Rapidly evolving faint transients from stripped-envelope electron-capture supernovae
我们调查的预期率和热光变曲线的剥离信封电子捕获超新星（ECSNe）使用恒星模型从二进制人口和光谱合成（BPASS）的代码。我们发现，0.8%（Z = 0.020）和1.2%（Z = 0.004）的核心塌陷超新星是剥离信封ECSNe。它们的典型喷出物质量估计约为0.3 Msun（Z = 0.020）和0.6 Msun（Z = 0.004）。假设ECSN爆炸特性为1.5e ~（50）erg，56 Ni质量为2.5e ~（-3）Msun，我们发现条带包层ECSN的典型上升时间约为7天（Z = 0.020）或13天（Z = 0.004），峰值亮度约为1 e41 erg/s（-13.8 mag，Z = 0.020）或7 e40 erg/s（-13.4 mag，Z = 0.004）。它们的典型喷出物速度约为7000 km/s（Z = 0.020）或5000 km/s（Z = 0.004）。因此，带状包络ECSNe观察到快速发展的微弱瞬变与相对较小的速度。SN 2008 ha类超新星，是SN 2002 cx类超新星中最暗的一种（也称为SN 2008 ha）。Iax型）超新星，可能与剥离包层的ECSNe有关。
2016-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetorotationally driven Supernovae as the origin of early galaxy $r$-process elements?
我们研究磁旋转驱动的超新星源的$r$过程中的元素在早期的银河系。基于中微子输运近似下的三维磁流体动力学核塌缩超新星模型中示踪粒子的热力学历史，在考虑和不考虑中微子吸收反应对后处理过程中电子分数（$Y_{e}$）的影响的情况下，进行了核合成计算.我们发现由于中微子的吸收，喷出物中$Y_{e}$的峰分布由$\sim0.15$向$\sim0.17$移动，并向高$Y_{e}$方向展宽。然而，在这两种情况下，太阳能$r$过程元素分布的第二和第三峰值可以很好地再现。这里使用的罕见的祖先配置，其特点是高旋转速率和大磁场的双极喷流的形成所必需的，自然可以提供一个网站的强$r$ -过程与早期银河系化学演化的观察。
2012-04-14 astro-ph.SR
Charged-Particle and Neutron-Capture Processes in the High-Entropy Wind of Core-Collapse Supernovae
天体物理学网站的r-过程仍然是不确定的，这一过程的系统性，在其依赖于核性质的稳定性，在现实的恒星环境中的中子滴线方面的全面探索仍有待进行。足够高的中子与种子比只能在非常富中子的低熵环境或中等富中子的高熵环境中获得，与中子星合并（或中子星物质的喷流）和核心坍缩超新星爆炸的高熵风有关。由于化学演化模型似乎不利于中子星合并，我们在这里集中在高熵环境的熵$S$，电子丰度$Y_e$和膨胀速度$V_{exp}$。我们调查的带电粒子反应的终止点，我们定义了一个最大熵$S_{final}$为一个给定的$V_{exp}$和$Y_e$，超过该种子生产的重元素失败，由于非常小的物质密度。然后，我们调查是否r-过程之后的带电粒子冻结出原则上可以理解的基础上的经典方法，它假设中子捕获和光致衰变之间的化学平衡，可能其次是一个$β$流平衡。特别是，我们说明了多长时间这样的化学平衡近似，如何冻结从这样的条件影响的丰度模式，以及后期捕获的中子源自$β$延迟中子发射可以发挥的作用。
2010-02-11 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
Stellar Origins of Extremely $^{\text{13}}C$- and $^{15}N$-enriched Presolar SiC Grains: Novae or Supernovae?
在稀有的太阳前碳化硅颗粒中，极度过量的$^{13}C$（$^{12}C$ / $^{13}C$ <10）和$^{15}N$（$^{14}N$ / $^{15}N$ <20）被认为是经典新星的起源，尽管也有人提出了核心坍缩超新星（CCSNe）的起源。我们报告了Murchison的14个亚微米至微米尺寸的$^{13}C$和$^{15}N$富集的前太阳SiC颗粒（$^{12}C$ / $^{13}C$ <16和$^{14}N$ / $^{15}N$ <~100）的C、N和Si同位素数据，以及它们的相关Mg-Al、S和Ca-Ti同位素数据（如果可用）。这些颗粒富含$^{13}C$和$^{15}N$，但具有相当不同的Si同位素特征。具有类似于C型SiC颗粒的$^{29,30}Si$过量的四个颗粒可能来自CCSNe，其在爆炸期间经历了爆炸性H燃烧。质子和中子捕获同位素签名在这些颗粒中的独立共存强烈支持异质H摄入到他壳在前超新星。七颗可能的新星颗粒中，有两颗的$^{30}Si$过剩和$^{29}Si$耗尽，其$^{34}S$ / $^{32}S$比值低于太阳，这无法用经典的新星核合成模型来解释。我们将在CCSN场景中讨论这些签名。对于剩下的五个假定的新星颗粒，新星和超新星的起源都是可行的，因为两个恒星位置的爆炸性H燃烧可能导致非常相似的质子捕获同位素特征。其中三种颗粒是AB亚型颗粒，它们也富含$…
2016-03-02 astro-ph.SR
A Robust Light-Curve Diagnostic for Electron-Capture Supernovae and Low-Mass Fe-Core-Collapse Supernovae
本研究提出通过光变曲线平台颜色差异稳健区分电子俘获超新星与低质量铁核坍缩超新星，并给出距离无关判据，成功识别SN 2018zd为首个现代技术确认的ECSN。
2024-02-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Origin of Galactic Type-Ia supernovae: SN 1572 and SN 1006
我们一直在寻找银河系Ia型超新星祖先的幸存同伴，特别是SN 1572和SN 1006。预计这些伴星将显示出以下特点：（i）可能比太阳更明亮，（ii）具有高径向速度和自行，（iii）可能富含来自SNIa喷出物的金属，以及（iv）位于SNIa遗迹的距离。我们利用10 m-Keck和8. 2 m-VLT的高分辨率光谱数据对可能的候选星进行了表征。我们已经发现了SN 1572的一个非常有希望的候选伴星Tycho G，但我们还没有发现SN 1006的任何候选伴星，这表明发生在1006年的SN事件可能是两颗白矮星合并的结果。将这些结果与其他直接搜索的证据相结合，明显少数情况（20%或更少）似乎不赞成单简并通道，或者单简并escenario优先涉及质量小于太阳的主序星。因此，继续研究这些和其他银河系Ia型超新星，如约翰尼斯·开普勒SN 1604，似乎是非常重要的。
2014-12-30 astro-ph.SR
Production of Silicon on Mass Increasing White Dwarfs -- Possible Origin of High-Velocity-Features in Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）在其早期阶段光谱中经常显示出高速吸收特征（HVFs），但HVFs的起源尚不清楚。我们发现，一个近1000亿塞卡质量的白矮星（WD）开发的富硅层的碳氧（CO）的核心爆炸之前，作为一个超新星Ia。我们计算了1.0 $M_\odot$、1.2 $M_\odot$和1.35 $M_\odot$ CO WD在连续氦壳层闪光中的核产额，这些WD以从$1 \times 10^{-7}~M_\odot$ yr $^{-1}$到$7.5 \times 10^{-7}~M_\odot$ yr $^{-1}$的几种质量吸积率吸积富氦物质。对于吸积速率为$1.6 \times 10^{-7}~M_\odot$ yr $^{-1}$的$1.35~M_\odot$ WD，表面层发展为氦燃烧灰，并由40%$^{24}$ Mg、33%$^{12}$ C、23%$^{28}$ Si和几个重量百分比的$^{20}$ Ne组成。对于$7.5 \times 10^{-7}~M_\odot$ yr $^{-1}$的较高质量吸积率，表面层由58%的$^{12}$ C、31%的$^{24}$ Mg和0.43%的$^{28}$ Si组成。对于$1.2~M_\odot$ WD，仅在较低的质量吸积率下产生硅（$1.6 \times 10^{-7}~M_\odot$ yr $^{-1}$为2%）。在$1.0…
