No surviving companion in Kepler's supernova
我们已经调查了开普勒的超新星遗迹，以寻找爆炸的伴星。我们已经深入到2.6个太阳光度的恒星中，在遗迹半径的20%以内。我们使用FLAMES在VLT-UT 2望远镜获得高分辨率光谱的恒星候选人从HST图像中选择。由此产生的恒星参数表明，这些恒星来自一个相当普通的混合场星（主要是巨星）。一些恒星似乎有低[Fe/H]（< -1），它们与贫金属巨星一致。径向速度和旋转速度vrot sin i被很好地确定。当vrot sin i < 20 km/s时，没有快速旋转的恒星。从光谱和自行确定的HST图像的径向速度是兼容的贝桑松模型的银河系的预期。对光度的严格限制表明，这颗超新星可能是从核心简并的情况下产生的，也可能是从双重简并的情况下产生的。
2018-05-29 astro-ph.SR
Abundances of iron-peak elements in accreted and in situ born Galactic halo stars
本研究拓展银晕恒星元素丰度研究范围至钪、钒、钴，通过光谱分析与模型校正区分吸积与原位恒星族群，测定超新星产额，揭示次钱德拉塞卡质量Ia型超新星的化学演化贡献及低α恒星的多吸积事件起源。
2023-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Progenitors of Core-Collapse Supernovae
理论认为，一颗初始质量约为太阳质量8倍至140倍的恒星，其铁核会发生灾难性的引力坍缩，最终形成中子星或黑洞。这种核心坍缩过程通常被认为伴随着恒星外壳的喷射，成为超新星。这一既定理论现在正在通过观测进行验证，超过30颗核心坍缩超新星的祖先恒星的性质已经通过检查爆炸前拍摄的高分辨率图像直接测量。在这里，我回顾了从这些研究中学到的东西，并简要地探讨了对恒星演化理论的潜在影响，“失败的超新星”的存在，以及我们对核心坍缩爆炸机制的理解。
2010-10-31 astro-ph.CO astro-ph.SR
How can newly born rapidly rotating neutron stars become magnetars?
在一个新诞生的（高温和开普勒旋转）中子星中，r模不稳定性可以导致恒星的差异旋转，这将使种子极向磁场（$\sim 10^{11}$ G）产生超高（$\sim 10^{17}$ G）的环向场分量。随后，屈服于泰勒不稳定性，环向场可以部分地转化为新的极向场。通过这样的发电机过程，新诞生的中子星以足够快的速度旋转，可以在$\sim 10^{2-3}$ s的时间尺度上变成磁星，表面偶极磁场为$\sim10^{15}$ G。伴随着场的放大，由于r模不稳定性，特别是环向场引起的非轴对称恒星形变，恒星可以通过引力波辐射自旋下降到$\sim5$ ms的周期。这种情况提供了一个可能的解释，为什么残留的中子星形成于伽马射线暴和超亮超新星可能是毫秒磁星。
2014-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bright "merger-nova" from the remnant of a neutron star binary merger: A signature of a newly born, massive, millisecond magnetar
一个巨大的毫秒磁星可能在一个中子星（NS）双星合并后幸存下来，这将持续为合并喷出物提供动力。我们开发了一个通用的动力学模型的合并喷出物的能量注入从中央磁星。喷出物发射（“合并新星”）由磁星在紫外波段的峰值和光曲线的峰值提供动力，随着频率的增加逐渐转移到更早的时代。一颗磁星驱动的合并新星可能具有与超新星相当的光学峰值亮度，比放射性驱动的合并新星（所谓的宏新星或千新星）亮几十倍或几百倍。另一方面，这样的合并新星会比超新星更早达到峰值，持续时间也短得多。磁星的早期坍缩可能会抑制光发射的亮度并缩短其持续时间。这种毫秒磁星驱动的合并新星可能在没有观测到短伽马射线暴的NS-NS合并事件中被探测到，并且可能是NS-NS合并引起的引力波爆发的明亮电磁对应物。如果检测到，它表明合并后留下了一个巨大的NS，这对核物质的状态方程有重要的影响。
2013-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The spins of compact objects born from helium stars in binary systems
大质量恒星核心的角动量（AM）含量有助于确定中子星和黑洞的出生自旋率。对低质量恒星的天文地震测量已经证明，恒星核心的旋转速度比大多数先前工作预测的要慢，因此有必要修改模型。在这项工作中，我们应用一个更新的AM传输模型的基础上泰勒不稳定性的大质量氦星的近距离双星，其中潮汐自旋可以大大增加恒星的AM。与先前的工作一致，如果轨道周期小于$P_{\rm orb} \lesssim \! 1 \, {\rm day}$，这些恒星可以在核心坍缩时产生高度旋转的黑洞。对于中子星，我们预测爆炸前的质量和中子星的旋转速率之间的强相关性，毫秒周期（$P_{\rm NS} \lesssim 5 \, {\rm ms}$）只有实现大规模（$M \gtrsim 10 \, M_\odot$）氦星紧密（$P_{\rm orb} \lesssim 1 \, {\rm day}$）的二进制文件。最后，我们讨论了我们的模型与Ib/c型超新星，超亮超新星，伽马射线暴，和LIGO测量的黑洞自旋。我们的模型与这些现象的速率和能量学大致一致，除了宽线的Ic超新星，其高速率和喷出物能量难以解释。
