Constraining the Rate of Primordial Black-Hole Explosions and Extra Dimension Scale using a Low-Frequency Radio Antenna Array
一个爆炸的原始黑洞（PBH）可能会产生一个电磁辐射脉冲，在无线电频谱的低频端可以检测到。此外，PBH爆炸产生的无线电瞬变可能是额外空间维度的特征。本文介绍了一种利用低频无线电天线阵搜索PBH爆炸的方法，并作为一个实际例子，给出了利用8米波长瞬态天线阵（ETA）搜索PBH爆炸的结果。在$\approx 4$小时的数据中没有检测到令人信服的天体物理信号，这意味着对于佩奇和霍金的标准场景，对于火球洛伦兹因子为$10^{4.5}$的爆炸PBH，爆炸PBH速率的观测上限为$4.2 \times 10^{-7} \,\rm{pc}^{-3}\,\rm{yr}^{-1}$。这个速率限制是迄今为止对具有这种火球洛伦兹因子的PBH爆炸的最强约束。使用阿雷西博天文台的观测（$\sim300$小时）被用来为$10^{4.6}$的火球洛伦兹因子设置一个更强的限制PBH爆炸的速率，但这些观测设置的限制为火球洛伦兹因子在这里考虑的是不那么严格的一个数量级以上。这里考虑的限制适用于爆炸PBH在星系晕。这些观察也意味着上限的$2.0 \times 10^{-4} \,\rm{pc}^{-3}\,\rm{yr}^{-1}$的PBH爆炸率的背景下，某些额外的维模型所描述的Kavic等人。这一速率限制是一个火球洛伦兹因子的$10^{4.3}$对应于额外的维度紧化尺度$3.0 \times 10^{-18}$ m。
2016-08-20 astro-ph.HE
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
The Reddening Towards Cassiopeia A's Supernova: Constraining the 56Ni Yield
我们提出了新的红化测量对年轻的超新星遗迹仙后座A，使用两种技术以前没有应用到这个对象。我们对近红外线[Fe II] 1.257微米和1.644微米线的观测表明，整个遗迹的消光变化很大，向西和向南增加，与以前的无线电和X射线观测一致。虽然由[Fe II]线确定的AV的绝对值是不确定的，由于相互矛盾的计算和观察其固有的通量比，部分没有以前的光学测量的残余物显示相对较高的红化。我们发现AV = 6.2 +/- 0.6从宽带形状的红外同步辐射的结内13”的膨胀中心。考虑到这种变红，新生超新星的明显昏暗，以及X射线观测的铁质量限制，我们估计56 Ni的喷射质量为0.058 - 0.16 MSun。结合对44 Ti衰变链的伽马射线观测，这个镍质量与太阳44 Ca/56 Fe的比率大致一致。
2009-02-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the Progenitor of the Type Ia Supernova SN 2012cg
Ia型SNe的祖先的性质尚未完全了解。在单简并（SD）的情况下，SN喷出物与其伴星的碰撞，预计将产生可检测的紫外线辐射在SN爆炸后的头几天在某些视角。最近发现，在最大$B$波段亮度前16天，附近的超新星SN 2012 cg的$B-V$颜色比其他正常的超新星SN 2012 cg的颜色要蓝0.2等，这被报道为正常的超新星SN 2012 cg喷出物与其伴星相互作用产生过量蓝光的第一个证据。在这项工作中，我们比较了SN 2012cg从爆炸前阶段到后期星云阶段的当前观测结果，以及各种流行的祖先场景的二元演化和人口合成计算的理论预测。我们发现，主序施主或碳氧白矮星施主双星系统更有可能是SN 2012 cg的祖先。然而，这两种情况也预测的属性是矛盾的观察到的功能，该系统。考虑到理论和观测的不确定性，我们认为，现在就得出SN 2012 cg是由SD情景中一颗质量为1000亿克拉塞卡的白矮星爆炸产生的结论可能还为时过早。未来的观测和改进的详细理论模型仍然需要对SN 2012cg的祖先施加更严格的约束。
2016-04-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining Supernova Physics through Gravitational-Wave Observations
我们研究了使用LIGO-Virgo-KAGRA引力波探测器网络的潜力，通过观察它们的引力辐射来限制核心坍缩超新星的物理性质。我们使用14个最新的3D流体动力学核心塌陷超新星模拟产生的波形，根据O 5观测运行期间GW探测器的预测灵敏度将其添加到噪声样本中。然后，我们使用BayesWave算法独立于模型重建引力波波形，这些波形用作各种机器学习算法的输入。我们的研究结果表明，这些算法如何执行方面的i）指示祖或爆炸的特定功能的存在下，ii）预测爆炸机制，和iii）估计祖的质量和角速度，作为观测到的超新星信号的信噪比的函数。我们的研究结论强调了GW观测通过提供有关确切爆炸机制和崩溃动力学的独特信息来补充超新星电磁探测的潜力。
2023-02-22 astro-ph.HE gr-qc
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
Constraining Type Ia Supernova Progenitor Scenarios with Extremely Late-time Photometry of Supernova SN 2013aa
我们提出了哈勃太空望远镜观测和光度测量Ia型超新星（SN Ia）SN 2013aa爆炸后1500天。在这个时期，光度主要由放射性${}^{57}\textrm{Co}$和${}^{55}\textrm{Fe}$的量决定，而在更早的时期，光度取决于放射性${}^{56}\textrm{Co}$的量。奇数和偶数同位素的比例在很大程度上取决于SN爆炸时祖先白矮星的密度，而这又取决于点火时祖先系统的细节。通过对SN 2013 aa的整个光变曲线的综合分析，我们测量到$0.02^{+0.01}_{-0.02}$的$M({}^{57}\textrm{Co})/M({}^{56}\textrm{Co})$比率，这表明在爆炸时，祖先白矮星的中心密度相对较低，与双简并祖先通道一致。我们估计了$M({}^{56}\textrm{Ni}) = 0.732 \pm 0.151\:\mathrm{M_{\odot}}$，并对${}^{55}\textrm{Fe}$的丰度设定了上限。最近的一项研究报告了$M({}^{57}\textrm{Co})/M({}^{56}\textrm{Co})$和四个Ia型SNe的拉伸之间可能的相关性。然而，SN 2013aa并不符合这一趋势，这表明SN 2013aa要么是一个极端的离群值，要么相关性在更大的样本中不成立。用测光法在极晚期测量的Ia超新星扩展样本的$M({}^{5…