2018-07-11 astro-ph.SR
A New Model for Electron-Capture Supernovae in Galactic Chemical Evolution
我们研究的贡献，电子捕获超新星（ECSNe），低质量SNe从崩溃的铁核（FeCCSNe），和旋转的大质量恒星的化学成分的银河系。我们的模型包括热核ECSNe（tECSNe）和引力坍缩ECSNe（cECSNe）对化学演化的贡献。我们表明，如果ECSNe主要是引力坍缩SNe，但约15%的部分热核爆炸，该模型是能够再现太阳的丰度的几个重要的和有问题的同位素，包括$^{48}$钙，$^{50}$钛和$^{54}$铬连同$^{58}$铁，$^{64}$镍，$^{82}$硒和$^{86}$氪和几个锌-锆同位素。一个没有cECSNe发生的模型，只有tECSNe与低质量的FeCCSNe或旋转的大质量恒星，证明也非常成功地再现了这些同位素的太阳丰度。尽管ECSNe和低质量FeCCSNe的前身质量范围很小，但大的生产因素足以满足上述同位素的太阳库存。我们的模型是令人信服的，因为它没有引入新的紧张局势与太阳丰度分布的银河系模型-只倾向于改善模型预测的几个同位素。因此，提出的天体物理生产模型提供了一种自然和优雅的方式来解释天体物理元素生产周期表上最后一个未知的领域之一。
2019-08-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electron Capture Supernovae From Close Binary Systems
本文首次详细研究了近距离双星系统中主星的电子俘获超新星通道（ECSN通道）。ECSN的祖先占据超新星祖先的质量谱的低端，被认为是形成白矮星祖先和核心坍缩祖先之间的过渡。由于氦核心的质量转移效应，密近双星系统的ECSN的质量范围被认为比单颗恒星的范围更宽。使用MESA恒星演化程序，我们探索了初始初始质量的参数空间之间的8 $M_\odot$和17 $M_\odot$，使用一个大的网格模型。我们发现，初始质量和质量转移演化是在这个质量范围内的恒星的最终命运的重要因素。在碳燃烧期间和之后，由于罗氏瓣溢出的质量转移导致核心冷却，从而避免氖点火，即使在质量高达1.52 $M_\odot$的无氦核心中也是如此，这在单个恒星中会点燃氖。如果核心能够收缩到足够高的密度，电子捕获开始，我们发现，对于采用勒杜对流标准，初始质量范围为初级演变成ECSN之间的13.5 $M_\odot$和17.6 $M_\odot$。质量比、初始周期和质量损失效率仅略微影响预测范围。
2017-10-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impacts of stellar wind and supernovae on the star cluster formation: origins of extremely high N/O ratios and multiple stellar populations
本文通过三维辐射流体动力学模拟研究了低金属丰度云中的金属增丰，发现恒星风聚集的金属引发富氮气体中的恒星形成，导致早期N/O比极高，而超新星爆发后该比值显著降低，并指出星团质量需超过约百万太阳质量才能因恒星风形成多种族恒星。
2024-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar origin of 15N-rich presolar SiC grains of type AB: supernovae with explosive hydrogen burning
我们报告了来自Murchison陨石的59个高度富集13 C的太阳前亚微米至微米尺寸的SiC颗粒的C、N和Si同位素数据，包括8个推定的新星颗粒（PNG）和29个富含15 N（14 N/15 N <=太阳）的AB颗粒，以及它们的Mg-Al、S和Ca-Ti同位素数据。这37个颗粒富含13 C、15 N和26 Al，PNGs显示出更极端的增强。富15 N的AB晶粒比富14 N的AB晶粒具有更高的26 Al和30 Si过剩。因此，我们建议将AB颗粒分为第1组（14 N/15 N <太阳）和第2组（14 N/15 N>=太阳）。我们首次获得了5个AB 1颗粒和1个PNG颗粒的S和Ti同位素数据，并发现了32 S和/或50 Ti的增强。有趣的是，一个AB 1粮食有最大的32 S和50 Ti过剩，强烈建议中子捕获核合成起源的32 S过剩，从而最初存在的放射性32 Si（t1/2=153年）。更重要的是，我们发现AB 1颗粒的15 N和26 Al过剩形成了一种趋势，延伸到C2颗粒所占据的N-Al同位素图中的区域，强烈表明AB 1和C2颗粒具有共同的恒星起源。超新星模型与AB 1和C2颗粒数据的比较表明，这些颗粒来自SNe，经历了H摄入到其祖先的He/C区。
2017-05-23 astro-ph.SR
Super-AGB Stars and their role as Electron Capture Supernova progenitors
我们审查的生活，死亡和核合成签名的中间质量恒星的范围约为6.5-12 Msun，形成超级AGB恒星接近他们的生命结束。我们研究了不同类型的大质量白矮星（CO，CO-Ne，ONe）之间的临界质量边界和白矮星和超新星之间的临界质量边界，并讨论了在经历电子捕获超新星之后，作为ONe白矮星或中子星（或ONeFe白矮星）结束生命的超级AGB星的相对比例。我们还讨论了其他潜在的单星通道的电子捕获超新星，失败的大质量恒星的贡献。我们描述的因素，影响这些不同的最终命运和质量限制，如成分，对流，旋转，核反应率，质量损失率，和第三次疏浚效率的效率。我们强调的重要性，生产电子捕获超新星的双演化通道。我们讨论了最近的核合成计算和元素产额的结果，并提出了一套新的s-过程重元素产额的预测。我们从银河系的角度评估超AGB恒星核合成的贡献，并考虑在球状星团中看到的多个恒星星族的背景下的（超）AGB方案。包括粉尘生产的最新工作的简要总结。最后，我们结束了讨论的观测限制和潜在的未来进展，研究这些恒星的低质量/高质量的恒星边界。
2017-03-20 astro-ph.SR
The impact of electron-capture supernovae on merging double neutron stars
出生踢是关于双中子星（DNS）形成的最有争议的问题之一。几个观测和理论结果表明，一些DNS已经形成了低出生踢（$\lesssim{}50$ km s $^{-1}$），这可能是由于电子捕获超新星（ECSNe）。我们调查的影响ECSNe形成的DNS通过人口合成模拟。特别是，我们假设一个麦克斯韦速度分布的natal踢诱导ECSNe与一维均方根$σ_{\rm ECSN} = 0,7,15,26,265$公里s $^{-1}$。DNS的总数与$σ_{\rm ECSN}$成反比，并且DNS合并的数量对于相对较低的kick较高。如果我们假设共包线喷射的效率低（由参数$α=1$描述），则该效应特别强，而对于共包线喷射的效率高（$α=5$），该效应仅是温和的。在大多数模拟中，超过50%的合并DNS的祖先经历至少一个ECSN，并且ECSN几乎总是二元系统中发生的第一个SN。最后，我们考虑了所有中子星都受到低出生反冲（$\lesssim{}50$ ~km~s $^{-1}$）的极端情况。在这种情况下，DNS的数量增加了十倍，通过ECSN的合并DNS的百分比被显著抑制（$<40$ %）。
2018-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of ONeMg Core in Super-AGB Stars towards Electron-Capture Supernovae: Effects of Updated Electron-Capture Rate