2022-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
On the role of supernova kicks in the formation of Galactic double neutron star systems
在这项工作中，我们重点研究了一组银河系双中子星（DNS）系统，这些系统具有$ \gtrsim 1$日的长轨道周期和$\lesssim 0.4$的低偏心率。这些轨道参数的特点是用来约束的演化过程中的祖双星和超新星（SN踢的第二个出生的NS）。由于原始双星演化过程中的质量传递是高度非保守的（旋转相关的），DNS系统的形成涉及到一个双氦星双星相，在第一个NS形成之前，共同包层（CE）演化开始。在CE演化过程中，用氦星而不是NS星驱逐施主包层时，双星轨道能量明显增大，这有助于解释长周期DNS系统的形成。在NS诞生时的SN反冲会导致偏心轨道甚至双星系统的破裂，低偏心率要求DNS在第二次坍缩时接受小的出生反冲。与观测到的DNS双星轨道参数的总体分布相比，我们认为大多数DNS系统中的第二个出生NS都受到较小的出生反冲，麦克斯韦弥散速度小于$ 80 \,\rm km\,s^{-1} $，这可以对SN爆炸过程提供一些约束。DNS二进制文件的质量分布也作了简要讨论。我们认为，旋转相关的质量传递模式和我们的研究结果，SN踢应该应用到大质量的双演化和人口合成的研究。
2018-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Are pulsars born with a hidden magnetic field?
在超新星遗迹的中心观测到几颗中子星，它们的偶极磁场值明显低于射电脉冲星的平均值，这激发了关于它们的形成和起源的激烈辩论，并有争议的解释。一个可能的解释是，原中子星在诞生时旋转缓慢，无法将其磁场放大到典型的脉冲星水平。另一种可能性，即隐藏磁场假设，认为超新星碎片落在中子星上的吸积是磁场淹没（或屏蔽）及其明显低值的原因。在本文中，我们研究在何种条件下，中子星的磁场可以埋在地壳由于吸积，导电流体。为此目的，我们考虑在广义相对论中的球对称计算来估计吸积流和磁层之间的平衡。我们的研究分析了几个不同的比熵，组成和中子星质量的模型。我们工作的主要结论是，几倍于1 e-12 G的典型磁场可以通过仅吸积1 e-3 - 1 e-2太阳质量而被掩埋，这是相对适度的质量。鉴于这一结果，中心致密天体的情况不应被认为是不寻常的，我们预测，在非常年轻（<几千年）的中子星中，非常弱的磁场应该是常见的。
2015-12-11 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
A surge of light at the birth of a supernova
很难确定爆炸为超新星的大质量恒星的性质。在恒星表面激波出现后的最初几分钟到几小时内的电磁辐射传递了关于爆炸恒星最终演化和结构的重要信息。然而，超新星事件的不可预测性阻碍了对这一短暂初始阶段的探测。在这里，我们报告了一颗新诞生的正常IIb型超新星（SN 2016gkg）的偶然发现，它揭示了每天约40个光学波长的快速增亮。非常频繁的观测采样使我们能够详细研究超新星前身的最外层结构和冲击波出现的物理学。我们开发的流体动力学模型的爆炸，自然占超新星的完整演化在不同的阶段，由不同的物理过程。这一结果表明，它是适当的解耦处理的冲击波传播的未知机制，触发爆炸。
2018-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Searching for Debris Disks around Isolated Pulsars
不同的观测证据表明，孤立的中子星周围存在着圆盘。当中子星在核心坍缩的超新星爆炸中诞生时，超新星的回落可能会形成这样的圆盘。人们已经努力寻找不同种类的中子星周围的盘，包括毫秒中子星、年轻的中子星（磁星、中心致密天体和X射线暗淡孤立的中子星）和规则的射电中子星。我们回顾了从光学到亚毫米/毫米波长观测的主要结果。
2014-04-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Progenitor of the Type Ic Supernova 2012fh
观测上对Ibc型超新星（SNe）的祖先或SNe祖先在最后几年的典型活动知之甚少。在这里，我们使用差分成像分析了Ic型SN 2012fh前后4年的深层大型双目望远镜成像数据。我们将探测到的祖先星的上限设置为1 $σ$，这些恒星位于$M_R>-4.0$、$M_V>-3.8$、$M_B>-3.1$和$M_U>-3.8$等磁区。这些限制是对Ic型超新星最严格的限制，它们在很大程度上排除了单星演化模型，而倾向于双星通道作为该超新星的起源。我们还限制了祖细胞的活性在绝对尺度上是小的，RMS $UBVR$光学变异性$<2500L_\odot$和长期变暗或变亮的趋势$<1000L_\odot/\text{year}$在所有四个波段。
2017-10-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
J0453+1559: a neutron star-white dwarf binary from a thermonuclear electron-capture supernova?