2018-04-13 astro-ph.HE
Constraining hydrodynamic model of nearby type IIP SN 2023ixf
NRC “Kurchatov Institute”（库尔恰托夫国家研究中心）；Institute of Astronomy, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天体物理研究所）
利用更全面的观测数据约束SN 2023ixf的流体动力学模型，得到爆炸能量2.8×10^51 erg、抛射物质量13.2 M☉等参数，并首次模拟了从爆炸到硬X射线辐射的全过程。
2026-06-16 astro-ph.HE
Constraining the Source of the High-velocity Ejecta in Type Ia SN 2019ein
我们提出了SN 2019 ein的多波长光度和光谱观测，SN 2019 ein是在附近星系NGC 5353中发现的高速Ia型超新星（SN Ia），具有两天的非检测极限。SN 2019 ein的膨胀速度是所有Ia型超新星中最高的，其Si II吸收最小值在亮度峰值前14天蓝移了24，000 km s $^{-1}$。更不寻常的是，我们观察到的发射分量的天鹅座P配置文件是蓝移向上10,000公里秒$^{-1}$之前，B波段最大的光。这种蓝移，在其他28个Ia型超新星样本中是最高的，在我们最早的光谱时代是最大的，随后朝着最大光减少。我们讨论了可能的祖系统和爆炸机制，可以解释这些极端的吸收和排放速度。在SN 2019 ein的位置，B波段最大光产生未检测到的信号之前14天开始的射电观测，排除了共生的祖先系统，大多数快速光学厚吸积风模型，以及半径为$< 100$ AU的质量为$\lesssim 10^{-6}$ M $_\odot$的光学薄壳层。将我们的光谱与其他高速超新星Ia的模型和观测结果进行比较，我们发现SN 2019 ein与延迟爆轰爆炸非常吻合。我们建议，高排放速度可能是由于在一个不对称的爆炸，或光学深度的影响，在光球层的喷出物在早期的喷出物混合丰度增强的结果。这些发现可能为高速Ia超新星之间的共同爆炸机制和喷出物几何形状提供证据。
2020-07-16 astro-ph.HE
Blast From the Past: Constraining Progenitor Models of SN 1972E
我们提出了一种新的技术来研究Ia型超新星，通过结合档案照相板和哈勃太空望远镜成像来限制历史河外SN的幸存同伴。我们展示了超新星1972 E的这种技术，这是125年来已知的最近的SN Ia。一些Ia型超新星的模型描述了一颗白矮星与一颗非简并的伴星，这颗伴星提供了足够的质量来引发热核爆炸。流体动力学模拟和恒星演化模型显示，这些捐赠恒星在爆炸后幸存下来，并在至少1000年的时间里表现出亮度的增加。因此，在超新星喷出物消失后对超新星确切位置的后期观测可以限制幸存的供体星和祖星模型的存在。通过对1972-1974年欧洲南方天文台1米施密特望远镜拍摄的17张数字化底片和塞罗托洛洛美洲天文台1.5米望远镜拍摄的1张底片的分析，确定了SN 1972 E的爆炸地点。使用\textit{Gaia} eDR 3星表来确定超新星1972 E的赤道坐标得到：$α$ = 13 $^h$ 39 $^m$ 52.708 $^s$ $\pm$ 0.004 $^s$和$δ$ = $-$ 31 \degree 40' 8 \farcs 97 $\pm$ 0 \farcs 04（ICRS）。2005年，HST/ACS拍摄了SN 1972 E的宿主星系NGC 5253，并使用$F435W$、$F555W$和$F814W$滤镜覆盖爆炸现场。探测到的最近的光源偏移了我们位置精度的3.0倍，与幸存的供体星的预期颜色不一致。因此，…
2021-02-18 astro-ph.HE
Astro2020 Science White Paper: Probing the Structure of Interstellar Dust from Micron to Kpc Scales with X-ray Imaging
X射线机制在很大程度上是一种未充分利用的资源，用于限制星际尘埃颗粒模型，并提高我们对决定颗粒在其生命周期中如何演变的物理过程的理解。这主要是由于目前的探测器相对较低的灵敏度和高背景，限制了目标最明亮的来源。下一代X射线探测器灵敏度的提高将使我们能够以更高的角分辨率研究更微弱的源，从而在质量和数量上扩大我们的采样视线。
2019-05-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
The Early Light Curve of SN 2023bee: Constraining Type Ia Supernova Progenitors the Apian Way
本研究通过SN 2023bee的极早期观测，发现其早期多波段辐射超出符合主序伴星冲击喷发物的Kasen模型，排除红巨星伴星可能，为约束Ia型超新星前身星提供了关键观测证据。
2023-08-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the neutron star equation of state using Pulse Profile Modeling
一种非常有前途的测量稠密物质状态方程的技术利用了由于脉冲星机制、吸积流或中子星海洋中的热核爆炸而在中子星表面形成的热点。这篇文章解释了中子星内部成分探测器（NICER）如何使用热点的脉冲剖面建模，这是2017年安装在国际空间站上的X射线望远镜-以及为什么这项技术是下一个任务的驱动因素，更大面积的一代望远镜，包括增强型X射线定时和偏振测量（eXTP）任务和光谱时间，宽带能量X射线解析天文台（STROBE-X）。
