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
Progenitors of supernova Ibc: a single Wolf-Rayet star as the possible progenitor of the SN Ib iPTF13bvn
核心坍缩超新星（SN）爆炸标志着大质量恒星动荡的生命的结束。确定它们的祖先的性质是理解SNe性质的关键一步。直到最近，还没有直接检测到Ibc型SN的祖先，据信它们来自通过恒星风失去氢包层的大质量恒星和伴星从主星剥离H包层的双星系统。在这里，我们分析了最近报道的iPTF 13 bvn的观测结果，这可能是基于爆炸前图像的SN Ib祖先的首次检测。非常有趣的是，最近发表的单星日内瓦模型可以重现观测到的候选祖先的测光及其质量损失率，证实了最近提出的方案。我们发现，一个单一的WR星的初始质量在31-35 Msun的范围内符合观测到的光度的祖先iPTF 13 bvn。母星的光度log（L/Lsun）约为5.55，表面温度约为45000 K，爆炸时的质量约为10.9 Msun。我们的非旋转32 Msun模型高估了祖先的半径，尽管这可能与更大质量（40至50 Msun之间），更热，更明亮的祖先的微调模型相一致。我们的模型表明，一个非常不确定的喷出物质量约8 Msun，这是高于平均的SN Ib喷出物质量，是来自光变曲线（2-4 Msun）。这种可能的高喷出物质量可以在iPTF 13 bvn光变曲线和光谱中产生可检测的影响。如果候选者确实被证实是祖先，我们的结果表明，具有相对较高的初始质量（>30 Msun）的恒星可以在死亡时产生可见的SN爆炸，并且不会直接坍缩成黑洞。
2013-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The evolution of rotating solar metallicity stars extending in mass from 13 to 120 msun: the hydrostatic evolution and the explosive yields
我们提出了第一套新一代的太阳组成的大质量恒星的模型之间延伸13和120 \msun，计算和不旋转的影响。我们包括两个由旋转引起的不稳定性，即纬向环流和剪切不稳定性。我们实施了两种替代方案来处理角动量的传输：对流扩散形式主义和简单的纯扩散。从主序前到超新星前阶段的完整演化，详细地跟随着一个非常扩展的核网络。提供了各种可能的质量切割的爆炸当量，可在网站\url{http://www.iasf-roma.inaf.it/orfeo/public{\_}html}上查阅。我们发现He和CO的核心质量都大于它们的非旋转对应物。氦燃烧后留下的C丰度也比非旋转情况下的低，特别是对于初始质量为13-25 \msun的恒星，这影响了超新星前阶段的最终质量-半径关系，基本上是最终结合能。最初以300 km/s旋转的一代恒星产生的元素产额与非旋转大质量恒星产生的产额相比没有实质性变化，主要区别是弱s-分量的略微过量产生和F的较大产生。由于旋转也会直接或间接地影响质量损失率，我们发现旋转和非旋转模型之间的O型和WR亚型的寿命存在很大差异。在这两组模型中，IIP型超新星爆炸的最大质量在15到20 \msun之间（这个值基本上取决于红超巨星阶段由于包含尘埃驱动风而导致的较大质量损失率）。这一极限值与目前的估计值非常吻合。
2012-12-12 astro-ph.SR
High mass of the type IIP supernova 2004et inferred from hydrodynamic modeling
先前对IIP型超新星的研究推断，从流体动力学模型中恢复的祖星质量高于15 Msun。为了验证这类超新星的前身质量，我们尝试了观测良好的发光型IIP超新星2004 et的参数测定。在扩展的参数空间中，通过流体动力学模拟，我们模拟了SN 2004 et的热光度曲线和光球速度。根据流体动力学模拟和观测数据，我们推断超新星爆发前的半径为1500朗日，喷出物的质量为24.5兆日，爆炸能量为2.3 × 10 ^{51}尔格，放射性Ni-56的质量为0.068兆日。主层序上的估计祖先质量在25-29 Msun的范围内。此外，我们还发现了SN 2004 et星云光谱中爆炸不对称性的清晰特征。SN 2004 et的实测原始质量明显高于爆炸前图像所显示的原始质量。我们推测，从流体动力学模型推断的质量被高估，关键的缺失因素是多维效应。
2009-08-17 astro-ph.SR
Type IIP supernova 2008in: the explosion of a normal red supergiant
IIP型超新星的爆发能量和喷出物质量构成了爆发机制理论的基础。到目前为止，这些参数只确定了七个事件。IIP型超新星2008 in是另一个观测良好的事件，详细的流体动力学模型可以用来推导超新星参数。利用流体动力学模型描述了光球层的辐射热光变曲线和膨胀速度。氢离子化和激发的时间依赖性模型被施加到模型的H α和H β线的轮廓。我们发现一个喷出物的质量为13.6兆太阳，爆炸能量为5.05 × 10^50尔格，超新星前半径为570朗日，放射性Ni-56的质量为0.015兆太阳。估计的祖先质量为15.5 Msun。我们发现了一个问题的Halpha和Hbeta的描述在早期阶段，这是不能解决的球对称模型。SN 2008 in的前超新星是流体动力学模拟研究的8颗IIP型超新星中质量最小的正常红超巨星。在这个样本中没有祖先质量<15 Msun的IIP型超新星的问题仍然存在。
2013-06-21 astro-ph.SR
Grids of rotating stellar models with masses between 1.0 and 3.0 Msun
计算了质量在1.0 ~ 3.0 $M_{\odot}$之间、分辨率为$δM \leq 0.02$ $M_{\odot}$的旋转模型的演化轨迹网格，可用于研究旋转对恒星演化和星团特征的影响。$\sim$ 2.05 $M_{\odot}$是自转对恒星结构和演化影响的临界质量。对于$M >$ 2.05 $M_{\odot}$的恒星，旋转导致对流核的增加和主序（MS）寿命的延长;旋转模型的演化比非旋转模型慢;旋转对这些恒星演化的影响与对流核过冲的影响相似。然而对于$< M/M_{\odot}<$为1.1 $< M/M_{\odot}<$ 2.05的恒星，自转会导致对流核心的减少，并缩短MS的寿命;自转模型比非自转模型演化得更快。当质量位于$\sim$ 1.7 - 2.0 $M_{\odot}$的范围内时，由旋转引起的不稳定性引起的混合是无效的;流体静力学效应在这些恒星的演化中占主导地位。对于质量在1.6 ~ 2.0 $M_{\odot}$之间的模型，在MS阶段，旋转模型的有效温度总是低于相同年龄的非旋转模型。对于给定的年龄，质量越低，有效温度的变化越小。因此，旋转可能会导致在中等年龄星团的色星等图中MS关闭附近的颜色扩散。
2012-12-07 astro-ph.SR
Spatially resolved X-ray study of supernova remnants that host magnetars: Implication of their fossil field origin
