Asymmetry and the Nucleosynthetic Signature of Nearly Edge-Lit Detonation in White Dwarf Cores
大多数Ia型超新星的主要爆炸场景都涉及到白矮星通过爆炸波的核焚化。关于这种爆炸实际上可能如何发生，已经提出了几种设想，但爆炸发生的确切机制和环境仍然未知。我们探讨了一个偏离中心引发爆轰的玩具模型-一个预膨胀的近拉塞卡质量的白矮星的核合成产额产品的空间分布的影响。我们发现，一个单一的点近边缘点燃爆炸的结果在密度和热分布的不对称性，特别是膨胀的时间尺度，在整个超新星喷出物。我们证明，这种不对称的热力学轨迹应该是常见的偏心爆炸，少量的恒星燃烧前爆炸。的灵敏度上的扩展时标的结果在一个不对称的分布的元素合成的反应产物的产率。我们将超新星模型中产生的各种元素的质心的移动制成表格，并发现硅之后的元素的奇偶模式。我们的计算表明，在碳氧白矮星偏离中心的单点爆炸的标志是显着的组成不对称性，在其残余物，承担潜在的可观察到的签名在速度和坐标空间，包括元素镍的质量分数，从一个因素的变化从一侧的残余物到另一个2至3。
2011-09-16 astro-ph.SR
Presolar Grains As Probes of Supernova Nucleosynthesis
本文综述含44Ti等前太阳超新星颗粒的同位素证据，讨论超新星核合成、混合机制及陨石同位素异常的成因与未来方向。
2024-10-25 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosion and nucleosynthesis of low redshift pair instability supernovae
最近的观测和恒星演化模型都表明，在本宇宙中可能发生对不稳定超新星（PISNe），其金属丰度低于Z_Sun/3。以前的PISN模型大多是在早期宇宙的背景下在非常低的金属丰度下产生的。我们提出了新的PISNe模型在Z=0.001的金属丰度，这是相关的本地宇宙。我们采用Langer et al.（2007）提出的初始质量为150和250太阳质量、金属丰度为Z=0.001的对不稳定祖先的自洽恒星演化模型，并使用包含200种同位素的广泛核网络的流体力学恒星演化代码，跟踪这些模型在超新星爆炸中的演化。两种模型都以PISNe的形式爆炸，而不会留下致密的恒星残骸。我们的模型产生的核合成模式，一般是类似于人口III PISN模型，其主要特点是生产大量的α-元素和强烈缺乏的奇数电荷的元素。然而，我们模型中的奇偶效应明显弱于人口III模型中的奇偶效应。与核心坍缩超新星在类似的金属丰度（Z=0.002）的核合成产率的比较表明，PISNe可能强烈影响Z=0.002以下的化学演化，假设一个标准的初始质量函数。奇偶效应预计是最突出的硅和钙之间的中间质量元素。随着未来对星族II恒星化学丰度的观测，我们的结果可以用来限制我们银河系过去演化过程中发生的PISNe的数量。
2014-05-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthetic yields of intermediate-mass primordial to extremely metal-poor stars
节录。我们的目标是更好地解释演化和命运，并确定原始和EMP金属丰度之间的中等质量恒星（Z = 1e-10，1e-8，1e-7，1e-6和1e-5）的更新核合成产额。我们还探讨了最古老的中等质量恒星的核合成在渐近巨星分支（AGB）阶段的不确定性。我们使用Monash-Mount Stromlo恒星演化代码MONSTAR分析了模型从其主序列到热脉冲AGB（TP-AGB）到其演化的最新阶段的演化。结果用代码MONSOON进行后处理，该代码允许测定高达62Ni的77种物质的核合成产率。正如在以前的作品中报道的那样，我们在我们的最低质量最低Z模型中确定了质子摄入事件（PIEs）。Z = 1e-10和Z = 1e-8的模型，在一个狭窄的初始质量范围内，大约5 Msun，经历了热脉冲的停止，它们作为I1/2型超新星的最终命运不能被丢弃。所有初始质量约为6 - 7 Msun的模型都经历了腐蚀性的第二次疏浚，并在其外壳中经历了显着的金属富集。这使他们能够发展出类似太阳的TP-AGB或TP-super-AGB，最终成为白矮星。除了那些经历热脉冲的停止，我们所有的模型都显示出有效的第三次疏浚和热底燃烧的核合成签名，与激活的NeNa循环和MgAlSi链。这导致大量CNO的产生，典型的[N/Fe]> 4），以及特征丰度标记[N/Fe]>[C/Fe]>[O/Fe]。由于输入物理的差异（主要涉及对流和对流边界）…
2022-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining The Single-Degenerate Channel of Type Ia Supernovae With Stable Iron-Group Elements in SNR 3C 397
最近，SNR 3C 397的朱雀X射线光谱表明Ni、Mn、Cr和Fe的稳定铁族元素丰度增加。为了解决3C 397的祖先和爆炸机制的关键问题，我们计算核合成产量从一套多维流体动力学模型在近Kazrasekhar质量，单简并范式超新星Ia型。改变祖先白矮星的内部结构，成分，点火和爆炸机制，我们发现最好的匹配观察到的3C 397的铁峰元素是致密的（中心密度$\ge$ 6 $\times$ 10 $^{9}$ g cm $^{-3}$），低碳白矮星经历了一个弱的，中心点燃爆燃，随后爆炸。产生的$^{56}$ Ni的量与正常或明亮的正常Ia型超新星一致。一个中心点燃的，低中心密度（$\simeq$ 2 $\times$ 10 $^{9}$ g cm $^{-3}$）的祖先白矮星，在文献中经常被认为是一个纯粹的爆燃，也被发现产生良好的协议与3C 397核合成产额，但导致一个亚发光的超新星Ia事件，与X射线线宽数据相冲突。此外，在以前的工作，提出了一个大的超太阳的SNR 3C 397的白矮星祖金属丰度，我们发现令人满意的协议，太阳和太阳下的金属丰度祖。我们讨论了一系列的影响，我们的研究结果为单简并通道。
2017-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Explosion Mechanism of Core-Collapse Supernovae and Its Observational Signatures
大质量恒星的死亡被许多谜团所笼罩。其中之一是将简并铁核的坍缩转变为爆炸的机制，这一过程决定了超新星爆炸的能量、幸存的致密残骸的性质以及核合成产额。由于现代时域天文测量和对爆炸机制的新测试成为可能，核心坍缩超新星观测的数量一直在加速增长。我们回顾了参数化超新星爆炸模型的预测，并将其与从观测到的光变曲线、光谱和中子星质量推断出的爆炸性质进行了比较。