2019-04-15 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Constraining mass transfer and common-envelope physics with post-supernova companion monitoring
提出解析模型描述超新星伴星响应，通过测光约束双星参数，揭示IIb型与Ibc型超新星前身星分别源于稳定质量转移与公共包层通道，助力探究公共包层物理。
2023-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the Progenitor System of the Type Ia Supernova 2021aefx
我们呈现了正常Ia型超新星（SN）2021 aefx的高节奏光学和紫外光变曲线，在观测的头两天显示了早期的颠簸。这个隆起可能是爆炸的白矮星和非简并的双星伴星之间相互作用的标志，或者它可能是白矮星爆炸机制所固有的。在前者的情况下，短时间的碰撞意味着一个相对紧凑的主序星伴星，尽管这个结论是视角依赖的。我们最适合的同伴冲击和双爆炸模型都高估了碰撞期间的紫外线亮度，现有的镍壳模型与碰撞的强度和时间尺度不匹配。我们还提出了SN 2021 aefx的星云光谱，它没有显示出预期的非简并同伴的氢或氦发射，以及排除所有共生祖系统和大多数吸积盘风的无线电未检测。我们的分析对SN 2021 aefx的前身提出了强有力但相互矛盾的限制;目前没有模型可以解释我们所有的观测结果。
2022-07-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Investigating the Electron Capture Supernova Candidate AT 2019abn with JWST Spectroscopy
本研究利用JWST对ILRT AT 2019abn进行晚期光谱观测，发现其具有富碳尘埃特征，支持其前身星为超AGB恒星，与电子捕获超新星假说一致。
2024-07-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining MeV Neutrino Emission of Bright Transients with IceCube
本文介绍 IceCube 对银河系内外明亮暂现源 MeV 中微子爆发的探测系统，并利用未观测结果约束多类高能暂现事件的中微子产生机制。
2023-10-02 astro-ph.HE
Constraining Type Iax Supernova Progenitor Systems with Stellar Population Aging
Iax型超新星（SNe~Iax）是最常见的一类奇特SNe。虽然它们被认为是热核白矮星（WD）SNe，但SNe~Iax在观测上与SNe~Ia相似，但不同。不像SNe~Ia，其中约30%出现在早型星系，只有一个SN~Iax已被发现在早型星系，这表明一个相对较短的延迟时间和一个独特的祖系统。此外，在爆炸前的图像中还发现了一个SN~Iax祖星系统，其性质与两种模型中的任何一种一致：一个由WD主星和He伴星组成的短寿命（<1亿年）祖星系统，或一个单一的Wolf-Rayet祖星。使用深\textit{Hubble Space Telescope}图像的9个附近的SN~Iax的宿主星系，我们测量的性质的恒星在200 pc的SN的位置。局部恒星的年龄，其中一些与SN祖系统一起形成，可以限制恒星形成和SN之间的时间，称为延迟时间。我们比较本地恒星的性能，以合成测光的单恒星星族，拟合到一个范围内的可能的延迟时间为每个SN。使用该样本，我们唯一地约束SNe~Iax的延迟时间分布，中值和$1-σ$置信区间延迟时间为$63_{- 15}^{+ 58} \times 10^{6}$年。测量的延迟时间分布为该类别的祖系统提供了很好的约束，表明人们更喜欢WD祖系统而不是Wolf-Rayet祖星。
2019-01-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on Shallow 56Ni from the Early Lightcurves of Type Ia Supernovae
正在进行的瞬态调查正在提出一个前所未有的帐户上升的Ia型超新星（SNe Ia）的光变曲线。这种早期的发射探测了爆炸中的白矮星最浅的层，这可以提供对祖星和爆炸燃烧性质的限制。我们使用半解析模型的放射性供电的上升光变曲线来分析这些意见。正如我们在以前的工作中所总结的那样，确定56 Ni表面分布的主要限制因素是缺乏明确的爆炸时间，这可以通过检测冲击破裂或冲击加热冷却来提供。如果没有这一点，SN原则上可能会表现出几个小时到几天的“暗相”，其中唯一的发射是来自冲击加热冷却，太暗而无法检测到。我们表明，通过假设一个理论上动机随时间变化的速度演化，爆炸时间可以更好地约束，虽然与潜在的系统的不确定性。这种技术是用来推断表面56镍分布的三个最近的超新星Ia，特别是在其上升早期被抓获。在这三种情况下，我们发现56 Ni的分布相当相似。SN 2011 fe和SN 2012 cg的观测比SN 2009 ig探测到的深度更浅，在这两种情况下，56 Ni仅存在于距离WD表面约0.01 Msun的地方。考虑到精确限制爆炸时间的困难，这一结果的不确定性高达一个数量级。我们还利用我们关于爆发时间的结论来重新评估SN 2011 fe前身的半径约束，并讨论了许多观测到的上升光变曲线所推断的大致t^2幂律。
2014-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining Type Ia Supernova Asymmetry with the Gamma-Ray Escape Timescale