磁星被认为是宇宙中磁化最强的中子星。为了揭示什么样的恒星和超新星可以产生磁星，我们对超新星遗迹（SNRs）Kes 73，RCW 103和N49进行了最先进的空间分辨光谱X射线研究，这些超新星遗迹分别拥有磁星1 E 1841-045，1 E 161348-5055和SGR 0526-66。这三个SNR是O和Ne增强的，并且在密度>1- 2 cm $^{-3}$的星际介质中演化。金属成分和稠密的环境表明，祖星的质量不是很大。这三颗磁星的原始质量被限制在小于20 Msun（Kes 73为11- 15 Msun，RCW 103小于13 Msun，N49约为13 - 17 Msun）。我们的研究表明，磁星不一定是由质量非常大的恒星形成的，而是起源于跨越大质量范围的恒星。这三个超新星的爆炸能量从$10^{50}$尔格到~2 $\times 10^{51}$尔格不等，进一步反驳了超新星是由快速旋转的毫秒级恒星激发的观点。我们报告说，RCW 103是由一个微弱的超新星爆炸产生的，具有显著的回落，这样的爆炸解释了低爆炸能量（~ $10^{50}$ erg），小观测到的金属质量（$M_{\rm O}\sim 4\times 10^{-2}$ Msun和$M_{\rm Ne}\sim 6\times 10^{-3}$ Msun），以及太阳下更重元素的丰度，如Si和S。我们的研究支持化石场起源作为一个重要…
2019-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Primary and secondary source of energy in the superluminous supernova 2018ibb
本文通过对超亮超新星2018ibb进行对不稳定性超新星建模与辐射转移模拟，提出含34倍太阳质量56Ni的模型可解释其主要光变与光谱特征，并用星周物质相互作用解释观测到的额外能量来源。
2024-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Populations of rotating stars. - I. Models from 1.7 to 15 Msun at Z = 0.014, 0.006, and 0.002 with Ω/Ωcrit between 0 and 1
已知B型星以不同的速度旋转，包括像Be星那样接近临界速度的非常快的旋转体。在本文中，我们提供的恒星模型，涵盖的质量范围在1.7至15 Msun，其中包括已知的Be星的典型质量，在Z = 0.014，0.006，和0.002和扩展范围的初始速度上的零年龄的主要序列。我们使用了日内瓦恒星演化代码，包括shellular旋转的影响，与数值处理，已得到改进，使代码可以精确地跟踪角动量的变化，因为它的影响下的辐射风和/或机械质量损失的恒星的内容。我们讨论了初始旋转速率对赫兹-罗素图中轨道的影响，主序（MS）寿命，表面旋转和丰度的演变，以及对各种同位素的喷射质量。在从当前网格获得的新结果中，我们发现：1）初始质量约为1.7 Msun的快速旋转恒星在核心氢燃烧阶段开始时，相对于缓慢旋转的恒星，对流核心非常小。在对这类恒星进行星震研究的框架中，记住这一事实可能是很有趣的。2)在旋转较慢的恒星中，核心和表面角速度之间的对比度更高。目前获得的值与从星震学获得的B型星的极少数值一致。3)在Z = 0.002时，质量范围在1.7 ~ 3 Msun之间，MS上的平均速度为150 km/s的恒星，在MS中期显示出高于0.2 dex的N/H增强，在MS相末期则高于0.4 dex。在MS中的任何时间，太阳金属丰度的相应值都低于0.2 dex。
2013-03-10 astro-ph.SR
Environments of massive stars and the upper mass limit
综述了大质量恒星（> 8 Msun）在其宿主星系中的位置。这些范围从分布的OB协会到巨大的HII区域内的密集星团。在低红移和高红移下，对大质量恒星与核塌缩超新星和长持续时间伽马射线暴的环境进行了比较。我们还讨论了恒星质量上限的问题，因为非常大质量的恒星（VMS，Minit >> 100 Msun）可能会产生异常明亮的核心坍缩超新星或对不稳定超新星。
2012-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stochasticity in Stellar Yields Reflected in Supernova Dust Masses Across All Massive-Star Progenitors
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
本研究推导了9-120太阳质量大质量恒星前身星超新星尘埃质量的理论上限，发现富氧尘埃主导且随质量增加，并揭示硅酸盐尘埃质量受壳层合并随机性影响可变化2-5倍，最终产量由恒星产量随机性决定。
2026-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nearby Supernova Rates from the Lick Observatory Supernova Search. IV. A Recovery Method for the Delay Time Distribution
超新星（SN）延迟时间分布（DTD）-超新星速率与时间的关系，这将伴随着恒星形成的短暂爆发-可以揭示SN祖先和化学富集时间尺度。以前试图恢复DTD的方法是比较平均SN速率与宇宙恒星形成历史（SFH）的红移，或者比较不同平均年龄星系之间的SN速率。我们提出了一种方法来恢复SN DTD，避免这种平均。我们将单个星系的SFH与每个星系中发现的SNe数量进行比较（通常为零，有时为一个或几个SNe）。我们应用该方法的子样本的3505个星系，托管82 SNe Ia和119核心坍缩SNe（CC SNe），从利克天文台SN搜索（LOSS），与SFHS重建SDSS光谱。我们发现在我们最短的延迟，“提示”，在<4.2亿年的bin中有一个> 2西格玛的SN Ia DTD信号。尽管存在系统误差，但由于SDSS光谱光纤的有限孔径，这导致一些瞬发信号泄漏到后面的DTD箱，数据需要在>99%置信度下的瞬发SNe Ia。我们进一步发现，在4西格玛，SNe Ia的“延迟”> 2.4 Gyr。因此，数据支持存在即时和延迟的Ia超新星。在CC SN DTD上的时间积分是0.010+/-0.002 SNe/Msun，正如预期的那样，如果所有质量>8 Msun的恒星都会导致可见的SN爆炸。这反对CC SNe的最小质量>10兆太阳，也反对很大一部分大质量恒星在没有爆炸的情况下坍缩。对于Ia型超新星，时间积分的DTD为0.00…
2010-05-06 astro-ph.CO astro-ph.SR
Near-Infrared and Optical Observations of Type Ic SN2020oi and broad-lined Ic SN2020bvc: Carbon Monoxide, Dust and High-Velocity Supernova Ejecta
我们目前的近红外和光学观测的Ic型超新星（SN）2020oi在星系M100和广泛的Ic型SN2020bvc在UGC 9379，使用双子座，LCO，SOAR，和其他地面望远镜。SN 2020oi在爆炸后第63天的近红外光谱显示出强烈的CO排放和上升的K波段连续谱，这是第一次从Ic型SN中明确检测到尘埃。非LTE CO建模表明，CO仍然是光学厚，并且CO质量的下限为0.001 Msun。尘埃温度为810 K，质量约为10 ^（-5）Msun。我们探讨的可能性，尘埃是新鲜形成的喷出物，加热尘埃中预先存在的拱星介质，和红外回波。SN 2020oi的光变曲线与标准爆炸能量、0.07 Msun Ni质量和0.7 Msun喷出物质量的STELLA模型一致。在高爆炸能量为~10 ^（52）erg，Ni质量为0.4 Msun，喷出物质量为6.5 Msun的情况下，用星周物质模型再现了SN 2020bvc的双峰光变曲线。我们观察到的IR Ca~II三重态，S~I在1.043微米，和Fe~II在5169埃的吸收特性的时间变化。蓝移的线表示高速度，SN 2020bvc高达60，000 km/s，SN 2020oi高达20，000 km/s，并且在光学最大值之前膨胀速度迅速下降。我们目前的光谱特征和诊断的CO和SiO分子带之间的1.4和10微米。