2020-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Presolar grain dynamics: creating nucleosynthetic variations through a combination of drag and viscous evolution
对太阳系天体的陨石学研究显示了核合成不均匀性的证据，这些不均匀性是从太阳前的小颗粒（< 10 $μ$ m）继承而来的，这些颗粒是在我们自己以外的恒星环境中形成的。这些颗粒的初始分布和随后的演变目前是不受约束的。使用3D，气体尘埃模拟，我们发现，同位素变化的顺序上观察到的太阳系可以产生和维持的阻力和粘度。小颗粒被拖径向向外没有大小/密度排序的粘性膨胀和逆反应，丰富的外盘与前太阳粒。同时，主要由硅酸盐组成的大聚集体由于阻力而径向向内漂移，进一步丰富了外盘中的前太阳粒的相对部分，并稀释了内盘。木星外的富集聚集体的晚期积累可以解释在太阳系天体中观察到的一些同位素变化，例如碳质陨石中超新星衍生物质的富集。我们还看到了内盘中同位素变化的证据，这可能意味着顽火辉石和普通的顽火辉石形成于更靠近太阳的地方。初始的不均匀性在前太阳能颗粒分布，不连续增强分散扩散，径向表面流动，和/或行星的相互作用在整个寿命的光盘。对于更年轻、更大质量的圆盘，我们预计湍流扩散会更加均匀，这表明尘埃演化在形成太阳系同位素异常方面发挥的作用比最初想象的更重要。
2022-03-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnesium Isotopic Detection in Cool Stars: Tracing Nucleosynthetic Signatures from MgH Features
University of Canterbury（坎特伯雷大学）
研究通过MgH分子特征分析M型至G型恒星中镁同位素比例，评估其核合成信号的可靠性，并探讨铕和钡与镁同位素的比例关系。
2026-08-27 astro-ph.SR
Partly burnt runaway stellar remnants from peculiar thermonuclear supernovae
我们报告发现了三颗恒星，以及原型LP 40 -365，形成了一类独特的化学性质奇特的逃逸恒星，它们是热核爆炸的幸存者。光谱分析发现，四颗已确认的LP 40-365恒星的大气层中，以ONe为主，富含数量相当的部分O-和Si-燃烧的核灰烬。运动学证据与双星超新星祖先的抛射是一致的;至少有两颗恒星的静止坐标系速度表明它们没有被银河系束缚。质量和半径分别在0.20-0.28 Msun和0.16-0.60 Rsun之间，我们推测这些膨胀的白矮星是特殊的Iax型或电子捕获超新星的部分燃烧残余物。采用文献中的超新星速率，我们估计在盖亚任务结束时，大约20颗亮度超过19等的LP 40 -365恒星应该在距离太阳2千秒差距内被探测到。我们认为，当它们冷却时，这些恒星将在它们的光谱外观上进化，最终成为奇特的富O白矮星。最后，我们强调新的LP 40 -365恒星的发现将有助于进一步限制它们的演化，为爆炸机制，超新星速率和特殊热核爆炸的核合成产率的建模提供关键的边界条件。
2019-06-07 astro-ph.SR
Binary-Stripped Stars as Core-Collapse Supernovae Progenitors
大多数大质量恒星在其生命周期中都会经历双星的相互作用，这会改变被剥离的恒星的表面和核心结构，对它们最终成为核心坍缩超新星的命运产生重大影响。然而，迄今为止，核心坍缩超新星的模拟几乎完全集中在单个恒星的演化上。我们提出了一个系统的模拟研究的单一和双剥离的恒星具有相同的初始质量的候选人的核心坍缩超新星（11 - 21 M $_{\odot}$）。一般来说，我们发现，双星剥离的恒星核心往往是不那么紧凑，更突出，更深的硅/氧界面，并优先爆炸相应的相同初始质量的单星。这两种演化模式之间的行为二分法将对超新星统计数据产生重要影响，包括最终的中子星质量、爆炸能量和核合成产额。被剥离的双星残余物也很有可能填充最重的中子星和最轻的黑洞之间可能存在的质量差。我们的工作在两个方面有所改进，因为我们自洽地解释了坍缩前的恒星演化和随后的爆炸结果。即便如此，我们的研究结果强调需要更详细的恒星演化模型，以捕捉爆炸结果的敏感性。
2021-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Strontium-84 Enrichments in Presolar Grains Provide First Evidence of p-process Nucleosynthesis in Core-collapse Supernovae
University of Louisiana at Lafayette（路易斯安那大学拉斐特分校）；International Health Research Institute（国际健康研究所）；Lawrence Livermore National Laboratory（劳伦斯利弗莫尔国家实验室）；Konkoly Observatory, Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, HUN-REN（孔科利天文台，匈牙利研究网络天文学与地球科学研究中心）；CSFK, MTA Centre of Excellence（CSFK，匈牙利科学院卓越中心）；NuGrid Collaboration（NuGrid合作组织）；University of Bayreuth（拜罗伊特大学）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare - Laboratori Nazionali del Sud（意大利国家核物理研究所南方实验室）；Institute of Physics and Astronomy, ELTE, Eötvös Loránd University（罗兰大学物理与天文学研究所）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）；Clemson University（克莱姆森大学）；Department of Geoscience, University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校地质科学系）；Washington University（华盛顿大学）
本研究通过检测前太阳颗粒中的84Sr富集，首次提供了核心坍缩超新星中p过程核合成的观测证据。
2026-01-29 astro-ph.SR
Double-detonation sub-Chandrasekhar supernovae: can minimum helium shell masses detonate the core?
