Close binary progenitors and ejected companions of thermonuclear supernovae
热次矮星（sdO/Bs）是演化的核心氦燃烧恒星，具有非常薄的氢包层，可以通过普通的包层喷射形成。具有大质量白矮星（WD）伴星的近距离sdB双星是Ia型热核超新星（SN~Ia）的潜在祖先。我们发现了这样一个祖先候选者，以及一个幸存的伴星的候选者，它逃离了银河系。通过交叉匹配已知的sdB星与自行和光变曲线星表，已经发现了这两种类型天体的更多候选者。我们发现了72个具有高银河系静止帧速度的sdO/B候选者，其中12个可能与我们的银河系无关。此外，我们发现了已知的第二紧凑的sdB+WD二进制。然而，由于WD伴星的质量较低，它不太可能是SN\，Ia的祖先。
2016-12-09 astro-ph.SR
Blue supergiant progenitor models of Type II supernovae
在本文中，我们表明，在所有的不确定性，支配的过程中的罗氏叶溢出的情况下Br型大质量双星，它不能被排除的一个显着的一部分，他们合并，成为单星。我们证明，其中至少有一些将花费大部分的核心氦燃烧阶段的富氢蓝色恒星，填充大规模的蓝超巨星区域和/或大规模的Be型恒星人口。进化模拟让我们怀疑这些合并将爆炸为明亮的富氢恒星，并且很容易将它们与至少一些超级发光的超新星联系起来。
2013-03-07 astro-ph.SR
Constraints for the Progenitor Masses of 17 Historic Core-Collapse Supernovae
使用解决恒星测光测量档案HST成像，我们生成的颜色星等图的恒星在50个PC的位置的历史核心坍缩超新星发生在星系内8百万秒差距。我们用恒星演化模型拟合这些色星等分布，以确定年轻人口的最佳拟合年龄分布。然后，我们将这些年龄分布转化为每个SNe的祖先质量的概率分布。这些测量是由事件周围的主序星锚定的，使它们对双星、后主序星演化或星周尘埃的假设不那么敏感。我们证明，在文献中包含已从直接成像测量的质量的情况下，我们的测量结果与这些测量结果一致（但不太精确）。使用这种技术，我们限制祖群众的17个历史SNe，其中11个没有以前的估计直接成像。我们的测量仍然允许所有SNe祖先质量<20 M_sun的可能性。然而，最高质量祖细胞的巨大不确定性也允许没有上限质量截止的可能性。
2014-05-26 astro-ph.SR
A Late-Time View of the Progenitors of Five Type IIP Supernovae
后期成像的获取是分析超新星前身爆发前观测结果的重要步骤。我们提出了晚时间的HST ACS WFC的五个类型IIP SNe的网站：1999 ev，2003 gd，2004 A，2005 cs和2006 my的意见。使用F435 W、F555 W和F814 W过滤器进行观察。我们确认了SNe 2003 gd，2004 A和2005 cs的祖先鉴定，通过它们的消失。我们发现，以前被排除为SN 2006 my的祖先的来源现在已经消失了。对SN 1999 ev现场的后期观测对先前在爆炸前WFPC 2图像中确定为祖源的源的性质产生了重大怀疑。使用图像减法技术产生改进的精度比测光只进行爆炸前的图像单独。特别是，我们注意到，在爆炸前的帧与后期图像的检测极限的深度增加。我们使用SED拟合技术来探讨不同的红化成分对祖细胞的影响。对于SNe 2003 gd和2005 cs，爆炸前的观测是足够的限制，只允许有限数量的尘埃（星际或拱星）。假设只有银河系的红化定律，我们确定SNe 2003 gd，2004 A，2005 cs和2006 my的初始质量分别为8.4+/-2.0，12.0 +/-2.1，9.5（+3.4，-2.2）和9.8+/-1.7Msun。
2013-02-28 astro-ph.SR
The hybrid CONe WD + He star scenario for the progenitors of type Ia supernovae
混合锥型白矮星（WD）被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的可能祖先。在这篇文章中，我们系统地研究了混合CONe WD + He星的情况下，为SNe Ia的祖先，其中一个混合CONe WD增加其质量的Srasekhar质量极限吸积富He材料从非简并的He星。根据一系列详细的二进制人口合成模拟，我们得到了该方案的超新星Ia出生率和延迟时间。在这种情况下，超新星Ia的出生率约为0.033-0.539*10^（-3）年^（-1），大约占所有超新星Ia的1-18%。估计的延迟时间约为28 Myr-178 Myr，这是迄今为止任何祖先模型预测的最年轻的SNe Ia。我们认为，从这种情况下的SNe Ia可能提供一个Iax型SNe的替代解释。我们还提出了一些性质的施主在点时，WD达到的Erasekhar质量。这些属性可能是一个很好的起点，为调查幸存的同伴的超新星Ia，并限制在这项工作中研究的祖先的情况。
2014-09-27 astro-ph.SR
WD+MS Systems as the Progenitors of Type Ia Supernovae with Different Metallicities
Ia型超新星（SNe Ia）前身星的单简并模型是两个最流行的模型之一，其中一颗碳氧白矮星（CO WD）吸积来自其伴星的富氢物质，使其质量增加到克拉塞卡质量极限，然后爆炸成为一颗Ia型超新星。将Hachisu等人（1999 a）关于吸积效率的公式推广到Eggleton的恒星演化程序中，并假设该公式对\emph{all}金属丰度也有效，我们对不同金属丰度的双星演化进行了详细的研究。我们显示的初始和最终的参数空间为超新星Ia（$\log P-M_{\rm 2}$）平面。我们的模型很好地解释了（$\log P-M_{\rm 2}$）平面上一些著名的复发新星以及超软X射线源（SSS）RX J0513.9-6951的位置，并且我们的模型还可以解释第谷G的空间速度和质量，第谷G现在被认为是第谷超新星的伴星。我们的研究表明，如果Han和Podsiadlowski（2006）的延迟动力学不稳定性模型是合适的，SSS，V Sge，是一个潜在的超新星的祖先，如SN 2002 ic。
2009-08-18 astro-ph.SR
Limits on a population of collisional-triples as progenitors of Type-Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）的前身系统仍然未知。碰撞三重超新星Ia的祖先模型假定超新星Ia是由二元白矮星（WD）的正面碰撞产生的，由温和等级三重系统中的第三恒星的动力学扰动驱动。为了重现银河系超新星Ia的速率，至少有30- 55%的WD需要在一个特定结构的三重系统中。我们通过搜索盖亚DR 2数据库中假设的祖先三元组来测试这种情况。在一个体积到120 pc，我们搜索周围盖亚分辨双WD预计分离高达300 AU，物理三级同伴在预计分离到9000 AU。在120 pc时，盖亚可以探测到微弱的低质量三级星，直到主序的底部和最冷的WD。大约27个双WD，我们在这样的分离处确定了零三进制，对二进制WD的分数设置了95%的置信上限11%，这些分数是模型所需的温和层次三元组的一部分。由于所有WD中只有一小部分（可能约10%）是在<300 au WD双星中，潜在的碰撞三重祖先人口似乎比模型所需的至少小一个数量级（可能是几个）。
