The role of jets in exploding supernovae and in shaping their remnants
我回顾研究核心塌陷超新星（CCSNe）和类似的瞬态事件，属性的主要作用，在大多数CCSNe和塑造他们的喷出物射流。我首先回顾了抖动喷气机爆炸机制，我采取权力大多数CCSN爆炸。中微子加热确实在推动喷流方面发挥了作用。我比较了一些CCSN残留物的行星状星云的形态，得出结论，喷射和不稳定性是其喷出物形成的原因。然后，我讨论CCSNe的后代快速旋转坍缩的核心，导致固定轴射流（小抖动），形状双极喷出物。双极型CCSNe中有很大一部分是超亮超新星（SLSNe）。我的结论是，SLSNe光变曲线和光变曲线中的凸起的建模必须包括喷气机，即使考虑高能磁星和/或喷出物与拱星物质（CSM）的相互作用。我将双极CCSNe的性质与普通包层喷流超新星（CEJSNe）联系起来，在CEJSNe中，一颗古老的中子星或一个黑洞盘旋在包层内部，然后进入红超巨星的核心。我讨论如何喷流可以塑造爆炸前的CSM，在超新星1987 A，并可以电源爆炸前爆发（前体）的二元系统的祖先CCSNe和CEJSNe。二元相互作用也促进了爆炸后射流的发射。
2022-12-06 astro-ph.HE
The quiescent progenitors of four Type II-P/L supernovae
我们目前的大双筒望远镜的差异成像数据的最后几年的四个II型P/L超新星的祖先。对于所有四个，我们没有发现显着的证据，随机或稳定的变化，在U，B，V，或R-波段。我们的限制将变异性限制在不超过祖细胞预期R波段亮度的大约5-10%。这些极限与麦哲伦星云中红超巨星观测到的变化相当。基于这四个事件，在90%置信度下，II型P/L祖源在氧气点火后具有扩展爆发的概率<37%。我们的观察不能排除短暂的爆发，其中的祖先返回到其静态流量的10%以内的时间尺度上的几个月，没有尘埃的形成。
2018-07-24 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
A database of spectral energy distributions of progenitors of core-collapse supernovae
本文介绍了一个数据库的光谱和光度光谱能量分布（spec-SED和photo-SED）的祖先的核心坍缩超新星（CCSNe）。双星和单星祖先都包括在数据库中。该数据库包括初始金属丰度（$Z$）范围0.0001- 0.03，质量范围8- 25 \dsm{}，二元质量比范围0- 1，轨道周期范围0.1- 10000天。数据库中包括单星和双星CCSN祖星的低分辨率光谱SED和光SED。这些数据可用于研究基本参数，例如，CCSN祖细胞的金属丰度、年龄、初始和最终质量。该方法也可用于研究不同因素对CCSN祖细胞参数测定的影响。利用该数据库拟合双星CCSN祖星的SED时，建议事先确定其金属丰度和轨道周期，而对单星祖星则不需要。
2021-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium stars exploding in circumstellar material and the origin of Type Ibn supernovae
Ibn型超新星（SNe）是一类神秘的瞬变现象，其光谱呈现持续狭窄的HeI线，其热光变曲线通常快速演化，相对于标准的Ibc型SNe，在峰值处过亮。我们探索的相互作用的情况下，这种类型的伊本SNE进行辐射流体动力学和辐射传输计算。我们发现，标准能量的氦星在密集的风状星周物质（CSM）中爆炸，在白天的时间尺度上可以达到几个10^44 erg/s的峰值光度，让人想起像AT 2018 cow这样的特殊事件。类似的相互作用，但风力较弱，可以导致Ibc型SNe，具有双峰光变曲线和峰值光度范围在~10^42.2到~10^43 erg/s之间。相比之下，大多数Ibn型SNe的窄谱线和适度的峰值亮度表明，一颗初始小于~5 Msun的氦星发生了低能爆炸，很可能是由相互作用的双星产生的，并与一颗大质量的富含氦的、可能是类似喷射物的CSM在~ 10 ^15 cm处发生碰撞。对由相互作用产生并提供动力的缓慢移动致密壳层的非局域热力学平衡辐射传输模拟与Ibn SNe型（例如2006 jc、2011 hw或2018 bcc）在后期相比有利，并建议由约50%的氦组成，太阳金属丰度和总喷出物/CSM质量为1- 2兆太阳。一个较低的分数氦丰度导致弱或缺乏氦线，从而排除了更大规模的配置观察型伊本SNe。此外，铁II排放低于5500 A的优势，在伊本SNe型在晚些时候没有预测在低金属丰度。因此，尽管它们有很好的性质，但来自…