亚克拉塞卡质量的白矮星通过双爆轰方案的爆炸是Ia型超新星的一个潜在解释。在这种情况下，氦层中的表面爆炸引发下面的碳/氧核心中的爆炸，导致爆炸。对于一个给定的核心质量，一个下限已被确定在氦闪光，这是一个必要的先决条件，爆炸的动态燃烧所需的氦壳的质量。对于一个范围内的核心和相应的最小氦壳质量，我们调查是否假设的表面氦爆炸是能够触发随后的爆炸，即使在这种限制的情况下，在核心。我们进行了流体动力学模拟的共同扩大欧拉网格在两个维度假设旋转对称。爆炸传播使用水平集方法和一个简化的核反应方案，已校准了一个大型的核网络。相同的网络用于在后处理步骤中确定详细的核合成丰度。基于文献中的近似爆轰引发准则，我们发现所有模拟模型都触发了次级核爆轰，核质量从0.810到1.385 M_solar，相应的壳质量从0.126到0.0035 M_solar。这意味着，一旦爆炸在覆盖碳/氧白矮星的氦壳中触发，随后的核心爆炸几乎是不可避免的。
2010-10-22 astro-ph.SR
A Data-Driven Model for Abundances in Metal-poor Stars and Implications for Nucleosynthetic Sources
本文基于195颗贫金属星的丰度数据构建模型，区分核心坍缩超新星与双中子星并合对Fe、Sr、Ba、Eu的贡献，发现BNSMs对Sr的平均贡献约为CCSNe的3倍，并通过参数化r过程研究验证了与模拟条件的一致性。
2023-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-dimensional delayed-detonation models with nucleosynthesis for Type Ia supernovae
我们提出了一套14个三维，高分辨率流体动力学模拟延迟爆轰模型Ia型超新星（SN Ia）爆炸的结果。该模型套件包括第一套三维超新星Ia模拟与详细的同位素产量信息。因此，它可以作为一个数据库，用于计算克拉塞卡质量延迟爆轰模型核合成产率，并用于推导合成观测值，如光谱和光变曲线。我们采用了一个物理激励，随机模型的基础上湍流速度波动和燃料密度计算现场的爆燃到爆轰转变（DDT）的概率。为了获得爆燃阶段的不同强度，从而获得不同程度的预膨胀，我们选择了一系列初始模型，分别为1、3、5、10、20、40、100、150、200、300和1600（两种不同的实现）中心密度为2.9 × 10^9 gcc的流体静力学白矮星中的点火核，此外，还有一个高中心密度（5.5 x 10^9 gcc）和一个低中心密度（1.0 x 10^9 gcc）的100点火核心构型。对于每一个模拟，我们都通过用384个核素的反应网络对10^6个示踪粒子进行后处理来确定详细的核合成产额。所有的延迟爆炸模型都会导致白矮星爆炸，产生0.32到1.11太阳质量的56 Ni。作为一般趋势，模型预测稳定的富中子铁族同位素不是在最低速度下发现的，而是在围绕富56镍核的壳层中以中等速度（~ 3，000 - 10，000 km/s）发现的。模型还预测了相对低速的氧和碳，典型的最小速度分别约为4，000和10，000 km/s。
2012-11-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor neutron stars of the lightest and heaviest millisecond pulsars
最近对两颗毫秒双星PSR J 1614 -2230和PSR J 0751 +1807的质量测量结果分别为M=1.97+/-0.04 Msun和M= 1.26 +/-0.14 Msun，表明这类天体的质量范围很广，而且可能也是核塌缩超新星中诞生的中子星的质量范围很广。从零年龄主序双星阶段出发，考虑PSR J1614-2230和PSR J 0751 +1807形成前演化阶段的差异，推断它们的出生质量。利用双星演化的模拟，我们重建了导致PSR J1614-2230和PSR J 0751 +1807形成的演化轨迹。我们详细分析了中/低质量X射线双星中由于物质吸积而导致的自旋演化。我们考虑两个状态方程的致密物质，一个纯核子物质和其他一个包括高密度软化由于超子的出现。利用广义相对论中的定常和轴对称恒星组态，以及最近提出的磁矩模型和观测激发的磁场衰减定律。中子星PSR J 0751 +1807和PSR J1614-2230的估计出生质量分别可能低至1.0 Msun和高达1.9 Msun。这些值弱依赖于状态方程和假设的磁场模型及其吸积引起的衰减。再生中子星的前身中子星的质量跨度很大，从1.0 Msun到1.9 Msun。包括可能与PSR J 0751 +1807相关的缓慢Roche叶分离阶段的影响，将使质量下限更低。一个关于核心坍缩超新星的现实理论应该可以解释这个大范围的质量。
2015-12-31 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
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
Nucleosynthesis of Pop III and Fe-enriched Pop II Pair-Instability Supernovae
Beijing Normal University（北京师范大学）；The University of Tokyo（东京大学）；The Chinese University of Hong Kong（香港中文大学）；GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung（德国重离子研究中心）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
研究第III星族和富铁第II星族对不稳定超新星的核合成特征。通过探索第III星族PISNe的演化及核合成，研究反应速率不确定性影响；利用时间相关对流模型研究第II星族PISNe，揭示其独特化学特征，为识别早期宇宙PISN遗迹提供诊断。
2026-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in the Innermost Ejecta of Neutrino-Drive Supernova Explosions in Two Dimensions
