Flame fronts in Supernovae Ia and their pulsational stability
本文讨论了Ia型超新星的爆燃燃烧锋的结构。得到了火焰的参数：法向速度和厚度。所得结果与前人的工作一致。研究了平面扰动下火焰的脉动不稳定性问题。首先，与人工系统与关闭流体动力学的可能性的二次反应，以稳定的前显示。其次，考虑到流体力学、真实状态方程和热传导，我们可以在人为增加Zeldovich数的情况下获得脉动。给出了临界Zeldovich数。这些结果表明，在Ia型超新星的火焰对脉动的稳定性，因为它的有效Zeldovich数是小的。
2013-08-13 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Pulsational Pair-instability Supernovae. II. Neutrino Signals from Pulsations and their Detection by Terrestrial Neutrino Detectors
脉动对不稳定性超新星（PPISN）是由质量为$\sim 80$ - 140 $M_{\odot}$的大质量恒星演化而来的，它是在恒星核内的He流体静力燃烧结束后产生的电子-正电子对不稳定性。在[Leung等人，ApJ 887，72（2019）]（论文I）我们研究了这类恒星的演化轨迹和脉动质量损失历史。本文通过分析PPISNe的实验历史，探讨了PPISNe的中微子观测值。我们计算了脉动过程中中微子的光变曲线和光谱。我们研究这些恒星的详细中微子发射轮廓。然后，我们估计不同的地面中微子探测器的预期中微子探测计数，包括，例如，KamLAND和Super-Kamiokande最后，我们比较了中微子模式的PPISN与其他类型的超新星的基础上，一个典型的10千吨探测器。预测的中微子信号可以为望远镜追踪早期光信号提供预警。中微子物理的预期检测的影响进行了讨论。
2020-07-16 astro-ph.HE
Luminous supernovae associated with ultra-long gamma-ray bursts from hydrogen-free progenitors extended by pulsational pair-instability
我们发现与超长伽马射线暴（GRB）相关的发光超新星（SNe）可能与脉动对不稳定性扩展的无氢祖先爆炸的缓慢冷却有关。在随附的论文（Marchant & Moriya 2020）中，我们已经证明，一些经历脉动对不稳定性的快速旋转的无氢GRB祖细胞可以保持由脉动对不稳定性引起的扩展结构，直到核心崩溃。这些先驱体的半径超过10朗日，有时在核心坍缩时超过1000朗日。因此，它们是有希望的超长伽玛暴的祖先。在这里，我们执行的光变曲线模拟的一个扩展的无氢祖半径为1962 Rsun的爆炸。由于大的原始半径，当爆炸能量大于1 e52 erg时，即使没有56 Ni核衰变的能量输入，喷出物在冲击波爆发后也经历缓慢冷却，并在光学上迅速演化（<~ 10天）发光（>~ 1 e43 erg/s）SNe。当~（56）Ni质量在1 Msun左右时，~（56）Ni衰变能量输入可以影响光变曲线峰值后的光变曲线，使光变曲线衰减变慢。它们也有超过10，000 km/s的快速光球速度和超过10，000 K的高温光球温度。我们发现SN 2011 kl的光学光变曲线中的快速上升和发光峰，这与超长GRB 111209 A有关，可以解释为扩展的祖先的冷却阶段。Marchant & Moriya（2020）提出的超长GRB祖先可以解释超长GRB持续时间和伴随的SN特性。当伽玛暴喷流离轴或被阻塞时，可以观察到发光的SNe作为快速的蓝色光…
2020-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsational pair-instability supernovae in very close binaries
对不稳定性和脉动对不稳定性超新星（PPISN）至今还没有被明确地观测到。然而，他们是最重的二元黑洞（BBH）合并检测到的祖先有希望的候选人。如果这些BBH是双星演化的产物，那么PPISNe可能发生在非常接近的双星中。出于这一动机，我们讨论了PPISN发生与密切的二进制伴侣的影响，以及这些事件对合并BBH通过二进制进化的形成有什么影响。为此，我们用\texttt{MESA}软件计算了一组贫金属（$Z_\odot/10$）单氦星模型。对于脉冲前质量为$>50M_\odot$的PPISN祖星，我们发现，脉冲后，恒星各层的热量沉积在保持束缚的恒星中，导致其膨胀到超过$100R_\odot$，膨胀周期为$10^2-10^4\;$ ~yrs，这取决于祖星的质量。这导致长寿命阶段的罗氏瓣溢出，甚至共同的包络事件，如果有一个密切的双同伴，导致额外的电磁瞬变与PPISN爆发。如果我们忽略这些相互作用的影响，我们发现，从PPISNe的质量损失减少了最终的黑洞自旋的$\sim 30\%$，诱导偏心率低于阈值的LISA天文台的可探测性，并可以产生一个双峰分布的测量啁啾质量在BBH合并地面探测器观察。
2020-07-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Predictions for the hydrogen-free ejecta of pulsational pair-instability supernovae
目前的时域天文学工作将揭示各种罕见的瞬变现象。我们在这里集中在脉动对不稳定性的演变，这可能会导致可观察到的电磁波和引力波的签名。我们模拟网格的裸氦星的特点所产生的黑洞（BH）的质量和喷出物的成分，速度和热状态。恒星对热核爆炸没有“弹性”反应：对不稳定性驱动的点火和质量喷射之间没有一一对应的关系，这导致了可观测脉冲的模糊性。与以前的研究一致，我们发现对于碳氧核质量为28 Msun < M_CO<30.5Msun的爆炸不足以影响表面。随着质量的增加，它们首先引起大的径向膨胀（30.5Msun<M_CO<31.4Msun），最后也引起质量喷射事件（M_CO>31.4Msun）。对不稳定性超新星中完全破裂的最低质量是M_CO= 57 Msun。M_CO> 121 Msun的模型达到光致蜕变区，产生M_BH> 125 Msun的BH。如果脉动模型通过（弱）爆炸产生BH，则先前喷射的材料可能会被冲击波击中。我们的特点是H-免费的拱星材料的脉动对氦核的不稳定性假设简单地说，喷出物保持恒定的速度后，喷射。我们的模型产生了质量为10^{-3}Msun<M_CSM<40 Msun的富氦喷出物。这些喷出物通常以几千个\kms发射，在核心坍塌之前达到~10^{12}-10 ^15} cm的距离。质量喷射事件和最终坍缩之间的延迟跨越了一个很宽的质量依赖范围（从亚小时到10^4年），并且喷射出的壳层也可以相互…
2020-06-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multidimensional Radiation Hydrodynamics Simulations of Pulsational Pair-Instability Supernovae
该研究首次用CASTRO代码开展脉动对不稳定超新星的二维与三维辐射流体动力学模拟，揭示壳层碰撞后的结构、光变特征及光谱识别标志，表明多维方法适用于所有壳层碰撞型超新星建模。