具有$\sim 8-10~{M}_{\odot}$的恒星演化形成强简并的ONeMg核。当核心的质量接近克拉塞卡质量时，核心的电子被$^{24}$ Mg和$^{20}$ Ne俘获，从而诱发电子俘获超新星（ECSN）。为了弄清ECSN是否导致坍缩或热核爆炸，我们计算了一颗$8.4~M_\odot$恒星从主序星到ONeMg核心氧点火的演化。我们应用最新的电子捕获率在$^{20}$ Ne包括第二禁戒跃迁，并研究如何的位置的氧点火（中心或偏离中心）和$Y_e$分布依赖于输入物理和处理的对流和对流。由于对流的作用，氧气爆燃开始时的中心密度$ρ_{\rm c,def}$可以显著高于氧气点火时的中心密度，我们估计了$\log_{10}(ρ_{\rm c,def}/\mathrm{g~cm^{-3}})>10.10$。我们进行二维模拟的火焰传播，以研究如何的ONeMg核心的最终命运取决于$Y_e$分布和$ρ_{\rm c,def}$。我们发现从$\log_{10}(ρ_{\rm c,def}/\mathrm{g~cm^{-3}})>10.01 (< 10.01)$开始的爆燃导致坍缩（热核爆炸）。由于我们估计的$ρ_{\rm c,def}$超过这个临界值，ONeMg核心很可能崩溃，虽然进一步研究的对流和对流前爆燃是重要的。
2019-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrinos, supernovae, and the origin of the heavy elements
质量约为8-100太阳质量的恒星以核心坍缩超新星（SNe）的形式结束生命。在这个过程中，它们释放出强大的中微子爆发，产生各种元素，并留下一颗中子星或一个黑洞。广泛的质量范围的SN祖结果在不同的中微子信号，爆炸能量，和核合成产物。产生比铁重的原子核的一个主要机制是快速中子俘获，或称r过程。这个过程可以以几种方式连接到SNe。本文简要评述了SNe的中微子发射、爆炸和核合成的研究现状。
2018-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Finite-temperature electron-capture rates for neutron-rich nuclei around N=50 and effects on core-collapse supernovae simulations
研究了恒星电子俘获率与温度的关系，重点研究了$N=50$周围的原子核，即$Z=28$上方的原子核，它们在核心坍缩超新星（CCSN）的坍缩阶段起着重要作用.两个新的恒星EC率的微观计算得到的相对论和非相对论的有限温度准粒子随机相位近似方法，为一个传统的网格的温度和密度。在这两种方法中，EC率由于伽莫夫-泰勒转换包括在内。在相对论计算中，第一禁戒跃迁的贡献也包括在内，并强烈地增加了EC率。新的EC率进行了比较与大规模的壳模型计算的特定情况下的$^{86}$氪，提供洞察有限的温度效应的EC率。在相应的堆芯坍缩热力学条件下，本工作的不同计算结果之间的差异在一个数量级之内。用球对称GR1D模拟程序对CCSN进行了数值模拟，以量化这种差异对崩塌动力学的影响。这些模拟还包括基于两个参数化近似的EC率。核心反弹的中微子光度和封闭的质量的比较表明，不同的EC率的模拟之间的差异相对较小（$\approx 5\%$），这表明EC率作为这些模拟的输入已成为很好的约束。
2021-12-02 astro-ph.SR nucl-th
Evolution and final fate of solar metallicity stars in the mass range 7-15 Msun. I. The transition from AGB to SAGB stars, Electron Capture and Core Collapse Supernovae progenitors
本文系统研究了太阳金属丰度下7-15倍太阳质量非旋转恒星的演化，确定了从AGB到SAGB的转变边界，并给出了不同初始质量恒星形成简并CO核、ONeMg核、白矮星、电子俘获超新星或核心坍缩超新星的最终归宿判据。
2023-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Silicon carbide grains of type C provide evidence for the production of the unstable isotope $^{32}$Si in supernovae
在爆炸后一年内，在最近的核心坍缩超新星的喷出物中观察到富含碳的颗粒。X型碳化硅颗粒是一种富碳颗粒，具有超新星爆发核合成的同位素特征，已在原始陨石中发现。更罕见的C型碳化硅颗粒是来自超新星的SiC颗粒的一个特殊亚组。它们显示出特殊的丰度签名的Si和S，同位素重Si和同位素轻S，这似乎是在与模型预测不一致。我们建议，C颗粒主要是由富C恒星材料暴露于较低的SN冲击温度比更常见的X型颗粒。在这种情况下，极端$^{32}$ S富集在C颗粒中观察到的可能是由于存在短寿命的$^{32}$ Si（$τ$ $_{1/2}$ = 153年）的喷出物，从稳定的Si同位素开始的中子捕获过程中产生的。不需要来自更深的富Si材料的混合和/或由于分子化学导致的Si与S的分馏来解释$^{32}$ S富集。颗粒中$^{32}$ Si的丰度可以对富C He壳材料中超新星爆炸期间达到的中子密度提供约束。讨论了$^{32}$ Si区中子俘获截面的大不确定性的影响。
2013-06-16 astro-ph.SR
Electron-capture supernovae as the origin of elements beyond iron
我们研究电子捕获超新星（ECSNe）作为太阳系和星系晕星中比铁重的元素的来源。核合成计算的基础上进行的热力学历史的质量元素从一个完全自洽的，二维（2D）流体动力学爆炸模型的ECSN。我们发现，富含中子的对流块与电子分数下降到叶，最小=0.40，这是不存在的一维（1D）的对应物，允许有趣的生产之间的元素的铁组和N=50核（从Zn到Zr，与小Ga）在核（准）平衡。我们的模型产生非常好的协议与Ge，Sr，Y，Zr丰度的r-过程缺乏星系晕星和约束的发生ECSNe的所有恒星核心坍缩事件的~4%。如果少量的Ye，min稍低的额外物质也被喷射出来--由于模型的分辨率和二维性的限制，目前还不能排除这一点--弱r过程可以产生N=50以上的元素，直到Pd、Ag和Cd，就像在r过程缺乏的恒星中观察到的那样。
2010-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR nucl-ex
Self-consistent microscopic calculations for electron captures on nuclei in core-collapse supernovae
本文在相对论准粒子无规相位近似框架下自洽计算了核心坍缩超新星中 Z=20–52 原子核的电子俘获率，纳入一级禁戒跃迁及温度效应，并应用于一维坍缩模拟，揭示了其对电子丰度、中微子光度和核心反弹质量的影响。
2025-08-18 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Revealing the binary origin of Type Ic superluminous supernovae through nebular hydrogen emission
我们认为在Ic型超亮超新星iPTF 13 ehe中观测到的星云H-α辐射来自于超新星喷出物与伴星碰撞时从伴星上剥离的物质，辐射的时间演化、谱线展宽和整体蓝移与这一解释是一致的。我们缩放星云的H-α光度预测Ia型超新星在单简并系统中，以获得剥离的质量需要解释的H-α光度的iPTF 13 ehe。我们发现剥离质量为0.1 - 0.9太阳质量，假设超新星光度是由放射性或磁星自旋下降。由于需要一个中央加热源来激发H-α发射，如果H-α发射来自剥离物质，则相互作用动力模型不适合iPTF 13 ehe。我们推导出一个超过20个太阳质量的伴星质量和一个小于20个伴星半径的双星分离的基础上的剥离效率在碰撞过程中，表明超新星的祖先和伴星形成了一个巨大的紧密的双星系统。如果Ic型超亮超新星通常发生在大质量的近距离双星系统中，那么先前在几颗Ic型超亮超新星中观察到的早期增亮也可能是由于与近距离伴星的碰撞。对未来Ic型超亮超新星中星云氢发射的观测将使我们能够检验这一解释。