2021-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of stellar rotation on star formation rates and comparison to core-collapse supernova rates
我们调查恒星形成率（SFR）的校准在最近的事态发展，恒星自转建模。利用新发表的非旋转和旋转恒星轨迹，我们研究了合成恒星星族的综合性质，发现旋转恒星星族的UV到SFR校准比非旋转恒星星族小30%，Halfa到SFR校准小40%。这些减少转化为更小的SFR估计所观察到的UV和Halpha光度。使用~300个本地星系样本的UV和H α通量，我们得出了一个总的（即，天空覆盖校正）SFR在11 Mpc的120-170 Msun/yr和80-130 Msun/yr的非旋转和旋转估计。独立地，在相同体积中发现的核心坍缩超新星的数量需要270^{+110}_{-80} Msun/yr的总SFR，这表明用旋转校准进行的SFR估计存在轻微的张力。更一般地说，与估计的SFR相比，局部超新星的发现强烈地限制了任何可能增加大质量恒星能量输出的物理效应，包括但不限于恒星旋转。另一方面，宇宙SFR和宇宙超新星速率数据显示出相反的趋势，宇宙SFR几乎是从宇宙超新星推断的两倍，限制了大质量恒星能量输出的显着下降。总之，这些证据表明，真正的SFR校准因子不能太远，从他们的规范值。
2013-05-15 astro-ph.CO astro-ph.SR
The Type IIb Supernova 2011dh from a Supergiant Progenitor
利用一套基于恒星演化祖先的流体动力学模型对SN 2011 dh的性质进行了研究。我们的模型表明，一个大的祖星--与R ~200 Rsun-，需要重现SN 2011 dh的早期光变曲线。这与在深爆炸前图像中SN位置检测到的黄色超巨星是祖星的建议一致。根据测热光变曲线的主峰和膨胀速度，我们将喷出物的质量限定为~2 Msun，爆炸能量限定为E= 6-10 x 10^50 erg，56 Ni的质量约为0.06 Msun。这颗恒星由3 ~ 4 Msun的氦核和~0.1 Msun的薄富氢包层组成，主序星质量估计在12--15 Msun之间。我们的模型排除了氦核质量大于8 Msun的祖先，这对应于M_ZAMS > 25 Msun。这表明SN 2011 dh不太可能是一颗恒星演化的情景。
2012-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
A disk-wind driving the rotating molecular outflow in CB 26
我们提出了12 CO（J=2-1）敏感的分子线和1.3毫米连续观测的亚毫米阵列（SMA）的双极外流与年轻的恒星位于博克球称为CB 26。SMA观测是在其扩展配置中进行的，使我们能够研究外流的运动学和结构，分辨率约为1弧秒或140 AU。我们发现，尘埃和边缘的拱盘与流出有一个预计的空间（去卷积）大小为196 AU × 42 AU的总（气体和尘埃）质量为0.031 Msun。我们估计中心物体的动力学质量为0.66 Msun，流出的分子质量为5x 10 -5 Msun。观测结果证实，外流旋转有一个类似的方向上的边缘盘。对于外流，我们发现，以下数量：旋转速度，特定的角动量，和发射半径，随着高度以上的中平面，观察到在其他分子旋转外流。半径和膨胀速度也随着盘中平面以上的高度而增加。外流线动量率，外流角动量率和吸积光度的估计似乎很好地解释了目前在CB 26盘风。
2023-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Age and The Mass of The αHerculis Triple-Star System From A MESA Grid of rotating stars with 1.3 <= M/Msun <= 8.0
Her α ^1是距离太阳第二近的渐近巨星分支（AGB）恒星，是一个由G8 III和A9 IV-V组成的三重恒星系统中亮度可变的M5 Ib-II成员。然而，这颗重要恒星的质量以前并不确定，公布的数值在2 - 15 Msun之间。正如这项研究所示，它偶然成为附近解析的三星系统的成员，使得有可能确定其基本性质，包括其质量和年龄。我们介绍了20多年来对α ^1 Her的VRI测光以及Wing中带近红外TiO和近红外连续测光。我们介绍了一种新的基于光度测量的定标技术，并提取了α ^1 Her的有效温度和光度，与最近的干涉测量结果一致。我们发现，Teff = 3280 +/-87 K和log（L/Lsun）= 3.92 +/-0.14。与MESA代码，我们计算了银河系低到中等质量（1.3至8 Msun）旋转的恒星从主序前阶段到先进的AGB阶段的演化轨迹的密集网格。我们包括原子扩散和旋转机制来处理额外的元素混合的影响。根据观测到的武仙座α星的性质，我们将系统的年龄限定在0.41~1.25 Gyr之间。因此，α ^1 Her的质量在2.175 <= M/Msun <= 3.250的范围内。我们比较我们的模型为基础的年龄推断与最近的轨道的日内瓦和STAREVOL代码，并显示他们的协议。在α ^1 Her的规定质量范围内，观测到的12 C/13 C和16 O/17 O比值与MESA、Geneva和S…
2013-08-07 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
Immediate dense circumstellar environment of supernova progenitors caused by wind acceleration: its effect on supernova light curves
IIP型超新星的前身通常被致密的星周介质所包围，这可能是由于前身在爆炸前不久的质量损失增强。以前的光变曲线研究表明，质量损失率提高到约0.1 Msun/年，假设风速恒定。然而，在恒星附近的星周介质的密度可以远高于以前推断的一个给定的质量损失率，如果考虑到风的加速度。以SN 2013 fs为例，我们发现风加速度对从IIP型超新星早期光变曲线估算质量损失率有很大的影响。我们进行数值计算的超新星喷出物和拱星介质之间的相互作用，具有恒定的质量损失率，但与β法风速剖面。我们发现，SN 2013 fs的前身的质量损失率在爆炸前不久，这是推断为~ 0.1 Msun/yr的恒定风速为10 km/s的光变曲线模型，可以低至~ 1 e-3 Msun/yr的相同的终端风速为10 km/s，但风速剖面β ~ 5。在这两种情况下，星周介质的质量是相似的（~ 0.5 Msun）。因此，在我们的解释中，祖先的质量损失增加的开始是在爆炸前100年左右，而不是几年。我们的结果表明，II型超新星祖先的直接致密环境可能会受到风加速的显著影响。
2017-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type IIP Supernova 2009kf: Explosion Driven by Black Hole Accretion?