我们计算了Ia型超新星（SN Ia）喷出物中不对称$^{56}\mathrm{Ni}$分布对伽马射线逃逸时标（$t_0$）的影响，该时标表征了后期光变曲线（峰值后$>40$天），并发现与喷出物结构中其他可能的变化相比，这种影响是适度的。我们参数化的不对称性的$^{56}\mathrm{Ni}$分布和计算$t_0$的SN喷出物模型的网格跨越大体积的不对称性参数空间。模型具有球形密度分布，而其中的$^{56}\mathrm{Ni}$分布具有不同程度的不对称性。通过放置的$t_0$和其他一般性质的超新星Ia喷出物的观测测量的基础上的限制，我们发现的范围内允许的不对称性的$^{56}\mathrm{Ni}$分布。考虑到这些限制，我们发现不排除分布中的某种程度的不对称性。然而，具有单一喷出物质量和不同$^{56}\mathrm{Ni}$分布的模型不能解释观察到的$t_0$值的全部范围。这加强了这样一种说法，即需要阿布拉塞卡质量和亚阿布拉塞卡质量爆炸来解释超新星Ia观测的多样性。
2019-05-05 astro-ph.HE
Seeing double: the frequency and detectability of double-peaked superluminous supernova light curves
在一些超亮超新星中发现双峰光变曲线，为它们的起源提供了重要的新线索。我们研究了已公布的所有Ic型SLSNe的测光，发现14个对象的约束数据或限制周围的爆炸时间。其中，8个（包括已经识别的SN 2006 oz和LSQ 14 bdq）在最早的时期显示出合理的通量过剩，这与多项式拟合的上升光变曲线有显著偏离（2-9 $σ$）。LSQ 14 bdq数据的简单标度表明，它们都与类似的双峰结构一致。PS1- 10 pm提供多色UV数据，表明早期“碰撞”阶段的温度为$T_{\rm bb}=25000\pm5000\,$ K。我们发现，一个双峰不能排除在任何其他6个对象，这种行为可能是普遍存在的。所观察到的凸点的均匀性对于相互作用动力模型是出乎意料的。引擎动力模型可以解释观测结果，如果所有的祖先都有扩展的半径，或者中心引擎在超新星爆炸后几天驱动冲击爆发。
2016-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Infrared Continuum and Line Evolution of the Equatorial Ring around SN 1987A
斯皮策对SN 1987 A的观测已经持续了十多年。从第4,000天开始，赤道环（ER）中的中红外（中红外）辐射主要来自激波加热的尘埃。从爆炸后的6,000到8,000天，斯皮策的观测包括3.6 - 24微米的宽带测光，以及5 - 35微米的中低分辨率光谱。在这里，我们提出了后来斯皮策观测，直到10,377天，其中只包括在3.6和4.5微米的宽带测量。这些数据表明，3.6和4.5微米的亮度在8,500天后明显开始减弱，不再像早期那样跟踪X射线发射。这可以解释为在时间尺度上比冲击气体的冷却时间短的ER中的灰尘的破坏。我们发现，后期的红外辐射的演变也类似于现在衰落的光发射。我们提供了斯皮策在第8000天之前看到的红外发射线的完整记录。过去的演变的气体所看到的红外线发射线似乎在很大程度上与光发射一致，虽然红外线[Fe II]和[Si II]线显示不同的，奇特的速度结构。
2016-01-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Ring Nebula Around the Blue Supergiant SBW1: Pre-Explosion Snapshot of a SN 1987A Twin
SBW 1是一颗B超巨星，周围环绕着一个环状星云，是SN 1987 A的孪生兄弟。我们目前的图像和光谱SBW 1与HST，斯皮策，双子座南。SBW 1的HST图像没有显示出长的瑞利-泰勒指，这被认为是造成SN 1987 A环中的热点的原因，而是显示出几何上薄的cloudspiring环。SBW 1环的径向质量分布和不均匀性的大小尺度与SN 1987 A环非常相似，但没有更完整的盘，预期位于RT指的基部。这种结构可以解释为什么热点之间的SN 1987 A环的部分在超过15年后仍未变亮。我们提出的模型不需要一个快速的风与先前的红超巨星风碰撞。更令人惊讶的是，SBW 1的图像还显示了弥漫的H-α和热红外辐射填充环内部; 190 K尘埃主导了8-20微米的光度（但只包含1 e-5 Msun）。温度较低（85 K的尘埃存在于赤道环本身（尘埃质量为5e-3 Msun）。弥散辐射从中心恒星向内延伸至1角秒，在那里缺乏辐射意味着被风挖掘出的内洞。我们认为，环内的漫射辐射来自于致密环光蒸发物质的电离流，它阻止了超巨星风在赤道的前进。这种内部发射可能对应于一种假设存在于SN 1987 A周围的结构，这种结构从未被直接检测到。我们认为，光致电离可以发挥重要的动力学作用，在塑造环状星云，我们推测，这可能有助于解释的起源极环围绕SN 1987 A。节略。
2012-11-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Connecting the Light Curves of Type IIP Supernovae to the Properties of their Progenitors
对核心坍缩超新星（CCSNe）的观测揭示了大量关于超新星喷出物及其成分的动力学信息，但很少有关于祖先的直接信息。要限制原爆体和爆炸的性质，需要将观测结果与爆炸的理论模型相结合。在这里，我们从Couch et al 2020 ApJ 890 127的CCSN模拟开始，该模拟使用中微子输运的非参数处理，同时还考虑了湍流和对流。在这项工作中，我们使用超新星爆炸代码来发展CCSN流体动力学以后的时间和计算热光变曲线。聚焦于SNe IIP，然后我们（1）直接将理论STIR爆炸与观测结果进行比较，（2）评估如何仅从平台阶段的光学光度学来估计祖星核心的属性。首先，通过我们的模拟得到的平台光度（L $_{50}$）和喷出物速度的分布与观测到的分布相似。其次，我们将我们的模型拟合到一些观测良好的SNe的光变曲线和速度演化。第三，我们恢复了众所周知的相关性，以及将任何一个SN属性与零年龄主序质量联系起来的困难。最后，我们表明，有一个有用的，铁的核心质量和L $_{50}$之间的线性相关性，使光测光单独的SNe IIP可以让我们深入了解大质量恒星的核心。通过应用于几个SNe来说明这一点，我们发现铁核质量为1.3-1.5太阳质量，典型误差为~0.05太阳质量。数据可在线公开获取（\url{https://doi.org/10.5281/zenodo.6631964}）。
