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
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
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
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
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
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
Threshold mass of the general relativistic instability for supermassive star cores
本文通过简单建模研究超大质量恒星核心的质量与角动量对其最终命运的影响，确定了广义相对论不稳定性的阈值质量，并指出氢燃烧核心易坍缩成黑洞，氦燃烧核心可能核爆炸而不形成黑洞。
2024-08-21 astro-ph.HE gr-qc
On the Maximum Mass of Accreting Primordial Supermassive Stars
超大质量原始恒星被认为是z~6类星体的祖先。以前对这类恒星的研究要么无法解决流体动力学时间尺度，要么孤立地考虑恒星，而不是在它们实际形成的极端吸积流中。因此，他们无法自洽地预测坍缩时的最终质量，或由此产生的超大质量黑洞种子的质量，而是与简单的多方模型进行比较。本文利用恒星演化程序KEPLER，系统地研究了吸积速率为0.01-10太阳质量/年的吸积非旋转超大质量恒星的诞生、演化和坍缩过程。我们的方法包括对恒星结构的后牛顿修正和自适应核网络，并可以过渡到超大质量恒星遇到广义相对论不稳定性后的流体动力学演化。我们发现，这种不稳定性触发了质量为150，000 - 330，000太阳质量的恒星坍缩，吸积速率为每年0.1-10个太阳质量，恒星的最终质量与速率大致成比例。恒星的结构，以及它对坍缩的稳定性，对对流的处理和外部吸积包层的热含量很敏感。与其他代码的比较表明，这里的差异可能会导致恒星演化状态随时间变化的小偏差，随着吸积率的增加而恶化。由于广义相对论不稳定性导致这些恒星立即死亡，我们的模型对第一批类星体的质量设定了上限。
2017-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Evolution and explosions of metal enriched supermassive stars: proton rich general relativistic instability supernovae
本研究通过广义相对论流体动力学模拟和核网络后处理，探究了富金属超大质量恒星因广义相对论径向不稳定性在氢燃烧阶段坍缩并可能爆发为富质子超新星的过程，发现其爆发特征为氮和中等质量元素增强及轻元素受抑。
2023-05-20 astro-ph.HE
Gravitational waves from the Papaloizou-Pringle instability in black hole-torus systems
黑洞-环面系统是伽马射线暴的中心引擎，也是超大质量恒星坍缩成超大质量黑洞的可能结果。通过三维广义相对论数值模拟，我们发现$m=1$非轴对称不稳定性增长的自引力环面轨道黑洞的范围很广。由此产生的非轴对称结构持续的时间比动力学的时间长得多，成为一个强大的发射器的大振幅，准周期引力波。我们的研究结果表明，无论是中央引擎的伽玛暴和新形成的SMBH，可以是强大的引力波源观测到未来的地基和航天器探测器。
2011-05-25 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
LAMOST J1010+2358 is not a Pair-Instability Supernova Relic
本文通过对 LAMOST J1010+2358 的高分辨率光谱进行非 LTE 丰度分析，测定其碳和铝丰度，证明该恒星并非由对不稳定超新星遗迹形成，而是源于低质量核心坍缩超新星，从而否定了此前的发现。
2024-08-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Rapidly accreting supermassive stars: reliable determination of the final mass
超大质量黑洞可能通过直接坍缩形成，以超大质量恒星（SMS）为祖先。在这种情况下，SMS以> 0.1 Msun/yr的速度吸积，直到由于广义相对论（GR）不稳定性而坍缩成大质量黑洞种子。然而，坍塌发生的确切质量尚不清楚，因为现有的数值模拟给出了不同的结果。在这里，这个问题是解决分析，它允许从头算，可靠的确定GR不稳定的起始点，对于给定的流体静力学结构。我们应用相对论方程的径向脉动的一般形式的流体静力学GENEC模型已经出版。我们表明，在原子冷却晕形成的球形SMSs的质量不能超过500 000 Msun，在以前的索赔相比。另一方面，在另一种直接坍缩形式中，可以达到超过这个极限的质量，最高可达10^6兆太阳。该方法可用于检验GR流体动力学恒星演化程序的一致性。