利用流体动力学模型研究了异常亮型IIP超新星（SN）2009 kf。假设Ni-56质量等于0.4兆太阳的上限，我们推导出喷出物质量的最佳值为28.1兆太阳，爆炸能量为2.2x10^{52} erg，超新星前半径为2x10^3 Rsun。我们分析了消光和Ni-56质量的不确定性的影响，并得出结论，喷出物的质量和爆炸能量不能显着减少相比，最佳值。SN 2009 kf的巨大爆炸能量表明，爆炸是由高能超新星SNe Ibc（hypernovae）中相同的机制引起的，即，通过快速的吸积盘进入黑洞。喷出物的质量加上黑洞的质量和恒星风损失的质量，产生了大约36 Msun的原始质量。我们提出了一个方案，其中大规模的双演化可能会导致SN 2009 kf事件。
2010-09-23 astro-ph.SR
The progenitor mass of the Type IIP supernova SN 2004et from late-time spectral modeling
SN 2004 et是距离最近和观测最好的IIP型超新星之一，在星云阶段就有一个祖先探测器，以及良好的光度和光谱观测覆盖范围。基于核合成的恒星演化/爆炸模型，我们应用光谱模拟分析了它从紫外到中红外的140-700天演化。我们发现一个M_ZAMS= 15 Msun的祖星（氧质量为0.8 Msun）可以令人满意地再现[O I] 6300，6364 <$N和其他碳，钠，镁和硅的发射线，而12 Msun和19 Msun模型分别低于和过度产生这些线。这一结果是在公平的协议与来自祖先检测的质量，但不同意流体动力学模型的早期光变曲线。通过对中红外铁族发射谱线的建模，我们确定了“镍泡”的密度为rho（t）= 7 E-14*（t/100 d）^-3 g cm^-3，对应于金属核心区域（V = 1800 km/s）的填充因子f = 0.15。我们还确认，硅酸盐粉尘，CO和SiO排放都存在于光谱中。
2012-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Evolution and Properties of Rotating Massive Star Populations
我们研究了大质量（>10 Msun），旋转，单星恒星星族的各种初始旋转速率（v/vcrit=0.0，0.2，0.4，0.5，和0.6）的综合性能。我们耦合新的MESA等时线和恒星轨迹（MIST）模型的灵活的恒星星族合成（FSPS）包，扩展恒星星族合成模型，包括非常大质量的恒星（>100 Msun），这可能是显着的第一个~4万年后的星暴的贡献。这些模型预测的电离光度与最近对年轻核星团的观测结果一致。我们还构造了假设初始自转速率分布的复合恒星星族。即使在低金属丰度的环境中，旋转有一个显着的大质量恒星的演化的影响，我们发现，恒星星族模型需要一个显着的贡献，从快速旋转（v/vcrit>0.4）的恒星，以维持生产电离光子超过几个百万年后的星暴。这些结果对大质量恒星的宇宙再电离和解释高红移恒星形成星系中的星云发射线具有潜在的重要意义。
2017-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Type Ia Supernovae from Merging White Dwarfs I. Prompt Detonations
合并的白矮星可能是Ia型超新星（SNe Ia）的祖先。虽然目前还不完全清楚在这样的系统中是否以及何时会触发爆炸，但数值模型表明，爆炸可能在恒星合并形成一个单一的紧凑物体之前开始。在这里，我们研究这样的“围合并”爆炸的数值模拟，建模的中断和核合成的恒星，直到喷出物达到海岸阶段。合成的光变曲线和光谱与观测结果进行比较。三个模型被认为是与主质量0.96 Msun，1.06 Msun，和1.20 Msun。其中，0.96 Msun的矮星与0.81 Msun的伴星合并，其Ni 56当量为0.58 Msun，是最有希望再生普通Ia型超新星的候选者。更大质量的合并会产生异常明亮的Ia型超新星，其峰值亮度接近于“超克拉塞卡”质量的Ia型超新星。虽然合成的光变曲线和光谱的一些模型类似于观察到的超新星Ia，喷出物的显着不对称性导致大的取向效应。峰值辐射热光度随视角变化超过2倍，并且当从光变曲线最亮的角度观察时，光谱吸收特征的速度较低。最大的取向效应出现在紫外线中，其中通量的变化超过一个数量级。尽管视角变化很大，但这三个模型大致遵循宽度-光度关系，较亮的光变曲线在B波段下降得更慢。在某些情况下，还可以看到来自次级恒星的未燃烧碳的光谱特征。
2013-11-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
HD188112: Supernova Ia progenitor?
HD 188112是一颗质量极低的白矮星。根据先前的研究，HD 188112的质量是$\sim$ 0.24兆太阳能，而它看不见的伴星（一个紧凑的简并天体）的质量下限为0.73兆太阳能。我们利用HST STIS光谱测量了HD 188112中紫外金属线的转动展宽，以便对其伴星的质量施加更严格的约束。通过假设中的系统是同步旋转的，我们得到一个伴星质量在1.05和1.25 Msun之间。我们还测量了镁、硅和铁的丰度，分别为log $N$（X）/ $N$（H）= $-$ 6.40、$-$ 7.25和$-$ 5.81。从紫外光谱测量的径向速度被发现是在非常好的协议与预测的基础上的轨道参数在以前的研究中提出了十年前。
2015-02-25 astro-ph.SR
Type Ib/c supernovae in binary systems I. Evolution and properties of the progenitor stars
我们调查的Ib/c型超新星（SN Ib/c）的祖先在近距离双星系统的演化，使用新的演化模型，包括旋转的影响，初始质量为12 - 25 Msun的主要组成部分，和单氦星的初始质量为2.8 - 20 Msun。我们发现，尽管潮汐相互作用对主恒星的旋转的影响，在不同的二元模型序列中的超新星前阶段的核心中保留的角动量的量收敛到一个类似于以前的单星模型中发现的值。这个量大到足以产生毫秒磁星，但太小了，不能产生磁星或长伽马射线暴。我们采用最新的估计沃尔夫-拉叶质量损失率，其影响SN Ib/c祖详细讨论。在恒星结构方面，在双星系统中的SN Ib/c祖星被预测有很大的最终质量范围，甚至可以达到7 Msun，氦包层为0.16 - 1.5 Msun。我们的研究结果表明，如果缺乏氦线的光谱中的SNe Ic是由于少量的氦，分布的初始和最终的质量的SNIc祖细胞应该是双峰。此外，我们发现，薄的氢层（0.001 - 0.01 Msun），预计将存在于许多SN Ib祖在presupernova阶段。我们表明，氢的存在下，连同一个相当厚的氦信封，可以导致一个显着的膨胀的一些SN Ib/c祖超新星爆炸的时间。这可能对冲击爆发和超新星光曲线产生重要影响。我们还认为，通过AB/B转移产生的薄氢层的一些SN祖细胞可能与IIb型超新星祖细胞相对较小的半径约为10 Rsun。
2010-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational properties of low redshift pair instability supernovae
所谓的超亮超新星是最近在本地宇宙中发现的。它们中的一些可能起源于由对不稳定性机制引起的恒星爆炸。最近的恒星演化模型也预测了在相当高的金属丰度（即Z~0.004）下，超大质量恒星会产生对不稳定性超新星（PISNe）。我们提供了超新星（SN）模型和合成光变曲线的两个祖先模型，一个150 Msun的红超巨星和一个250 Msun的黄超巨星在Z=0.001的金属丰度，从主序列崩溃的演变，和PISN本身的启动，以前已经计算在一个现实的和自洽的方式。我们正在使用辐射流体动力学代码STELLA来描述这两个模型在大约500天的时间范围内的SN演变。我们描述了这两个SNe的冲击爆发阶段，其特点是更高的光度，更长的持续时间和更低的有效温度比普通SNeIIP。我们推导出的测辐射热以及我们的PISN模型的U，B，V，R和I的光变曲线，这表明一个长期的平台阶段，最大值在Mbol=-19.3 MAG和-21.3 MAG的我们的较低和较高的质量模型，分别。我们还描述了光球的组成和速度作为时间的函数。我们的结论是，我们最初的150 Msun的恒星爆炸的光变曲线类似于那些相对明亮的SNeIIP，而它的光球速度在早期较小。它的56 Ni质量为0.04 Msun，也正好落在普通核心坍缩SNe的范围内。我们的250 Msun模型的光变曲线和光球速度与超亮SN 2007 bi有着惊人的相似之处，加强了对PISN的解释。我们…