我们研究的核合成在最里面的，中微子处理的喷出物（几个$10^{-3}\,M_\odot$）的自洽的，两维爆炸模型的核心坍缩超新星的六个不同的初始质量的祖星。三个模型的初始质量接近超新星范围的低质量端，$8.8\,M_\odot$（e8.8;电子捕获超新星），$9.6\,M_\odot$（z9.6）和$8.1\,M_\odot$（u8.1），初始金属丰度分别为太阳金属丰度的1，0和$10^{-4}$倍。另外三个是太阳金属丰度模型，初始质量分别为$11.2\,M_\odot$（s11）、$15\,M_\odot$（s15）和$27\,M_\odot$（s27）。低质量模型e8.8、z9.6和u8.1对于从Zn到Zr的轻反式铁元素表现出100- 200的高生产因子（相对于太阳的核合成丰度）。这与这些模型中富含中子的物质的明显喷射有关。值得注意的是，祖细胞e8.8和z9.6的核合成结果几乎是相同的，包括有趣的$^{48}$ Ca和$^{60}$ Fe的产生，而不管它们在坍缩之前的核（O-Ne-Mg和Fe）是完全不同的。在质量更大的模型s11、s15和s27中，产生了几种轻反式铁元素的富质子同位素，包括$p$同位素$^{92}$ Mo（s27），其生产因子高达$\sim$ 30。因此，低质量端附近的电子捕获和核心坍缩超新星都可能是银河系轻反式铁元素（从Zn到Zr）的主要贡献者，可能还有$^{…
2017-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Mass Distribution of Population III Stars
极贫金属的恒星是关于大质量第三星族恒星性质的独特信息。模的几个元素，随着恒星演化，目前在极端贫金属恒星的光球丰度观察到的是其出生的气体云组成的代表。由于这个原因，极端贫金属恒星的化学性质密切反映了来自大质量第三星族恒星的超新星的核合成产率。在这里，我们从文献中整理了53颗极贫金属恒星的详细丰度，并推断出它们的第三星族祖先的质量。我们拟合了一个简单的初始质量函数的一个子集的29个推断的第III星族恒星质量，并发现质量分布是很好地代表了幂律IMF指数$α= 2.35^{+0.29}_{-0.24}$。从第三星族大质量恒星中推断出的超新星的最大祖先质量是$M_{\rm{max}} = 87^{+13}_{-33}$ M $_\odot$，我们在我们的样本中没有发现质量超过$\sim$ 120 M $_\odot$的恒星的贡献。最小质量与第三星族超新星的理论质量下限非常一致。我们的结论是，IMF的大规模人口III星是一致的初始质量函数的今天的大质量恒星，很可能已经形成的恒星远低于超新星质量的限制，可以生存到今天。
2017-04-03 astro-ph.SR
Fates of the oldest intermediate-mass stars - Primordial to Extremely Metal-Poor AGB and Super-AGB Stars: White Dwarf or Supernova progenitors
摘要：更好地了解大多数贫金属恒星的演化和核合成产率。Z<=10^-5）是至关重要的，因为它们是原始宇宙历史大图景的一部分。然而，恒星演化的许多未知之处在于这些物体的诞生、生命和死亡。本文综述了现有文献中关于中等质量Z<=10-5的恒星演化模型，重点讨论了它们的最终命运问题。混合事件的深度和效率对于确定电子捕获超新星形成的质量极限至关重要，但我们对这些现象的了解并不完整，因为它们受到输入物理选择的强烈影响。我们还考虑了替代的SNI 1/2通道，以在最贫金属的IMS中形成SNe。在这种情况下，关键是要了解热脉冲AGB的演变，直到后期阶段。有效的第二次挖掘，以及后来的第三次挖掘，可能会污染恒星的外壳，足以让恒星以一种非常类似于较高初始Z物体的方式经历热脉冲。低效的第二次和/或第三次挖掘可能会留下一个几乎原始的包层，无法维持强烈的恒星风。这可能会让氢耗尽的核心在包层消失之前增长到M_Ch，从而让恒星爆炸为SNI 1/2。在回顾了关于这两种可能的SNe形成通道的现有信息之后，我们讨论了金属丰度Z<=10^-5的恒星的现有核合成产额，并给出了一个Z=10^-5的热脉冲超AGB星的核合成计算实例。我们将理论预测与检测到的最低[Fe/H]对象的观测进行比较。审查结束讨论目前的开放问题，以及可能富有成效的途径，为未来的研究。
2018-10-01 astro-ph.SR
Type Ia supernovae from exploding oxygen-neon white dwarfs
Ia型超新星（SNe Ia）的起源问题仍然没有解决。这些事件中的大多数被认为是碳氧（CO）白矮星（WD）的爆炸，但对于许多爆炸场景，特别是那些涉及外部触发爆炸的亚克拉塞卡质量WD（亚M Ch WD），也有可能有氧氖（ONe）WD作为祖先。我们模拟了ONe WD的爆炸，并从这些模型计算合成观测量。并将计算结果与相似质量的COWD中的爆轰和超新星Ia的观测数据进行了比较。我们进行流体动力学爆炸模拟的爆炸在最初的流体静力学ONe WD的范围内的质量低于Mrachasekhar质量（M Ch），然后详细的核合成后处理与384-同位素核反应网络。结果被用来计算合成光谱和光变曲线，然后与观测的Ia超新星进行比较。我们还进行了二元进化计算，以确定涉及ONe WD的SNe Ia的数量相对于其他有前途的祖通道的数量。亚M Ch ONe WD中模拟爆轰的喷出物结构与CO WD相似。然而，在质量分数和喷出物的速度有小的系统偏差。这些导致光谱特征系统地较少蓝移。然而，我们的ONe WD爆炸的合成观测值是类似的CO模型。我们的二元进化计算表明，一个显着的分数（3-10%）的潜在的祖系统应该包含一个ONe WD。我们的ONe模型与我们的CO模型的可比质量（1.2 Msun）的比较表明，蓝移较少的光谱特征更适合观测，虽然他们是太亮的正常SNe Ia。
2015-06-18 astro-ph.SR
Explosive nucleosynthesis with fast neutrino-flavor conversion in core-collapse supernovae
快速中微子味转换（FFC）是核心坍缩超新星（CCSN）理论中可能改变游戏规则的成分。在本文中，我们研究的影响，包括FFC与非对称中微子发射到核合成计算参数的方式结合爆炸核合成的影响。我们发现，喷出物的组成是没有明显的影响，FFC比Co轻的元素，而组成的影响，FFC的较重的元素。我们还发现，FFC的作用取决于中微子发射的不对称程度（$m_{\rm asy}$）和中微子味混合的程度。FFC对$m_{\rm asy}$的影响不是单调的，当$m_{\rm asy}$达到$\sim 10\%$时，喷出物成分的变化比无FFC时增大，而FFC对超大非对称中微子发射（$\gtrsim 30 \%$）的核合成影响很小.我们的研究结果表明，FFC有利于在大多数情况下，富中子的喷出物的生产，虽然它使喷出物更富质子，如果反中微子的转换比中微子的转换更有力。这种趋势的关键因素是中微子吸收，其对核合成的影响可以通过简单的诊断来量化。
2022-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double detonations of sub-Chandrasekhar mass CO white dwarfs: Can different core and He shell masses explain variations of Type Ia supernovae?