2020-10-16 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
The Neutrino Signal From Pair Instability Supernovae
一颗质量非常大的恒星，其碳氧核心在$64$ M $_{\odot}<M_{\mathrm{CO}}<133$ M $_{\odot}$的范围内，预计会经历一种非常不同的爆炸，称为对不稳定超新星。对不稳定超新星是超亮超新星的候选者，因为它们产生了大量的放射性元素。虽然爆炸的基本机制已经被理解，但恒星如何达到一种状态还不清楚，因此对附近一颗不稳定超新星的观测将使我们能够在恒星质量的极端情况下测试当前的恒星演化模型。我们将在从这样的超新星探测到的电磁辐射中寻找很多东西，但我们不应该忘记，来自对不稳定超新星的中微子包含了明确识别这种爆炸类型的事件的独特特征。我们计算预期的中微子通量在地球上从两个，一维对不稳定超新星模拟支架的质量范围内的恒星爆炸，考虑到完整的时间和能量的依赖性的中微子发射和风味演变通过外层的恒星。我们计算的中微子信号在五个不同的探测器选择代表目前或不久的将来的设计。我们发现更大质量的祖先爆炸为对不稳定的超新星，可以很容易地检测到在多个不同的中微子探测器在“标准”超新星的距离$10\;{\rm kpc}$生产几个事件在DUNE，JUNE和SuperKamiokande，而最轻的祖先只产生少数事件（如果有的话）在相同的检测器。拟议中的超级神冈探测器将探测到来自一颗大型对不稳定超新星的中微子，远至$\sim 50\;{\rm kpc}$，使其能够到达巨星系云和已知存在于那里的几颗…
2017-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
The fate of supernova remnants near quiescent supermassive black holes
越来越多的观测证据表明，大多数星系核既有超大质量黑洞（SMBH），也有年轻的恒星。由于大量的大质量恒星，预计在SMBH的影响范围内会发生核心坍缩超新星。我们开发了一种新的数值方法，Kompaneets近似的基础上，跟踪超新星遗迹（SNR）在这些恶劣的环境中，径向气体梯度和SMBH潮汐的演变。我们跟踪SNR冲击的绝热演化，直到50%的残余物处于辐射阶段或减慢到低于SMBH开普勒速度并被剪切分开。在这种方式中，我们得到的形状和寿命的SNR作为一个函数的爆炸距离的SMBH，气体密度分布和SMBH质量。作为一个应用，我们在这里只关注静止的SMBH，因为它们的光可能不会妨碍SNR的检测，因为我们可以利用我们银河系中心无与伦比的详细观测。假设性质，如气体和恒星的内容规模适当的SMBH质量，我们研究SNR的演变周围的其他静态SMBH。我们发现，对于质量超过~10^7 Msun的SMBH，SNRs的潮汐破坏可以在不到10^4年的时间内发生，导致X射线发射绝热阶段缩短，并且没有辐射阶段。另一方面，在我们的银河系中心，只有适度的破坏预计在他们的X射线阶段的SNR。这与对Sgr A东SNR寿命的估计是一致的，这使我们预期在Sgr A* 的影响范围内每10^4年就有一颗超新星。
2015-01-12 astro-ph.HE
Supernovae in massive binaries and compact object mergers near supermassive black holes
围绕星系核中的超大质量黑洞（SMBH）的核星团是宇宙中的致密系统之一，拥有数百万颗恒星和致密天体（CO）。在距离SMBH几个秒差距的范围内，恒星可以形成双星。在本文中，我们模型的超新星（SN）的过程中，出生在SMBH附近，产生CO二进制的大规模的二进制文件。这些双星后来可以通过发射引力波合并，这是Lidov-Kozai机制的结果。我们研究了这些系统的动力学演化的高精度$N$体模拟，包括后牛顿（PN）项高达2.5 PN阶。我们采用不同的处方出生的速度踢在SN过程中给予，并发现较大的踢导致更紧凑的二进制合并更接近SMBH。我们还得出结论，大多数的合并进入LIGO波段具有非常高的偏心率。最后，我们分别计算了BH-BH、BH-NS、NS-NS的$0.05$-$0.07\ \mathrm{Gpc}^{-3} \mathrm{yr}^{-1}$、$0.04$- $2\times 10^{-3}\ \mathrm{Gpc}^{-3} \mathrm{yr}^{-1}$、$9.6\times 10^{-6}$ - $2.7\times 10^{-3}\ \mathrm{Gpc}^{-3} \mathrm{yr}^{-1}$的合并率，小于实际的LIGO-Virgo观测率。