2014-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Binary Progenitor for the Type IIb Supernova 2011dh in M51
我们进行二进制恒星的演化计算后，在系统中的两颗恒星的同时演化，研究一个潜在的祖先系统的IIb型超新星2011 dh。爆炸前测光以及光变曲线建模提供了对祖系统的物理特性的限制。在这里，我们提出了一个密切的二元系统，是与这种约束兼容。该系统是由太阳系的恒星组成，16 Msun + 10 Msun在圆形轨道上，初始周期为125天。主恒星演化结束时是一颗黄超巨星，质量约为4 Msun，最终氢含量约为3-5E-03 Msun，有效温度和光度与超新星SN 2011 dh爆炸前的观测结果一致。这些结果对所采用的吸积效率因子β几乎不敏感。在爆炸时，伴星的有效温度为22至40千开尔文，取决于β的值，并且位于零年龄主序星附近。考虑到HST前SN测光的不确定性，在观测到的最蓝波段中只能勉强探测到二级星。与单星相对，近距离双星系统提供了一个自然的框架来解释SN 2011 dh的性质。
2012-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2008jb: A "Lost" Core-Collapse Supernova in a Star-Forming Dwarf Galaxy at ~10 Mpc
介绍了在矮不规则星系ESO 302-14中发现的一颗核坍缩超新星SN 2008 jb的发现和跟踪观测。这种瞬变被银河系目标调查所遗漏，只在CRTS和ASAS获得的存档光学图像中发现。它在爆炸后不久被探测到，并达到明亮的光学极大值，Vmax = 13.6等（M_Vmax ~ -16.5）。光变曲线的形状显示了100天的平台期，随后在V波段下降了1.4 mag，以近似的Co 56衰变斜率下降，与爆炸中合成的Ni 56的0.04 Msun一致。爆炸2年后获得的光谱显示出宽的方形的H α发射线，这在IIP型超新星中是不寻常的。我们在爆炸后8-14个月获得的Spitzer和WISE档案图像中检测到超新星，这些图像显示了温暖尘埃排放的明显迹象。矮不规则宿主星系的气相氧丰度很低，为12 + log（O/H）= 8.2（~1/5 Solar），类似于SMC和长伽马射线暴和发光的核心坍缩超新星的宿主。我们研究了宿主环境，使用GALEX FUV，R-波段和Halpha图像，发现超新星发生在一个大型恒星形成复合体中。Halpha发射的形态表现为围绕FUV和光发射的大壳（R = 350 pc）。我们估计该恒星形成复合体的年龄约为900万年，总质量约为2 x 10^5 Msun。这些性质与在附近经过充分研究的矮星系中观察到的膨胀的Halpha超壳层一致，这是大质量星风和超新星累积效应反馈的迹象。对恒星形成区…
2011-10-11 astro-ph.CO astro-ph.SR
iPTF13bvn: The First Evidence of a Binary Progenitor for a Type Ib Supernova
最近在超新星（SN）iPTF 13 bvn位置的存档HST图像中检测到的物体可能是Ib型SN祖先的第一个直接证据。该天体的光度测量与沃尔夫-拉叶超新星爆发前质量约为11 Msun的恒星相容。然而，基于流体动力学模型，我们发现，祖有一个前SN质量的~3.5 Msun，它不能大于~8 Msun。我们提出了一个相互作用的二元系统作为SN祖和执行进化计算，能够自我一致地解释光变曲线的形状，没有氢，和前SN测光。我们进一步讨论了允许的二元系统的范围，并预测，其余的同伴是一个发光的O型星的显着较低的光通量比前SN对象。未来对这类恒星的探测是可能的，并将首次提供Ib型SN的祖先系统的可靠识别。
2014-07-30 astro-ph.SR
Light Curves of Core-Collapse Supernovae with Substantial Mass Loss using the New Open-Source SuperNova Explosion Code (SNEC)
我们提出了超新星爆炸代码（SNEC），一个开源的拉格朗日代码的流体动力学和平衡扩散辐射输运的超新星膨胀信封。给定一个祖星的模型、爆炸能量和放射性镍的数量和分布，SNEC生成辐射热光变曲线，以及假设黑体发射的不同宽波段的光变曲线。作为SNEC的第一个应用程序，我们认为爆炸的网格15 Msun（在零年龄的主序星）的氢信封剥离到不同程度，并在不同的点在其演变。如果剩余的富氢物质>~1.5-2 Msun，则所得的光变曲线显示出持续约20-100天的平台，如果剩余的富氢物质较少，则没有平台。如果这些较短的平台长度在自然界中的IIP型超新星中看不到，这表明至少对于零年龄主序质量<~ 20 Msun，氢的质量损失是一个全有或全无的过程。这也许指出了双星相互作用在产生观测到的质量剥离超新星中所起的重要作用（即，Ib/c类事件）。这些光变曲线也不同于通常所见的IIL型超新星，认为简单地改变质量损失的量不能解释这些事件。最剥离的模型开始显示类似于IIb型超新星的双峰光变曲线，证实了以前的工作，这些超新星可以来自具有少量氢和半径约500 Rsun的祖先。
2015-10-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Toward connecting core-collapse supernova theory with observations: I. Shock revival in a 15 Msun blue supergiant progenitor with SN 1987A energetics
我们研究了一个15 Msun蓝超巨星超新星前身的坍缩核心从核心反弹到1.5秒后的演化。我们提出了一个样本的流体动力学模型参数化，以匹配SN 1987A的爆炸能量。我们发现空间模型的维度是一个重要的影响因素，在爆炸过程中。与二维模拟相比，我们的三维模型需要更低的中微子光度来产生同等能量的爆炸。我们估计，我们的模型中的对流引擎在三维中比在二维中效率高4%。我们认为，在三维模拟中发现的对流引擎的更高效率可能是由于对流羽流的更大的表面积与体积比，这有助于分配中微子沉积的能量。我们没有发现证据的常设吸积激波不稳定性，也没有湍流是一个关键因素，在我们的模型中提供动力的爆炸。相反，在冲击后区域的能量传输的分析揭示了穿透对流的特点。一旦分辨率不足以捕捉大尺度对流的形态，爆炸能量就会急剧下降。这表明，维度的作用是次要的，以正确解释爆炸的基本物理。我们还分析了嵌入流中的粒子示踪剂提供的信息，发现未结合的材料在二维模型中具有相对较长的停留时间，而在三维中，爆炸能量的很大一部分由停留时间相对较短的粒子携带。
2014-01-13 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.data-an
The evolution of rotating very massive stars with LMC composition