2019-08-13 astro-ph.SR
Seeking the Progenitors of Type Ia Supernovae
Ia型超新星的祖先系统的性质仍然不清楚。在这篇文章中，我回顾了为回答这个问题而进行的项目以及它们所带来的结果。结论是，到今天为止，我们有合理的猜测，但没有一个被直接观察所证实。
2009-06-15 astro-ph.CO astro-ph.SR
Progenitors of type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）在天体物理学中具有重要的地位，对恒星演化、星系演化和宇宙学的研究具有重要意义。它们通常被认为是密近双星中吸积碳氧白矮星（CO WD）的热核爆炸，然而，质量供体恒星的性质仍然不清楚。在这篇文章中，我们回顾了过去几年提出的各种祖先模型，并总结了许多观测结果，可以用来限制其祖先的性质。我们还讨论了超新星Ia多样性的起源和超新星Ia祖先在某些领域的影响。目前较好的祖先模型是单简并（SD）模型，其中WD吸积来自非简并伴星的物质。这个模型可以解释大多数Ia超新星的相似性。长期以来，人们一直认为，双简并（DD）模型，其中涉及两个CO WD的合并，可能会导致吸积诱导的崩溃，而不是热核爆炸。然而，最近对少数超新星Ia的观测似乎支持DD模型，并且该模型在一定条件下可以产生正常的超新星Ia爆炸。此外，亚亮超新星Ia可以用亚克拉塞卡质量模型来解释。目前，似乎可能需要不止一个祖先模型，包括SD和DD模型的一些变体，来解释所观察到的Ia型SNe的多样性。
2012-04-28 astro-ph.SR
Supernova lightCURVE POPulation Synthesis II: Validation against supernovae with an observed progenitor
我们使用的超新星光变曲线人口合成的结果来预测可能的超新星光变曲线的范围所产生的人口的单星祖先，导致IIP型超新星。我们计算了多种不同的初始质量，爆炸能量，镍质量和镍混合模型，然后将其与IIP型超新星进行比较，并提供详细的光变曲线数据和爆炸前成像祖约束。在一个很好的拟合得到的意见，我们能够实现初始的祖和镍质量估计从超新星的光变曲线是可比的精度从祖成像。对于11个IIP超新星中的两个，我们认为我们的拟合很差，这表明在我们的综合中应该包括更多的祖先模型，或者我们的假设，关于恒星质量损失率或恒星演化的快速最后阶段等因素，在某些情况下可能需要重新审视。利用我们的分析结果，我们能够表明，大多数的IIP型超新星的爆炸能量的数量级的log（E_exp/ergs）=50.52+/-0.10和镍的量在超新星和混合的量可能有依赖于初始祖质量。
2019-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors of core-collapse supernovae
了解核心坍缩超新星的前身是理解爆炸的基本组成部分。综述了近年来发现此类恒星的进展。可以产生超新星的最小初始质量已经收敛到8 +/- 1太阳质量，这是直接探测到的II-P SNe的红超巨星祖先和最大质量的白矮星祖先，尽管这个值是模型依赖的。看来大多数Ibc型超新星都是由中等质量的相互作用双星产生的。高能量、宽线的Ic超新星可能是由大质量的沃尔夫-拉叶祖星产生的。有一些证据表明，大多数大于20个太阳质量的大质量恒星可能会安静地坍缩成黑洞，而爆炸仍然没有被发现。最近发现的一类超亮II型超新星和直接探测到的一些具有明亮的蓝色变星特征的祖星表明，一些非常大质量的恒星确实会产生高能爆炸。其物理机制仍有争议，这些SNe对恒星演化理论提出了挑战。
2009-10-27 astro-ph.CO astro-ph.SR
On the Progenitors of Type Ia Supernovae
我们回顾了Ia型超新星的祖系统提出的所有模型，并讨论了每个方案的优点和缺点时，面对的意见。我们表明，所有的情况下遇到至少有几个严重的困难，如果采取代表一个全面的模型，所有Ia型超新星（SNe Ia）的祖先。因此，我们初步得出结论，可能有一个以上的通道导致超新星Ia。虽然单简并的情况（其中一颗白矮星从一颗正常的恒星伴星吸积质量）已经得到了一些详细的研究，但其他情况在得出任何确定的结论之前需要类似的审查。
2018-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Recurrent novae as progenitors of Type Ia supernovae
复发新星是一种双星，里面有一颗质量很大的白矮星，质量和克拉塞卡质量一样大，因为它们的复发周期很短，只有10-100年。因此，复发新星被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的候选祖先。事实上，超新星Ia PTF 11 kx的证据表明，它的祖先是一颗共生的复发新星。我们已经很好地确定了复发新星的双星参数，特别是对于那些经常爆发的新星，U Sco和RS Oph，这为双星演化到SNe Ia的基本过程提供了有用的信息。因此，我们使用它们作为二元演化模型的测试平台。例如，原来的双简并（DD）方案不能再现RS Oph型复发新星，而Hachisu等人（1999）提出的新的单简并（SD）方案自然可以。我们回顾SD和DD方案之间的主要区别，特别是他们的基本过程的二进制演变。我们还讨论了每个物理过程的观测支持。原始的DD方案是基于20世纪80年代的物理学，而SD方案是基于更近期的物理学，包括新的不透明度，WD的质量增长效率，以及在新星爆发中发展的光学厚风。
2012-12-11 astro-ph.SR
The Initial Masses of the Red Supergiant Progenitors to Type-II Supernovae
有越来越多的附近SNe的祖先恒星被发现在档案爆炸前成像。从这些图像中可以测量爆炸前几年的祖星亮度，并最终估计其初始质量。先前的研究表明，II-P和II-L超新星（SNe）有红超巨星（RSG）的祖先，这些祖先的初始质量范围似乎仅限于$<$ 17 M $_\odot$。这与演化模型预测的25- 30 M $_\odot$的截止值形成对比，这一结果被称为“红超巨星问题”。在这里，我们调查一个特定的来源，系统误差目前在转换爆炸前测光到一个初始质量，即用于转换成一个单波段通量的热辐射光度的热辐射校正（BC）。我们表明，使用星团，RSG演变到后来的光谱类型，因为它们接近SN，这反过来又导致BC变得更大。不考虑这一点会导致系统性地低估恒星的光度，从而低估其初始质量。使用我们的经验动机的BC，我们重新评估的II-P和II-L SNe，其祖细胞在爆炸前成像检测。将初始质量函数拟合到这些更新的质量导致$M_{\rm hi}$的质量上限截断值增加= $19.0^{+2.5}_{-1.3}$ M $_\odot$，95%置信上限为$<$ 27 M $_\odot$。考虑到有限的样本量效应和质量-光度关系中的系统不确定性，将截止值提高到$M_{\rm hi}$ = 25 M $_\odot$（$<$ 33 M $_\odot$，95%置信度）。因此，我们的结论是，目前没有强有力的证据“失踪”的高质量祖核心崩…