2019-10-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Massive Stellar Mergers as Precursors of Hydrogen-rich Pulsational Pair Instability Supernovae
双星系统中大质量恒星之间的相互作用被认为是观测到的超新星多样性的主要原因。随着调查探索更罕见的事件群体，我们应该期待看到超新星产生于越来越不常见的祖先通道。在这里，我们研究了一种情况，即大质量恒星在形成氢耗尽的核心后合并。我们认为，这可能会产生恒星爆炸的对不稳定超新星（PISNe）显着更多的氢，在一个给定的金属丰度，比在单星模型具有相同的爆炸前富氧的核心质量。我们调查了那些恒星合并，后来产生脉动PISNe的子集，并估计，这种合并后，富含氢的脉动PISNe的速度可以接近千分之几的所有核心坍缩超新星。这种富含氢的脉动PISNe的性质和预测速率让人想起非常不寻常的超新星iPTF14hls。对于合理的假设，来自类似合并的PISNe可能主导局部宇宙中PISNe的速率。
2019-04-25 astro-ph.HE 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
STELLA lightcurves of energetic pair instability supernovae in the context of SN2018ibb
本文使用STELLA模拟对不稳定超新星光变曲线，发现模型能解释SN2018ibb整体形状但黑体温度偏高，对其作为对不稳定超新星候选体提出挑战。
2024-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsational Pair-Instability Supernovae
探索了质量在70 - 140太阳质量范围内的恒星的最终演化。根据它们的质量损失历史和旋转速率，这些恒星将以脉动对不稳定超新星的形式结束它们的生命，产生各种各样的观测瞬变，总持续时间从几周到几千年不等，亮度从10 $^{41}$到超过10 $^{44}$尔格s $^{-1}$。没有非旋转模型辐射超过$5 \times 10^{50}$ erg的光或具有超过$5 \times 10^{51}$ erg的动能，但是在所探索的磁动力爆炸中，原则上更大的能量是可能的。许多事件类似于Ibn型、Icn型和IIn型超新星，并提到了一些潜在的观测对应物。一些PPISN可以在休眠状态下存在很长一段时间，在第一次剧烈脉冲后数千年产生爆炸。这些休眠的超新星包含明亮的沃尔夫-拉叶星，可能嵌入明亮的X射线和无线电源。PPISN的相关性超新星冒名顶替者，如船底座伊塔，超亮超新星，和引力辐射源进行了讨论。在近距离双星的恒星演化中，预计不会有质量在52到133个太阳质量之间的黑洞。
2017-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
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
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
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
Pair-Instability Supernova Simulations: Progenitor Evolution, Explosion, and Light Curves
近年来，对不稳定超新星（PISN）解释超亮超新星的可行性几乎消失了，除了一些缓慢发展的例子。然而，PISN在其大部分质量范围内都不会超发光。事实上，我们看到的第一个PISN（如果我们还没有看到的话）更有可能不是超发光的。在这里，我们提出了流体动力学模拟PISNe四个恒星模型具有独特的信封属性跨越PISN质量范围。此外，我们计算合成的光变曲线与当前和未来的观察。我们还调查，在我们最大规模的模型的背景下，混合在超新星喷出物减轻目前的PISN模型和剩余的超亮候选事件之间的差异的前景。为此，我们提出了第一个出版的3D流体动力学模拟PISNe。在实现1D，2D和3D模拟之间的收敛后，我们研究了超新星喷出物中的混合及其对测辐射热光变曲线的影响。我们观察到轻微的偏离球对称，增加的维数。我们没有发现显着的影响，但我们得出结论，瑞利-泰勒不稳定性引起的富硅和富氧层之间的混合可能会影响光谱。
2017-08-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Core-Collapse Supernova Model for the Extremely Luminous Type Ic Supernova 2007bi: An Alternative to the Pair-Instability Supernova Model