具有氦壳层的亚克拉塞卡质量碳氧白矮星（CO WD）被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的祖先。如果这是真的，那么由此产生的热核爆炸应该能够解释至少部分超新星Ia的观测范围。为了研究这一点，我们进行了参数研究的基础上的三维模拟的CO WD与He壳的双爆轰，假设不同的核心和壳质量。模型中还包括了壳层中C的混合物和太阳金属丰度。水动力学模拟使用AREPO代码进行。这使得我们能够以高的数值分辨率跟踪He壳爆轰，并提高了预测核合成壳爆轰产额的可靠性。向壳中添加C导致56 Ni的产量较低，而包括太阳能金属丰度增加了IME的产量。在太阳金属丰度下，更高质量元素的生产进一步转移到稳定同位素。此外，我们发现不同的核心爆轰点火机制取决于核心和壳质量配置。这对喷出物的结构有影响。我们提出的热光变曲线预测从我们的爆炸模拟使用的辐射转移代码ARTIS，并与超新星Ia数据进行比较。我们的模型的辐射热光变曲线显示了一系列的亮度，能够解释次发光到正常的Ia超新星。我们显示的模型测辐射热的宽度-光度的关系相比，数据的视角范围。我们发现，平均而言，我们更明亮的模型位于观测数据范围内。喷出物的不对称性产生了广泛的可观测值分布，这可能是数据中异常值的原因。然而，与数据相比，模型高估了这一程度。我们还发现，超过40天的热辐射下降率出现系统比数据快。（节略）
2021-02-12 astro-ph.SR
Bayes' theorem and early solar short-lived radionuclides: the case for an unexceptional origin for the solar system
在早期太阳系中存在过量的短寿命放射性核素，这在陨石中得到了证明，这证明了与外来核合成源（包括超新星或AGB星）的近距离接触。对早期太阳系中这些已灭绝核素的不同来源的可能性进行的分析表明，它们的丰度不是外来的，而是典型的恒星形成区域，就像今天在银河系中观察到的那样。因此，早期太阳系的放射化学是普通的，是分子云固体广泛平均化的结果。
2016-05-23 astro-ph.EP 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
Detailed Abundances of Two Very Metal-Poor Stars in Dwarf Galaxies
在矮球状星系（dSphs）中，大多数贫金属的恒星可以显示出一个或几个超新星的核合成模式。这些超新星的金属丰度可能为零，使得贫金属的dSph星成为与第三星族恒星最接近的幸存恒星。贫金属dSph星也有助于揭示银河系晕的形成机制。我们提出了详细的丰度从凯克/HIRES光谱两个非常贫金属的恒星在两个银河系dSphs。其中一颗在玉夫座dSph中的恒星的[Fe I/H] =-2.40。另一颗恒星位于小熊座dSph，[Fe I/H] =-3.16。这两颗恒星都落在以前发现的低金属量，高[α/Fe]高原。在这两个dSphs中，大多数贫金属恒星的丰度比与贫金属晕星基本一致。然而，钠和一些r-过程元素的丰度位于类似金属丰度的内晕星所定义的包络线的下端。我们提出超新星产额的金属丰度依赖性是原因。低质量dSphs中最早的超新星比大质量晕祖星中最早的超新星有更少的气体污染。结果表明，在-3 < [Fe/H] < -2的dSph星样品的超新星[Fe/H] <<-3，而在相同金属丰度范围的晕星样品的超新星[Fe/H] ~-3。因此，[Na/Fe]和[r/Fe]的增强被推迟到更高的金属丰度dSphs比内晕的祖先。
2012-10-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Iron-rich Metal-poor Stars and the Astrophysics of Thermonuclear Events Observationally Classified as Type Ia Supernovae. I. Establishing the Connection
在观测上被归类为Ia型超新星的热核事件的起源系统和爆炸机制是不确定的，并且很难使用Ia型超新星宿主星系、起源星系、光变曲线和遗迹的传统观测来唯一地约束。对于热核事件的子集是铁的多产者，我们使用已发表的理论核合成产率来确定一组元素丰度比，这些丰度比在贫金属恒星中不常见，但在一系列祖星系统和爆炸机制中共享：[Na，Mg，Co/Fe]<0。我们用这种丰度标志标记恒星“富铁贫金属”或IRMP星。我们认为，IRMP恒星形成的环境中占主导地位的热核核合成，因此，它们的元素丰度可以用来约束的祖系统和爆炸机制负责热核爆炸。我们在文献中确定了三个IRMP，并均匀地推断其元素丰度。我们发现BD+80 245、HE 0533- 5340和SMSS J034249.53- 284216.0的元素丰度最好地解释为亚克拉塞卡质量CO白矮星的（双）爆轰。如果我们对IRMP星的解释是准确的，那么它们在球状星团中应该是非常罕见的，在麦哲伦星云和矮球状星系中比在银河系的晕中更常见。我们建议，未来的研究IRMP星将量化不同的热核事件祖系统和爆炸机制的相对发生。
2023-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Solar r-process-constrained actinide production in neutrino-driven winds of supernovae
长寿命放射性核作为核宇宙计时器和核合成源活动的宇宙示踪剂发挥着重要作用。特别是锕系元素区域的核，如钍、铀和钚，可以证明环境中的浓缩是由仍然神秘的天体物理来源造成的，这些来源是通过快速中子捕获过程（r-过程）产生富中子核的原因。超新星和合并中子星（NS）或NS-黑洞双星被认为是最有可能的来源的r-核。但是，赞成其中一种或另一种或两者的论点都是间接的，并利用了假设;它们是以理论模型为基础的，但仍有简化和缺陷。一个明确的生产事件的观测确定仍然失踪。为了便于在此方向上进行搜索，例如\通过在恒星包层、星际介质或地球储层中寻找放射性示踪剂，我们改进了对核心坍缩超新星中微子驱动风中锕系元素（$^{232}$ Th、$^{235,236,238}$ U、$^{237}$ Np、$^{244}$ Pu和$^{247}$ Cm）产生的理论估计和相应的不确定度范围。由于最先进的超新星模型不产生r-过程可行的条件-但仍然缺乏，例如，强磁场的影响-我们的研究基于一个简单的分析，牛顿，绝热和稳态风模型，并考虑大量贡献分量的叠加，其核合成相关参数（质量重量，熵，膨胀时间尺度，和中子过剩）的约束下，积分风核合成密切再现太阳系分布的r-过程元素的假设。我们还测试了不确定的核物理的影响。
2016-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Near-Chandrasekhar-Mass Type Ia Supernovae from the Double-Degenerate Channel