2021-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Synthetic observables for electron-capture supernovae and low-mass core collapse supernovae
质量在8到10个太阳质量之间的恒星预计会产生两种类型的超新星（SNe），电子捕获超新星（ECSNe）或核心坍缩超新星（CCSNe），这取决于它们以前的演化。任何一个相关联的祖保留扩展和大量的富氢信封，这些SNe的可观测性，因此，预计是相似的。在这项研究中，我们探讨了这两种类型的SNe的差异。具体来说，我们调查了三种不同的祖模型：一个太阳金属丰度ECSN祖与8.8太阳质量的初始质量，一个零金属丰度祖与9.6太阳质量，和一个太阳金属丰度祖与9太阳质量，进行辐射转移模拟这些祖。我们提出了这些模型的光变曲线。这些模型表现出非常低的光球速度变化约2000公里/秒，因此，这可能是一个方便的指示低质量SNe。ECSN在宽波段有非常独特的光变曲线，特别是U波段，与目前观察到的SN不相似。这个ECSN祖先是双星的一部分，将失去它的包络，因此光变曲线变得很短，无法检测。来自9.6太阳质量祖先的SN也表现出相当不寻常的光变曲线，这可以解释为初始成分中没有金属。人工铁污染的9.6太阳质量模型表明光变曲线更接近正常的SNe IIP。来自9个太阳质量祖先的SN仍然是所谓的低光度SNe IIP的最佳候选者，如SN 1999 br和SN 2005 cs。
2021-02-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revival of the Fittest: Exploding Core-Collapse Supernovae from 12 to 25 M$_{\odot}$
我们目前的二维轴对称核心坍缩超新星模拟的结果，采用FORNAX代码，九个祖先模型跨越12至25 M $_{\odot}$和超过20,000公里的网格演变。我们发现九个模型中有四个模型的电子和中子的非弹性散射以及中微子-核子散射不透明度的多体修正。我们发现，这四个模型的特点是尖锐的硅-氧界面在其密度分布，以及相应的倾角密度降低吸积率周围的失速冲击波和提示爆炸。非爆炸模型没有这种陡峭的特征，表明Si-O界面是爆炸的关键之一。此外，我们表明，所有的非爆炸模型可以轻推到爆炸与宏观物理输入的适度变化，包括适度的旋转和扰动，以及微物理输入，包括中微子-核子相互作用率的变化，这表明所有的模型可能接近临界。爆炸模型在我们的模拟结束时具有几个$\times$ 10 $^{50}$尔格的能量，并且正在上升，这表明需要在更大的网格上继续这些模拟，并且需要更长的时间来重现自然中看到的能量。我们发现，爆炸的形态有助于爆炸能量，更多的各向同性喷出物产生更大的爆炸能量。然而，我们没有发现轻子数发射自维持不对称性的证据。最后，我们看看PNS属性，并探讨在我们的模拟尺寸的作用。我们发现，在原中子星（PNS）的对流产生更大的PNS半径以及更大的“$ν_μ$“的光度在2D相比，1D。
2018-03-28 astro-ph.HE
Erratum: Progenitor-explosion connection and remnant birth masses for neutrino-driven supernovae of iron-core progenitors (2012, ApJ, 757, 69)
对流体动力学结果的错误解释导致Ugliano等人（2012）对后备质量的错误确定，这也（在较小的水平上）影响了该论文中提供的中子星质量。Ertl et al.（2015）和Sukhbold et al.（2015）在后续工作中已经解决并纠正了这个问题。因此，建议读者使用后两篇出版物的新数据。在本勘误表的其余部分，我们详细介绍了新旧回退结果的差异，并解释了Ugliano等人（2012）原始分析中错误的起源。
2016-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear (Type Ia) Supernovae and Progenitor Evolution