我们提出了一个非常明亮的Ic型超新星2007 bi的核心坍缩超新星模型。通过流体动力学、核合成和辐射输运的数值计算，我们发现SN 2007 bi与43 Msun的碳和氧核心的核心坍缩超新星爆炸是一致的，该核心是从一个主序质量为100 Msun、金属丰度为Z = Zsun/200的祖星演化中获得的，其氢和氦包层是人工剥离的。模型的喷出物质量和喷出物动能分别为40 Msun和3.6*10^{52} erg。喷射出的56 Ni质量高达6.1 Msun，这是大爆炸能量的爆炸核合成的结果。我们还证实SN 2007 bi与最近声称的对不稳定超新星模型一致。我们发现，早期的光变曲线数据可以区分这种发光超新星的模型。
2010-06-08 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
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
The contribution of young core-collapse supernova remnants to the X-ray emission near quiescent supermassive black holes
在超大质量黑洞（SMBH）附近经常发现可观的恒星形成，因此也有大量的大质量恒星。因此，在这些区域也应该预期有核心坍缩的超新星。在本文中，我们考虑的观测后果预测的命运超新星遗迹（SNRs）的影响范围内的静止SMBH。我们提出了这些结果的背景下，“自给自足”的核，一个模型，描述静态的核稳定状态和自给自足的环境中的SMBH吸积恒星风没有明显的流入的材料超出了影响范围。这些区域具有与SMBH的质量成比例的性质，例如气体密度。使用的X射线寿命的SNRs起源于影响范围的预测，我们作出的核心崩溃SNRs在给定的时间存在的数量的估计。随着对信噪比的寿命及其与年轻恒星的关联的了解，我们预测了一些核心坍缩的信噪比，从银河系（4.3 x 10^6 Msun）SMBH周围的~1增长到最高质量（10^10 Msun）SMBH周围的~100。年轻的SNR的存在将放大附近的静态SMBHs的X射线发射，我们表明，总的核心崩溃SNR发射有可能影响软X射线搜索非常低的光度SMBHs。我们的SNR寿命估计也使我们能够预测这些地区的恒星形成率。假设大质量恒星处于稳定的补充状态，我们估计银河系SMBH周围的恒星形成率密度为2 x 10^-4 Msun/yr/pc^2，由于SMBH对质量的依赖性较弱，其他SMBH周围的恒星形成率密度也类似。这一数值与目前的观测结果一致。
2016-01-19 astro-ph.HE
General-relativistic instability in rapidly accreting supermassive stars in the presence of dark matter
本研究探究暗物质对快速吸积超大质量恒星广义相对论不稳定性的影响，发现仅当弱相互作用大质量粒子湮灭提供显著能量时，暗物质才会改变恒星稳定性极限，使坍缩质量提升一个数量级以上，相关观测可作为暗物质湮灭的证据。
2024-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Relativistic Coulomb Screening in Pulsational Pair Instability Supernovae
上下文脉动对不稳定性超新星（PPISNe）和对不稳定性超新星（PISNe）是在背景电子-正电子对等离子体存在下热核逃逸的结果。因此，它们的演化和由此产生的黑洞（BH）质量可能会受到电子对等离子体屏蔽修正的影响。目标。研究了PISNe和PPISNe对相对论弱屏蔽的敏感性。方法.本文发展了一个包含相对论电子对产生效应的弱屏蔽模型，并应用于接近和超过电子对产生阈值的温度。这个屏蔽模型取代了天体物理学中常用的“经典”屏蔽。弱屏蔽电子德拜长度的修改被纳入一个计算上易处理的分析形式。结果在PPISNe的BH质量被发现在高温下有所增加，虽然这种增加是小的。BH坍缩也发现发生在更早的时间，和脉动形态也发生了变化。除了由此产生的BH质量，屏蔽模型的脉动周期，脉冲结构，PPISN到PISN的过渡，并在BH质量间隙的移位的敏感性进行了分析。还检查了喷射质量的组成的依赖性。
2021-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Parameterizing the Standing Accretion Shock Instability for Inference with Galactic Supernova Neutrino Signals at IceCube
Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）
提出一种参数化驻留激波不稳定性（SASI）调制的方法，使IceCube能够以亚百分比精度重建SASI频率，百分比精度重建峰值时间，以及百分之几到十的精度重建振幅和持续时间。
2026-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ex