最近的观测证据表明，白矮星（WD）合并是一个非常有效的机制，质量吸积到星系中的WD。在本文中，我们表明，WD合并自然产生高磁化，均匀旋转的WD，包括一个很大的人口在一个狭窄的质量范围内，接近的Ekrasekhar质量（$M_{\rm Ch}$）。这些近$M_{\rm Ch}$ WD合并随后经历快速旋转和压缩的$\sim 10^2$年的时间尺度上，要么导致中心点火和一个正常的SN Ia通过DDT机制，或替代一个失败的爆炸和SN Iax通过纯爆燃。由此产生的SNe Ia和SNe Iax将具有光谱、光变曲线、偏振测定和核合成产额，这些产额与通过典型近$M_{\rm Ch}$单简并（SD）通道预测产生的产额相似，但具有双简并（DD）通道的$t^{-1}$延迟时间分布特征。此外，与SD信道相反，WD合并接近$M_{\rm Ch}$ SNe Ia和SNe Iax将不产生可观察的伴随签名。我们讨论了一系列的影响，这些发现，从超新星Ia爆炸机制，银河核合成的铁峰元素，包括锰。
2021-11-18 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Simultaneous Constraints on the Star Formation History and Nucleosynthesis of Sculptor dSph
我们以玉夫座dSph为测试案例，证明使用多达七个恒星丰度比可以对本星系群dSph的恒星形成历史（SFH）施加观测约束。我们使用一个区域的化学演化模型，以适应整体的丰度模式的$α$元素（探测核心坍缩超新星发生后不久，恒星形成），$s$过程的元素（探测AGB核合成在中间延迟时间），和铁峰元素（探测延迟Ia型超新星）。我们的最佳拟合模型表明，雕塑dSph有一个古老的SFH，与以前的估计深测光一致。然而，我们得出一个总的恒星形成持续时间的$\sim0.9$陀螺仪，这是短于光度导出的SFH。我们探讨了各种模型假设对我们测量的影响，发现对这些假设的修改仍然会产生持续时间相对较短的SFH $\lesssim1.4$ Gyr。我们的模型也能够比较超新星和AGB恒星的预测核合成产率，并可以提供洞察单个元素的核合成在Sculptor dSph。我们发现，观察到的[Mn/Fe]和[Ni/Fe]的趋势是最一致的子$M_{\mathrm{Ch}}$ Ia型超新星模型，并结合“提示”（延迟时间类似于核心坍缩超新星）和“延迟”（最小延迟时间$\gtrsim50$ MYR）$r$ -过程事件可能需要重现观察到的[Ba/Mg]和[Eu/Mg]的趋势。
2021-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the discovery of K-enhanced and possibly Mg-depleted stars throughout the Milky Way
具有不寻常元素丰度的恒星为罕见的天体物理事件或核合成途径提供了线索。到目前为止，只有在大质量的球状星团NGC 2419中发现了镁元素明显减少而钾元素含量增加的恒星（[Mg/Fe] < -0.5; [K/Fe] > 1），在NGC 2808中也发现了较少的恒星。这种丰度特征的来源仍然未知，其明显的排他性这两个球状星团的原因也是未知的。在这里，我们展示了从454，180颗LAMOST巨星中识别出的112颗场星，它们显示出显着增强的[K/Fe]和可能耗尽的[Mg/Fe]丰度比。我们的样本涵盖了很宽的金属丰度范围（-1.5 < [Fe/H] < 0.3），但没有一个显示出[K/Fe]或[Mg/Fe]的丰度比像NGC 2419中观察到的那样极端。如果得到证实，这些恒星样本代表了核合成过程产生[K/Fe]和[Mg/Fe]异常丰度比的证据，可能发生在广泛的金属丰度范围内。这表明，污染情景仅限于早期（如第三星族超新星）是一个不太可能的解释，尽管它们不能完全排除。该样本有望帮助指导解释镁钾丰度特征起源的建模尝试。
2018-07-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
First Stars. II. Evolution with mass loss
第一批恒星被认为是大质量的。虽然由于重元素的初始丰度较低，线驱动的恒星风在第一颗恒星中被认为是无效的，但这些恒星可能会通过其他机制失去大量的初始质量。在这项工作中，我们研究了非常大的质量，银河系和银河系前，人口III的恒星，初始金属度$Z=10^{-6}$和$Z=10^{-9}$，分别与规定的质量损失率的演化，和初始质量100，120，150，200，和250 $\,M_{\odot}$在氢和氦燃烧阶段。这些恒星的演化取决于它们的初始质量、金属丰度和质量损失率。低金属丰度恒星更热、更致密、更明亮，在赫茨伯格-罗素图中，它们被移到蓝色的上部。随着质量损失，这些恒星提供了核合成产物的有效混合，根据氦核的质量，它们的最终命运可能是对不稳定超新星或高能超新星。这些恒星有助于宇宙的再电离和重元素的富集，这影响了随后的恒星形成性质。
2011-10-20 astro-ph.SR
Sensitivity study of explosive nucleosynthesis in Type Ia supernovae: I. Modification of individual thermonuclear reaction rates
我们探讨了由于Ia型超新星的核合成相对于核反应速率的不确定性的敏感性。我们采用了一个标准的一维延迟爆轰模型的一个质量为1196核白矮星的爆炸，并后处理的热力学轨迹的每个质量壳核合成代码，增加（减少）的10倍的速率。我们还计算了不同速率的12 C和16 O聚变反应的流体动力学模型。对于选定的反应，我们已经重新计算了核合成与替代处方的速率从JINA REACLIB数据库，并分析了温度范围内的修改，其速率有最强的影响核合成。除了12 C核的聚变反应外，Ia型超新星模型的核合成反应对于核反应速率的变化是相当稳健的。爆炸能量的变化小于\sim 4%。由于聚变反应速率的改变而引起的核合成的变化也是相当温和的，例如，质量分数大于0.02的物质的产率变化都不大于2倍。我们提供了最丰富的物种相对于与质子，中子和阿尔法最激烈的反应率的产率的灵敏度。一般来说，铁族核的产额比中等质量元素的产额更稳健。在带电粒子反应中，对超新星核合成影响最大的是30 Si + p \rightleftarrows 31 P + γ、20 Ne + α \rightleftarrows 24 Mg + γ和24 Mg + α \rightleftarrows 27 Al + p。（节略）
2012-04-09 astro-ph.SR nucl-th