2017-10-16 astro-ph.SR
Helium star donor channel for the progenitors of type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）在天体物理学，特别是宇宙演化研究中起着重要的作用。在过去的几年里，人们提出了几种Ia型超新星的祖先模型。本文对He星供体通道进行了详细的研究，其中碳氧白矮星（CO WD）吸积了He主序星或He亚巨星的物质，使其质量增加到钱德拉塞卡质量。采用Eggleton的恒星演化程序和光学厚风假设，并采用Kato & Hachisu（2004）关于He壳层闪到WD上的质量积累效率的公式，计算了近2600个近距离WD双星系统的双星演化。根据这些计算，我们绘制了不同WD质量的Ia超新星在轨道周期-次级质量（$\log P^{\rm i}-M^{\rm i}_2$）平面上的初始参数。研究表明，He星施主通道是产生Ia超新星（即银河系中的$\sim 1.2\times10^{-3} {\rm yr}^{-1}$）的重要通道，并且来自该通道的祖星可能表现为超软X射线源。重要的是，这个通道可以解释Ia型超新星的短延迟时间（$\la 10^{8}$ yr），这与最近观察到的Ia型超新星祖先的年轻群体的影响是一致的。
2009-01-22 astro-ph.SR
The Role of Variations of Central Density Of White Dwarf Progenitors Upon Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）加速宇宙膨胀的发现激发了人们对使用SNe Ia型事件作为标准宇宙学蜡烛以及作为暗能量基本物理学的探测的极大兴趣。最近对Ia超新星的观测表明，不同的宿主星系有着显著的星族差异。这些观测结果与超新星Ia Ni-56在恒星形成螺旋星系中的产生是一致的，这些星系的质量比椭圆星系高出0.1个太阳质量，因此比椭圆星系更明亮。我们提出了最近的全明星，3D模拟Ia型超新星，这可能有助于解释这种系统性的变化，在超新星Ia光度的性质，以及Ia爆炸机制的性质。这些见解最终可能会揭示暗能量本身的奥秘。
2010-04-30 astro-ph.SR
On Identifying the Progenitors of Type Ia Supernovae
我们提出了两种新的方法来识别Ia型超新星的主要祖先-单或双简并：（i）如果超新星性质的范围在很大程度上取决于非球对称爆炸的视角范围，那么偏振与另一性质之间的相关性的性质（例如，速度梯度）可用于确定不对称性的几何形状，并因此确定祖细胞的性质，以及（ii）在双简并但不是单简并的情况下，观察到的特性的范围（例如，速度梯度）很可能随着在喷出物中看到的碳的量而增加。
2011-09-06 astro-ph.CO astro-ph.SR
The quiescent progenitors of four Type II-P/L supernovae
我们目前的大双筒望远镜的差异成像数据的最后几年的四个II型P/L超新星的祖先。对于所有四个，我们没有发现显着的证据，随机或稳定的变化，在U，B，V，或R-波段。我们的限制将变异性限制在不超过祖细胞预期R波段亮度的大约5-10%。这些极限与麦哲伦星云中红超巨星观测到的变化相当。基于这四个事件，在90%置信度下，II型P/L祖源在氧气点火后具有扩展爆发的概率<37%。我们的观察不能排除短暂的爆发，其中的祖先返回到其静态流量的10%以内的时间尺度上的几个月，没有尘埃的形成。
2018-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ibn supernovae from ultra-stripped supernova progenitors
本研究揭示极剥离超新星前身星在核心坍缩前因剧烈硅燃烧损失质量并形成致密星周物质，导致其爆发被观测为Type Ibn超新星，为这类超新星起源提供新解释。
2025-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The death of massive stars - II. Observational constraints on the progenitors of type Ibc supernovae
许多II型核心坍缩超新星的祖先现在已经在发现前的成像中被直接识别出来。在这里，我们提出了一个广泛的搜索Ibc型超新星的祖先在所有可用的发现前的图像自1998年以来。有12个Ibc型超新星在深地面或哈勃太空望远镜的档案成像中都没有探测到祖先。最深的绝对BVR星等极限在-4和-5之间。我们比较这些限制与观察到的沃尔夫-拉叶人口在大麦云云，并估计有16%的概率，我们没有发现这样的祖先的机会。或者，祖先在核心崩溃之前就已经进化得很好了，或者我们低估了祖先的灭绝。回顾Ibc SNe的光变曲线模型的相对速率和喷出物质量估计，我们发现两者都与初始质量> 25 Msun的沃尔夫-拉叶星不相容。我们提出了适合这些观测约束的二元演化模型。初始质量小于20 Msun的双星在双星相互作用中失去氢包层，变成低质量氦星。它们保留着低质量的氢包层，直到核心坍缩前约10，000年;因此，星系类似物难以识别也就不足为奇了。
2013-08-23 astro-ph.CO astro-ph.SR
A database of spectral energy distributions of progenitors of core-collapse supernovae
本文介绍了一个数据库的光谱和光度光谱能量分布（spec-SED和photo-SED）的祖先的核心坍缩超新星（CCSNe）。双星和单星祖先都包括在数据库中。该数据库包括初始金属丰度（$Z$）范围0.0001- 0.03，质量范围8- 25 \dsm{}，二元质量比范围0- 1，轨道周期范围0.1- 10000天。数据库中包括单星和双星CCSN祖星的低分辨率光谱SED和光SED。这些数据可用于研究基本参数，例如，CCSN祖细胞的金属丰度、年龄、初始和最终质量。该方法也可用于研究不同因素对CCSN祖细胞参数测定的影响。利用该数据库拟合双星CCSN祖星的SED时，建议事先确定其金属丰度和轨道周期，而对单星祖星则不需要。
2021-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Synthetic observables for electron-capture supernovae and low-mass core collapse supernovae