Multiple channels for nitrogen pollution by metal enriched supermassive stars and implications for GN-z11
本文通过模拟金属增丰超巨星模型，解释了GN-z11异常的超太阳氮丰度，并发现最大质量模型以剧烈爆炸终结，进一步加剧氮污染。
2023-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The formation of black holes from rapidly accreting supermassive stars is not trivial: Simulations of thermonuclear pulsations and explosions
本研究通过首次广义相对论流体动力学模拟发现，快速吸积超大质量恒星的坍缩常被核燃烧阻止，黑洞形成依赖吸积率与金属丰度，挑战了此前的普遍认知，推动高红移类星体起源相关研究。
2024-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Bell Instability-Mediated Diffusive Shock Acceleration at Supernova Blast Wave Shock Propagating in the ISM
本文用新型数值方法模拟星际介质中超新星爆炸波激波的 Bell 不稳定性与磁场放大，解释典型条件下宇宙线最高约30 TeV且磁场未饱和的原因。
2024-04-05 astro-ph.HE
Assessing the Observability of Hypernovae and Pair-Instability Supernovae in the Early Universe
宇宙中第一批（第三星族）恒星的时代基本上不受观测的限制。从这个时候开始，超亮和大质量的恒星改变了宇宙的化学性质，提供了辐射支架来支持第一个原星系的形成，并促进了现在的超大质量黑洞的产生和成长。不幸的是，因为这些恒星实际上位于可观测宇宙的边缘，它们将仍然超出下一代望远镜的范围，例如詹姆斯韦伯太空望远镜和30米望远镜。在本文中，我们提供了超新星建模和第一颗恒星的入门知识，使我们的讨论对那些新的或在我们领域之外的人来说是容易的。我们回顾了洛斯阿拉莫斯超新星光变曲线项目和杨百翰大学最近的工作，以探索通过观测第一批恒星壮观的死亡来探测这个时代的可能性。我们发现，许多这样的辉煌超新星爆炸将可观察到远在宇宙的当前年龄的$\sim 99$ %，跟踪原始恒星形成率和它们的原星系在天空中的位置。对第三星族超新星的观测将是未来十年观测天文学中最引人注目的发现之一。
2015-03-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Binary Black Hole Phase Space Discovers the Signature of Pair Instability Supernovae Mass Gap
本研究利用BCO相空间框架分析GWTC-4目录，首次数据驱动地发现约45.5太阳质量处的质量截断，与对不稳定超新星质量间隙预测一致，展示了相空间在区分形成通道和揭示稀有群体方面的能力。
2025-09-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
A One-Dimensional Model for Rayleigh-Taylor Instability in Supernova Remnants
本研究提出一种方法来近似瑞利-泰勒不稳定性的多维效应，作为一维流体方程的修正。这种修正类似于Shakura-Sunyaev α公式，用于模拟天体物理盘中湍流的粗粒度效应。该模型引入了几个无量纲的可调参数，通过与Rayleigh-Taylor不稳定流的高分辨率二维轴对称数值计算进行比较来校准。一个完整的描述模型，以及一些测试问题，证明在何种程度上的一维模型能够重现多维效应。
2016-03-03 astro-ph.HE
Effects of Dimensionality on Pair-Instability Supernova Explosions
自从超亮超新星（SLSNe）这类新的极亮瞬变现象出现以来，人们讨论了其光变曲线（LC）的三种主要机制。它们是磁星的自旋下降，与星周物质的相互作用，以及大量放射性镍在对不稳定超新星（PISNe）中的衰变。鉴于这一类别中的高度多样性，这三种机制可能都在发挥作用。PISN模型可以自洽地模拟从大质量恒星（VMS）的主序星相到它们的爆炸。这些模型有力地预测了大量的放射性镍，因此非常明亮的SN事件。然而，PISN模型LC甚至比最慢进化的SLSNe进化得更慢。对喷出物结构的多维效应，特别是放射性镍的混合到大半径，可以减轻这种与观测的差异。在这里，我们探讨了多维效应的LC演变模拟爆炸阶段在1D，2D和3D。我们发现，喷出物的多维模拟有稍微浅的丰度梯度，由于混合在壳边界。我们计算合成LC的形状没有明显的差异，由于多维效应。