我们提出了一个密集的模型网格与定制的输入化学成分适合的大麦云云。我们使用一维流体动力学恒星演化代码，它占旋转，运输角动量的磁场，和恒星风的质量损失来计算我们的详细模型。我们计算的恒星演化模型的初始质量为70-500 Msun和初始表面旋转速度为0-550 km/s，涵盖核心氢燃烧阶段的演变。我们发现我们的快速旋转强烈影响旋转诱导混合氦，准化学均匀的演变发生最快的旋转模型。在160 Msun以上，同质演化也是通过质量损失建立的，在核心氢耗尽时产生独立于初始旋转速率的纯氦星。表面氮富集也发现较慢的旋转，即使是恒星，失去只有一小部分的初始质量。对于150 MZAMS以上的模型，以及稍后在整个考虑的质量范围内的模型，我们发现由于这些模型接近其爱丁顿极限，因此存在相当大的包络膨胀。这导致了最大的零年龄的主序星表面温度为56000 K，在180 Msun，并在质量范围为50-100 Msun的恒星演化到高内部爱丁顿因素的HR图中的明亮的蓝色变量的制度。暴胀也导致在180 Msun以上的恒星化学均匀演化过程中表面温度降低。在我们的模型中，由于包层膨胀而导致的冷表面温度导致了增强的质量损失，这阻止了LMC金属丰度的恒星演变成对不稳定的超新星。相应的自旋下降也会阻止质量非常大的LMC恒星产生长时间的伽马射线暴，然而，这可能起源于较低的质量。
2015-01-15 astro-ph.SR
Evolution of Rotating 25 M$_{\odot}$ Population III star: Physical Properties and Resulting Supernovae
在这封信中，我们报告的1-D建模的旋转25 M $_{\odot}$零年龄主序人口III星的核心崩溃的发病阶段的结果。快速旋转的模型在主序星阶段之后显示出剧烈和零星的质量损失。与太阳金属丰度模型相比，Pop III模型显示出非常小的超新星前半径。此外，在核心崩溃的发病阶段的模型，我们模拟由此产生的超新星的流体动力学模拟。根据相应的旋转和恒星风造成的质量损失，所产生的超新星跨越了从弱II型到Ib/c型的类别。我们发现，由Pop III型恒星产生的核心坍缩超新星的绝对星等比由太阳金属丰度恒星产生的要暗得多。从我们的模拟结果中，我们还得出结论，在爆炸能量和镍质量的考虑范围内，这些瞬态事件是非常微弱的，使得它们很难被检测到在高红移。
2023-02-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Final Fates of Rotating White Dwarfs and Their Companions in the Single Degenerate Model of Type Ia Supernovae
考虑到旋转的质量吸积的白矮星（WD）的质量超过了Krasekhar质量，我们扩展了我们的新的单退化模型的Ia型超新星（SNe Ia）的祖先，占两种类型的二元系统，那些与主序星伴侣和那些与红巨星（RG）伴侣。我们提出了一个质量分布的WD爆炸SNe Ia，WD质量范围从1.38到2.3 Msun。这些祖细胞模型被分配到不同类型的SNe Ia。由刚性旋转支撑的WD的较低质量范围（1.38 Msun < M_WD <~ 1.5 Msun）对应于法向SNe Ia。不同的自旋下降时间可能导致亮度的变化。质量范围较大的WD（M_WD >~ 1.5 Msun），由差异自转支持，对应于较亮的超新星Ia，如SN 1991 T。在这种情况下，WD质量的变化可能导致亮度的变化。我们还显示了在超新星Ia爆炸的伴星的演化状态，并对看不见的同伴构成约束。特别是在WD+RG系统中，大多数RG伴星在超新星爆发前的自旋下降阶段已经演化为氦/碳氧WD。在这种情况下，我们不期望在爆炸前后立即有任何明显的同伴签名。我们还比较了我们的新模型与最近的严格限制看不见的祖先的超新星Ia，如SN 2011 fe。
2012-07-25 astro-ph.SR
Gravitational Wave Signals from 3D Neutrino Hydrodynamics Simulations of Core-Collapse Supernovae
我们提出了引力波（GW）信号的预测，从四个三维多群中微子流体力学模拟的核心坍缩超新星的祖先与11.2 Msun，20 Msun，和27 Msun。GW的排放在爆炸前阶段强烈依赖于后冲击流是否占主导地位的常设吸积激波不稳定性（SASI）或对流，并从2D模型有很大的不同。SASI活动通过增益层中的不对称质量运动和与原中子星（PNS）的非共振耦合产生低于250 Hz的强信号分量。对流和SASI占主导地位的模型显示GW发射高于250 Hz，但幅度大大低于2D。这是由于PNS表面中的高频l=2运动的不同激发机制，其主要由3D中的PNS对流激发。与2D相比，由于更小的下流速度和在下流中缺乏高频可变性，在3D中由增益层中的质量运动对高频表面g模式的共振激发被抑制。在爆炸20 Msun模型中，激波复活导致增强的低频发射，由于在PNS对流区的对流涡的首选尺度的变化。对两个频段的预期过剩功率的估计表明，第二代探测器将只能探测到非常近的事件，但第三代探测器可以在~10 kpc的距离上区分SASI和对流主导的模型。
2017-04-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Two-Dimensional Simulations of Pulsational Pair-Instability Supernovae
大质量恒星的氦核在35到65 Msun之间，由于重复出现的对不稳定性，它们会产生重复的热核爆发。在其中一些事件中，太阳质量的物质以多次重复爆发的方式喷射出来，每次10 $^{50}$ erg。这些壳层之间的碰撞有时会产生非常明亮的瞬变，从可观测宇宙的边缘可以看到。以前对这些事件的一维研究产生了薄的，高密度的壳，因为一个喷射进入另一个。在这里，在这些碰撞的第一个多维模拟中，我们表明，瑞利-泰勒不稳定性的发展截断了高密度尖峰的增长，并驱动壳之间的混合。它的前身是一颗太阳金属丰度为110 Msun的恒星，在早期的工作中被证明会产生一颗超亮超新星。这个更真实的模型的光曲线具有与1D模型相似的峰值亮度和持续时间，但结构更平滑。
2014-07-06 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Grids of stellar models with rotation IV. Models from 1.7 to 120 Msun at a metallicity Z = 0.0004
旋转对恒星演化的影响在低金属丰度时特别重要，此时恒星风造成的质量损失减少，旋转混合导致的表面富集比高金属丰度时相对更明显。在这里，我们调查的影响旋转和金属丰度的恒星演化。使用与我们以前的Z=0.002和Z=0.014的大网格模型类似的物理学，我们用Geneva代码计算初始质量（Mini）在1.7和120 Msun之间和Z=0.0004（1/35太阳）的旋转和非旋转恒星的恒星演化模型。这与迄今为止观测到的大多数贫金属星系的金属丰度相当，例如I Zw 18。对于大质量恒星，旋转和非旋转模型的核心氦燃烧阶段的大部分有效温度都高于8000 K。恒星只有在生命的末期才会变成红超巨星，而且很少有RSG。我们的模型预测很少到没有经典的沃尔夫-拉叶星作为一个结果，在低金属丰度弱恒星风。质量最大的恒星会以明亮的蓝超巨星或明亮的蓝变星结束它们的生命，这一特征是高金属丰度的模型所无法预测的。有趣的是，由于中间对流区的行为，产生对不稳定超新星的恒星的质量域在Z=0.0004时比在Z=0.002时小。我们发现，在主序阶段，氮和碳丰度（N/C）之间的比例保持不变的非旋转模型。然而，在MS末期的旋转模型中，N/C增加了10-20倍。造父变星来自Mini > 4-6 Msun的恒星，超出了核心氦燃烧阶段，并且在不稳定带中花费很少的时间。由于它们会向较冷的有效温度演化，这些造父变星应该会显示出脉动周期随年龄而增加的…
2019-04-08 astro-ph.GA 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
A stubbornly large mass of cold dust in the ejecta of Supernova 1987A