质量在8到10个太阳质量之间的恒星预计会产生两种类型的超新星（SNe），电子捕获超新星（ECSNe）或核心坍缩超新星（CCSNe），这取决于它们以前的演化。任何一个相关联的祖保留扩展和大量的富氢信封，这些SNe的可观测性，因此，预计是相似的。在这项研究中，我们探讨了这两种类型的SNe的差异。具体来说，我们调查了三种不同的祖模型：一个太阳金属丰度ECSN祖与8.8太阳质量的初始质量，一个零金属丰度祖与9.6太阳质量，和一个太阳金属丰度祖与9太阳质量，进行辐射转移模拟这些祖。我们提出了这些模型的光变曲线。这些模型表现出非常低的光球速度变化约2000公里/秒，因此，这可能是一个方便的指示低质量SNe。ECSN在宽波段有非常独特的光变曲线，特别是U波段，与目前观察到的SN不相似。这个ECSN祖先是双星的一部分，将失去它的包络，因此光变曲线变得很短，无法检测。来自9.6太阳质量祖先的SN也表现出相当不寻常的光变曲线，这可以解释为初始成分中没有金属。人工铁污染的9.6太阳质量模型表明光变曲线更接近正常的SNe IIP。来自9个太阳质量祖先的SN仍然是所谓的低光度SNe IIP的最佳候选者，如SN 1999 br和SN 2005 cs。
2021-02-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Setting the Stage for Circumstellar Interaction in Core-Collapse Supernovae II: Wave-Driven Mass Loss in Supernova Progenitors
超新星（SNe）与星周物质的相互作用提供了证据，表明在导致核心坍塌的最后几年里，恒星质量会发生剧烈的损失。我们认为，在核心氖燃烧期间和之后，由核心对流激发的内部重力波可以利用核心聚变功率，并将超爱丁顿能量通量输送到恒星包层，潜在地释放高达1个太阳质量的物质。在这项工作中，我们探索的内部条件SN祖使用MESA 1-D恒星演化代码，在寻找那些最容易受到波驱动的质量损失。我们专注于简单的，数量级的考虑适用于广泛的祖细胞。在核心氖和氧融合过程中，波驱动的质量损失优先发生在低质量（<~ 20太阳质量ZAMS）恒星或大质量的亚太阳金属丰度恒星中。在我们所观测到的SN祖先中，大约有20%可以激发出约10^46 - 10^48尔格的能量波，这些波可能在核心坍缩的几个月到十年内导致质量损失。这种能量可以产生一个10^-3 - 1太阳质量的环星环境，在爆炸前达到约100天文单位。我们预测的能量与前SN质量喷射和核心崩溃的时间之间的相关性，最激烈的质量损失优先发生在更接近核心崩溃。在硅燃烧过程中，我们的祖先模型经历了一个大约5天的阶段，波能可以将大约10^-3 - 1太阳质量的恒星包层膨胀到大约10 - 100 s太阳半径。这表明，一些名义上紧凑的SN祖细胞（Ibc型祖细胞）将具有与传统假设显著不同的SN冲击爆发特征。我们讨论了我们的结果对核心塌陷SN机制的影响，来自扩展祖细胞的IIn型SNe，IIb型…
2013-08-27 astro-ph.SR
WD+RG systems as the progenitors of Type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）在宇宙演化研究中，特别是在宇宙学研究中起着重要的作用。在过去的几年里，人们提出了几种Ia型超新星的祖先模型。考虑吸积盘不稳定性对白矮星（WD）双星演化的影响，对Ia型超新星WD +红巨星（RG）通道进行了详细的双星演化计算.根据这些计算，我们绘制出的初始和最终参数SNe Ia在轨道周期-第二质量平面的各种WD质量为这个通道。我们讨论了占空比值的变化对Ia型超新星产生区域的影响。与以往的研究类似，本研究也表明长周期矮新星为Ia超新星的产生提供了可能的途径。同时，我们发现该通道中幸存的伴星在超新星爆发后质量较低，这可能为单个低质量WDs（<0.45Msun）的形成提供了一种途径。
2010-03-24 astro-ph.SR
Where are the double-degenerate progenitors of type Ia supernovae?
双白矮星双星的合并时间尺度小于哈勃时间，总质量接近克拉塞卡极限（即经典克拉塞卡布居）或具有高质量的主星（即亚克拉塞卡布居），是潜在的Ia型超新星（SNIa）的祖先。然而，我们还没有明确地证实这些天体的存在，这一事实经常被用来批评双白矮星与产生SNIa的相关性。我们分析这种缺乏检测是否是由于观测效应。为此，我们模拟了银河系中的双白矮星二进制人口，并获得合成光谱的SNIa祖先。我们证明了它们的识别，基于检测的Halpha双线轮廓所产生的两个白矮星在合成光谱，是非常具有挑战性的，由于其固有的模糊。这意味着在银河系中发现双白矮星SNIa祖先的观测概率，对于经典的古拉塞卡和亚古拉塞卡祖先群体分别为（2.1 +-1.0 x10 ^{-5}和（0.8 +-0.4 x10 ^{-5}）。发现双白矮星SNIa的祖先也遭受同样的观测效应。预计下一代大口径望远镜将有助于将探测概率提高约1个数量级。然而，只有通过即将到来的观测，例如LISA提供的观测，我们才能明确地证实或反驳双白矮星SNIa祖先的存在，并测试它们对产生SNIa的重要性。
2018-09-19 astro-ph.SR
Progenitors of Core-Collapse Supernovae
大质量恒星对周围环境有很强的影响，特别是当它们在演化结束时产生核心坍缩超新星时。在这些论文中，我们回顾了大质量恒星的一般演化和它们在坍缩时的性质，以及大质量恒星和中等质量恒星之间的过渡。我们还总结了金属丰度和旋转的影响。然后，我们讨论了一些主要的不确定性，在大质量恒星的建模，特别强调在一维恒星演化代码对流的治疗。最后，我们提出了新的三维流体动力学模拟碳燃烧对流，并列出了关键点，从三维流体动力学研究的发展新的处方对流边界混合的一维恒星演化代码。
2018-02-21 astro-ph.SR
Progenitor-Explosion Connection and Remnant Birth Masses for Neutrino-Driven Supernovae of Iron-Core Progenitors
我们进行流体动力学超新星模拟在球对称的100多个太阳金属丰度的单星，探索由中微子驱动的机制建立的祖爆炸和祖遗迹连接。我们使用一个近似的处理中微子输运和取代高密度内部的中子星（NS）的内部边界条件的基础上的分析原NS核心冷却模型，其自由参数的选择，使爆炸能量，镍生产和能量释放的紧凑的残余的祖先约20个太阳质量的超新星1987 A是兼容的。因此，我们能够模拟吸积阶段，爆炸的开始，随后的中微子驱动的风阶段为15-20秒，以及爆炸波的进一步演变数小时至数天，直到回落完成。我们的研究结果挑战了长期存在的范式。我们发现，爆炸的残余质量、发射时间和性质强烈依赖于恒星结构，即使在祖星零年龄主序星质量的狭窄区间内也表现出很大的变化性。虽然所有质量低于15个太阳质量的祖先都产生NS，但对于质量更大的恒星，黑洞（BH）和NS的形成是可能的，其中部分氢包层的损失导致弱的反向冲击和弱的回落。我们的NS重子质量约为1.2-2.0太阳质量，BH质量大于6太阳质量，这与经验分布中可能缺乏低质量BH是一致的。中微子加热解释了SN能量在10^{50} erg到2*10^{51} erg之间，但很难解释更高能量的爆炸和镍质量高于0.1-0.2太阳质量。这些似乎需要替代SN机制。
2012-08-08 astro-ph.SR