2023-07-21 astro-ph.HE
Pulsational pair-instability supernovae in gravitational-wave and electromagnetic transients
本文利用binary_c群体合成模拟双黑洞并合，研究脉动对不稳定性超新星对黑洞质量分布的影响，发现35 M⊙峰难以由PPISNe解释，除非将CO核心质量范围下移约15 M⊙，但这与恒星模型和超亮超新星观测存在张力。
2023-09-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Prediction of Multiple Features in the Black Hole Mass Function due to Pulsational Pair-Instability Supernovae
本研究通过模拟发现脉动对不稳定超新星导致黑洞质量函数出现双峰，其中肩效应可解释GWTC-3目录中约35倍太阳质量的黑洞峰。
2023-12-20 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
SN 1961V: A Pulsational Pair-Instability Supernova
我们探讨了各种模型，其中SN~ 1961 V，有史以来观测到的最神秘的超新星（SNe）之一，是一个脉动对不稳定超新星（PPISN）。成功的模型再现了主爆发的热光度曲线，在某些情况下，再现了爆发前一年和爆发后几年的排放量。所有模型都有富氦喷出物，散装氢的速度接近2000公里秒$^{-1}$，总动能从4到8 $\times 10^{50}$尔格。每一个最终都会留下一个黑洞遗迹。PPISN模型的三个子类进行了探讨，每个有两个不同的选择氦燃烧后的碳丰度。碳是一个重要的参数，因为壳碳燃烧可以削弱爆炸。这三个子类对应的情况下，SN~ 1961 V和它的直接余辉是：a）一个单一的事件; b）两个或两个以上的脉冲事件的第一个相隔几十年或几百年;或c）一个复杂的爆炸，已经持续了一年或更长时间的后期阶段。在低碳的情况下，SN~ 1961 V的前身的主序质量应该是100到115 \Msun ;它的前SN氦核质量是45到52 \Msun ;最后的黑洞质量是40到45 \Msun。对于高碳情况，这些值大约增加20%至25%。在一些PPISN模型中，一个$\sim10^{40}$ erg的$^{-1}$恒星状物体可能仍然在SN~ 1961 V的位置发光，但它更有可能被一个巨大的吸积黑洞所取代。
2022-05-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Detonation Mechanism of the Pulsationally-Assisted Gravitationally-Confined Detonation Model of Type Ia Supernovae
我们描述的爆轰机制，包括“脉动辅助”引力约束爆轰（GCD）模型的Ia型超新星SNe Ia。这个模型是类似于以前的GCD模型报告在约旦等。（2008年）;然而，所选择的初始条件产生了实质上不同的爆炸机制，这是由于在爆燃阶段释放了更大的能量。由此产生的最终动能和镍-56产量符合更好的观测值比“经典”的GCD模型的情况。在目前的模型中，爆燃阶段的点火导致上升的燃烧的灰烬羽流。这些灰从白矮星的表面爆发出来，围绕恒星横向流动，并在爆发点的对跖点处的碰撞区域聚集。在爆燃阶段释放的能量足以使恒星迅速膨胀，因此当灰烬到达对跖点时，表面密度太低而无法引发爆炸。相反，当火山灰流入碰撞区域（同时与表面燃料混合）时，恒星达到最大膨胀状态，然后收缩。恒星收缩的作用是增加恒星的密度，包括碰撞区域的密度。这既提高了碰撞区域中燃料-灰混合物的温度和密度，又最终导致Zel'dovich梯度机制产生爆震所必需的热力学条件。我们证明了这种情况下的可行性与三个3维（3D），全明星模拟这个模型使用FLASH代码。我们的特点是在爆燃阶段释放的能量，范围从38%到78%的白矮星的结合能的模拟。我们表明，爆炸的必要条件，在所有三个模型实现。
2012-09-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Black Hole Mass Function of Coalescing Binary Black Hole Systems: Is There a Pulsational Pair Instability Mass Cutoff?
我们分析了LIGO/Virgo GWTC-2星表，研究了合并黑洞的初始质量分布。我们进行了分层贝叶斯分析，并检查是否有一个尖锐的截止的质量分布的主要黑洞质量低于$65 M_\odot$，在脉动对不稳定超新星模型的预测。我们构造了两个经验质量函数。一种是分段函数，两段幂律函数由一个突降连接。另一个由一个主要的截断幂律分量、一个高斯分量和第三个非常大的分量组成。这两个模型都能合理地拟合数据，并且在$\sim 50M_\odot$发现质量分布的急剧下降，这表明大多数观测到的黑洞可以用脉动对不稳定过程发生的恒星演化情景来解释。另一方面，非常庞大的子群体（最多占总数的百分之几）可能通过分层合并或其他过程形成。
2021-04-06 astro-ph.HE
Pulsational Pair-Instability Model for Superluminous Supernova PTF12dam: Interaction and Radioactive Decay
PTF 12 dam是一颗超亮超新星（SLSN），可以用$^{56}$ Ni动力模型、磁星动力模型和相互作用模型来解释。我们认为PTF 12 dam是一颗脉动对不稳定性超新星，在脉动过程中，其前身的外层被喷射出来。因此，它是由双重能源：放射性衰变的$^{56}$镍和辐射冲击在一个致密的星周介质。我们用STELLA程序的辐射流体力学计算来描述光变曲线和光谱。我们发现，在40 M $_{\odot}$喷出物和20- 40 M $_{\odot}$环周介质模型中，光变曲线得到了很好的描述。喷出的$^{56}$ Ni质量约为6 M $_{\odot}$，是由大爆炸能量（2-3）$\cdot$ 10 $^{52}$尔格的爆炸核合成产生的。与对不稳定超新星和磁星动力超新星的替代方案相比，在相互作用模型中，所有观察到的主要光度特征都得到了很好的再现：可见光变曲线，色温和光球速度。
2016-12-29 astro-ph.HE
The final core collapse of pulsational pair instability supernovae
我们提出了3D核心坍缩超新星模拟的大规模流行III祖星在过渡到脉动对不稳定制度。我们用LS 220、SFHo和SFHx状态方程模拟了两个初始质量分别为$85\,\mathrm{M}_{\odot}$和$100\,\mathrm{M}_\odot$的前体模型。$85\,\mathrm{M}_{\odot}$的前身经历了一个与核心坍缩同时发生的对不稳定脉冲，而$100\,\mathrm{M}_{\odot}$的前身在坍缩前$1\mathord,500$年已经经历了一系列的四个脉冲，在这些脉冲中，它喷出了它的H和He包层。$85\,\mathrm{M}_{\odot}$模型经历了激波复苏，然后由于数百毫秒内的持续吸积而延迟坍缩成黑洞（BH）。在SFHx模型中，初始爆炸的诊断能量可达$2.7\times10^{51}\,\mathrm{erg}$。由于金属核的高结合能，BH塌缩最终是不可避免的，但部分质量喷射是可能的。在模拟结束时，$100\,\mathrm{M}_\odot$模型还没有实现激波复苏或发生BH崩溃。所有的模型都表现出相对较强的引力波发射在高频g-模式发射带和低频。SFHx和SFHo模型显示出明显的辐射来自于吸积激波不稳定性。对于我们的模型，我们估计最大探测距离高达$\mathord{\sim}46\,\mathrm{kpc}$与LIGO和$\mathord{\sim} 85…