2022-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the supersaturation density equation of state from core-collapse supernova simulations - Excluded volume extension of the baryons
在这篇文章中，过饱和密度状态方程（EOS）的作用进行了探讨，在模拟失败的核心坍缩超新星爆炸。因此，核状态方程是通过一个单参数的重子排除体积描述，考虑到他们的有限和增加的体积随着密度超过饱和密度。选择参数，使得所得到的超新星EOS代表极端情况，在过饱和密度下具有高压变化，其特征在于参考情况的极端硬和软EOS变体，即不排除体积校正。与中心密度超过饱和密度数倍的中子星内部不同，核心坍缩超新星的中心密度仅略高于饱和密度。因此，过饱和密度EOS对超新星动力学以及中微子信号的影响可以忽略不计。它主要是从低密度和中密度域确定的，在这种广义的排除体积方法中保持不变。
2016-04-06 astro-ph.HE nucl-th
Spectroscopic Discovery of the Broad-Lined Type Ic Supernova 2010bh Associated with the Low-Redshift GRB 100316D
我们提出了光谱发现的宽线Ic型超新星（SN 2010 bh）与附近的长持续时间伽马射线暴（GRB）100316 D。在z = 0.0593时，这是第三个最近的GRB-SN。在爆炸后的第一个星期，麦哲伦望远镜获得的夜间光谱显示，叠加在蓝色连续光谱上的非常宽的光谱特征逐渐出现。超新星的特征是典型的宽线SNe Ic，通常与以前的超新星与低红移伽玛暴相一致。然而，SN 2010 bh在爆炸后21天的推断速度比原型SN 1998 bw在类似时期的速度大2倍，v约为26，000 km/s，表明爆炸能量更大或喷出物结构不同。在爆炸后13.8天拍摄的近红外光谱显示，在1.083微米处没有强有力的证据表明He I，这意味着祖先的氦外壳基本上被剥离。它的宿主星系具有低光度（M_R ~ -18.5等）和低金属丰度（Z < 0.4 Z_solar），与其它低红移GRB-SNe的宿主星系相似。
2010-04-13 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrogen-rich Core Collapse Supernovae
富氢核坍缩超新星，被称为“II型”超新星，是自然界中最常见的恒星爆炸类型。它们的定义是在光谱中存在显著的氢线。II型超新星仅在恒星形成星系中观察到，并且有几个事件与大质量恒星祖先直接相关。确定了五个主要的亚类：IIP型（在其光变曲线中显示出平台），IIL型（显示出光变曲线下降），IIn型（显示出窄的发射线），IIb型（显示出随着时间的推移越来越强的He特征）和87A类（显示出类似于SN 1987 A的长上升光变曲线）。IIP型超新星已经被有力地确定为红超巨星的爆炸，而IIL型超新星的祖先仍然难以捉摸。IIn型可能与明亮的蓝色变星有关，IIb型的前身可能是相互作用的双星系统，而类87A的原型被观测到是一颗蓝色超巨星的爆炸。母星质量、金属丰度、双星和自转的多样性可能是导致观测到的爆炸类型多样性的原因，但是母星参数和超新星性质之间的联系在理论上还没有完全理解，也没有完全映射到观测上。目前正在实施限制这种联系的新的观测方法，包括分析大量事件样本，利用非常早期的数据（从爆炸后几小时到几天获得）和对宿主星系性质的统计研究。
2017-10-10 astro-ph.HE
X-ray Absorption in Young Core-Collapse Supernova Remnants
核心坍缩超新星（SN）爆炸喷出的物质吸收了来自中心区域的X射线。我们使用基于三维中微子驱动爆炸的SN模型来估计爆炸中心的光学深度，比较不同的祖先模型，并研究爆炸不对称性的影响。由于光吸收，在爆炸后的第一个世纪，具有剩余氢包层的祖细胞的光学深度低于2 keV，预计会很高。典型的光学深度是$100 t_4^{-2} E^{-2}$，其中$t_4$是自爆炸以来的时间，单位为10 000天（${\sim}$ 27年），$E$是能量，单位为keV。康普顿散射在50 keV以上占主导地位，但散射深度较低，并在1 MeV下的${\sim}$ 1000天内已经达到1。氢剥离的祖细胞的光学深度大约低一个数量级。SN喷出物的金属丰度远高于星际介质，这增强了光吸收，使吸收边更强。这些结果一般适用于年轻的SN遗迹，但我们详细探讨了SN 1987 A和Cas A致密天体观测的影响。SN 1987 A的吸收率很高，致密天体上${\sim}$ 100 Lsun的X射线上限比以前使用其他吸收模型估计的限制大约少一个数量级。详细情况见随附的文件。对于中心紧凑的对象在Cas A，我们发现我们更详细的吸收模型推断的表面温度没有显着的影响。
2018-06-19 astro-ph.HE
Thirty Years of Radio Observations of Type Ia SN 1972E and SN 1895B: Constraints on Circumstellar Shells
我们已经拍摄了超过35年的档案甚大阵列（VLA）观测附近（d $_{\rm{L}}$ $=$ 3.15 Mpc）Ia型超新星SN\，1972 E和SN\，1895 B爆炸后9年至121年。没有检测到无线电发射，限制了SN 1，1972 E和SN 1的8.5 GHz亮度，1895 B to be L $_{ν,8.5\rm{GHz}}$ $<$ 6.0 $\times$ 10 $^{23}$ erg s @ MATHABMS Hz $^{-1}$爆炸后45年和L $_{ν,8.5\rm{GHz}}$ $<$ 8.9 $\times$ ABMQ 10 $^{23}$ erg s $^{-1}$ Hz $^{-1}$爆炸后121年。这些限制意味着一个干净的拱星介质（CSM），$n$ $<$ 0.9 cm $^{-3}$到几个$\times$ 10 $^{18}$ cm的半径，如果SN爆炸波扩展到均匀密度的材料。由于我们的观测覆盖了广泛的时间，我们也限制了围绕SN 1，1972 E的祖先的CSM壳层的存在。我们基本上排除了在$\sim$ 10 $^{17}$和10 $^{18}$ cm之间半径处质量为0.05 $-$ 0.3 M $_\odot$的所有中厚壳，以及质量低至$\lesssim$ 0.01 M $_\odot$的特定半径处的薄壳。这些限制排除了一系列单和双退化祖先场景的参数空间…