WD + He star systems as the progenitors of Type Ia supernovae and their surviving companion stars
利用Eggleton的恒星演化程序，在光学厚风假设下，系统地研究了Ia型超新星WD + He星通道，其中碳氧WD吸积来自He主序星或He次巨星的物质，使其质量增加到Ekrasekhar质量.我们绘制出了产生Ia超新星的参数空间。根据一个详细的二进制人口合成方法，我们发现，银河系超新星Ia出生率从这个通道是$\sim$ $0.3\times 10^{-3} {\rm yr}^{-1}$，这条通道可以产生超新星Ia与短延迟时间（$\sim45-$ 140百万年）。我们还发现，该通道中幸存的伴星在超新星爆发后具有很高的空间速度（$>$ 400 km/s），这可能是超高速星（HVS）的另一种起源，特别是对于US 708这样的HVS。
2009-11-26 astro-ph.SR
Erratum: Progenitor-explosion connection and remnant birth masses for neutrino-driven supernovae of iron-core progenitors (2012, ApJ, 757, 69)
对流体动力学结果的错误解释导致Ugliano等人（2012）对后备质量的错误确定，这也（在较小的水平上）影响了该论文中提供的中子星质量。Ertl et al.（2015）和Sukhbold et al.（2015）在后续工作中已经解决并纠正了这个问题。因此，建议读者使用后两篇出版物的新数据。在本勘误表的其余部分，我们详细介绍了新旧回退结果的差异，并解释了Ugliano等人（2012）原始分析中错误的起源。
2016-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
White Dwarf/M Dwarf Binaries as Single Degenerate Progenitors of Type Ia Supernovae
在Ia型超新星（SNIa）起源的单一简并方案中，对白矮星伴星的限制越来越严格。在SNIa的伴星SNR 0509 - 67.5和SN 1572中，唯一能在极限条件下存活的非简并恒星是M矮星。M型矮星有一些特殊的性质，这些性质在大多数关于超新星Ia祖先的研究中都没有被考虑到：它们有很小但有限的磁场，而且它们经常耀斑。在SNIa祖细胞的背景下探索这些属性。白矮星/M矮星对可能足够多，足以提供足够的爆炸速率。即使白矮星和M矮星上有适度的磁场，也会产生足够的扭矩将两颗恒星锁定在一起，从而形成一颗缓慢旋转的白矮星，其磁极在轨道平面上相互指向。质量损失将通过一个连接两颗恒星的"磁瓶"引导，降落在白矮星上的一个集中的极地区域。与球形吸积相比，这提高了吸积的有效速率。白矮星表面吸积和氢燃烧产生的亮度可能会引起自激质量转移。自激质量损失、极性吸积和吸积层混合的磁抑制的综合效应给出了可能的方法，即使在相当温和的质量吸积速率下，也可以击败"新星极限"，使白矮星增长到克拉塞卡质量。
2012-09-18 astro-ph.SR
Sub-Chandrasekhar White Dwarf Mergers as the Progenitors of Type Ia Supernovae
Ia型超新星通常被认为是由于质量接近于克拉塞卡质量的碳氧白矮星的热核爆炸。然而，这种情况有两个长期存在的问题。首先，爆炸并不能自然地产生正确的元素混合，而是必须进行微调，从亚音速爆燃到超音速爆炸。其次，星群模型和观测给出的近白矮星白矮星的形成率太小了。在这里，我们认为Ia型超新星是由质量大致相等的碳氧白矮星合并而成的，包括那些产生亚克拉塞卡质量残余的白矮星。对这种合并的数值研究表明，残余物由快速旋转的核心组成，核心包含大部分质量，中心最热，周围是致密的小圆盘。我们认为，磁盘吸积迅速，由此产生的压缩加热可能会导致中央碳点火。这种点火发生在纯爆炸导致类似于Ia型超新星事件的密度下。有了这个合并方案，我们就可以理解Ia型超新星的发生率，并对观测到的光度范围和更明亮的超新星偏向年轻群体的倾向有合理的解释。我们推测，白矮星的爆炸慢慢地达到了克拉塞卡极限-这也应该发生-是造成一些“非典型”Ia型超新星的原因。
2010-09-11 astro-ph.SR
Thermonuclear (Type Ia) Supernovae and Progenitor Evolution
热核（Ia型）超新星是明亮的恒星爆炸，其独特的性质是光变曲线可以标准化，使它们能够用作宇宙学研究的距离指标。然而，关于这些事件的许多基本问题仍然存在。我们提供了一个批评我们目前的理解，这些和目前的模拟结果，假设单退化的祖先模型组成的白矮星，已获得质量从恒星的同伴。我们目前的结果从全三维模拟对流与弱反应，包括A=23 Urca过程中的祖白矮星。
2019-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Excavating the Explosion and Progenitor Properties of Type IIP Supernovae via Modelling of their Optical Lightcurves
IIP型超新星（SNe）的前身是红超巨星，但它们的性质还没有很好的确定。我们采用流体动力学模型研究了八个IIP型超新星的爆炸特征，以及它们的祖先星的性质。我们使用{ \sc MESA}恒星演化程序建立演化模型，将这些模型分解，并使用{ \sc STELLA}程序模拟光学光变曲线。我们拟合的光学光变曲线，Fe II 5169日冕速度，光球速度，观测数据。最近的研究表明，IIP SNe型的祖细胞具有不超过$\sim18$ M $_{\odot}$的零年龄主序列（ZAMS）质量。我们的拟合给出了7颗超新星的祖星ZAMS质量$\leq18$ M $_{\odot}$。在以前的祖质量估计存在，从各种来源，如流体动力学建模，多波长观测，或半分析计算，我们的建模一般倾向于较低的质量值。这一结果与以前的流体动力学模拟结果相反，但与使用广义相对论辐射流体动力学代码获得的结果一致。我们确实发现了一个事件，SN 2015 ba，有一个质量接近24 M $_{\odot}$的祖先，尽管我们无法很好地拟合它。我们还推导出再现光变曲线的尾部所需的$^{56}$ Ni的量，并发现值通常大于以前的估计。总的来说，我们发现很难用一个单一的参数来描述爆炸，需要一系列的参数。
2019-06-17 astro-ph.HE 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
Progenitors of Supernovae Type Ia
尽管Ia型超新星（SNeIa）在天体物理学的许多领域都具有重要意义，但SNeIa缺乏理论解释。标准的场景包括碳/氧白矮星接近克拉塞卡质量的热核爆炸;要么是来自伴星的吸积，要么是两颗白矮星的合并。我们调查的贡献，从两个渠道的SNIa率与二进制人口合成（BPS）代码SeBa，以约束二进制过程，如质量保留效率的WD吸积和共同的信封演变。我们确定的理论速率和延迟时间分布的SNIa祖细胞，特别是研究假设如何影响预测率。