2015-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The origin of low [alpha/Fe] ratios in extremely metal-poor stars
我们发现，最近在一小部分极贫金属恒星中发现的$α$元素（Mg，Si和Ca）与Fe的低比率可以自然地用核心坍缩超新星的核合成产率来解释，即，$13-25M_\odot$超新星，或者叫超超新星。对于没有碳增强的情况，喷出的铁质量是正常的，与观测到的光变曲线和附近超新星的光谱一致。另一方面，碳增强需要的铁产量要小得多，碳增强贫金属星的低[ $α$ /Fe]也可以用$13-25M_\odot$暗超新星或暗超新星来复制。铁峰元素丰度，特别是锌的丰度，是重要的，把进一步的限制富集源从银河系考古调查。
2014-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Remnants and ejecta of thermonuclear electron-capture supernovae: Constraining oxygen-neon deflagrations in high-density white dwarfs
电子俘获超新星（ECSNe）的爆炸机制仍然是模棱两可的。我们试图限制爆炸机制（中子星形成内爆或热核爆炸）和ECSNe的发生频率使用核合成模拟后一种情况下，人口合成，太阳丰度分布，太阳前陨石氧化物颗粒同位素比测量和白矮星质量半径关系。示踪剂粒子从3D流体动力学模拟后处理与一个大的核反应网络，以确定完整的组成状态的绑定ONeFe残留物和喷出物，和人口合成模拟进行，以估计ECSN率相对于CCSN率。三维爆燃模拟大大过量产生富中子同位素$^{48}$ Ca，$^{50}$ Ti，$^{54}$ Cr，$^{60}$ Fe和几个Zn同位素相对于它们的太阳丰度。利用太阳丰度分布作为约束条件，我们将热核ECSNe的频率上限定为核心坍缩超新星（FeCCSNe）发生频率的1 $-$ 3~ 1%.这与单颗恒星的ECSNe估计值相当或低1~dex。产率的上限也与我们的人口合成模拟的预测相对较好地一致。喷出物中的$^{54}$ Cr/ $^{52}$ Cr和$^{50}$ Ti/ $^{48}$ Ti同位素比率与最近对极端太阳前陨石氧化物颗粒的测量结果几乎完全匹配，如果喷出物在与星际介质混合之前冷凝，$^{53}$ Cr/ $^{52}$ Cr也可以匹配。这些爆炸的束缚ONeFe WD残余物的理论质量-半径关系显然与几个观测WD候选人一致。
2019-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Two Populations of X-ray Pulsars Produced by Two Types of Supernovae
两种类型的超新星被认为是宇宙中绝大多数中子星的来源。第一种类型是铁核坍缩超新星，当一颗高质量恒星发展出一个超过克拉塞卡极限的简并铁核时发生。第二种类型是电子俘获型超新星，与低质量氧-氖-镁核心的坍缩有关，因为它由于氖和/或镁核突然俘获电子而失去压力支持。迄今为止，还不可能识别出在这些形成通道中产生的两个不同的中子星家族。在这里，我们报告说，一个大的，众所周知的类中子星托管X射线双星实际上是由两个不同的子群体具有不同的特征自旋周期，轨道周期和轨道偏心率。这一类的Be/X射线双星，包含中子星，从更大质量的伴星吸积物质。这两个子群很可能与两种不同类型的中子星形成超新星有关，电子捕获超新星优先产生短自旋周期，短轨道周期和低偏心率的系统。有趣的是，这两个子群之间的分裂在自旋周期的对数分布中最为明显，这是一个没有被预测到的结果，仍然有待解释。
2011-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Nebular Models of Sub-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernovae: Clues to the Origin of Ca-rich Transients
我们使用非本地的热平衡辐射传输模型来研究观测到的签名sub-Bracrasekhar质量双爆轰在星云阶段。结果范围从光谱看起来像典型的和亚发光的Ia型超新星（SNe）的高质量的祖先的光谱看起来像钙丰富的瞬变较低的质量的祖先。这种点火机制产生了固有的关系之间的发射功能和祖质量的比率的星云[Ca II]/[Fe III]发射线的增加与减少白矮星质量。通过检查观测到的超新星样本中的[Ca II]/[Fe III]星云谱线比率，我们发现了进一步的证据，证明Polin等人通过Si II速度和B带星等之间的关系（都是在峰值亮度时）确定了两种不同的Ia超新星。这表明Ia型超新星起源于一个以上的祖先通道，并提供了一种基于物理起源对事件进行分类的经验方法。此外，我们提供洞察力的神秘起源的富钙瞬变。低质量的双爆轰模型，只有一个小的质量分数的钙（1%）产生星云光谱，主要通过禁止[钙II]排放冷却。
2021-01-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Do electron-capture supernovae make neutron stars? First multidimensional hydrodynamic simulations of the oxygen deflagration
在经典图像中，电子俘获超新星和吸积诱导的氧氖白矮星（ONeWD）在引力坍缩产生中子星（NS）之前经历了氧爆燃阶段。这些类型的核心坍塌事件被假设来解释几种天文现象。在这项工作中，爆燃阶段首次使用多维流体力学模拟，目的是获得新的见解爆炸性死亡的$8-10~M_\odot$明星和ONeWD的吸积材料从一个双星伴星。主要目的是确定这些事件是热核爆炸还是核心坍缩超新星爆炸，从而确定NS是否由这些现象形成。在三种不同的中心点火密度下，在一个核心中模拟了爆燃。中等密度的情况可能是最现实的，基于最近的核物理计算和一维恒星模型。在这项工作中提出的三维流体动力学模拟开始从一个中心限制火焰结构，使用水平集为基础的火焰方法，并在$256^3$和$512^3$数值分辨率进行。在中等和低点火密度的模拟中，核心似乎没有崩溃成NS。相反，几乎太阳质量的物质从核心中脱离出来，留下束缚的残余物。这些模拟代表的情况下，在电子捕获阶段之前的爆燃是无效的。当库仑修正包含在EoS中时，束缚残余物的质量加倍，但它们仍然不超过有效的克拉塞卡质量，因此不会坍缩成NS。具有最高点火密度（$\log_{10}ρ_{\rm c}=10.3$）的模拟代表了半对流混合非常有效的情况，显示出核心将塌陷为NS的明显迹象。
2016-07-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints for stellar electron-capture rates on $^{86}$Kr via the $^{86}$Kr($t$,$^{3}$He$+γ$)$^{86}$Br reaction and the implications for core-collapse supernovae
在恒星核心坍缩的后期阶段，在核心反弹之前，电子捕获在中重核上驱动去质子化，模拟需要使用准确的反应速率。中子数接近于$N=50$，刚好高于原子序数$Z=28$的原子核扮演着重要的角色，但是在天体物理模拟中使用的速率主要依赖于相对简单的单态近似。为了提高天体物理模拟的准确性，需要实验数据来测试电子捕获率，并指导更好的理论模型的发展。这项工作提出了$^{86}$ Kr（$t$，$^{3}$ He+ $γ$）实验在NSCL的结果，从其中提取的伽莫夫-泰勒强度上限高达5兆电子伏的激发能在$^{86}$ Br。推导出的$^{86}$ Kr电子俘获率上限表明，通过单态近似估计的速率太高，基于壳模型和QRPA计算中估计的Gamow-Teller强度的速率更准确。以这种方式测试的QRPA计算用于估计接近$N=50$和高于$Z=28$的78种同位素的电子捕获率。使用这些新的电子捕获率在模拟超新星的影响，而不是基于单态近似的速率进行了研究，表明显着减少的去质子化，影响多信使信号，如中微子和引力波的发射。