2016-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
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 $_{\…
2017-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Source Density and Observability of Pair-Instability Supernovae from the First Stars
理论模型预测，第一批恒星中的一些以极高能量的对不稳定超新星（PISNe）的形式结束了生命。由于能量接近10^53尔格，这些超新星预计将在即将到来的詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）的探测范围内，从而允许对第一批恒星的性质进行观测限制。我们估计源密度的PISNe使用半解析晕质量函数为基础的方法，占反馈的影响，从恒星形成的PISN率使用宇宙学模拟。我们估计在任何给定时间每个JWST视场的上限为~0.2 PISNe。反馈可以显著降低该速率，例如，对于最悲观的爆炸模型，将其降低到每4000个JWST视场一个PISN。我们还发现，从第一批恒星观测PISNe的主要障碍是它们的稀缺性，而不是它们的微弱性;曝光时间超过10^4秒的几倍对增加发现的PISNe的数量几乎没有帮助。鉴于此，我们提出了一种马赛克式的搜索策略来探测来自第一批恒星的PISNe。即使是相当高的红移PISNe也不太可能被中等曝光错过，需要大量的点来确保检测。
2012-06-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Spectra of magnetic fluctuations and relativistic particles produced by a nonresonant wave instability in supernova remnant shocks
我们在年轻的超新星遗迹与有效的粒子加速模型强向前冲击的非共振不稳定性驱动的宇宙射线电流放大的冲击前体中的磁湍流。粒子注入，磁场放大（MFA）和非线性反馈的粒子和场的整体流推导一致。激波的结构主要取决于湍流级联的效率。如果级联被抑制，MFA是强的，激波前兆是分层的，湍流谱包含几个离散的峰。这些峰值，以及MFA的量，应该会影响同步加速器X射线，允许级联和其他假设的非共振波增长的非线性模型固有的观测测试。
2009-08-18 astro-ph.HE
Predictions for the hydrogen-free ejecta of pulsational pair-instability supernovae
目前的时域天文学工作将揭示各种罕见的瞬变现象。我们在这里集中在脉动对不稳定性的演变，这可能会导致可观察到的电磁波和引力波的签名。我们模拟网格的裸氦星的特点所产生的黑洞（BH）的质量和喷出物的成分，速度和热状态。恒星对热核爆炸没有“弹性”反应：对不稳定性驱动的点火和质量喷射之间没有一一对应的关系，这导致了可观测脉冲的模糊性。与以前的研究一致，我们发现对于碳氧核质量为28 Msun < M_CO<30.5Msun的爆炸不足以影响表面。随着质量的增加，它们首先引起大的径向膨胀（30.5Msun<M_CO<31.4Msun），最后也引起质量喷射事件（M_CO>31.4Msun）。对不稳定性超新星中完全破裂的最低质量是M_CO= 57 Msun。M_CO> 121 Msun的模型达到光致蜕变区，产生M_BH> 125 Msun的BH。如果脉动模型通过（弱）爆炸产生BH，则先前喷射的材料可能会被冲击波击中。我们的特点是H-免费的拱星材料的脉动对氦核的不稳定性假设简单地说，喷出物保持恒定的速度后，喷射。我们的模型产生了质量为10^{-3}Msun<M_CSM<40 Msun的富氦喷出物。这些喷出物通常以几千个\kms发射，在核心坍塌之前达到~10^{12}-10 ^15} cm的距离。质量喷射事件和最终坍缩之间的延迟跨越了一个很宽的质量依赖范围（从亚小时到10^4年），并且喷射出的壳层也可以相互…
2020-06-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Euclid detectability of pair instability supernovae in binary population synthesis models consistent with merging binary black holes
本文基于双星布居模型，推导了欧几里德空间望远镜运行期间对不稳定超新星（PISNe）的预期探测数。我们的模型再现了全球最大的率在初级BH质量的$\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 Effect of the Fast-Flavor Instability on Core-Collapse Supernova Models: II. Quasi-Equipartition and the Impact of Various Angular Reconstruction Methods