2013-02-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor Mass Distribution for 22 Historic Core-Collapse Supernovae
我们推断的祖先质量分布的22个历史核心坍缩超新星（CCSNe）使用贝叶斯分层模型。对于这个推论，我们使用本地恒星形成历史来估计每个超新星（SN）的年龄。这些恒星形成的历史往往表现出多个恒星形成的爆发，我们的模型假设，一个爆发是与SN祖和其他恒星形成的随机爆发。主要的推论是祖先的年龄分布。由于有限的历史SNe和高度不确定的恒星形成在年轻的年龄，我们限制我们的推断的年龄分布的斜率和最大年龄的CCSNe。使用单星演化模型，我们将祖先的年龄分布转化为祖先的质量分布。在这些假设下，CCSNe的最小质量为${M_\textrm{min}}~=~8.60^{+0.37}_{-0.41} \ M_\odot$，祖细胞质量分布的斜率为$α= -2.61^{+1.05}_{-1.18}$。祖细胞质量分布的幂律斜率与标准Salpeter初始质量函数（$α= -2.35$）一致。这些值与以前使用前兆成像和年龄测定技术的估计是一致的，进一步证实了使用SN和超新星遗迹周围的恒星星族是推断祖星质量的可靠方法。
2021-06-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Investigation of the Progenitors of the Type Ia Supernovae Associated With the LMC Supernova Remnants 0505-67.9 and 0509-68.7
虽然Ia型超新星由于其在宇宙学距离估计中的用途而受到了严格的审查，但我们仍然无法确定整个种群的祖先。虽然已经为某些特定系统提供了答案，但仍然难以找到完整的解决方案。我们观测了大麦云云中的两个超新星遗迹（SNR），SNR 0505-67.9和SNR 0509-68.7，我们已经确定了遗迹的中心和99.73%的包容中心区域，超新星爆发后留下的任何伴星都必须位于该区域。这两个遗迹在其中心附近都有一些潜在的前伴星;所有可能的单和双退化祖先模型仍然适用于这两颗超新星。未来的观察可能能够识别这两种残留物的真正前伴侣。
2015-01-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational constraints on the progenitors of core-collapse supernovae : the case for missing high mass stars
在过去的15年里，超新星社区一直在努力确定其星系的高分辨率档案图像的核心坍缩超新星的祖星。这篇评论汇编的结果（从1999年至2013年）在一个距离有限的样本，并讨论了影响。绝大多数探测到的祖星都是II-P、II-L或IIb型的，只有一个Ib型的祖星系统被探测到，而Ibc超新星的祖星则有更多的上限（14）。这45颗超新星祖先的数据表明，在LogL~= 5.1dex的表观极限以上的高光度恒星明显不足。对于一个典型的萨尔彼得IMF，人们会期望找到13个高亮度和高质量的祖先。在这个时间和体积有限的样品中，可能只有一个物体是明确的高质量（SN 2009ip的祖先）。综述了星周尘埃和样品选择方法对测量结果的影响。这似乎不太可能解释失踪的高质量祖星。本文的结论是，在本宇宙中观测到的超新星总体上不是由大质量（M>~18Msun）恒星产生的。模型星的理论爆炸也预言了黑洞的形成和超新星的失败倾向于发生在M>~18 Msun以上。模型还表明，在8 - 120 Msun范围内的恒星存在爆炸性岛屿。观测上的限制与M>~18 Msun以上的大部分恒星坍缩形成黑洞而没有可见的超新星是相当一致的。（节录）。
2015-05-08 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors of type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）的祖先的性质尚未澄清。关于所谓的单简并（SD）或双简并（DD）情景或其他任何情景是否可以解释Ia型SNe的主要群体，已经进行了长时间的深入讨论，但尚未得出结论。近年来，随着观测数据的不断增加和理论的不断创新，Ia超新星的起源研究得到了迅速发展，并取得了许多新的认识。本文的目的是提供一个总结的现状，关于超新星Ia祖细胞，在理论和观测。这似乎很难解释的新出现的多样性，通过一个单一的人口观察SNe Ia，我们强调，这是重要的是要澄清不同的祖先的情况和不同的SNe Ia亚类之间的联系。
2016-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary progenitor systems for Type Ic supernovae
本文通过比较II型与Ic型超新星所处环境的分子气体密度，推断Ic型超新星前身星大多经历双星相互作用，而非单一极高质量恒星坍缩，为改进宇宙学模拟中的反馈与化学混合提供了依据。
2024-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing Shock Breakout and Progenitors of Stripped-Envelope Supernovae through Their Early Radio Emissions
我们研究了来自剥层包层超新星（IIb/Ib/Ic型）的早期射电辐射的性质。我们认为，在它们的射电性质中存在一类剥离包络超新星，包括光学上研究得很好的Ic型超新星（SNe Ic）2002 ap和2007 gr，它们在10天内迅速上升到射电峰值，达到低光度（至少比大多数SNe IIb/Ib/Ic暗一个数量级）。它们的谱指数相似，但峰值后的下降幅度比其它谱指数要小。我们发现，所有这些属性都很自然地解释，如果拱星材料（CSM）密度低，因此向前冲击膨胀到CSM没有减速。由于在这种情况下的前向激波速度，从无线电特性估计，仍然记录的最大速度的SN喷出物后的冲击爆发，观察这些SNe在无线电波长提供了新的诊断性质的爆发和祖，否则需要一个相当快速的后续工作在其他波长。推测的SNe Ic 2002 ap和2007 gr的冲击后爆发速度是次相对论的，~0.3c。这些都高于SN II 1987 A的推断，与建议的紧凑型祖细胞一致。然而，这些低于Wolf-Rayet（WR）祖细胞的预期。它可能反映了爆炸前祖先的一个尚未解决的性质，我们认为WR祖先信封可能已经膨胀，这可以迅速降低最大喷出物速度从初始冲击爆发速度。
2012-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
On double-degenerate type Ia supernova progenitors as supersoft X-ray sources - A population synthesis analysis using SeBa