2021-02-26 astro-ph.HE
Rotational Dynamics in Pulsational Pair-Instability Supernovae: Implications for Mass-Loss and Transient Events
本研究通过1D演化模型揭示转动对脉动对不稳定超新星质量损失的影响，并模拟壳层碰撞产生的暂现事件，发现快速转动可降低质量抛射并产生与SLSN-I相似的贫氢暂现事件。
2025-07-28 astro-ph.HE
iPTF14hls in the circumstellar medium interaction model: A promising candidate for a pulsational pair-instability supernova
iPTF14hls是一颗发光的II型超新星（SN），其光变曲线凹凸不平，其起源仍有争议。自发现以来，它的有效温度和光度大致保持恒定约600天，然后缓慢衰变。在发现后的$\sim 1000$ \天，光变曲线转变为非常陡峭的下降。在这个陡峭的下降阶段采取的频谱显示出清晰的冲击波与致密的星周介质（CSM）相互作用的签名。在这里，我们探索了iPTF14hls作为相互作用驱动SN的可能性。iPTF14hls的光变曲线可以用类似风的CSM拟合。分析建模表明，iPTF14 hls在最后一次$\sim 200\mathrm{yr}$期间可能发生了6次质量损失。假设1954年的爆发触发了最后一次质量损失事件，根据不同的模型，星风的速度被确定为$40-70\mathrm{km}\mathrm{s}^{-1}$。质量损失率在$% 0.4-3.3M_{\odot }\mathrm{yr}^{-1}$范围内。推断出的喷出物和CSM的总质量（$M_{\mathrm{ej}}+M_{\mathrm{CSMs}}\simeq 245M_{\odot }$）支持iPTF14 hls可能是（脉动）对不稳定SN的候选者的想法。发现和观察更多类似的恒星爆炸将有助于理解这些奇特的SNe。
2022-06-01 astro-ph.HE
Pulsational pair-instability supernovae: gravitational collapse, black-hole formation, and beyond
我们研究了旋转和非旋转的脉动对不稳定超新星祖先的最终崩溃与零年龄主序列质量为60，80，和115 $\mathrm{M}_\odot$和铁的核心之间的2.37 $\mathrm{M}_\odot$和2.72 $\mathrm{M}_\odot$的二维流体力学模拟。使用广义相对论NADA-FLD程序和能量依赖的三味中微子通过通量限制扩散的输运，使我们能够跟踪瞬态形成的中子星（NS）坍缩成黑洞（BH）的时刻之后的演化，在所有情况下，中子星坍缩成黑洞发生在反弹后的350 $-$ 580 ms内。由于高中微子光度和平均能量，中微子加热导致在所有情况下，除了快速旋转的60 $\mathrm{M}_\odot$模型，在$\lesssim$反弹后250 ms内的激波复兴。在后一种情况下，离心效应使NS质量增加10%，但辐射中微子的光度和平均能量分别减少了$\sim$ 20%和$\sim$ 10%，中微子加热速率与非旋转的中微子相比大约减少了2倍。BH形成后，中微子亮度急剧下降，但由于中微子和激波加热物质的非球面吸积，中微子亮度持续在1 $-$ 2个数量级的低水平上，持续了几百ms，直到外祖壳层的最终球形坍缩将中微子发射抑制到可以忽略的值。在所有的激波复活模型中，BH吸积吞噬了整个中微子加热的物质，爆炸能量在几秒钟内从大约1.5 $\times$ 10 $^{51}$尔格的最大值下降到零。尽管如此…
2022-03-15 astro-ph.HE
A Model for Fast Blue Optical Transient AT2018Cow: Circumstellar Interaction of a Pulsational Pair-instability Supernova
ATLAS 18qqn（AT2018cow）的光变曲线与超亮超新星一样明亮，但上升和下降速度要快得多。我们在前人研究的PPISN模型的基础上，通过脉动对不稳定性（PPI）超新星（SN）模型的星周相互作用来模拟这种光变曲线。我们专注于42 $M_\odot$ He星（80 $M_{\odot}$星的核心），它有质量为0.50 $M_\odot$的拱星物质。利用参数化的质量截断和爆炸动能$E$，我们对PPISN模型的核合成和光学光变曲线进行了流体力学计算。用$E = 5 \times 10^{51}$ erg对$42 ~M_{\odot}$ He星的星周物质进行激波加热，很好地再现了AT2018 cow的第一个$\sim$ 20天的光学光变曲线.在第20天之后，通过0.6 $M_\odot$ $^{56}$ Co的放射性衰变再现光变曲线，该放射性衰变是$^{56}$ Ni在爆炸中的衰变产物。我们还研究了光变曲线形状如何取决于各种模型参数，如CSM结构和组成。我们还讨论了（1）其他可能的能源及其限制，（2）所观察到的高能辐射的起源，以及（3）我们的结果如何依赖于辐射传递代码。基于我们成功的AT 2018奶牛模型和CSM质量与$20 ~M_\odot)$一样大的SLSN模型，我们提出了工作假设，即如果CSM质量足够大，PPISN会产生SLSNe，如果CSM小于$\sim 1 ~M_\odo…
2021-03-12 astro-ph.HE
Pair-instability mass loss for top-down compact object mass calculations
星族合成依赖于半解析公式来确定坍缩恒星核心（氦或碳氧）中致密天体的质量。这些公式是在跨越不同爆炸机制的质量范围内结合起来的，有可能在致密物体质量分布中引入人为特征。这种人为现象削弱了对引力波观测结果的解释。我们提出了一个“自上而下”的残余质量处方，我们删除质量从每一个可能的质量损失机制的恒星，而不是依赖于回落到一个“原紧凑对象”，以获得最终的质量。对于这些质量损失的机制之一，我们适合的金属度依赖的质量损失的脉动对不稳定超新星的数值模拟。通过在没有脉冲的情况下不施加质量损失，我们的方法在低质量端恢复了现有的紧凑物体质量处方，并确保了整个核心崩溃/脉冲对不稳定制度的连续性。我们的剩余质量处方可以扩展到包括最终坍缩时的其他质量损失机制。
2022-01-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Precursor Plateau and Pre-Maximum [O II] Emission in the Superluminous SN2019szu: A Pulsational Pair-Instability Candidate