2020-01-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The low-luminosity type II SN\,2016aqf: A well-monitored spectral evolution of the Ni/Fe abundance ratio
低光度II型超新星（LL SNe~II）是核塌缩超新星爆发能量较低的一端，但对它们的研究和物理认识还很有限。我们介绍了一个具有广泛光谱和光度覆盖的LL SN~II，SN 1，2016 aqf。我们测量了$V$ -带峰值的$-14.58$ \，mag，平台期的$\sim$ 100\，天，和推断的$^{56}$ Ni质量的$0.008 \pm 0.002$ \，\msun。峰值测辐射热光度L $_{\rm bol} \approx 10^{41.4}$、erg s $^{-1}$及其光谱演化是该类中其他SNe的典型特征。使用我们的后期光谱，我们测量[ \ion{O}{i} ] $λ\lambda6300, 6364$线，我们与SN II光谱合成模型进行比较，以限制祖先零年龄主序列质量。我们发现这是12 $\pm$ 3\，\msun。我们广泛的后期光谱覆盖的[ \ion{Fe}{ii} ] $\lambda7155$和[ \ion{Ni}{ii} ] $\lambda7378$线允许测量的Ni/Fe丰度比，一个参数敏感的内部祖结构和爆炸机制的动态。我们测量了$0.081^{+0.009}_{-0.010}$丰度比的一个恒定的演化，并认为测量丰度比的最佳时期是在爆炸后200 - 300天的$\sim$。我们把这个测量的背景下，SNE II的大样本和各种物理，光变曲线和光谱参数进行比较，在搜…
2020-06-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical Modeling of the Early Light Curves of Type IIP Supernovae
IIP型超新星（SN IIP）的早期爆发为研究其前身星的性质提供了重要信息。这反过来又可以与爆炸前的成像限制和恒星模型进行比较，以更完整地了解大质量恒星如何演化和结束生命。使用超新星爆炸代码（SNEC），我们对SNe IIP的前40天进行了建模，以更好地了解从其早期光变曲线可以得出哪些限制。我们使用两套红超巨星的祖先模型与零年龄的主要序列质量在9 Msol和20 Msol之间的范围。我们发现，光变曲线的早期属性最敏感地依赖于祖先的半径，从而提供了g带的上升时间和爆炸时的半径之间的关系。这种关系将是有用的，从未来的观察，特别是在整个上升的详细建模是不切实际的情况下，对祖细胞的约束。与观测到的上升时间相比，我们发现的半径比以前的半解析推导结果大了几倍，并且通常与当前恒星演化计算结果更一致。
2016-03-28 astro-ph.HE
Testing the effect of progenitor's metallicity on $^{56}$Ni mass and constraining the progenitor scenarios in Type Ia supernovae
本研究通过分析34颗正常Ia型超新星前身星金属丰度与镍-56质量的关系，结合爆炸模型与宿主星系数据，发现金属丰度相关的光度差异及α元素丰度的显著影响，为理解其物理机制以提升宇宙学精度提供整体方法。
2025-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining massive star activities in the final years through properties of supernovae and their progenitors
最近对超新星（SNe）爆炸后的观测表明，很大一部分SNe在附近有封闭的星周物质（CSM），而前SN增强的质量损失可能是一个共同的属性。这一现象的物理机制尚不清楚，能量沉积到包层已被提出作为一个可能的原因的限制CSM。在这项工作中，我们已经计算了响应的信封各种类型的持续能量沉积开始前几年的核心崩溃。我们进一步研究了由此产生的祖先结构如何影响随后的超新星的外观。虽然有人怀疑超爱丁顿能量沉积可能会导致一个强大的和/或爆发性的质量损失，以占封闭的CSM，我们已经发现，一个高度超爱丁顿能量注入到信封改变了祖星的结构显着，和所产生的SNe的属性变得不一致，通常的SNe。这一论点限制了最后几年可能的恒星活动所涉及的能量预算最多比埃丁顿光度高出一个数量级。然而，这样的能量产生不会在几年的时间尺度内动态地产生强风。因此，我们建议，一个次要的影响（例如，由亚爱丁顿能量注入引起的适度包络膨胀触发的脉冲或二元相互作用）可能引起质量损失。
2019-04-16 astro-ph.HE
Constraining high-energy neutrino emission from choked jets in stripped-envelope supernovae
有迹象表明，$γ$射线暗天体，如超新星（SNe）与窒息喷流，和活动星系核的核心可能有助于天体物理中微子的扩散流量由冰立方天文台测量。特别是，条带包络SNe受到了广泛的关注，因为它们能够产生相对论喷流，并可以解释观测到的超新星爆炸的多样性（例如，伽马射线暴（GRB）、低光度GRB和Ibc型SNe）。我们使用一个unbinned的极大似然的方法来搜索Ibc型核心崩溃SNe，这可能是一个窒息的喷流，和μ介子中微子从2011年5月至2012年5月测量的冰立方上行轨道样事件的样本之间的时空巧合。在这种叠加分析中，我们发现没有显着偏离背景的假设，使用一年的数据，并能够放置上限的总金额的各向同性等效能量，阻塞喷流核心塌陷SNe存款在宇宙射线${\mathcal E}_{\rm cr}$和核心塌陷SNe的分数有一个喷流指向地球$f_{\rm jet}$。这种分析可以扩展到尚未公开的IceCube数据，以及通过广泛的视野调查发现的光学检测到的核心塌陷SNe的数量增加，例如Palomar Transient Factory和全天空超新星自动调查。在不久的将来，扼流喷流SNe/高能宇宙中微子的联系可能会受到更严格的约束。