背景：Ia型超新星（SN）祖先的性质仍然不清楚。虽然通常认为单简并祖系统将是发光的超软X射线源（SSS），但最近提出双简并祖系统也可能经历SSS阶段。目的：我们的目标是研究双退化祖系统SSSs的可能性，并将严格的上限上的最大可能的持续时间的任何SSS阶段和预期数量的这些系统在银河系人口。方法：我们采用二进制人口合成代码SeBa检查的质量传递特性的一个可能的SSS阶段的双退化Ia型SN祖系统1）标准SeBa的假设，和2）一个乐观的最佳情况下的情况。后一种情况建立了严格的上限的超软源双退化Ia型SN祖系统的可能人口。结果如下：我们的研究结果表明，不同于预期的单简并祖系统，绝大多数的材料吸积的纯风质量转移或风和RLOF质量转移的组合是氦，而不是氢。即使对质量传递和保留效率有非常乐观的假设，最终成为双简并Ia型SNe的系统所吸积的平均质量也很小。因此，即使在最佳条件下，这些系统成为SSS的时间也很短，而且银河系中此类系统的预期数量可以忽略不计。结论：作为SSS的双简并Ia型SN祖先的数量至少比预期为SSS的单简并祖先的数量小一个数量级，并且双简并系统的超软X射线行为通常在SN爆炸之前很久就停止了。
2013-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical color of Type Ib and Ic supernovae and implications for their progenitors
本研究通过文献数据与STELLA辐射流体力学模型发现Ib型超新星在V波段峰值时比Ic型更蓝，并论证了前身星氦含量的二分性是造成这一光学颜色差异的主要原因。
2023-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors of early-time interacting supernovae
我们使用辐射转移程序CMFGEN计算了一组广泛的超新星与星周物质相互作用的早期光谱。我们的模型适用于从爆炸后1天到几天观察到的事件。使用这些模型，我们约束的祖先和爆炸性能的样本17个观察到的相互作用的超新星在早期。由于大质量恒星有很强的质量损失，这些光谱提供了关于超新星祖先的有价值的信息，如质量损失率，风速和表面丰度。我们发现，这些事件跨越了广泛的爆炸和祖属性，表现出超新星的亮度在1E8至1E12 Lsun范围内，温度从10000至60000 K，祖质量损失率从几个1E-4高达1 Msun/年，风速从100至800公里/秒，表面丰度从太阳到H-耗尽。我们的研究结果表明，与大质量恒星在其馀的生命周期中所表现出的质量损失相比，许多与星周物质相互作用的超新星祖先在爆炸前显着增加了质量损失。我们还推断缺乏表面丰度和质量损失率之间的相关性。这可能指向爆炸前的质量损失机制与恒星质量无关。我们发现，这些事件中的大多数具有hoc处理的表面丰度。在单星的情况下，这表明倾向于高质量的RSG作为相互作用的SNe的祖先，而双星演化可能会影响这一结论。我们的模型是公开的，并随时适用于分析正在进行的和未来的大规模调查，如Zwicky瞬态工厂的结果。
2020-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hydrodynamics of core-collapse supernovae and their progenitors
多维流体流动在大质量恒星的核心坍缩超新星爆炸中起着至关重要的作用。近年来，这些现象的三维（3D）模拟已经显着成熟。通过中微子驱动机制确定激波复活的成分已经取得了相当大的进展，并且已经在一些自洽的3D模型中获得了成功的爆炸。然而，这些进步也带来了新的挑战。由于需要增加物理真实性和有意义的模型验证，超新星理论现在正朝着一个更综合的观点发展，该观点将坍缩前后期对流燃烧阶段的多维现象，爆炸引擎和超新星包层中的混合不稳定性联系起来。在这里，我们回顾了我们目前的理解多维流体流动的核心坍缩超新星和他们的祖先。我们首先概述了核心坍缩超新星和后期对流燃烧阶段的流体动力学模拟所面临的具体挑战。然后，我们讨论了最新的进展和开放的问题，在理论和模拟。
2020-06-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
A possible evolutionary scenario of highly magnetized super-Chandrasekhar white dwarfs: progenitors of peculiar type Ia supernovae
最近发现的几个奇特的Ia型超新星似乎需要一个全新的形成理论，这可能有助于解释它们与标准Ia型超新星之间令人困惑的差异。观测分析中最引人注目的方面是有必要援引质量约为2.1- 2.8 M_sun（M_sun是太阳的质量）的超级钱德拉塞卡白矮星作为它们最有可能的祖先。强磁化的白矮星具有超克拉塞卡质量，已经被认为是奇特的Ia型超新星的潜在候选者。由于朗道量子化的基础电子简并气体，理论结果产生了观测推断的质量范围。在这里，我们勾勒出一个可能的进化场景，通过吸积到一个通常观察到的磁化白矮星上，可以形成超级白矮星白矮星，引发通量冻结现象。这就开启了多种可能的演化，最终以质量在上述范围内的超级白矮星白矮星的超新星爆炸而告终。我们指出，我们的建议有观测支持，如最近发现的大量磁化白矮星的SDSS。
2013-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrogen-Poor Circumstellar Shells from Pulsational Pair-Instability Supernovae with Rapidly Rotating Progenitors
在一定的质量范围内，大质量恒星可以经历由电子/正电子对不稳定性引发的剧烈脉动，这种不稳定性会使物质膨胀，但不会完全破坏恒星。在一次或多次这样的脉动之后，这些恒星预计会经历核心坍缩，引发超新星爆炸。如果母星的金属丰度非常低，并且旋转速度足够快，可以进行几乎均匀的演化，那么对这种脉动现象敏感的质量范围可能低至50-70 Msun。脉动中喷射出的物质的质量、动力学和成分是决定爆炸后续观测特征的重要方面。我们研究了恒星模型和旋转速率的样本的动态，并讨论了第一批恒星的影响，LBV样的现象，和超亮超新星。我们发现，快速旋转的先驱体（>30%的临界值）的脉动对不稳定事件喷射的壳层是贫氢和氦和氧丰富。
2012-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Origins of "Hostless'' Supernovae: Testing the Faint-end Galaxy Luminosity Function and Supernova Progenitors with Events in Dwarf Galaxies
本研究论证无宿主超新星大概率源自过暗未被探测的矮星系而非逃逸超高速星，指出这类场矮星系可约束星系光度函数等，其环境与超新星研究还能严格限制前身星性质。
2025-06-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Integral field spectroscopy of supernova explosion sites: constraining mass and metallicity of the progenitors - I. Type Ib and Ic supernovae