热核（Ia型）超新星是明亮的恒星爆炸，其独特的性质是光变曲线可以标准化，使它们能够用作宇宙学研究的距离指标。然而，关于这些事件的许多基本问题仍然存在。我们提供了一个批评我们目前的理解，这些和目前的模拟结果，假设单退化的祖先模型组成的白矮星，已获得质量从恒星的同伴。我们目前的结果从全三维模拟对流与弱反应，包括A=23 Urca过程中的祖白矮星。
2019-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Excavating the Explosion and Progenitor Properties of Type IIP Supernovae via Modelling of their Optical Lightcurves
IIP型超新星（SNe）的前身是红超巨星，但它们的性质还没有很好的确定。我们采用流体动力学模型研究了八个IIP型超新星的爆炸特征，以及它们的祖先星的性质。我们使用{ \sc MESA}恒星演化程序建立演化模型，将这些模型分解，并使用{ \sc STELLA}程序模拟光学光变曲线。我们拟合的光学光变曲线，Fe II 5169日冕速度，光球速度，观测数据。最近的研究表明，IIP SNe型的祖细胞具有不超过$\sim18$ M $_{\odot}$的零年龄主序列（ZAMS）质量。我们的拟合给出了7颗超新星的祖星ZAMS质量$\leq18$ M $_{\odot}$。在以前的祖质量估计存在，从各种来源，如流体动力学建模，多波长观测，或半分析计算，我们的建模一般倾向于较低的质量值。这一结果与以前的流体动力学模拟结果相反，但与使用广义相对论辐射流体动力学代码获得的结果一致。我们确实发现了一个事件，SN 2015 ba，有一个质量接近24 M $_{\odot}$的祖先，尽管我们无法很好地拟合它。我们还推导出再现光变曲线的尾部所需的$^{56}$ Ni的量，并发现值通常大于以前的估计。总的来说，我们发现很难用一个单一的参数来描述爆炸，需要一系列的参数。
2019-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors of Supernovae Type Ia
尽管Ia型超新星（SNeIa）在天体物理学的许多领域都具有重要意义，但SNeIa缺乏理论解释。标准的场景包括碳/氧白矮星接近克拉塞卡质量的热核爆炸;要么是来自伴星的吸积，要么是两颗白矮星的合并。我们调查的贡献，从两个渠道的SNIa率与二进制人口合成（BPS）代码SeBa，以约束二进制过程，如质量保留效率的WD吸积和共同的信封演变。我们确定的理论速率和延迟时间分布的SNIa祖细胞，特别是研究假设如何影响预测率。
2013-02-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor Mass Distribution for 22 Historic Core-Collapse Supernovae
我们推断的祖先质量分布的22个历史核心坍缩超新星（CCSNe）使用贝叶斯分层模型。对于这个推论，我们使用本地恒星形成历史来估计每个超新星（SN）的年龄。这些恒星形成的历史往往表现出多个恒星形成的爆发，我们的模型假设，一个爆发是与SN祖和其他恒星形成的随机爆发。主要的推论是祖先的年龄分布。由于有限的历史SNe和高度不确定的恒星形成在年轻的年龄，我们限制我们的推断的年龄分布的斜率和最大年龄的CCSNe。使用单星演化模型，我们将祖先的年龄分布转化为祖先的质量分布。在这些假设下，CCSNe的最小质量为${M_\textrm{min}}~=~8.60^{+0.37}_{-0.41} \ M_\odot$，祖细胞质量分布的斜率为$α= -2.61^{+1.05}_{-1.18}$。祖细胞质量分布的幂律斜率与标准Salpeter初始质量函数（$α= -2.35$）一致。这些值与以前使用前兆成像和年龄测定技术的估计是一致的，进一步证实了使用SN和超新星遗迹周围的恒星星族是推断祖星质量的可靠方法。
2021-06-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Investigation of the Progenitors of the Type Ia Supernovae Associated With the LMC Supernova Remnants 0505-67.9 and 0509-68.7