本文研究超亮超新星SN2019szu，发现其爆炸前约40天平台和上升期[O II]等禁戒发射线，提出早期脉动对不稳定性抛射低密度富氧物质并碰撞产生前兆平台，是该机制迄今最佳候选体之一。
2024-01-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2016iet: The Pulsational or Pair Instability Explosion of a Low Metallicity Massive CO Core Embedded in a Dense Hydrogen-Poor Circumstellar Medium
我们提出了SN 2016 iet的光学光度学和光谱学，这是一个前所未有的I型超新星（SN）在$z=0.0676$，在现有文献中没有明显的类似物。奇特的光变曲线有两个亮度大致相等的峰值（$\approx -19$ mag），相隔100天，随后在650个静止帧天内缓慢下降5 mag。光谱主要由钙和氧的发射线，只有$3400$公里的$^{-1}$的宽度，叠加在一个强大的蓝色连续在第一年，并与大比例的$L_{\rm [Ca\,II]}/L_{\rm [O\,I]}\approx 4$在晚些时候。没有明确的证据表明氢或氦在任何阶段与SN有关。我们模拟的光变曲线与几个潜在的能源：放射性衰变，中央引擎，和星周介质（CSM）的相互作用。不管模型如何，推断的祖细胞质量接近其寿命的终点（即，CO核质量）为$\gtrsim 55$ M $_\odot$，最大为$120$ M $_\odot$，将事件置于脉动对不稳定超新星（PPISNe）或对不稳定超新星（PISNe）的区域。CSM相互作用的模型为光变曲线和光谱提供了最一致的解释，并且要求CSM质量为$\approx 35$ M $_\odot$在爆炸前的最后十年中喷出。我们进一步发现SN 2016 iet与其低金属丰度矮宿主星系（$Z\approx 0.1$ Z $_\odot$，$M\approx 10^{8.5}$ M $_\odot$）的距离异常大…
2019-04-15 astro-ph.HE
Stability analysis of supermassive primordial stars: a new mass range for general relativistic instability supernovae
在早期宇宙中观测到的超大质量黑洞有几个拟议的形成通道，部分原因是这些通道中的大多数难以探测。其中一个更有希望的通道，超大质量恒星的直接坍缩，有几个可能的探测器，包括由广义相对论不稳定性引发的氦核超大质量恒星的爆炸。我们开发了一个简单的方法来评估广义相对论径向不稳定性，而不简化假设，并将其应用到人口III超大质量恒星从后牛顿恒星演化代码。这种方法比以前的测定更准确，它发现不稳定性发生在恒星演化生命的早期。使用的稳定性分析的结果，我们进行一维广义相对论流体动力学模拟，我们发现两个广义相对论不稳定超新星燃料的α捕获反应，以及几个较低的质量脉动，类似于puslational对不稳定过程。这些事件的质量范围（2.6-3.0 $\times 10^4$ ${\rm M}_\odot$）比之前的工作所提出的（5.5 $\times 10^4$ ${\rm M}_\odot$）要低，因为不稳定性发生在恒星演化的早期。爆炸可能是可见的，除其他外，JWST，而脉动的发现开辟了额外的观测可能性。
2022-09-04 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Pair-Instability Supernovae at the Epoch of Reionization
理论上预测质量在~140和260 M_sun之间的原始恒星会以对不稳定超新星的形式死亡。这些非常巨大的祖先可能来自早期宇宙中的Pop III恒星。我们的模型的光变曲线和光谱的对不稳定的超新星在一定范围内的质量和信封结构。在再电离红移z >= 6时，我们计算了对不稳定性和核心坍缩超新星的速率和可探测性，并表明利用詹姆斯·韦伯空间望远镜，通过使用这些超新星约束恒星初始质量函数，可以确定Pop III和Pop II恒星对再电离的贡献。我们还计算了Ia型超新星的发生率，表明它们在再电离过程中并不罕见，并可用于探测4- 8M_sun的质量函数。如果电离光子的预算占主导地位的头重脚轻的波普III星的贡献，我们预测，星系光度函数的亮端将被污染的对不稳定的超新星。
2012-04-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Superluminous Supernova Lightened by Collisions with Pulsational Pair-instability Shells
本文通过长期观测超亮超新星SN 2017egm，发现其复杂光变曲线由抛射物与多个脉动对不稳定性壳层连续相互作用驱动，揭示了重黑洞形成的重要机制。
2023-05-21 astro-ph.HE
Pair-Instability Supernovae of Fast Rotating Stars
我们提出了对不稳定的超新星在爆炸阶段考虑快速旋转的二维模拟。最近对Pop III恒星形成的研究表明，这些恒星可能以大约100 Msun的质量尺度诞生，并具有强烈的自转。根据恒星演化模型，这些大质量的Pop III恒星可能是作为高能量的对不稳定超新星而死亡的。我们进行二维计算，以调查对不稳定超新星的旋转的影响。我们的研究结果表明，旋转导致非球面爆炸由于各向异性崩溃。如果第一批恒星在它们的对不稳定性爆炸之前，氧核的开普勒旋转速率为50%，那么整体镍的产生量可以显着减少约两个数量级。一个极端的情况下，100%的开普勒旋转率显示了一个有趣的功能，沿赤道面的流体不稳定性所造成的非同步和各向异性点火的爆炸，使冲击运行到下降的气体和产生的Richtmyer-Meshkov不稳定性。
2015-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraint on the event rate of general relativistic instability supernovae from the early JWST deep field data
本研究利用早期JWST深场数据，搜寻红移10到15区间的广义相对论不稳定性超新星对应点源，未发现符合条件的天体，首次将该红移区间内此类超新星的发生率约束在8e-7 Mpc⁻³ yr⁻¹以下。
2023-09-21 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The Early Evolution of Primordial Pair-Instability Supernovae
第一次宇宙爆炸的观测特征及其在第二代恒星上的化学印记都关键地取决于爆炸的最早阶段恒星内重元素的混合情况。我们提出了新的自适应网格加密代码CASTRO的人口III对不稳定超新星的早期演化的数值模拟。与15 - 40 Msun核心坍缩的原始超新星形成鲜明对比，我们发现大多数150 - 250 Msun对不稳定超新星在从恒星表面爆发后的时间内没有混合。这可能是确定原始超新星前身质量的关键，因为剧烈的混合会导致重金属（如铁和镍）的发射线在核心坍缩超新星的光变曲线中比在对不稳定爆炸中出现得更快。我们的研究结果还意味着，与低质量Pop III超新星不同，其集体金属产量可以直接与极贫金属恒星的化学丰度进行比较，需要进一步详细的数值模拟来确定超大质量Pop III恒星对其直系后代的核合成印记。