利用UH 88/SNIFS和Gemini-N/GMOS获得了邻近星系中11个Ib/c型超新星爆发点的积分场谱。积分场光谱的使用使我们能够获得爆炸现场的空间和光谱信息，允许识别超新星祖星的母恒星星族。母星族的光谱通过强线方法提供金属丰度测定，并通过与简单的恒星星族（SSP）模型比较获得年龄估计。我们采用这些信息作为超新星祖先的金属丰度和年龄，假设它与母恒星星族是同时代的。恒星的年龄与其寿命相对应，从而给出了其初始质量的估计。用这种方法，我们能够确定Ib型和Ic型超新星的祖星的金属丰度和初始（ZAMS）质量。我们发现，平均而言，SN Ic爆炸地点比SN Ib地点更富含金属和更年轻。由母恒星星族年龄得到的原始恒星质量表明，SN Ic比SN Ib有更多质量的原始恒星。此外，我们还发现一些SN祖先的质量小于~25 Msun，这表明它们可能是在一个近距离双星系统中的恒星，通过双星相互作用失去了它们的外层，产生Ib/c超新星，而不是单个的沃尔夫-拉叶星。这些发现支持了目前的建议，即二元和单一的祖通道都在产生Ib/c型超新星。这项工作也证明了积分场光谱学在调查超新星环境和活跃的恒星形成区域的力量。
2013-05-06 astro-ph.CO astro-ph.SR
Signatures of a surviving helium-star companion in Type Ia supernovae and constraints on the progenitor companion of SN 2011fe
由一颗白矮星和一颗非简并氦星伴星组成的单简并双星系统被认为是Ia型超新星的潜在祖先。在这个SD祖先模型中，氦星的伴星有望在超新星Ia爆炸中幸存下来。在本工作中，我们将从我们以前的三维流体动力学模拟的喷射物-伴星相互作用计算出的幸存的He星伴星模型映射到一维恒星演化程序MESA中，跟踪它们的长期演化，预测它们在撞击后的观测性质，这将有助于在未来的观测中寻找这些幸存的He星伴星。通过与观测最好的SN Ia，SN 2011 fe的非常晚时期的光变曲线进行比较，我们发现我们幸存的He星同伴在最大光之后约1000 d变得比SN 2011 fe更明亮。这表明氦星不太可能是SN 2011 fe的伴星。
2022-02-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Progenitors of Type Ia Supernovae: Are They Supersoft Sources?
在经典模型中，Ia型超新星（SNe Ia）的前身是吸积的、核燃烧的白矮星（NBWD），当白矮星达到克拉塞卡质量M_C时，NBWD爆炸。这种大质量的NBWD是热的（kT ~100 eV），发光的（L ~ 10^{38} erg/s），并且可能作为发光的超软X射线源（SSS）被观察到。在过去几年中，对星系外的软X射线源进行了调查。本文表明，结果证伪的假设，即大部分的祖细胞是NBWD，目前可观察到的SSS。这些数据也限制了亚M_C模型。虽然Ia型超新星的祖先可能会经历一个或多个SSS活动阶段，但这些阶段远远短于吸积大部分物质所需的时间，使它们接近M_C。
2009-12-04 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors of ultra-stripped supernovae
近距离双星中超剥离恒星的爆炸可能解释了新发现的微弱和快速的光学瞬变。我们已经证明，中子星（NS）的氦星伴星在爆炸时可能会演化成低至~1.5 Msun的裸露金属核，仅略高于卡拉塞卡质量极限。在这里，我们提出了一个新的系统的调查祖先的演变，导致这种超剥离超新星（SNe），在某些情况下产生前SN信封小于0.01 Msun。我们讨论了这些SNe（电子捕获与铁核坍塌）的性质和它们的观测光变曲线特性。超剥离SNe与双星系统以及LIGO/VIRGO对合并NS的引力波探测高度相关，因为这些事件预计将主要产生质量范围为1.10-1.80 Msun的低反冲NS。
2015-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revisiting the explodability of single massive star progenitors of stripped-envelope supernovae
几乎没有氢或只有少量氢的剥离包层超新星（IIb、Ib和Ic型）约占观测到的大质量恒星爆炸的三分之一。它们的起源和祖先的进化还没有完全了解。被自己的恒星风剥离的超大质量单星（太阳金属丰度为$\gtrsim 25-30 M_{\odot}$）被认为是这些事件的可能祖先。然而，最近的一维核心坍缩模拟表明，一些大质量恒星可能在爆炸失败后直接坍缩成黑洞，并伴随着微弱或不可见的瞬态。在这封信中，我们估计了直接坍缩成黑洞对单个恒星产生的剥离包络超新星速率的影响。为此，我们计算太阳金属丰度的单星MESA模型，并按照人口合成中常用的处方将其最终状态映射到其核心崩溃结果。根据我们的模型，没有一颗失去整个富氢包层的恒星能够爆炸，只有一小部分留下薄氢包层的祖先（IIb祖先候选者），除非我们使用一个处方，将湍流的影响考虑在内，或者调用增加的风质量损失率。这一结果增加了解释大多数剥离包层超新星的单星范式与其观测到的速率和性质之间的现有张力。从表面上看，我们的研究结果指向一个更高的贡献，双祖剥离信封超新星。或者，它们可能表明在将不同的恒星模型映射到大质量恒星的核心坍缩结果和/或更高的整体质量损失的常见实践中存在不一致性。
2021-12-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the nature of rapidly fading Type II supernovae
有人认为，具有快速衰减的光变曲线的II型超新星（也称为“超新星”）。IIL型超新星）是具有低质量富氢包层的祖先爆发，其数量级为1 Msun。我们调查的光变曲线性质的超新星从这样的祖先。我们证实，这样的祖先导致迅速褪色的II型超新星。我们发现，超新星的光度从这样的祖先与典型的爆炸能量为1 e 51尔格和56 Ni质量为0.05 Msun可以暂时增加之前不久，所有的氢在信封重组。因此，在其光曲线中会出现凹凸。隆起的出现是因为56 Ni的核衰变产生的热量可以使喷出物中富含氢的层的底部电离，因此光球层可以在那里停留一段时间。我们发现，当爆炸能量较大（>~ 2 e51 erg）、56 Ni质量较小（<~ 0.01Msun）、56 Ni夹杂在喷出物中或母源半径较大时，光变曲线的隆起变得不那么明显。氦在富氢层中的混合使光变曲线下降率变大，但无助于减少光变曲线的凸起。由于我们在光变曲线模型中发现的光变曲线凸起在快速衰落的II型超新星中没有观察到，它们可能不仅具有低质量的富氢包层，而且具有更高的爆炸能量，更大程度的56 Ni混合，和/或比缓慢衰落的II型超新星更大的祖先半径，因此光变曲线凸起不会变得显着。
2015-10-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