我们介绍了2012年对超新星1987 A进行的新的赫歇尔光度和光谱观测。与2010年的观测结果相比，我们专门的光度测量提供了新的70微米数据，并提高了100和160微米的成像质量。我们的赫歇尔光谱显示只有弱CO线发射，并提供了一个上限为63微米[O I]线通量，消除了线污染扭曲先前估计的尘埃质量的可能性。远红外光谱能量分布（SED）很好地拟合冷尘埃的热发射。新测量的70微米通量限制了尘埃温度，将其限制在几乎单一的温度。远红外辐射可以用0.5+-0.1兆太阳的无定形碳来拟合，大约是目前核合成碳质量预测的两倍。在早期和晚期阶段的SiO分子的观察表明，硅酸盐也可能已经形成，我们可以用0.3 Msun的无定形碳和0.5 Msun的硅酸盐的组合来拟合SED，总计0.8 Msun的灰尘。因此，我们的分析支持SN 1987 A的喷出物中存在一个大型尘埃库。推断出的尘埃质量表明超新星可能是星际介质中尘埃的重要来源，从本地到高红移星系。
2014-11-26 astro-ph.SR
Pre-supernova evolution and final fate of stellar mergers and accretors of binary mass transfer
本研究利用MESA模拟，揭示双星质量吸积与并合如何改变大质量恒星的前超新星结构，导致蓝超巨星阶段及独特核心结构，并影响最终黑洞或中子星的形成质量。
2024-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
The nebular spectra of SN 2012aw and constraints on stellar nucleosynthesis from oxygen emission lines
我们提出的星云相位光学和近红外光谱的类型IIP超新星SN 2012 aw结合NLTE辐射转移计算适用于喷出物从恒星演化/爆炸模型。我们的光谱合成模型一般表现出良好的协议从MZAMS = 15 Msun祖星的喷出物。氧、钠和镁的发射谱线都与14 - 18 Msun范围内的祖先核合成一致。我们还演示了如何演变的氧冷却线的[O I] 5577 A，[O I] 6300 A，和[O I] 6364 A可以用来约束的质量的氧在非分子冷却的灰烬< 1 Msun，独立于喷出物中的混合。这一限制意味着任何初始质量大于20 Msun的原始模型都难以与观测到的谱线强度相一致。一颗MZAMS = 15 Msun的恒星祖先可以一致地解释直接测量的祖先恒星的光度，观测到的星云光谱和推断的超新星爆发前的质量损失率。我们的结论是，仍然没有令人信服的例子，IIP型爆炸显示核合成预期从一个MZAMS > 20 Msun祖。
2014-02-18 astro-ph.SR
Stellar Yields of Rotating First Stars. II. Pair Instability Supernovae and Comparison with Observations
最近的理论预测，第一颗恒星诞生时的质量为$\gtrsim$ 100 $M_\odot$。对不稳定超新星（PISN）是这样一颗大质量恒星的常见命运。我们的最终目标是通过{ \it丰度剖面}来证明PISN的存在，从而证明早期宇宙初始质量函数的高质量性质，其中假设的第一颗恒星的性质受到贫金属恒星丰度的限制。为了确定可靠和有用的丰度，我们调查PISN核合成旋转和非旋转的祖细胞的第一次。我们发现，PISNe的初始和CO核心质量范围取决于信封结构：非磁性旋转模型开发膨胀信封有一个较低的移动CO质量范围的$\sim$ 70- 125 $M_\odot$，而非旋转和磁性旋转模型与放气信封有一个范围的$\sim$ 80- 135 $M_\odot$。然而，我们没有发现显着差异，从旋转和非旋转的祖细胞的爆炸产量，除了在非磁性旋转模型的大氮生产。此外，我们进行了第一次系统的理论产量和大量的贫金属恒星丰度之间的比较。我们发现，预测的低[Na/Mg] $\sim$ $-1.5$和高[Ca/Mg] $\sim$ $0.5$ - $1.3$丰度比是最重要的区别PISN签名从正常的贫金属星丰度，并确认目前没有观察到的贫金属星与PISN丰度匹配。最后对不可检测性进行了广泛的讨论。
2018-03-18 astro-ph.SR
iPTF14hls as a variable hyper-wind from a very massive star
iPTF 14 hls的起源仍然不清楚，它具有类似IIP型超新星的光谱，但在近两年的时间里一直保持明亮，几乎没有光谱演化。我们在这里提出，iPTF 14 hls不是像超新星那样突然爆发，而是类似于恒星风的长期外流。iPTF 14 hls的性质与超新星的情况不一致，当被解释为具有可变质量损失率的恒星风时，它变得很自然。基于风的假设，我们估计了iPTF 14 hls在亮相的质量损失率。我们发现iPTF 14 hls在2年亮相期间的瞬时质量损失率超过几个Msun/yr（“超风”），并达到高达10 Msun/yr。在两年内损失的总质量约为10 Msun。有趣的是，我们发现iPTF 14 hls的光变曲线与大爆发期间的船底座eta非常相似，后者也经历了类似但不那么极端的增亮，伴随着非凡的质量损失，在10年内损失了超过10 Msun。iPTF 14 hls的祖先如果仍然存在，则小于150 Msun，这与η Carinae相似。这两种现象可能与来自超大质量恒星的连续驱动的极端风有关。
2019-11-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing the low-mass end of core-collapse supernovae using a sample of strongly-stripped Calcium-rich Type IIb Supernovae from the Zwicky Transient Facility
本研究利用Zwicky Transient Facility的9个富钙IIb型超新星样本，通过光谱与测光分析确认其前身星为8-12倍太阳质量的低质量恒星，填补了低质量核心坍缩超新星观测样本的空缺，并揭示了强剥离超新星的过渡性质及相关双星系统的演化意义。
2023-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Grids of stellar models with rotation: V. Models from 1.7 to 120 Msun at zero metallicity
了解第一批恒星的性质是了解早期宇宙的关键。有了像JWST这样的新设备，我们可能很快就能对最早的恒星星族进行首次观测，但要理解这些观测，我们需要详细的理论模型。在这里，我们计算网格的恒星演化模型使用日内瓦代码的目的是提高我们的理解的零金属丰度的恒星的演化，特别感兴趣的旋转如何影响表面特性，内部结构，和金属富集。我们制作了一系列初始质量（Mini）从1.7 Msun到120 Msun的模型，重点是9 Msun < Mini < 120 Msun的大质量模型。我们的网格包括有旋转和无旋转的模型，旋转模型的初始速度为临界速度的40%。我们发现，旋转强烈影响的第一批恒星的演化，主要是通过增加核心的大小和更强的H-燃烧壳在核心氦燃烧。在没有辐射质量损失的情况下，角动量在旋转模型的表面建立，因此初始质量Mini > 60 Msun的模型在主序上达到临界旋转并经历质量损失。我们发现，旋转混合强烈影响金属富集，但并不总是增加金属产量，因为我们看到在更高的金属丰度。这是因为旋转导致在He燃烧期间较早的CNO提升到H壳层，这可能会阻碍取决于初始质量和旋转速度的金属富集。这个新的人口III模型网格的电子表格是公开的。
2020-12-14 astro-ph.SR
The VLT-FLAMES Tarantula Survey: The fastest rotating O-type star and shortest period LMC pulsar - remnants of a supernova disrupted binary?