The initial mass-remnant mass relation for core collapse supernovae
本文利用均匀恒星演化网格和HYPERION超新星爆炸模拟，系统研究了核心坍缩超新星初始质量与致密遗迹质量的关系，揭示了旋转、金属丰度和脉动对不稳定性判据对黑洞质量上限的影响，并提供了可直接用于种群合成代码的拟合公式。
2025-01-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
$^{16}O(p,α)^{13}N$ makes explosive oxygen burning sensitive to the metallicity of the progenitors of type Ia supernovae
尽管Ia型超新星的主要核合成产物属于铁族，但中等质量的α核（硅、硫、氩和钙）在其光谱中突出，直到最大亮度过去几周。最近测量的钙，氩和硫的丰度在Ia型超新星遗迹已被解释为金属依赖的氧燃烧，根据以前的理论预测。已知与$^{16}$ O熔合反应的氧消耗相比，$α$富氧燃烧是由$^{16}$ O $\rightarrow^{12}$ C随后的有效$^{12}$ C+ $^{12}$ C熔合反应产生的，但是依赖于祖金属性的精确机制至今仍未确定.我表明，链$^{16}$ O（p，$α$）$^{13}$ N（$γ$，p）$^{12}$ C促进$α$ -富氧燃烧时，质子丰度大，增加了氩和钙的合成相对于硫和硅。对于高金属丰度的祖先，自由中子的存在导致质子丰度下降，上述链是无效的。虽然$^{16}$ O（p，$α$）$^{13}$ N的速率可以在天体物理反应速率库中找到，但它的不确定性是不受约束的。假设除了$^{16}$ O（p，$α$）$^{13}$ N之外的所有反应速率都保持它们的标准值，那么在$3-5\times10^9$ K量级的温度下，$^{16}$ O（p，$α$）$^{13}$ N速率增加大约7倍就足以解释在银河系和大麦哲伦星系超新星遗迹中测量到的整个钙硫质量比范围。这些相同的测量提供了在所述温度范围内$^{16}$ O（p，$α$）$^{13}$ N速率的下限，相对于广泛使用的文献表格…
2019-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Testing stellar yield prescriptions in OMEGA+: Implications for rising sodium abundances in young thick disc stars
University of New South Wales Canberra（新南威尔士大学堪培拉分校）；ARC Centre of Excellence for All-Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO-3D)（三维全天空天体物理卓越中心）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究院）；Mathematical Sciences Institute, Australian National University（澳大利亚国立大学数学科学学院）；Institute of Astronomy (IvS), KU Leuven（荷语鲁汶大学天文研究所）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天体物理学研究学院）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理研究所）；School of Physics & Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）；Heidelberg University（海德堡大学）
本研究利用OMEGA+代码探讨年轻厚盘恒星中钠富集的成因，发现Ia型超新星可能对钠富集产生欠富集效应。
2025-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for a Sub-Chandrasekhar Mass Type~Ia Supernova in the Ursa Minor Dwarf Galaxy
一个长期存在的问题是确定Ia型超新星（SNe Ia）的难以捉摸的祖先，它可以大致分为Chandraksekhar和sub-Chandraksekhar质量事件。这两种情况之间的一个重要区别是核合成产额，这是由增加的中子过剩在卡拉塞卡祖细胞由于其爆炸前沸腾和高中心密度改变。通过与理论核合成产量的比较，我们发现，在小熊座矮星系，COS 171，最富金属的恒星的化学成分，主要是由核合成从低金属丰度，低质量，次rasekhar质量SN Ia。关键的诊断丰度比包括C/Fe、α/Fe、Mn/Fe和Ni/Fe比值，这些比值不可能由质量为1000亿克拉塞卡的Ia超新星、核心塌陷II型超新星或成对不稳定性超新星产生。Ni/Fe、Cu/Fe和Zn/Fe的强烈缺乏也表明缺乏富含α的冻结核合成，有利于低质量WD祖SNe Ia。根据测得的Mn/Fe和Si/Fe比与爆轰模型的比较，我们估计WD质量接近0.95Msun。我们还将Mn/Fe和Ni/Fe比与Shen等人预测的最近理论产量进行了比较，找到一致的结果。为了解释COS 171 [Fe/H]（-1.35 dex），需要用~10^4 Msun的物质稀释单个超新星事件的喷出物;这是超新星遗迹膨胀到n~1 /cm ^3的温暖星际介质中的预期结果。在未来，发现更多具有我们在这里强调的独特化学特征的恒星对于限制sub-Bracrasekhar SNe Ia的速率和环…
2017-10-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The End of Nucleosynthesis: Production of Lead and Thorium in the Early Galaxy
我们研究了27颗贫金属星（-3.1 < [Fe/H] < -1.4）的Pb和Th丰度，它们的重金属（Z > 56）富集仅由快速（r-）核合成过程产生。新的丰度来自HST/STIS，Keck/HIRES和VLT/UVES光谱，并结合文献中的其他测量，以形成一个更完整的图片核合成中产生的最重元素的r-过程。在所有情况下，稀土元素和第3 r-过程峰值元素（La，Eu，Er，Hf和Ir）之间的丰度比是恒定的，相当于缩放的太阳系r-过程丰度分布。我们比较恒星观测与经典的“等待点”近似的r-过程计算。在这些计算中，将23 < log（n_n）< 30范围内的15个加权中子密度分量的叠加拟合到r过程丰度峰上，成功地再现了太阳系稳定同位素分布和低金属丰度星Ba和U之间稳定的重元素丰度模式。在这些天体物理条件下，这是典型的“主”r-过程，我们发现非常好的协议之间的恒星铅r-过程的丰度和我们的模型预测。对于Th/Eu比值非常高的恒星（所谓的锕系元素增强），我们的观测表明，任何核合成偏离主r过程的影响-最多-只有超出第三r过程峰的元素，即Pb，Th和U。我们的理论计算还表明，可能的r-过程丰度“损失”的核裂变是可以忽略不计的同位素沿r-过程之间的路径铅和长寿命的放射性同位素的Th和U。