2019-08-12 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Evidence for multiple origins of fast declining Type II supernovae from spectropolarimetry of SN 2013ej and SN 2017ahn
II型超新星（SNe）的不同光变曲线形状的起源，以及它们是否来自相似或不同的祖先，已经被积极讨论了几十年。在这里，我们报告了两个快速下降的II型（IIL型）SNe：SN 2013 ej和SN 2017 ahn的分光偏振。SN 2013 ej从爆炸后不久到放射性尾阶段表现出高连续极化，极化角随时间变化。这种偏振行为的起源可以解释为两种不同的非球面结构的组合，即SN喷出物与星周物质（CSM）的非球面相互作用和固有的非球面爆炸。非球形爆炸是缓慢下降的II型（IIP型）SNe的共同特征。相比之下，SN 2017 ahn不仅在光球相，而且在放射性尾相都显示出低偏振。这种在尾相的低偏振，以前从未在其他类型的IIP/L SNe中观察到，表明SN 2017 ahn的爆炸几乎是球形的。这些观测结果意味着IIL型超新星至少有两个不同的起源：它们来自具有不同爆炸性质和/或不同质量损失过程的恒星。这一事实可能表明，13 ej-like IIL型SNe起源于与伴随着非球面CSM相互作用的IIP型SNe相似的祖先，而17 ahn-like IIL型SNe来自更大质量的祖先，其包层中的氢更少。
2021-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova Explosions of Super-Asymptotic Giant Branch Stars: Multicolor Light Curves of Electron-Capture Supernovae
电子俘获超新星（Electron-capture supernova，ECSN）是一颗主序质量为$M_{\rm ms}\sim7-9.5M_\odot$的超渐近巨星分支（super-asymptomatic giant branch，SAGB）恒星的核心坍缩超新星（core-collapse supernova，CCSN）爆发。爆炸发生在核心反弹和随后的中微子加热，是第一原理模拟成功产生的一个独特的例子。这使我们能够获得第一个自洽的CCSN的光变曲线。采用第一性原理模拟得到的爆炸特性，利用$1.5\times10^{50}$ erg的低爆炸能量和$2.5\times10^{-3}M_\odot$的小$^{56}$ Ni质量，对ECSNe进行了多群辐射流体力学计算，给出了不同包层质量和氢丰度的SAGB星的ECSNe的光变曲线。我们证明了一个激波爆发的峰值亮度为$L\sim2\times10^{44}$ erg/s，对于碳尘的情况，它可以蒸发高达$R\sim10^{17}$ cm的星周尘埃，ECSNe的平台亮度和平台持续时间分别为$L\sim10^{42}$ erg/s和$t\sim60-100$ d，在一个平台之后是一个亮度下降$\sim4$的尾部。ECSN显示了一个明亮而短暂的平台，与典型的II型一样明亮高原超新星，和一个微弱的尾巴，可能会受到新生脉冲星的自旋亮度下降。此外，理论模…
2013-06-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear and Electron-Capture Supernovae from Stripped-Envelope Stars
当从富含氢的包层中剥离出来时，初始质量在$\sim$ 7和11 M $_\odot$之间的恒星会发展出大质量的简并核心并坍缩。根据最终的结构和组成，结果可以从热核爆炸到电子捕获超新星（ECSN）中的中子星的形成。最近的研究表明，在这个质量范围内的恒星，当它们的中心密度仍然低于$ρ_{\rm c} \lesssim 10^{9.6}$ g cm $^{-3}$时，可能会引发爆炸性的氧燃烧。这使它们成为Ia型超新星的有趣候选者-我们称之为（C）ONe SNe Ia -并且可能对通过ECSNe形成中子星具有更广泛的意义。在这里，我们模拟了252氦恒星的演化，初始质量在$0.8-3.5$ M $_\odot$范围内，金属丰度在$Z=10^{-4}$和$0.02$之间。我们使用这些模型来约束的中心密度，成分和信封质量在爆炸氧气点火时。我们进一步研究这些属性的敏感性，质量损失率的假设，使用不同的风力效率的其他模型。我们发现，质量在$\sim$ 1.8和2.7 M $_\odot$之间的氦星演化到$1.35-1.37$ M $_\odot$（C）ONE核心，在中心密度在$\rm \log_{10}(ρ_c)\sim 9.3$和9.6之间时引发爆炸性燃烧。我们限制了核心碳燃烧后保留的残余碳的量，并得出结论，它在确定最终结果中起着关键作用：保留超过$\sim 0.005$ M $_\odot$碳的B…
2022-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The origins of low-luminosity supernovae: the case of SN 2016bkv
本文研究了低光度超新星SN 2016 bnx及其早期特殊的相互作用。为此，我们使用CMFGEN代码计算辐射转移模型。由于SN 2016 bnc显示出与其祖先排出的物质相互作用的迹象，它提供了一个很好的机会来限制导致低光度超新星的不确定的演化通道。我们的模型表明，祖先的质量损失率为（6.0 +- 2.0）x 1 e-4 Msun/yr（假设速度为150 km/s）。表面的祖先丰度与太阳的He和CNO含量是一致的。如果SN 2016 b的前身是一颗恒星，那么它就是一颗奇怪的红超巨星，因为某种原因没有经历预期的挖掘。我们认为，祖先更有可能通过二元相互作用进化。一种可能性是主星吸积了伴星上未经处理的物质，避免了进一步的旋转和对流混合，直到超新星爆发。另一种可能性是与低质量恒星合并，主恒星保持低N丰度直到核心崩溃。考虑到现有的合并模型，我们只能对爆炸前的质量施加大约10-20 Msun的宽松约束，根据星云阶段以前的观测约束，更低的值更受欢迎。
2021-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electron-capture supernovae exploding within their progenitor wind
渐近巨星分支（AGB）中质量最大的恒星，也就是所谓的超级AGB星，被认为是在其简并的O+Ne+Mg核中被电子俘获而产生超新星（SNe）的。超级AGB恒星被认为具有高质量损失率的慢风，因此它们的风密度很高。因此，超AGB恒星的爆炸被认为发生在这种密集的风中。我们提供了第一个合成的光变曲线（LC）的爆炸现实的电子捕获超新星（ecSN）的祖先在他们的超级AGB风这样的事件。我们发现，早期LC，即复合波到达底部的富氢信封SN喷出物（高原阶段）之前，不受密集风。然而，在平台阶段之后，当考虑到超级AGB风时，光度仍然较高。我们将我们的结果与蟹状星云的前身SN 1054的历史LC进行了比较，并表明在普通的超级AGB风中ecSN的爆炸可以解释LC特征。我们的结论是，SN 1054可能是一个没有任何额外的极端质量损失的I In型SN，这是以前提出的解释其早期高光度所必需的。我们还表明，我们的LC匹配类型IIn SNe与早期的高原阶段（“类型IIn-P”），并建议他们在超级AGB风ecSNe。虽然某些ecSNe由于其较大的祖核半径而在光谱范围内是明亮的，但它们的X射线光度并不一定会像其他IIn型SNe那样明亮，因为它们的光学光度也是由相互作用提供动力的。因此，我们认为，光学明亮的X射线微弱的IIn型SNe可以出现从ecSNe。光学暗淡的IIn型超新星，如SN 2008 S，如果它们的富氢包层质量很小，…
2014-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Superlinear Type II Superluminous Supernovae 2017fck and 2019cmv: A Possible Origin from Interacting Thermonuclear Supernovae