2010-10-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Pair Instability Supernovae of Very Massive Population III Stars
对原始恒星形成的数值研究表明，宇宙中的第一批恒星可能质量非常大。恒星模型显示，初始质量为140-260 Msun的非旋转星族III恒星会以高能对不稳定超新星的形式死亡。我们提出了新的二维模拟的原始对不稳定超新星与CASTRO代码。我们的模拟比以前的多维模型更早开始，在核心崩溃的开始，捕捉任何动力学不稳定性，可能是崩溃和爆炸燃烧的种子。这种不稳定性可以通过将热灰与燃料混合来提高爆炸产量，从而加速核燃烧，并通过在早期从恒星更深处挖掘重元素来影响超新星的光谱。我们的模型网格包括蓝超巨星和红超巨星，这些事件的前身质量范围都在预期之内。我们发现，由氧和氦燃烧驱动的流体不稳定性出现在氧壳层$\sim$的上，下边界的核心反弹后20 - 100秒。在SN激波离开氦核后，由燃烧驱动的不稳定性冻结。当冲击随后传播通过氢包层时，形成强烈的反向冲击，从而驱动Rayleigh-Taylor不稳定性的增长。在红超巨星的祖先中，这些不稳定性的振幅足以混合超新星喷出物。
2014-07-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsational Instability of Quasi-Stars: Interpreting the Variability of Little Red Dots
University of Colorado（科罗拉多大学）；National Institute of Standards and Technology（美国国家标准与技术研究院）；University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）
研究准星体的脉动不稳定性，发现其光球脉动驱动质量损失，影响准星体寿命和种子黑洞最终质量。
2025-12-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Slowly fading super-luminous supernovae that are not pair-instability explosions
最近在红移为0.1-4的暗星系中发现了超亮超新星，其峰值亮度超过每秒10^44尔格。有些演化缓慢，类似于“对不稳定”的超新星模型。这些模型涉及原始质量为太阳140-260倍的恒星，现在有65-30太阳质量的碳氧核心。在这些恒星中，阻止引力坍缩的光子被转换成电子-正电子对，引起快速收缩和热核爆炸。许多太阳质量的56 Ni被合成;这种同位素通过56 Co衰变为56 Fe，提供明亮的光变曲线。这种巨大的祖先预计是在早期宇宙中由贫金属气体形成的。最近，在一个红移为0.127（大爆炸后约120亿年）的星系中的超新星2007 bi，其金属丰度是太阳的三分之一，被观察到看起来像一颗衰落的对不稳定超新星。在这里，我们报告了两个缓慢褪色的超亮超新星的观测结果，它们显示出相对较快的上升时间和蓝色，这与对不稳定模型不相容。它们的后期光变曲线和光谱与超新星2007 bi相似，这让人们对该事件的性质产生了疑问。我们早期的光谱非常类似于典型的快速下降的超亮超新星，它们不是由放射性提供动力的。用10-16个太阳质量的磁星激发的喷出物模拟我们的观测，证明了一种共同爆炸机制的可能性。附近没有明确的成对不稳定事件表明，它们的局部发生率小于核心坍缩率的6 × 10 ^-6倍。
2016-10-10 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Influence of Magnetorotational Instability on Neutrino Heating: A New Mechanism for Weakly Magnetized Core-Collapse Supernovae
我们研究了磁旋转不稳定性（MRI）对弱磁化，快速旋转的核心崩溃的动力学的影响进行高分辨率的MHD模拟在轴对称与简化的中微子转移。我们发现，一个最初的子磁星类磁场是急剧放大的MRI，并大大影响其后的动态。虽然磁压不足以强到喷射物质，但放大的磁场有效地将角动量从高纬度转移到低纬度，这会由于额外的离心力而导致低纬度加热区的扩大。这会提高中微子加热的效率，最终导致中微子驱动的爆炸。这是一个新的核心坍缩超新星的场景，迄今为止从未被数值模拟证明。
2014-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
3D MHD Simulation of a Pulsationally-Driven MRI Decretion Disc
我们探索的脉动驱动的轨道质量喷射机制的Be星盘形成等温，三维磁流体动力学（MHD）和流体动力学模拟。非径向脉动被添加到一颗以95%的临界转速旋转的恒星上，作为将气体送入该区域的内边界条件。在MHD中，恒星内部的初始磁场很弱。流体动力学模拟有限的角动量传输，导致在小半径的旋转支撑盘的质量积累，然后回落到恒星的重复循环。相反，MHD模拟具有由湍流和相干磁场两者提供的有效（Maxwell $α_{\rm M}$ $\sim$ 0.04）角动量传输;由磁旋转不稳定性驱动的缓慢衰减的中平面和由全局磁矩驱动的盘表面上的超音速风。中平面附近的角度和时间平均的属性同意合理的一维粘性递减盘模型与修改后的$\tildeα=0.5$，其中气体从亚音速薄盘过渡到超音速球形风的临界点。然而，1D模型无法捕获在我们的模拟中看到的多相位递减/角结构。我们的研究结果表明，至少在一定条件下，非径向脉动的表面上的快速旋转，弱磁化的恒星可以驱动开普勒光盘的基本属性的粘性decretion光盘范例，虽然耦合到层流风远离中平面。未来的Be星盘模型应该考虑这种表面风的可能存在。
2021-11-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Finding the First Cosmic Explosions. IV. 90 - 140 M$_{\odot}$ Pair-Instability Supernovae
第三星族恒星以对不稳定超新星的形式死亡，通常被认为质量在140 - 260 M $_{\odot}$之间。但是现在有几条工作线已经表明，旋转可以建立必要的He核心，在恒星质量低至90 $_{\odot}$时遇到对不稳定性。根据星族III恒星初始质量函数的斜率，原始宇宙中90 - 140 $_{\odot}$的恒星数量可能是通常接受的范围的4 - 5倍。我们提出了数值模拟的对不稳定爆炸的这样的恒星进行MESA，FLASH和MESA代码。我们发现它们将被超新星工厂，如Pan-STARRS和LSST，在光学输出到z $\sim$ 1 - 2，JWST和30 m级望远镜在近红外输出到$z \sim$ 7 - 10。这样的爆炸将探测第一个星系的恒星星族和宇宙再电离时代的宇宙恒星形成率。这些超新星也很容易与更大规模的对不稳定爆炸区分开来，这强调了这样一个事实，即这些事件的光变曲线比以前理解的要多得多。
2014-11-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