2009-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nucleosynthesis of binary-stripped stars
本文使用MESA恒星演化代码和162同位素核网络模拟发现，双星剥离恒星比单星更有效地产生元素（如氟和钾），且C12/C13可指示质量转移保守性，V44、Mn52和Cr48等同位素能约束超新星爆炸模型。
2023-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in the Accretion-induced Collapse of magnetised, Rotating White Dwarfs
ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）；Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik（马克斯·普朗克引力物理研究所）；Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University（京都大学汤川理论物理研究所）
该研究通过三维广义相对论模拟结合核网络，发现磁化旋转白矮星吸积诱导坍缩事件可产生弱r-过程核，其⁵⁶Ni产额低于核心坍缩超新星，重元素 ejecta集中在赤道至中纬度区域。
2026-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Taking the "Un" out of "Unnovae"
长期以来，人们一直认为一些大质量恒星在死亡时会产生恒星质量的黑洞（BH）。不幸的是，这些事件的观测特征尚不清楚。甚至有人提出，其结果可能是一颗“unnova”，其中BH的形成是以恒星的消失而不是电磁爆发为标志的。我认为，当前身星是红超巨星时，黑洞形成的证据可能是一个约3-10天的光学瞬变，峰值亮度约为10^{40}~ 10 ^{41}尔格·秒^{-1}，温度约为10^4 K，缓慢的抛射速度约为200 km·秒^{-1}，光谱中没有与爆炸燃烧有关的核合成产物。这个信号是由大质量恒星包层的流体动力学响应产生的冲击波的爆发，当质子中子星在坍缩成BH之前损失了大约几个 * 0.1兆太阳的中微子发射。当前和未来的宽视野、高节奏光学调查使这成为发现和研究这些事件的理想时机。出于这种情况下探测的独特的参数空间，我更广泛地讨论了冲击爆发闪光预期的属性范围，重点是大半径和/或小冲击能量的祖先。这可能适用于更广泛的爆炸事件，从对不稳定超新星到新发现的但尚未被理解的瞬变。
2013-04-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Extremely Metal-Poor Stars and a Hierarchical Chemical Evolution Model
利用分层星系形成模型研究了极贫金属（EMP）星的早期化学演化和形成历史。我们根据扩展的Press-Schechter理论建立了银河系的合并树。我们沿着树跟踪化学演化，并将模型结果与银河系晕的金属丰度分布函数和丰度比分布进行比较。我们采用三种不同的初始质量函数（IMF）。在以前的研究中，我们认为典型的EMP星的质量应该是高质量（~ 10 Msun）的基于研究的二元起源的富碳EMP星。在这项研究中，我们表明，只有高质量的IMF可以解释观察到的少数EMP星。对于相对元素丰度，高质量IMF和Salpeter IMF预测类似的分布。我们还研究了超新星（SNe）的核合成产额的依赖性。Kobayashi et al.（2006）和Chieffi & Limonge（2004）显示出与$α$ -元素的观测结果相当一致。我们的模型预测元素丰度在[Fe/H]<-3时显著分散。Francois等人的单区化学演化模型的最佳拟合产率。（2004）很好地再现了EMP星典型丰度的趋势，但我们的模型与它们的产量预测更大的丰度的分散比观测。与超新星的模型预测锌丰度与观测一致，但其他模型预测较低的[锌/铁]。高爆炸能量的超新星喷出物以大质量混合，减少了元素丰度的分散。
2011-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nucleosynthesis Constraints on the Energy Growth Timescale of a Core-collapse Supernova Explosion
核心坍缩超新星（CCSNe）爆炸机制的细节尚未完全了解。有越来越多的数值例子从头算核心崩溃模拟导致爆炸。如果不是全部的话，也是大多数的从头算堆芯坍塌模拟都代表了一种“缓慢”爆炸，其中观测到的爆炸能量（$\sim 10^{51}$尔格）在$\gtrsim1$秒的时间尺度内达到。然而，目前还不清楚这种缓慢的爆炸是否与观测结果一致。在这项工作中，通过进行核反应网络计算的范围内的爆炸时标$t_{\rm grow}$，从快速到缓慢的模型，我们的目标是提供核合成诊断的爆炸时标。我们采用一维流体动力学和核合成模拟以上的原中子星核心，参数化的性质的爆炸机制的$t_{\rm grow}$。然后将结果与各种观测限制进行比较;典型CCSNe的$^{56}$ Ni的质量，SN 1987 A的$^{57}$ Ni和$^{44}$ Ti的质量，以及在极端贫金属恒星中观察到的丰度模式。我们发现，这些观测的限制是一致的“快速”爆炸（$t_{\rm grow} \lesssim 250$毫秒），特别是最好的匹配被发现为一个几乎瞬时爆炸（$t_{\rm grow} \lesssim 50$毫秒）。我们的发现对爆炸机制有很强的约束;慢速机制（$t_{\rm grow} \gtrsim 1000$ ms）不满足这些约束，ab-inito模拟需要实现快速爆炸。
2019-12-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
SDSSJ0018-0939: A Clear Signature of Sub-Chandrasekhar Mass Type 1a Supernova
本研究通过分析极贫金属星形成通道，发现α贫VMP星SDSSJ0018-0939是亚钱德拉塞卡质量Ia型超新星的清晰特征，验证了早期星系中该类超新星占主导的结论。
2024-08-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