虽然Ia型超新星由于其在宇宙学距离估计中的用途而受到了严格的审查，但我们仍然无法确定整个种群的祖先。虽然已经为某些特定系统提供了答案，但仍然难以找到完整的解决方案。我们观测了大麦云云中的两个超新星遗迹（SNR），SNR 0505-67.9和SNR 0509-68.7，我们已经确定了遗迹的中心和99.73%的包容中心区域，超新星爆发后留下的任何伴星都必须位于该区域。这两个遗迹在其中心附近都有一些潜在的前伴星;所有可能的单和双退化祖先模型仍然适用于这两颗超新星。未来的观察可能能够识别这两种残留物的真正前伴侣。
2015-01-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors of type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）的祖先的性质尚未澄清。关于所谓的单简并（SD）或双简并（DD）情景或其他任何情景是否可以解释Ia型SNe的主要群体，已经进行了长时间的深入讨论，但尚未得出结论。近年来，随着观测数据的不断增加和理论的不断创新，Ia超新星的起源研究得到了迅速发展，并取得了许多新的认识。本文的目的是提供一个总结的现状，关于超新星Ia祖细胞，在理论和观测。这似乎很难解释的新出现的多样性，通过一个单一的人口观察SNe Ia，我们强调，这是重要的是要澄清不同的祖先的情况和不同的SNe Ia亚类之间的联系。
2016-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary progenitor systems for Type Ic supernovae
本文通过比较II型与Ic型超新星所处环境的分子气体密度，推断Ic型超新星前身星大多经历双星相互作用，而非单一极高质量恒星坍缩，为改进宇宙学模拟中的反馈与化学混合提供了依据。
2024-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing Shock Breakout and Progenitors of Stripped-Envelope Supernovae through Their Early Radio Emissions
我们研究了来自剥层包层超新星（IIb/Ib/Ic型）的早期射电辐射的性质。我们认为，在它们的射电性质中存在一类剥离包络超新星，包括光学上研究得很好的Ic型超新星（SNe Ic）2002 ap和2007 gr，它们在10天内迅速上升到射电峰值，达到低光度（至少比大多数SNe IIb/Ib/Ic暗一个数量级）。它们的谱指数相似，但峰值后的下降幅度比其它谱指数要小。我们发现，所有这些属性都很自然地解释，如果拱星材料（CSM）密度低，因此向前冲击膨胀到CSM没有减速。由于在这种情况下的前向激波速度，从无线电特性估计，仍然记录的最大速度的SN喷出物后的冲击爆发，观察这些SNe在无线电波长提供了新的诊断性质的爆发和祖，否则需要一个相当快速的后续工作在其他波长。推测的SNe Ic 2002 ap和2007 gr的冲击后爆发速度是次相对论的，~0.3c。这些都高于SN II 1987 A的推断，与建议的紧凑型祖细胞一致。然而，这些低于Wolf-Rayet（WR）祖细胞的预期。它可能反映了爆炸前祖先的一个尚未解决的性质，我们认为WR祖先信封可能已经膨胀，这可以迅速降低最大喷出物速度从初始冲击爆发速度。
2012-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical color of Type Ib and Ic supernovae and implications for their progenitors
本研究通过文献数据与STELLA辐射流体力学模型发现Ib型超新星在V波段峰值时比Ic型更蓝，并论证了前身星氦含量的二分性是造成这一光学颜色差异的主要原因。
2023-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamics of core-collapse supernovae and their progenitors
多维流体流动在大质量恒星的核心坍缩超新星爆炸中起着至关重要的作用。近年来，这些现象的三维（3D）模拟已经显着成熟。通过中微子驱动机制确定激波复活的成分已经取得了相当大的进展，并且已经在一些自洽的3D模型中获得了成功的爆炸。然而，这些进步也带来了新的挑战。由于需要增加物理真实性和有意义的模型验证，超新星理论现在正朝着一个更综合的观点发展，该观点将坍缩前后期对流燃烧阶段的多维现象，爆炸引擎和超新星包层中的混合不稳定性联系起来。在这里，我们回顾了我们目前的理解多维流体流动的核心坍缩超新星和他们的祖先。我们首先概述了核心坍缩超新星和后期对流燃烧阶段的流体动力学模拟所面临的具体挑战。然后，我们讨论了最新的进展和开放的问题，在理论和模拟。