2017-12-25 astro-ph.HE
Bridging the gap between supernovae and their remnants through multi-dimensional hydrodynamic modeling
超新星遗迹（SNRs）是一种扩散的扩展源，其特征是形态复杂，喷出物分布不均匀。这样的形态反映了原始的结构和特点的祖超新星（SN）和早期的相互作用的SN爆炸波与不均匀的星周介质（CSM）。解读SNRs的观测结果可能会打开研究相互作用的喷出物和冲击CSM的物理特性的可能性。这就需要精确的数值模型来描述从超新星爆炸到残骸发展的演变，并将残骸的发射特性与超新星前身联系起来。在这里，我们展示了如何多维SN-SNR流体动力学模型已经非常有效地破译观测的SNR仙后座A和SN 1987 A，从而揭开了喷出物的结构在SN爆炸后立即和约束的三维前超新星周围的环境的结构和几何形状的祖SN。
2017-05-10 astro-ph.HE
Panchromatic JWST Observations and Models of the Dim Type Iax Supernova 2024vjm at 200 days
Planetary Science Institute（行星科学研究所）；Hamburger Sternwarte（汉堡天文台）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Institute for Astronomy, University of Hawai’i at Manoa（夏威夷大学马诺阿分校天文学研究所）；Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona（亚利桑那大学月球与行星实验室）；Embry-Riddle Aeronautical University（埃姆布里-里德尔航空大学）；Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构天文台）；Las Campanas Observatory, Carnegie Observatories（拉斯坎帕纳斯天文台，卡内基观测站）；Aarhus University（奥胡斯大学）
本研究基于 JWST 观测 2024vjm 暗弱 Iax 型超新星爆发后 200 天的光谱与测光，用 PHOENIX/1D 模型开展研究，揭示了其尘埃、元素组成等特性，为 Iax 型超新星前身系统参数提供了严格约束。
2026-08-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Don't Blink: Constraining the Circumstellar Environment of the Interacting Type Ia Supernova 2015cp
尽管Ia型超新星（SNe Ia）在宇宙学上具有实用性，但它们的祖先仍然是未知的，许多努力都集中在非简并伴星的吸积是否可以使碳氧白矮星生长到接近克拉塞卡质量。类似SN 1991 T的Ia超新星（“类91 T”）与星周相互作用的关联可能是这种“单简并”通道的证据。然而，在这些相互作用系统中观察到的星周介质（CSM）与恒星风不同-特别有趣的是，它有时与恒星表面分离，位于$\sim 10^{16}~{\rm cm}$。哈勃太空望远镜（HST）计划在SN 2015 cp爆炸近两年后发现类似91 T的SNe Ia周围的分离CSM，成功地发现了相互作用（Graham等人，2018年）。在这项工作中，我们提出了SN 2015 cp的无线电和X射线跟踪观测，并在Harris，Nugent和Kasen（2016）的框架中分析它们，以限制该系统中恒定密度CSM壳的属性。假设HST检测是在冲击穿过CSM之后不久，我们将该系统中的CSM总质量约束为$< 0.5~{\rm M_\odot}$。这个极限与超新星PTF 11 kx的CSM质量相当，但不排除复发新星的预测质量较低。从建模PTF 11 kx和SN 2015 cp的经验教训中，我们提出了一个未来观察这些事件的策略，以增加已知相互作用的SNe Ia的样本。
2018-12-06 astro-ph.HE
The Deepest Radio Observations of Nearby Type IA Supernovae: Constraining Progenitor Types and Optimizing Future Surveys
我们报告了附近Ia型超新星（SNe Ia）的电子多元素无线电链接干涉仪网络（e-MERLIN）和澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的深射电观测。未发现任何异常。在相对论电子能量密度服从幂律分布的标准假设下，（ε_e = ε_B = 0.1），我们得到了SN 2013 dy的前身系统质量损失率的上限（2016 coj，2018 gv，2018 pv，2019 np），每年小于12（2.8，1.3，2.1，1.7）EE（-8）太阳质量（风速为100 km/s）。在SNe 2016 coj、2018 gv、2018 pv和2019 np中，我们添加了其他17个邻近SNe Ia的无线电数据，并对它们的未检测进行了建模。使用相同的模型，所有21个超新星Ia的质量损失率都小于每年4 EE（-8）太阳质量（风速为100 km/s）。我们比较这些限制与预期的质量损失率在不同的单退化的祖先的情况下。我们还讨论了如何从超新星Ia和最年轻的超新星Ia遗迹G1.9+0.3以及剥离包络核塌缩超新星的后期观测中获得关于超新星E和超新星B的信息。我们强调SN 2011 dh，并论证了ε_e约等于0.1，ε_B约等于0.0033。最后，我们讨论了在射频观测的策略，以最大限度地提高检测的机会，给定的时间，爆炸后，到超新星的距离和望远镜的灵敏度。