University of Florida（佛罗里达大学）；Las Cumbres Observatory（拉斯坎伯斯天文台）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Monash University（莫纳什大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）；CIFAR（加拿大先进研究院）；Shady Side Academy（阴影边学院）；University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；University of California（加州大学）；University of Toronto（多伦多大学）
研究超亮超新星2017fck和2019cmv，通过光学测光和光谱分析，结合计算SNe Ia-CSM数值光变曲线模型网格，推断其高CSM质量，为超线性SLSNe-II提供可能的热核起源。
2026-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The electron-capture origin of supernova 2018zd
在白矮星形成和铁核坍缩超新星之间的过渡质量范围（$\sim$ 8-10太阳质量），恒星预计会产生电子捕获超新星。理论上，这些祖先星被认为是超渐近巨星分支星，具有一个简并的O+Ne+Mg核，电子捕获到Ne和Mg核上应该引发核坍缩。然而，还没有一颗超新星被明确地确定来自电子捕获的起源，部分原因是理论预测的不确定性。在这里，我们提出了电子捕获超新星的六个指标，并表明超新星2018 zd是唯一已知的超新星，具有强有力的证据或与所有六个一致：祖先识别，星周物质，化学成分，爆炸能量，光变曲线和核合成。对于超新星2018 zd，我们根据爆炸前图像中的微弱候选者和早期紫外颜色和闪光光谱揭示的化学富集的星周物质来推断超渐近巨星分支祖星。光变曲线形态和星云发射线可以用低爆炸能量和电子俘获超新星中产生的富中子核合成来解释。这一发现提供了对复杂的恒星演化、超新星物理、宇宙核合成和过渡质量范围内的残余种群的深入了解。
2021-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Crab Nebula and the class of Type IIn-P supernovae caused by sub-energetic electron capture explosions
蟹状星云是由什么样的超新星形成的？有几个迹象表明，蟹状星云是由一颗8-10 Msun恒星的次能量爆炸产生的，这似乎与历史观测所显示的高光度相冲突。本文表明，蟹状星云的几个性质最适合于IIn-P型爆炸（具有平台光变曲线的IIn型光谱）。这些事件可能产生于相对较低的能量（1 e50 erg）的爆炸与低56 Ni产额导致的电子捕获SNe（ecSNe），但它们的高光度和IIn型光谱的冲击与CSM的相互作用占主导地位。大约120天后，CSM和喷出物中几乎所有的物质都进入了一个缓慢致密的壳层。在这里为SN 1054提出的方案中，这个薄壳被不断增长的脉冲星风星云加速，产生了今天看到的复杂的细丝网络。不需要调用假设位于Crab外部的不可见的快速SN包络。SNeIIn-P解释了蟹状星云的几个观测特征：（1）没有爆炸波或快速膨胀的SN包层，（2）总质量为5 Msun的薄壳层，（3）尽管动能低，但峰值亮度高，（4）化学丰度与8-10 Msun恒星和低56 Ni产额一致。一些其他的影响进行了讨论，关于其他螃蟹一样的残余物，灰尘的螃蟹丝，多样性的初始质量的SNe IIn，和之间的关联ecSNe和SN冒名顶替者。该模型预测，如果发现SN 1054的光回波，它们将与IIn-P型光谱一致。
2013-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Sensitivity of Type Ia supernovae to electron capture rates
大质量白矮星的热核爆炸被认为可以解释至少一部分Ia型超新星（SNIa）。在热失控之后，燃烧前沿留下的灰烬上的电子捕获决定了压力的损失，这影响了爆炸的动力学和物质的中子过剩。事实上，像$^{54}$ Cr这样的富中子物质的过度产生一直被认为是SNIa的拉塞卡质量模型的一个问题。我提出的SNIa模型的灵敏度研究的结果，弱相互作用的速率，已被直接纳入流体动力爆炸代码。弱率已经按比例放大/缩小了十倍，无论是全球范围内的共同书目来源，或个别选定的同位素。与以前的工作一致，弱利率的不确定性对SNIa的亚亚Kracrasekhar模型的影响几乎可以忽略不计。对Krasekhar-质量模型的动力学和对$^{56}$ Ni的产率的影响也很少。发现对富中子核的核合成的影响最强，如$^{48}$ Ca、$^{54}$ Cr、$^{58}$ Fe和$^{64}$ Ni。对核合成影响最大的物种与对物质中子化贡献最大的同位素并不一致。在最后一种中，有质子、$^{54,55}$ Fe、$^{55}$ Co和$^{56}$ Ni，而主要影响因素是$^{54,55}$ Mn和$^{55-57}$ Fe，这与Parikh等人（2013）的观点不一致，Parikh等人发现SNIa核合成对$^{28}$ Si、$^{32}$ S和$^{36}$ Ar的$β^+$ -衰变速率最敏感。pf壳层核的所有弱速率的最终增加将影响热…
2019-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
The Formation of Electron-capture Supernovae: A Review
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；International Center of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（超新星国际中心，云南省重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University, Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）
本文综述了电子捕获超新星的形成机制，探讨了其前身通道、观测约束及对中子星等领域的潜在影响。
2025-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Faint Population III supernovae as the origin of the most iron-poor stars
银河系中最缺铁的恒星对天体物理学物体的性质提供了重要的观测限制，这些天体使原始气体富含重元素，这些恒星就是从这些物质形成的。其中，最近发现的缺铁恒星SMSS J031300.36-670839.3显示出显著的化学成分，未检测到铁（[Fe/H] $<-7.1$），碳和镁相对于钙的含量大幅增加。我们调查了无金属（人口III）恒星的超新星产量来解释这颗恒星所观察到的丰度模式。我们报告说，高[C/Ca]和[C/Mg]的比例和上限确定的其他元素丰度与核心塌陷超新星（具有正常的爆炸动能$E$的$E_{51}=E/10^{51}$尔格$=1$）或超新星（$E_{51}\geq 10$）的第三人口的25 $M_{\odot}$或40 $M_{\odot}$星的产量很好地再现。最佳拟合模型假设第三星族祖先的爆炸经历了广泛的物质混合和回落，留下了黑洞遗迹。在这些模型中，钙是由静态/爆炸性O燃烧和不完全的Si燃烧在第III族超新星/超超新星，在对比的建议，钙是起源于热CNO循环在超新星前演化。在5颗具有[Fe/H] $<-4.5$的贫铁星中，有4颗碳增强星与$^{56}$ Ni的质量小于10 $^{-3}M_{\odot}$的暗超新星模型一致。
2014-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Subclasses of Type Ia Supernovae as the origin of [α/Fe] ratios in dwarf spheroidal galaxies