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Princeton University（普林斯顿大学）
本文研究了快味转换对核心坍缩超新星模型的影响，提出了一种准等分近似方法，用于估算FFC改变的中微子属性，该方法在1D和2D模型中误差均低于10%。
2025-11-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impact of stellar winds on the pair-instability supernova rate
本研究通过MESA代码模拟，发现考虑光学薄厚风过渡的恒星风模型使不稳定超新星速率降至约0.1 Gpc⁻³ yr⁻¹，并揭示质量损失是决定其速率的关键因素。
2025-08-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Effects of Rotation on the Minimum Mass of Primordial Progenitors of Pair Instability Supernovae
哪些恒星可能达到电子/正电子对形成不稳定性的条件，这一问题对于理解第一批恒星和当代恒星的最终演化具有重要意义。在密度和温度上进入对不稳定区的判据基本上由氧核的质量控制。产生一个给定的氧核心质量的主要序列质量，反过来，取决于金属丰度，质量损失，对流和旋转引起的混合。我们研究了大质量恒星的演化，以确定可能遇到对不稳定效应的最小主序星质量，无论是脉动对不稳定（PPISN）还是成熟的对不稳定超新星（PISN）。我们专注于零金属丰度恒星没有质量损失的史瓦西标准对流不稳定性，但也探讨太阳的金属丰度和质量损失和勒杜标准。正如预期的那样，对于足够强的旋转引起的混合，最小的主序质量遇到的条件，有效地诱导均匀的演变，使原来的质量几乎完全转换为氦，然后到氧。在这种情况下，我们发现，最小的主序质量是约40 Msun遇到PPISN和约65 Msun遇到PISN。当考虑质量损失时，PPISN的质量极限为~50 Msun，PISN祖细胞的质量极限为~80 Msun。这些结果的第一个恒星和当代超新星的影响进行了讨论。
2012-01-14 astro-ph.HE
Gas Dynamics of the Nickel-56 Decay Heating in Pair-Instability Supernovae
非常大质量的140-260 Msun恒星可以作为高能量的对不稳定超新星（PI SNe）死亡，其能量高达核心坍缩SNe的100倍，可以完全摧毁恒星，不会留下紧凑的残骸。这些爆炸可以合成放射性Ni 56的$0.1-30$ Msun，这可能导致它们在稍后的时间重新变亮，因为Ni 56衰变的光子从喷出物中扩散出来。然而，如此大质量的Ni 56衰变产生的热量也可能在喷出物深处产生重要的动力学效应，这些效应能够混合元素并影响这些事件的观测特征。我们现在已经调查了Ni 56加热PI SN喷出物的动态效果与高分辨率的二维流体动力学模拟与CASTRO代码进行。我们发现，膨胀的热镍56气泡形成一个壳在底部的硅层的喷出物爆炸后约200天，但没有流体动力学不稳定性发展，将混合镍56与Si/O-丰富的喷出物。然而，虽然Ni 56加热的动力学效应可能很弱，但它们可能会通过将衰变能量转移到喷出物的内部膨胀来影响一些PI SNe的观测特征，而这是以稍后的再亮为代价的。
2020-06-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fast evolving pair-instability supernova models: evolution, explosion, light curves
随着越来越多的超亮超新星（SLSNe）被发现，它们的起源问题仍然是开放的，并在超新星社区引起激烈的争论。目前，SLSNe有三种被提出的机制：（1）对不稳定超新星（PISN），（2）磁星驱动的超新星，（3）超新星喷出物与爆炸前喷出的星周物质相互作用的模型。根据目前对SLSNe的观测，PISN的起源由于许多原因而不受欢迎。许多PISN模型提供过宽的光变曲线和太红的光谱，因为大量的喷出物和大量的镍。在目前的研究中，我们重新检查PISN属性使用祖模型计算的GENEC代码。我们用FLASH程序计算了超新星爆发，用STELLA程序计算了光变曲线的演化。我们发现，高质量的模型（200和250太阳质量）在相对较高的金属丰度（Z=0.001）不保留在外层的氢，并产生相对较快的演变PISNe I型，可能适合于解释一些SLSNe。我们还调查了由于代码，不透明度，镍泡效应和祖结构和组成的光变曲线建模的不确定性。
2016-10-04 astro-ph.HE