紧凑型射电脉冲星双星系统J 0453 +1559（Martinez等人，2015年）由一颗作为$1.559(5)\,M_\odot$主要组成部分的回收脉冲星和一颗看不见的$1.174(4)\,M_\odot$伴星组成。由于$e = 0.1125$的轨道离心率相对较大，因此有人认为它的伴星是一颗中子星，使其成为迄今为止精确测定质量最低的中子星。然而，直接观测确定伴星的性质目前还不可行。此外，关于产生这种低质量中子星残骸的可能性，最先进的恒星演化和超新星建模是矛盾的。在这里，我们挑战了中子星的解释，理由是低质量的组成部分可能是一个白矮星出生在热核电子捕获超新星（tECSN）事件，其中氧氖爆燃在退化的恒星核心的超剥离祖蒸发了几个$0.1\,M_\odot$的物质，并留下一个绑定ONeFe白矮星作为第二次形成的紧凑的残余。我们确定了这种情况下所需的喷出物质量和残余反冲，以解释中子星-白矮星系统PSR~ J 0453 +1559的性质。需要在tECSNe方面开展更多工作，以评估这一设想方案的可行性。
2019-11-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Natal Kicks of Stellar-Mass Black Holes by Asymmetric Mass Ejection in Fallback Supernovae
雷佩托、戴维斯和西古德森最近对银河势中包含黑洞的低质量X射线双星的轨道进行了积分，结果表明，只有当黑洞受到明显的出生踢时，才能解释银河平面上方某些系统的大距离。令人惊讶的是，他们发现黑洞反冲速度的分布（而不是动量的分布）应该与中子星相似。在这里，我认为，这个结果可以理解，如果中子星和黑洞踢是一个后果，大规模的不对称性创造的超新星喷出物的爆炸机制。非对称排出物质的各向异性引力不仅通过“引力拖船机制”加速新生中子星。它也可以导致延迟黑洞的形成，因为初始喷出物的最慢部分不对称地回落到瞬时存在的中子星上，在此过程中，黑洞的动量可以随着回落质量的增加而增加。因此，黑洞反冲速度不会像由新生中子星的各向异性中微子发射引起的反冲那样，因中子星与黑洞质量之比而减小。
2013-05-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impact of eV-mass sterile neutrinos on neutrino-driven supernova outflows
最近的提示，从反应堆异常的无菌中微子的动机，我们研究了积极的无菌转换在一个三味的情况下（2个活动+1无菌家庭）的三个不同的代表性时间在中微子冷却演化的原中子星出生在一个电子捕获超新星。在我们的“早期模型”（反弹后0.5 s）中，由Δ m^2=2.35 eV^2驱动的nu_e-nu_s MSW效应由普通物质主导，并导致一个完整的nu_e-nu_s交换，几乎没有或根本没有集体味振荡的痕迹。在我们的“中间”（2.9秒p.b.）和“后期型号”（6.5秒p.b.），中微子本身显著地改变了nu_e-nu_s物质效应，并且，特别是在晚期模型中，nu_nu折射强烈地降低了物质效应，在很大程度上抑制了整体nu_e-nu_s MSW转换。这一现象在以往对活跃-惰性超新星中微子振荡的研究中还没有报道。我们总是考虑由于中微子振荡对电子分数Y_e的反馈效应。在所有的例子中，Y_e都减少了，因此，无菌中微子的存在可能会影响超新星喷出物中重元素形成的条件，即使可能不会使所研究的电子捕获超新星流出物中的r过程成为可能。中微子-中微子折射的影响很强，但很复杂，这就留下了一种可能性，即通过更完整的处理，或者对于其他超新星模型，活跃-惰性中微子振荡可以产生适合r过程的条件。
2012-01-09 astro-ph.SR hep-ph
A Census of Sun's Ancestors and their Contributions to the Solar System Chemical Composition
本研究基于修订版银河系二下落化学演化模型，统计了为太阳系化学成分做贡献的各类恒星与天体现象的占比，同时估算了太阳邻域类太阳恒星的总数及太阳的排序，为理解太阳系化学起源和宜居恒星系统数量提供了量化依据。