最近对Ia型超新星（SNe Ia）的广泛观测揭示了包括SNe Iax在内的多种多样的Ia型超新星的存在。我们介绍了单简并情形下的两种可能的通道：1）亚Ch质量的CO白矮星（WD）中的双爆轰，其中即使在低金属丰度下，He新星之后也会发展出薄的He包层，吸积速率相对较低; 2）Ch质量的可能混合的C+O+Ne WD中的碳爆燃，其中WD风在[Fe/H] ~ -2.5处以高吸积速率发生。超新星Ia的这些子类比“正常”超新星Ia更罕见，并且不影响太阳附近的化学演化，但在随机恒星形成的贫金属系统中可能非常重要。在本星系群的矮球状星系中，由于恒星形成历史的不同，[α/Fe]比在[Fe/H]-2 ~-1.5之间会发生变化。SNe Iax给出了高[Mn/Fe]，而亚Ch质量SNe Ia给出了低[Mn/Fe]，因此现有的观测结果支持包括两者混合的模型。
2015-03-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Properties of Type Ibn Supernovae: Implications for the Progenitor Evolution and the Origin of a Population of Rapid Transients
Ibn型超新星（SNe Ibn）显示出SN喷出物与贫氢星周物质（CSM）之间存在强相互作用的特征。导出SNe Ibn的喷出物和CSM性质为研究大质量恒星的最终演化提供了一个很好的机会。在目前的工作中，我们提出了一个光变曲线（LC）模型的喷出物CSM相互作用，考虑到的过程中，最初创建的高能量光子在正向和反向冲击转换为所观察到的发射在光学。该模型适用于一个样本的SNe伊本和'SN伊本'迅速发展的瞬态。我们发现，通常看到的SN伊本LC，其中一个缓慢的衰减，然后由一个快速衰减的特性峰后行为，自然解释的前向冲击性能从冷却到绝热制度的过渡，而不引入CSM密度分布的变化。快速衰变阶段的（常见的）斜率表明CSM密度梯度（rho_CSM ~ r^{-3}）很陡，推断SN的质量损失率快速增加，这是SN Ibn祖先的一般性质。从导出的喷出物和CSM性质，我们认为，大质量的沃尔夫-拉叶星的初始质量>~ 18 Msun可以是一个潜在的类的祖先。目前的工作还表明，目前缺少的人口的紫外线明亮的快速瞬变的最终质量损失率低于光学SNe伊本，这可以有效地探讨未来的紫外线任务。
2022-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Circumstellar Light Echo as a Possible Origin of the Polarization of Type IIP Supernovae
IIP型超新星（SNe IIP）是最常见的核坍缩型超新星。它们往往在后期表现出偏振度的快速增加。这种时间演化通常被认为起源于内部非球面核的出现，而SN周围的星周（CS）尘埃的偏振散射回波的影响也可能对这种偏振特征有很大的贡献。在这项研究中，我们研究散射回波的SN偏振通过辐射转移模拟不同的几何形状和数量的CS尘埃的影响。人们发现，不对称分布的CS尘埃，这通常是推断为红超巨星，可以重现所观察到的偏振特征。我们已经将我们的结果应用到SNe 2004dj和2006ov，推导CS尘埃的几何形状和数量来解释在这种情况下观察到的偏振特征。对于这两个SNe，斑点状或双极分布的CS灰尘，而不是盘状分布是有利的。在SNe 2004 dj和2006 ov的团块模式（双极CS尘埃模式）中，导出的尘埃质量$M_{\mathrm{dust}}$分别为$\sim 7.5 \times 10^{-4}$ M $_{\odot}$（$\sim 8.5 \times10^{-4}$ M $_{\odot}$）和$\sim 5.2 \times 10^{-4}$ M $_{\odot}$（$\sim 1.3 \times10^{-3}$ M $_{\odot}$）。即使在这种情况下，该过程不会在所观察到的偏振信号中发挥主导作用，这种效应原则上应该有助于它，其强度取决于CS尘埃的性质。因此，在通过偏振观测讨论超新星爆发的…
2017-09-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutron star masses from electron-capture supernovae under equation-of-state uncertainties
INFN, Sezione di Pisa（意大利国家核物理研究所比萨分部）；Dipartimento di Fisica, Università di Pisa（比萨大学物理系）
该研究分析了状态方程不确定性对电子俘获超新星产生的低质量中子星质量的影响，明确了其质量范围，指出最轻中子星或来自其他非标准形成通道。
2026-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Population Synthesis Study on the Binary Origin of Type Ibn Supernovae
本文通过双星种群合成计算研究Ibn型超新星的起源，发现低质量氦星在近距离双星中爆炸可解释其观测事件率，而He星与致密天体并合只能解释一小部分。
2025-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
An asymmetric explosion as the origin of spectral evolution diversity in type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）形成了一种观测上一致的恒星爆炸类型，因为更明亮的物体具有较小的衰减率。这种单参数行为使得Ia超新星可以被校准为宇宙学的“标准烛光”，并导致了加速宇宙的发现。然而，最近的调查显示，Ia超新星的真正性质更为复杂。理论上，有人认为最初的热核火花是在偏离白矮星（WD）祖先中心的地方点燃的，这可能是爆炸前对流的结果。在观测上，Ia超新星光谱演化的多样性超出了光度下降率的关系，这是一个尚未解决的问题。在这里，我们报告的频谱多样性是随机方向的结果，从一个不对称的爆炸被视为。我们的研究结果表明，光谱演化的多样性不再是一个问题，在使用超新星Ia作为宇宙学标准蜡烛。此外，这表明，点火偏离的中心是超新星Ia的一般特征。
2010-06-30 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The CO White Dwarf + Intermediate Mass/Massive Star Binary Evolution: Possible Merger Origins for Peculiar Type Ia and II Supernovae
双星恒星演化是引发超新星等瞬变事件的重要途径。虽然双星的共同包层（CE）、CE的结果和CE阶段SN爆炸的条件都不确定，但有人认为CE阶段可以触发SN爆炸。在这项工作中，我们探索的形成和演化路线的碳/氧（CO）WD的二进制为了调查合并的CO WD和核心的非简并恒星在CE阶段作为可能的起源SNe下的核心合并爆炸（CMD）的情况下，考虑几个二进制物理模型。CO WD +中等质量正常（非简并和富氢）恒星双星的演化导致CE阶段的合并仍然可能触发Ia型SNe（SNe Ia）在不同的模型下与星周物质的相互作用。与其他CE合并事件相比，CE阶段内CO WD与He（非简并和富氦）恒星核心之间的合并是罕见的。这两个通道可能会产生特殊的超新星Ia，如过亮/超钱德拉塞卡质量超新星Ia，因为它们中的某些部分具有组合的核心质量$\geq2M_\odot$。在CO WD +大质量恒星（$\geq8M_\odot$）CE事件通道中，我们发现CO WD与大质量恒星He核的合并速率为（0.85 - 12.18）$\times10^{-5}{M_\odot}^{-1}$，可能引发类似SN 2006 gy的II型超亮超新星，其延迟时间在34 - 120 Myr之间。我们基于CMD模型的结果与奇异SNe的观测结果是一致的。
2021-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Common Origin of Normal Type Ia Supernovae Suggested by the Photometric Diversity
本文基于67颗早期正常Ia型超新星的光度观测，发现EExSNe Ia具有更长上升时间、更亮峰值和早期B−V“红色凸起”特征，并提出薄氦层双爆轰情景可统一解释正常Ia型超新星的光度多样性。