Searches for Population III pair-instability supernovae: Predictions for ULTIMATE-Subaru and WFIRST
ULTIMATE-Subaru（超宽激光断层成像仪和MOS，用于Subaru上的卓越探索）和WFIRST（宽视场红外巡天望远镜）是下一代近红外仪器，具有大视场。它们使我们能够在近红外范围内进行深度和广度的瞬态调查。这样的近红外瞬变观测使我们能够发现非常遥远的超新星，这些超新星的波长红移到近红外波长。我们已经进行了模拟瞬态调查与ULTIMATE斯巴鲁和WFIRST的能力，发现人口III对不稳定超新星。我们发现，一个5年的1 deg 2 K波段瞬态调查与点源的极限星等为26.5等与ULTIMATE斯巴鲁可能会发现约2人口III对不稳定超新星超过红移6。在F184波段WFIRST达到26.5等的5年10度2的观测中，可能会发现大约7颗超过红移6的第三星族对不稳定超新星。我们还发现，预期的人口III对不稳定的超新星探测的数量增加约2倍，如果近红外瞬态调查对星系团进行。其他超新星，如星族II对不稳定超新星也将在同一次调查中被发现。这项研究表明，未来的宽视场近红外仪器允许我们通过执行深和宽的近红外瞬态调查调查的第一代超新星的爆炸。
2019-03-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Searches for Population III Pair-Instability Supernovae: Impact of Gravitational Lensing Magnification
超亮超新星被认为是由第三星族的祖先产生的，它们以对不稳定性超新星的形式爆炸。Pop III星是宇宙中的第一代恒星，被认为形成于$z \sim 6$。未来的近红外成像设施，如ULTIMATE斯巴鲁，可以通过专门的调查来检测和识别这些PISNe。宇宙中介入结构的引力透镜可以通过将高$z$源群放大到可检测性来帮助检测这些稀有物体。我们使用ULTIMATE-Subaru进行了模拟调查，考虑了视线结构的透镜效应，以评估其对预测检测率的影响。我们比较了LOS质量重建使用观测数据从超Suprime凸轮调查的结果从宇宙学模拟，以测试它们的一致性在计算宇宙中的放大率分布高$z$，但发现，基于数据的方法仍然是有限的无法准确地表征结构超越$z \sim1.2$。我们还评估了一个调查战略，针对大规模的星系团，以利用其大面积的高放大率。我们发现，目标集群可以导致$\sim$的一个因素的增益在预测的数量检测到PISNe在$z > 5$，甚至更高的增益与增加红移，给定我们假设的调查参数。对于在$z \sim 7-9$的最高红移源，空白场巡天不会探测到任何源，而大质量星系团的透镜放大将是观察这个群体所必需的。
2019-03-05 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling Increased Metal Production in Galaxy Clusters with Pair-Instability Supernovae
星系团中每颗恒星所含的金属要比正常星系多得多，通常是正常星系的3倍。我们着手确定恒星质量函数和超新星速率需要什么样的变化来解释这种多余的金属。特别是，我们改变了Ia型超新星的发生率，IMF斜率，上，下质量截止，和合并率的大质量恒星。然后，我们使用现有的模拟结果，从AGB恒星，Ia型SNe和核心塌陷SNe的金属生产计算每太阳质量的恒星形成的每种元素的总量。对于超大质量恒星模型，我们还包括了对不稳定超新星（PISNe）的金属产生，我们发现，包括PISNe可以更容易地增加每颗恒星质量产生的金属量。因此，不需要一个单独的大质量恒星群体来产生星系团中发现的大量金属。我们还发现，包括至少一些PISNe增加了相对于氧和铁的中等质量元素的丰度，与ICM丰度的观测结果一致。
2014-02-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Magnetorotational Instability in Core-Collapse Supernovae
我们讨论了核心坍缩超新星（CCSNe）的磁旋转不稳定性（MRI）的相关性。我们最近的数值研究表明，在CCSNe中，MRI是由开尔文-亥姆霍兹型的寄生不稳定性终止。为了确定MRI是否可以将初始弱磁场放大到CCSNe中的动态相关强度，我们使用两种不同的数值代码对非理想磁流体动力学中靠近差分旋转原中子星表面的区域进行了三维模拟。我们发现，在原中子星普遍存在的条件下，MRI可以将磁场放大（仅）一个数量级。这严重限制了MRI通道模式作为放大从小种子场开始的原中子星中的磁场的试剂的作用。
2017-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Euclid: Searching for pair-instability supernovae with the Deep Survey
本研究评估了利用计划于2023年发射的Euclid卫星深场巡天搜寻高红移对不稳定超新星的可行性，通过巡天模拟预计可发现数百颗此类超新星，有望实现其首次观测确认。
2022-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Two Dimensional Simulations of Pair-Instability Supernovae
本文给出了对不稳定超新星（PSN）二维数值研究的初步结果。我们研究大质量恒星的核燃烧、流体动力学不稳定性和爆炸。使用新的辐射流体动力学代码CASTRO。
2010-06-15 astro-ph.HE
The intermediate r-process in core-collapse supernovae driven by the magneto-rotational instability
基于磁旋转不稳定性引起的一种新的爆炸机制，我们研究了磁旋转超新星中的r过程核合成。详细的微观物理，包括中微子加热的轴对称磁流体动力学模拟进行了一系列，数值解决磁旋转不稳定性。以中子加热为主的爆炸，在磁场的增强下，显示出温和的富含中子的喷出物产生高达$A \sim 130$的原子核（即弱r过程），而具有较强磁场的爆炸模型则再现了类似太阳的r过程模式。在我们的模型中更常见的丰度模式是在弱和规则的r过程之间，产生较轻和中等质量的核。这些{ \it中间r-过程}表现出多种丰度分布，与r-过程增强的贫金属星中的几种丰度模式兼容。Eu喷出物的量$\sim 10^{-5} M_\odot$在磁驱动的喷流同意在早期星系的化学演化的预测值。相比之下，中微子加热主导的爆炸有大量的Fe（$^{56}{\rm Ni}$）和Zn，分别与常规超新星和超超新星相当。这些结果表明，根据爆炸动力学的不同，磁旋转超新星可以产生从铁族到r过程元素的各种重核。
2017-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light Curves and Event Rates of Axion Instability Supernovae