2024-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Neutron stars colliding with binary companions: formation of hypervelocity stars, pulsar planets, bumpy superluminous supernovae and Thorne-Żytkow objects
我们进行了超新星爆炸后新生中子星与主序星伴星碰撞的三维流体动力学模拟。基于这些流体动力学模型，我们构建了一个半解析公式，描述了恒星内部的阻力与陡峭的密度梯度。然后，我们计算结果NS-同伴碰撞在很宽的参数范围内使用半解析公式。根据本征踢的方向和大小，我们发现碰撞可能会导致各种结果。对于相对较快的反冲和较高的碰撞参量，NS可能穿透伴星包层而不合并。通过让NS穿过伴星，伴星可以被加速到比经典双星破裂情景中考虑的理论上限高出$\sim10$ %的逃逸速度。NS在逃逸时可以捕获并带走高达百分之几的伴星包层，这可能会形成脉冲星行星，或者通过吸积导致外流，从内部加热喷出物，并为超新星光变曲线提供动力。对于较低的碰撞参量，中子星将直接与伴星合并，形成索恩-迪伊特科夫天体。在中间的情况下，NS在合并之前会穿透伴星的包层几次，可能会导致超新星光变曲线的多次颠簸，就像SN 2015 bn和SN 2019 stc。
2022-08-01 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-Messenger Tests for Fast-Spinning Newborn Pulsars Embedded in Stripped-Envelope Supernovae
快速旋转的强磁化新生中子星，包括新生磁星，通常被用作发光恒星爆炸的发动机。在这里，我们考虑的情况下，他们的权力各种剥离信封超新星，不仅是超亮超新星Ic，但也宽线超新星Ibc和可能的一些普通超新星Ibc。这种情况也是由银河系磁星主要来自快速旋转的中子星作为剥离包层超新星的残留物的假设激发的。通过一致地模拟磁化风和Ni衰变的能量注入，我们发现，在普通超新星Ibc中可以存在自转>~ 10 ms、B_dip >~ 5 x 10^14 G的原中子星。另一方面，毫秒级原中子星只有在极向磁场B_dip >~ 5 x 10^14 G时才能为宽线超新星Ibc提供能量，而B_dip >~ 10^13 G的超亮超新星Ic则只能提供能量。然后，我们研究了如何多信使发射可以用来区分脉冲星驱动的超新星模型从其他竞争的情况。首先，胚胎脉冲星风星云的高能x射线和伽马射线辐射是潜在的新生脉冲星风的一个有希望的吸烟枪。强烈鼓励在爆炸后约50-100天使用NuSTAR对剥离包层超新星进行后续观测，以寻找附近的物体。我们还讨论了引力波对原中子星自旋下降的可能影响。如果B_dip <~几× 10^13 G的毫秒级原中子星发射引力波，由于B_t >~ 10 ^16 G的内环场使超新星非轴对称旋转变形，因此可以用Advanced LIGO、Advanced Virgo和KAGRA从室女星系团的普通超新星Ibc中探测到引力波信号…
2016-01-24 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence of nearby supernovae affecting life on Earth
对太阳附近疏散星团的观测被用来计算过去5.1亿年（Myr）的局部超新星（SN）率。SN速率的峰值与太阳通过局部增加的团簇形成时期相匹配，这可能是由银河系的螺旋臂引起的。一项统计分析表明，太阳系经历了许多来自附近超新星的银河宇宙射线（GCR）流量的短期大幅增加。通过将过去5.1亿年的一般地质气候记录与波动的局部SN率进行比较，可以证实高GCR通量与地球寒冷条件相一致的假设。令人惊讶的是，构造（海平面的长期变化）和天体物理活动（SN率）的简单组合在很大程度上解释了过去5.1亿年来观察到的海洋生物多样性变化。SN率和二氧化碳（CO $_2$）水平之间的逆对应关系进行了讨论，在寒冷条件下更好地施肥的海洋中，通过提高生物生产力，CO $_2$可能下降-这一假设与碳的重同位素$^{13}$ C的相对丰度数据不矛盾。
2012-10-10 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