2020-01-16 astro-ph.HE
Constraining the role of novae as progenitors of Type Ia Supernovae
白矮星（WD）表面发生不稳定的核燃烧，导致新星现象，被认为是SNeIa的潜在候选者之一。我们建议，在附近的星系新星的统计数据可能是一个强大的工具来衡量这样的系统在生产SNeIa的作用。使用多超新星演化模型，我们计算的数量和时间分布的新星，将产生一个典型的（不稳定燃烧）SNIa祖之前，达到Mrachasekhar质量极限（M_ch）和爆炸。结合观测到的新星速率，这可以用来限制新星通道对附近星系SNIa速率的最大贡献。POINT-AGAPE测量的M31新星速率为65/年。假设所有这些新星都将达到M_ch，我们得到新星可能产生的最大SNIa速率为（1-5）× 10 ^-4/年。这将nova通道对M31中SNIa速率的总体贡献限制在<2- 7%。此外，约80%的新星产生的一个成功的SNIa祖先有短的衰变时间（t2<10天），并产生时WD质量接近M_ch。我们指出，这样的快速新星的统计数据可以提供一个敏感的诊断的贡献的新星通道的质量积累的最后阶段的单简并（SD）SNIa祖先。为了探索它们的使用前景，我们研究了在PTF类的M31新星调查中检测快速新星的效率。我们发现，在SD方案中，至少每隔两个夜晚观测一次m_R~22星等的巡天，就能捕获到90%的快新星。这样的巡天观测应该能够以每年大于10^3xf的速度探测到M31中的快速新星，其中f是SNIa在不稳定的核燃烧状态中吸积的部分，同时在SNIa爆…
2015-09-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2024igg: A Super-Chandrasekhar/03fg-like SN exhibiting C II-dominated spectra after explosion
Tsinghua University（清华大学）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；INAF – Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Università degli Studi di Padova（帕多瓦大学）；CISAS, Università degli Studi di Padova（帕多瓦大学 CISAS）；INAF – Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布里埃拉天文台）；Yunnan Observatories（云南天文台）
SN 2024igg是一种超Chandrasekhar型Ia超新星，其光谱特征由C II主导，表明其在富含碳的介质中爆炸。
2026-02-03 astro-ph.HE
Constraining Dust Formation in the Superluminous Supernova 2017gci with JWST Observations
本研究利用JWST观测超亮超新星2017gci，发现其早期WISE探测源于预存尘埃回波，并设定了新形成尘埃的质量上限，表明SLSNe不一定比其他超新星产生更多尘埃，但尘埃形成过程可能更快。
2024-08-27 astro-ph.HE
JWST Reveals Large Reservoirs of Dust and Ongoing Circumstellar Interaction in SN Ibn/Icn 2023xgo over a Year Post-Explosion
University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；National Astronomical Research Institute of Thailand（泰国国家天文研究所）；SETI Institute（SETI研究所）；The University of Melbourne（墨尔本大学）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；INAF, Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Northwestern University（西北大学）
通过JWST等观测，在SN 2023xgo爆发后377天发现大量硅酸盐和碳质尘埃，并检测到持续星周相互作用的He I发射线，表明Ibn/Icn型超新星在爆发前后均能形成大量尘埃。
2026-05-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Origin of Kepler's Supernova Remnant
现在已经确定开普勒的超新星遗迹是Ia型爆炸的结果。开普勒的年龄为407年，角直径约为4 '，估计距离在3.0到7.0千秒差距之间。与其他Ia型超新星遗迹如第谷和SN 1006，以及大麦云星云中的SNR 0509-67.5不同，开普勒显示了强烈的星周相互作用的证据。北部的弓形激波结构被认为是源于超新星爆发前一个质量损失系统穿过星际介质的运动。我们目前的流体动力学和光谱建模的结果，旨在限制系统的拱星环境和爆炸中产生的56 Ni的量。利用含有0.3Msun（亚能）或1 Msun（高能）56 Ni的模型，模拟了Ia超新星喷出物与各种星周密度模型的相互作用.仅基于动力学考虑，我们发现亚能模型倾向于SNR < 6.4 kpc的距离，而产生1 M_sun的56 Ni的模型需要SNR> 7 kpc的距离。X射线光谱与产生约1 M太阳的56 Ni的爆炸一致，排除了亚能量模型，并表明开普勒的SNR是一个类似SN 1991 T的事件。此外，X射线光谱排除了超新星爆发前各向同性质量损失所预期的纯1/r^2风廓线。在祖系统周围引入一个小腔导致与观察到的光谱一致的模拟X射线光谱。如果风形的星周环境是必要的，以解释动力学和X射线发射的冲击喷出物在开普勒的SNR，那么我们需要的距离残骸大于7千秒差距。
2012-06-28 astro-ph.HE