最近有人提出，如果奇异粒子在恒星等离子体中产生并达到平衡，它们可以触发一种新的恒星不稳定性，这种不稳定性类似于e-e+对不稳定性。在这项研究中，我们构建了由新的不稳定性引起的轴子不稳定性超新星（AISN）模型来预测它们的观测特征。我们主要研究质量为~400 keV-2 MeV，与g_{ag} ~10^{-5} GeV^{-1}光子耦合的重类轴子粒子。结果表明，在恒星质量一定的情况下，ALP能显著提高56 Ni的质量和爆炸能量。结果表明，当ALP质量等于电子质量时，AISNe的光变曲线峰值出现的时间比标准的对不稳定性超新星的光变曲线峰值出现的时间早10--20天。此外，AISNe的事件率比对不稳定超新星的事件率高1.7- 2.6倍，这取决于初始质量函数的高质量截断。
2022-12-15 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Double "acct": a distinct double-peaked supernova matching pulsational pair-instability models
本文通过多波段观测揭示SN2020acct是一颗独特的双峰剥离包层超新星，其光变曲线与72倍太阳质量氦核恒星的脉动对不稳定性模型高度吻合，并测得此类事件发生率低于核心坍缩超新星总率的0.1%。
2024-09-03 astro-ph.HE
Temporal Instability Enables Neutrino Flavor Conversions Deep Inside Supernovae
我们表明，自相互作用的中微子气体可以自发地获得非平稳的脉动成分在其风味的内容，与频率，可以完全取消的“多角度”的折射效应的致密物质。这可以使均匀和不均匀的味道转换不稳定性即使在大中微子和物质密度下也存在，如果演化是严格稳定的，系统将是稳定的。通过这种新的机制，大的味道转换，特别是接近超新星核心的地方，是可能的。这可能会对爆炸动力学、核合成以及超新星的中微子观测产生重要影响。
2016-01-01 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Emission from Pair-Instability Supernovae with Rotation
对不稳定性超新星被认为是某些超亮超新星（如SN 2007 bi）的候选者，也是早期宇宙中大质量零金属丰度第三族恒星爆发的主要类型之一。这些事件的祖先可以快速旋转，因此由于旋转诱导的混合和质量损失的影响，表现出不同的进化特性。正确识别这些事件需要严格的辐射流体动力学和辐射转移计算，不仅捕获光变曲线的行为，而且还捕获这些事件的光谱演化。我们目前的辐射流体动力学和辐射输运计算90-300 Msun旋转对不稳定的超新星，包括冲击爆发和后期的光变曲线阶段。我们还调查了不同的初始金属丰度和旋转速率的情况下，以确定这些参数的详细光谱特征的这些事件的影响。在最近的结果一致的非旋转对不稳定性超新星，我们发现，对于一系列的祖质量和旋转速率，这些事件有内在的红色与超亮超新星的观测相矛盾。旋转对不稳定性超新星的光谱特性与具有剥离的氢和氦包层的非旋转事件的光谱特性相似。我们发现，祖金属丰度和旋转速率属性被删除后，爆炸，并不能在由此产生的模型光谱。对不稳定性超新星模型谱的影响最直接的是超新星前质量损失和超新星喷出物的质量、温度和速度等基本性质的综合作用。
2015-10-14 astro-ph.HE
Pair-Instability Supernovae via Collision Runaway in Young Dense Star Clusters
理论上预言氦核在~64和133 M_sun之间的恒星会以对不稳定超新星的形式死亡。这需要非常大质量的祖星，理论上，由于通过线驱动风的质量损失，在银河系恒星质量极限内的Pop II/I恒星是禁止的。然而，在一个密集的年轻星团中，恒星的失控碰撞可能会产生一颗合并的恒星，其质量足以以一颗不稳定的超新星结束其生命，即使在非零金属丰度下的质量损失增加。我们发现，根据该机制预测的速率与两颗观测到的对不稳定超新星SN 2007 bi和PTF 10 nmn的体积速率（约为2 × 10 ^-9 Mpc^-3 yr^-1）一致，这两颗超新星都没有不含金属的宿主星系。与先前的文献相反，只有在低红移z<2的对不稳定超新星才能用大型综合巡天望远镜（LSST）观测到。我们估计望远镜每年将观测到大约10^2个这样的事件，这些事件起源于星系团中的碰撞失控合并。
2012-04-17 astro-ph.HE
Axion Instability Supernovae
如果新粒子足够重且耦合强度足够强，那么与标准模型耦合的新粒子可以在恒星核心中达到平衡。在这项工作中，我们调查的天体物理后果，这样的情况下，大质量恒星的状态方程纳入最先进的恒星结构代码的新贡献。我们专注于“宇宙学三角形”，一个区域的参数空间与$300{\rm\,keV} \lesssim m_a \lesssim 2$兆电子伏，$g_{aγγ}\sim 10^{-5}$ GeV $^{-1}$，目前没有排除其他考虑的轴子。我们发现，对于轴子质量$m_a \sim m_e $，核心中的轴子生产驱动一种新的恒星不稳定性，导致爆炸性核燃烧，要么驱动一系列质量脱落脉动，要么完全破坏恒星，导致一种新型的光学瞬态-\textit{Axion Instability Supernova}。我们预测，在这些理论中，上黑洞质量间隙将位于$37{\rm M}_\odot \le M\le 107{\rm M}_\odot$，从标准预测，这是一个大的位移，这是不利的LIGO/处女座/KAGRA GWTC-2引力波目录中的质量间隙的检测开始于$46_{-6}^{+17}{\rm M}_\odot$。此外，轴子不稳定性超新星比对不稳定性超新星更常见，使它们成为JWST的绝佳候选目标。在这项工作中提出的方法可以用来调查的天体物理后果的任何理论的新的物理，包含重玻色子粒子的任意自旋。我们提供工具来促进这些研究。
2022-05-25 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Pair-Instability Supernovae in the Local Universe
本星系群中150 - 300 M $_{\odot}$恒星和低红移的对不稳定超新星候选者的发现激发了人们对这种奇异爆炸机制的兴趣。近太阳金属丰度的对不稳定超新星的真实光变曲线是识别和正确解释这些事件的关键，因为越来越多的发现。我们模拟了150 - 500 M $_{\odot}$ Z $\sim$ 0.1 - 0.4 Z $_{\odot}$星的对不稳定超新星。这些恒星在强烈的线驱动风中失去了80%的质量，并以裸露的He核爆炸。我们发现它们的光变曲线和光谱与第三族对不稳定性爆炸的光变曲线和光谱有很大的不同，因此不能作为低红移事件的模板。虽然非零金属丰度对不稳定性超新星通常比第三星族的超新星暗，但在某些情况下，它们会足够明亮，在它们可能出现的最早时期被发现，即第一个星系形成的时间为$z \sim$ 10 - 15。其他的可以伪装成暗淡的、持续时间短的超新星，这些超新星只在局部宇宙中可见，在适当的条件下可以隐藏在各种各样的超新星中。我们还首次报道了一些对不稳定性爆炸可以产生质量为$\sim$ 100 M $_{\odot}$的黑洞。
2014-11-30 astro-ph.HE
Can pair-instability supernova models match the observations of superluminous supernovae?