2025-07-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electron-capture supernovae in NS+He star systems and the double neutron star systems
本文系统研究了NS+He星系统中的电子俘获超新星，给出了产生EC-SNe的初始参数空间，发现初始氦星质量和最小初始轨道周期随金属丰度增加，并验证了低速度中子星反冲可形成大多数观测到的双中子星系统及轻度再循环脉冲星。
2024-04-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the double-degenerate scenario for Type Ia supernovae from merger ejected matter
我们在Ia型超新星（SNe Ia）的双简并（DD）场景的特定情况下跟踪WD-WD合并过程中排出的质量，并发现SN喷出物与由此产生的风的相互作用影响早期（第一天）光变曲线，如果爆炸发生在合并后不久（即，$10^3~{\rm sec} \lesssim t_{\rm exp} \lesssim 1~{\rm day}$）。被驱逐的物质的主要来源是盘风，或在合并的粘性阶段由围绕更大质量WD的吸积盘发射的射流。这种盘源物质（DOM）将受到超新星爆炸喷出物的冲击和加热，导致早期光变曲线中的额外辐射。这种增强的早期辐射可以被解释为起源于一个半径为一个太阳半径或更大的祖先的爆炸，这与SN 2011 fe的观测结果相冲突。
2014-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Drawing the line between explosion and collapse in electron-capture supernovae -- I. Impact of conductive flame speeds and ignition conditions on the explosion mechanism
Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；Theoretical Division, Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室理论部）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Astrophysics Research Centre, Lennard-Jones Laboratories, Keele University（基尔大学天体物理研究中心）；Kavli IPMU (WPI), The University of Tokyo（东京大学 Kavli 宇宙粒子与宇宙学起源前沿国际研究中心（WPI））
本研究通过3D水动力学模拟探讨了电子捕获超新星中爆炸与坍缩的转变条件，发现层流火焰速度和点火条件对爆炸机制有关键影响。
2026-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosive nucleosynthesis in core-collapse supernovae
通过快速中子俘获（r-过程）产生比铁重的一半元素的具体机制和天体物理学位置仍有待发现。为了重现太阳系和古老晕星的丰度，至少需要两种成分：重r-过程核（A>130）和对应于较轻重核（A<130）的弱r-过程。在这项工作中，我们提出了核合成研究的基础上的轨道流体动力学模拟核心坍缩超新星和随后的中微子驱动的风。我们表明，弱的r-过程元素可以产生中微子驱动的风，我们把它们的丰度从新生的中子星的中微子发射。根据最新的流体动力学模拟，重r过程元素不能在中微子驱动的风中合成。然而，通过人为地增加风熵，可以制造高达A=195的元素。用这种方法，人们可以模拟出发生r过程的喷出物的一般行为。我们用它来研究核物理输入（核质量，中子俘获截面，β-延迟中子发射）和长期动力学演化对最终丰度的影响。
2010-12-22 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Exploring GRBs and supernovae connection: does a superluminous hypernova population exist?
本文回顾了超长伽马射线暴与超亮超新星之间可能存在的联系，重点分析了GRB 111209A/SN 2011kl等关键事件、前身星与宿主星系的作用以及磁星中心引擎等模型，指出需进一步观测和理论研究以确定是否存在超亮超新星族群。
2025-05-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Extremely $^{54}$Cr- and $^{50}$Ti-rich presolar oxide grains in a primitive meteorite: Formation in rare types of supernovae and implications for the astrophysical context of solar system birth
我们报告了19个前太阳氧化物颗粒的Orgueil CI陨石与大量富集的$^{54}$铬，与$^{54}$铬/$^{52}$铬的比例范围从1.2到56倍的太阳值。最富集的晶粒在质量50时也表现出富集，很可能部分是由于$^{50}$ Ti，但接近正常或耗尽的$^{53}$ Cr/$^{52}$ Cr比。$^{54}$ Cr富集与晶粒尺寸之间有很强的反相关性;最极端的晶粒直径均<80 nm。同位素数据与核合成计算预测的比较表明，这些颗粒最有可能起源于稀有的高密度Ia型超新星（SNIa）或电子捕获超新星（ECSN），后者可能发生在质量为8 - 10 M $_\odot$的恒星演化的最后阶段。这是第一个证据，保存前太阳颗粒从任何类型的超新星。ECSN起源是有吸引力的，因为这些可能比高密度的SNIa发生得更频繁，它们的演化时间尺度（$\sim$ 2000万年）与分子云相当。来自ECSN的太阳母云的自污染可以解释行星材料中富含n的同位素异常的不均匀分布，包括最近报道的太阳系中Mo同位素的二分法。三种含有太阳$^{54}$ Cr/$^{52}$ Cr的颗粒，但$^{50}$ Cr或$^{53}$ Cr的异常，以及富含$^{57}$ Fe的颗粒的恒星起源尚不清楚。
2018-03-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modelling the chemical enrichment of Population III supernovae: The origin of the metals in near-pristine gas clouds
最贫金属、高红移的阻尼莱曼α系统（DLAs）为研究最初几代恒星提供了一个窗口。在本文中，我们提出了一个新的模型来调查近原始DLA人口的化学富集。这个模型解释了富集的恒星星族的质量分布，超新星的典型爆炸能量，以及有助于富集这些DLA的恒星的平均数量。我们进行了极大似然分析，这些模型参数使用所观察到的相对元素丰度（[C/O]，[Si/O]，和[Fe/O]）的11个最贫金属DLA目前已知的。我们发现，富集了这个贫金属DLA样品的恒星的质量分布可以很好地描述为Salpeter-like IMF斜率在M > 10 M_sun，一个典型的贫金属DLA已经富集了< 72颗大质量恒星（95%的置信度），质量< 40 M_sun。推断的典型爆炸能量（E_exp = 1.8^{+0.3}_{-0.2} x10^51 erg）略低于最近的贫金属晕星富集模型所发现的能量。这些限制表明，我们样本中的一些贫金属DLAs可能已经被星族II恒星富集。使用我们的富集模型，我们还推断出一些典型的物理性质的最贫金属的DLAs。对于氧相对丰度[O/H] ~-3.0的系统，我们估计恒星的总质量含量为log 10（M_*/M_sun）= 3.5^{+0.3}_{-0.4}，总气体质量为log 10（M_gas/M_sun）= 7.0^{+0.3}_{-0.4}。
2019-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