我们提出了一个非常快速旋转的晚O型星，VFTS 102，在30剑鱼座光谱调查期间观察到的光谱分析。VFTS 102的预计自转速度大于500 \kms \，可能高达600 \kms，因此它似乎是目前发现的自转速度最快的大质量恒星。它的径向速度与剑鱼座30号的平均值相差40 \kms \，这表明它是一个失控的星系。VFTS 102位于X射线脉冲星PSR J 0537 -6910的X射线扩散辐射尾部，距离PSR J 0537 -6910 12个粒子。我们认为，这些对象起源于一个双星系统的旋转和径向速度VFTS 102产生的质量转移从PSR J 0537 -691和超新星爆炸的祖先分别。
2011-12-06 astro-ph.SR
Three-Dimensional Simulations of Core-Collapse Supernovae: From Shock Revival to Shock Breakout
我们提出了3D模拟的核心坍缩超新星从爆炸波启动的中微子驱动的机制，从恒星表面的冲击爆发，考虑两个15 Msun的红超巨星（RSG）和两个蓝超巨星（BSG）的15 Msun和20 Msun。我们表明，富含金属的喷出物在同源扩张仍然进行指纹的不对称性在爆炸开始时，但最终的金属分布是大规模的影响，详细的祖结构。扩展最快的金属指状物和团块与中微子加热物质的最大和上升最快的羽流相关，因为这些羽流在SN激波通过后最有效地在C+O/He和He/H组分-壳层界面处播种瑞利-泰勒（RT）不稳定性的增长。径向混合的程度、富金属喷出物的全球不对称性、RT诱导的初始羽流碎裂成较小尺度的指状物以及最大Ni和最小H速度不仅取决于初始非球面度和爆炸能量（这决定了激波和初始Ni速度），而且还取决于C+O核和He壳的密度分布和宽度以及He/H转变处的密度梯度，这导致不稳定的激波传播和反向激波的形成。这两个RSG爆炸保留了一个伟大的全球金属不对称性与显着的块状和子结构，深入渗透的镍手指到H-信封（最大速度为4000-5000公里/秒的爆炸能量约1.5倍）和有效的向内H-混合。虽然15 Msun BSG具有这些特性（最大Ni速度高达~3500 km/s），但20 Msun BSG由于反向激波减速和He/H界面处没有足够的时间进行强RT增长和碎裂，因此形成了更圆的几何形状，没有明显的金属指（最大Ni速度仅~2200 km…
2015-02-05 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
Explosion geometry of a rotating 13 $M_{\odot}$ star driven by the SASI-aided neutrino-heating supernova mechanism
通过对基于各向同性扩散源近似方案的谱中微子输运的核心坍缩超新星进行轴对称流体动力学模拟，我们支持了中微子加热机制在吸积激波不稳定性和对流的辅助下可以引发13 $M_{\odot}$星爆炸的假设.我们的研究结果表明，双极爆炸更有可能与模型，其中包括旋转。我们指出，模型，形成一个南北对称的双极爆炸，可以导致更大的爆炸能量比相应的单极爆炸。
2010-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2017gci: a nearby Type I Superluminous Supernova with a bumpy tail
我们提出并讨论了附近（z=0.087）I型超亮超新星（SLSN I）SN 2017 gci的光谱光度观测，其峰值K校正绝对星等达到Mg=-21.5马格。它的光度和光谱演化包括两个缓慢和快速演变SLSN I的功能，从而有利于SLSN-I两个子类之间的连续分布。特别是，与其他SLSNe I类似，SN 2017 gci的多波段光变曲线显示出在最大光照后约103天和142天的两次再亮。有趣的是，这与在最大光照51天后在6520 A左右出现的宽发射特征大致一致，随后是光变曲线中的尖锐拐点。如果我们将这一特征解释为Halpha，这可能支持这样一个事实，即这些凸起是喷出物与（富含氢的）星周物质后期相互作用的标志。然后，我们将磁星和CSM相互作用提供动力的合成光变曲线拟合到SN 2017 gci的测辐射热曲线上。在磁星的情况下，拟合表明极磁场Bp = 6 x 1 e 14 G，磁星的初始周期Pinitial=2.8 ms，喷出物质量Mejecta=9 Msun，喷出物不透明度k = 0.08 cm g^{-1}。CSM相互作用方案意味着CSM质量为5 Msun，喷出物质量为12 Msun。最后，模拟了相位187天的星云光谱，得出喷出物的质量为10 Msun。我们的模型表明，无论是磁星或CSM相互作用可能是SN 2017 gci的电源，它的祖先是一个大质量（40 Msun）的恒星。
2020-12-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The nebular spectrum of the type Ia supernova 2003hv: evidence for a non-standard event
用计算超新星星云辐射的代码分析了不发光的Ia型超新星2003 hv的光学和近红外晚期光谱。基于经典爆炸模型W7的合成光谱不能再现大的\FeIII / \FeII \比值和爆炸后$\sim 1$年的低红外通量，尽管SN\，2003 hv的光谱对于光度介于正常和亚亮之间的超新星（SN\，1991 bg-like）来说是相当好地再现的。一个可能的解决方案是超新星喷出物（$v \lsim 8000$ \，\kms）的内层包含的质量比经典爆炸模型（如W7）预测的要少。如果该内部区域包含材料的$\sim 0.5 \Msun$，而不是在单简并方案中开发的Ekrasekhar-质量模型中的$\sim 0.9 \Msun$，则低密度抑制复合，有利于在光学中观察到的大\FeIII / \FeII比，并降低主导IR光谱的\FeII线中的通量。最有可能的情况可能是一颗质量低于100000的白矮星爆炸。另外，两颗白矮星的剧烈/动力学合并，其合并质量超过了克拉塞卡极限，也显示了内部密度的降低。
2011-05-06 astro-ph.SR
A Large Sample of Photometric Rotation Periods for FGK Pleiades Stars
利用HATNet对凌日系外行星的调查数据，我们测量了368颗0.4 Msun <M <1.3 Msun的昂宿星团恒星的光度旋转周期。我们检测到74%的星系团成员在这个质量范围内，在我们的视野，和93%的成员与0.7 Msun <M <1.0 Msun的周期性变化。这增加了，由五个因素，昴星团成员的数量与测量周期。包括在我们的样本是14个新确定的可能的集群成员，自行，测光，和旋转周期一致的成员资格。我们将这些数据与该星团文献中可用的光谱测定的投影赤道自转速度（vsini）的丰富样本进行了比较。对于M> 0.85 Msun的恒星，如果假设中等的微分自转律，则自转周期、vsini和半径的估计与自转轴各向同性分布的恒星一致。对于M <0.85 Msun的恒星，推断的sini值系统地大于1.0。这些观测结果表明，对于该星团中的低质量恒星，测量参数P（vsini）/R的组合过大了\sim 24%。通过比较我们新的昴星团质量-周期关系和稍老的星团M35，我们证实了以前的迹象，即对于0.7 Msun <M <1.1 Msun的最慢旋转恒星，自旋下降停滞在\sim 1亿r，这一事实可能表明，在缓慢旋转的太阳质量恒星中，角动量的内部传输效率很低。
2010-06-04 astro-ph.SR
Effects of the core-collapse supernova ejecta impact on a rapidly rotating massive companion star
我们研究了核心坍缩超新星喷出物对快速旋转的大质量伴星的影响。我们表明，剥离质量提高了两倍时，与一个巨大的，但非旋转的伴星。在轨道周期约为1天的密近双星中，剥离质量可达$\sim 1 M_\odot$。通过模拟不同剥离质量的大质量伴星自转速度的演化，发现剥离质量大于$1 M_\odot$时，自转速度大大降低。在所有已知的高质量X射线双星中，天鹅座X-3和1 WGA J0648.024418的轨道周期最短，分别为0.2天和1.55天。前者的光学对应物是沃尔夫-拉叶星，而后者则是一颗热的亚矮星。将我们的模型应用于两个HMXB，我们认为它们的光学对应物的富氢信封可能已被CCSN喷出物剥离。
2017-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
General Relativistic Instability Supernova of a Supermassive Population III Star
原始星系中质量为$\gtrsim$ 10，000 Msun的超大质量第三星族恒星在$z \sim$ 15的强紫外背景下形成，可能是$z \sim$ 7形成超大质量黑洞的最可行途径。这些恒星中的大多数预计只会存活很短的时间，然后直接坍缩成黑洞，在它们的一生中几乎没有或没有质量损失。但我们现在发现，质量接近55，000 Msun的非旋转原始恒星可以作为高能量热核超新星死亡，由爆炸性氦燃烧提供动力，释放高达10 $ ^{55}$ erg的能量，或Ia型超新星能量的10，000倍。爆炸是由热光子对恒星核心引力的广义相对论贡献引发的，这导致核心收缩并爆炸性燃烧。能量的释放会完全解开恒星的束缚，不会留下任何致密的残余物，大约一半的恒星质量会以重元素的形式被喷射到早期宇宙中。在$z \lesssim$ 20到{ \it Euclid}和宽视场红外巡天望远镜（WFIRST）的近红外波段可以看到爆炸，这可能标志着超大质量黑洞种子和第一批类星体的诞生。
2014-07-06 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