越来越多的所谓的超亮超新星（SLSNe）被发现。据信，至少有一些具有缓慢衰减光变曲线的恒星起源于由对不稳定机制引起的恒星爆炸。最近的恒星演化模型自然地预测了来自大质量恒星的对不稳定超新星（PISNe），其金属丰度范围很广（Z=0.006，Yusof et al. 2013）。在这项研究的范围内，我们分析PISN模型是否可以匹配SLSNe的观测特性与各种光变曲线形状。具体来说，我们探讨了不同程度的宏观化学混合PISN爆炸产物的观测性能的影响。我们人为地将混合应用于Kozyreva等人（2014）的250 Msun PISN演化模型，并使用一维辐射流体动力学代码STELLA探索其超新星演化。在匹配SLSN观测中取得的最大成功是在极端宏观混合的情况下，所有放射性物质都被喷射到氢氦外层。这种极端宏观的化学物质重新分布产生了具有更快的光变曲线的事件，具有高光球温度和高光球速度。这些性质比非混合PISN模型更适合SLSNe。我们的混合模型匹配的光变曲线，色温和光球速度演化的两个观测良好的SLSNe PTF12dam和LSQ12dlf。然而，这些模型的极端化学再分布可能很难在大规模PISNe中实现。因此，替代模型，如磁星机制或风的相互作用可能仍然是有利的解释迅速上升SLSNe。
2015-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Euclid detectability of pair instability supernovae in binary population synthesis models consistent with merging binary black holes
本文基于双星布居模型，推导了欧几里德空间望远镜运行期间对不稳定超新星（PISNe）的预期探测数。我们的模型再现了全球最大的率在初级BH质量的$\sim 9-10$ $M_\odot$，和整体梯度的初级BH质量分布在二进制BH合并率与最近的观察一致。我们考虑不同的PISN条件，这取决于$^{12}$ C $(α, γ)^{16}$ O反应速率。基准和$3σ$模型分别采用标准和$3σ$ -较小的反应速率。我们的基准模型预测，欧几里得探测到几个氢贫PISNe。对于$3σ$模型，如果恒星质量分布扩展到$M_{\max} = 600 M_\odot$，则Euclid预计会检测到$\sim 1$贫氢PISN，但如果是$M_{\max} = 300 M_\odot$，则预期的数量会明显变小。我们可以通过观察到的PISN率来区分基准模型和$3σ$模型。这将有助于我们限制二元BH的起源和反应速率，尽管在$M_{\max}$和反应速率之间仍然存在简并。PISN喷出物质量估计从光变曲线和光谱获得的后续观测将是重要的解开简并。
2022-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Source Density and Observability of Pair-Instability Supernovae from the First Stars
理论模型预测，第一批恒星中的一些以极高能量的对不稳定超新星（PISNe）的形式结束了生命。由于能量接近10^53尔格，这些超新星预计将在即将到来的詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）的探测范围内，从而允许对第一批恒星的性质进行观测限制。我们估计源密度的PISNe使用半解析晕质量函数为基础的方法，占反馈的影响，从恒星形成的PISN率使用宇宙学模拟。我们估计在任何给定时间每个JWST视场的上限为~0.2 PISNe。反馈可以显著降低该速率，例如，对于最悲观的爆炸模型，将其降低到每4000个JWST视场一个PISN。我们还发现，从第一批恒星观测PISNe的主要障碍是它们的稀缺性，而不是它们的微弱性;曝光时间超过10^4秒的几倍对增加发现的PISNe的数量几乎没有帮助。鉴于此，我们提出了一种马赛克式的搜索策略来探测来自第一批恒星的PISNe。即使是相当高的红移PISNe也不太可能被中等曝光错过，需要大量的点来确保检测。
2012-06-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Very massive stars, pair-instability supernovae and intermediate-mass black holes with the SEVN code
理解大质量（$\gtrsim 30$ M $_{\odot{}}$）恒星黑洞（BH）和它们的祖先恒星之间的联系是解释引力波事件观测的关键一步。在本文中，我们讨论了超大质量恒星（VMSs）的最终命运，与零年龄主序（ZAMS）质量$>150$ M $_{\odot}$，占脉动对不稳定超新星（PPISNe）和对不稳定超新星（PISNe）。我们描述了一个更新版本的人口合成代码SEVN，在其中，我们添加了恒星演化轨道VMSZAMS质量高达$350 $ M $_{\odot{}}$，我们包括PPISNe和PISNe的分析处方。我们使用新版本的SEVN来研究不同金属丰度$Z$下的BH质谱，范围从$Z=2.0\times 10^{-4}$到$Z=2.0\times 10^{-2}$。PPISNe和PISNe的主要作用是有利于第一次引力波事件（GW 150914）质量范围内的BH的形成，而它们阻止质量为60 - 120 M PDMATHAMN的残留物的形成。特别是，我们发现，PPISNe显着提高质量损失的金属贫乏（$Z\leq 2.0\times 10^{-3}$）与ZAMS质量$60\leq $ M $_{\mathrm{ZAMS}}/$ M $_{\odot{}}\leq 125$的恒星。相比之下，PISNe仅对中度贫金属（$Z<8.0\times 10^{-3}$）VMS有效。具有M $_{\…
2017-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pair-Instability Supernovae of Non-Zero Metallicity Stars
观测证据表明，局部宇宙中的一些非常大质量的恒星可能会以对不稳定超新星的形式死亡。我们提出了一个非零金属丰度恒星的对不稳定超新星的二维模拟。我们发现，在这种爆炸中几乎没有发生混合，因为恒星外壳中的金属驱动强风，在恒星死亡之前从恒星上剥离氢外壳。因此，在超新星爆发期间，反向冲击不能形成并触发流体不稳定性。在超新星的早期阶段，只有由核燃烧驱动的微弱混合发生，它太弱了，不足以影响爆炸的观测特征。
2015-01-27 astro-ph.HE
Multi-Dimensional Simulations of Pair-Instability Supernovae
我们提出了对不稳定超新星（PSN）的多维数值研究的初步结果，研究流体不稳定性，发生在多个空间维度。我们使用新的辐射流体动力学代码，CASTRO，并引入一个新的映射过程，定义的初始条件的多维运行在这样一种方式，保证在任何级别的分辨率的物理量守恒。
2010-06-11 astro-ph.HE physics.comp-ph
Termination of the magnetorotational instability via parasitic instabilities in core-collapse supernovae
磁旋转不稳定性（MRI）可以是一个强大的机制放大的磁场在核心坍缩超新星。最初的弱磁场是否可以被这种不稳定性放大到动态相关的强度仍然是一个争论的问题。主要的不确定性之一涉及终止不稳定性增长的过程。Kelvin-Helmholtz和撕裂模式类型的寄生不稳定性被认为在此过程中起着至关重要的作用，破坏了MRI通道流并淬灭了磁场放大。我们进行了二维和三维剪切盘模拟的差分旋转质子中子星层在非理想磁流体力学前所未有的高数值精度，发现开尔文-亥姆霍兹寄生模式占主导地位的撕裂模式在大的流体动力学和磁雷诺数的制度，遇到接近表面的质子中子星。它们还确定了MRI指数增长期间可达到的最大磁场应力。我们的结果是一致的寄生不稳定性理论的基础上的局部稳定性分析。为了正确地模拟Kelvin-Helmholtz不稳定性，需要非常高的数值分辨率。使用九阶空间重建方案，我们发现，每个MRI通道至少有8个网格区域是必要的，以模拟MRI的生长阶段，并达到约10%的增长率的准确性，而超过60个区域，每个通道需要实现收敛的结果在MRI终止的磁应力值。
2016-03-01 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