2020-06-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
A possible evolutionary scenario of highly magnetized super-Chandrasekhar white dwarfs: progenitors of peculiar type Ia supernovae
最近发现的几个奇特的Ia型超新星似乎需要一个全新的形成理论，这可能有助于解释它们与标准Ia型超新星之间令人困惑的差异。观测分析中最引人注目的方面是有必要援引质量约为2.1- 2.8 M_sun（M_sun是太阳的质量）的超级钱德拉塞卡白矮星作为它们最有可能的祖先。强磁化的白矮星具有超克拉塞卡质量，已经被认为是奇特的Ia型超新星的潜在候选者。由于朗道量子化的基础电子简并气体，理论结果产生了观测推断的质量范围。在这里，我们勾勒出一个可能的进化场景，通过吸积到一个通常观察到的磁化白矮星上，可以形成超级白矮星白矮星，引发通量冻结现象。这就开启了多种可能的演化，最终以质量在上述范围内的超级白矮星白矮星的超新星爆炸而告终。我们指出，我们的建议有观测支持，如最近发现的大量磁化白矮星的SDSS。
2013-03-15 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
The progenitors of type Ia supernovae in the semidetached binaries with red giant donors
上下文爆炸的碳氧白矮星（CO WD）的同伴产生Ia型超新星（SNe Ia）仍然没有最终确认。一颗红巨星（RG）被认为是WD爆炸的质量供体，被称为共生通道。然而，以前对该通道的研究给出了相对较低的SNe Ia率。目标。我们的目标是系统地调查的参数空间，银河系速率和延迟时间分布的超新星Ia的共生通道，采用修订的质量转移处方。方法.采用积分传质公式计算了从RG星到WD星的传质过程。在这个公式中，传质速率随局部物质状态而变化。结果我们演化了大量的WD+RG系统，发现WD+RG系统产生Ia超新星的参数空间显著扩大。这条通道可以产生中、老年龄的Ia超新星，最多占银河系Ia超新星总数的5%。我们的模型将该通道的SN Ia速率增加了5倍。我们认为，共生系统RS Oph和T CrB是SNe Ia的祖先的强有力的候选人。
2018-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Signatures of a surviving helium-star companion in Type Ia supernovae and constraints on the progenitor companion of SN 2011fe
由一颗白矮星和一颗非简并氦星伴星组成的单简并双星系统被认为是Ia型超新星的潜在祖先。在这个SD祖先模型中，氦星的伴星有望在超新星Ia爆炸中幸存下来。在本工作中，我们将从我们以前的三维流体动力学模拟的喷射物-伴星相互作用计算出的幸存的He星伴星模型映射到一维恒星演化程序MESA中，跟踪它们的长期演化，预测它们在撞击后的观测性质，这将有助于在未来的观测中寻找这些幸存的He星伴星。通过与观测最好的SN Ia，SN 2011 fe的非常晚时期的光变曲线进行比较，我们发现我们幸存的He星同伴在最大光之后约1000 d变得比SN 2011 fe更明亮。这表明氦星不太可能是SN 2011 fe的伴星。
2022-02-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational Properties of SNe Ia Progenitors Close to the Explosion
我们通过假设旋转双简并场景，确定了超新星Ia祖先在爆炸前的各个观测波段的预期信号。我们的研究结果也适用于所有的演化场景调用旋转的吸积过程的驱动机制，以及进化到爆炸。我们发现，观测性质主要取决于爆炸物体的质量，即使角动量演化后的质量吸积阶段结束之前的C燃烧的发病起着不可忽视的作用。爆发前的M_V星等为9 ~ 11等，色（F225 W-F555 W）约为-1.64等，在爆发前的几十年中光度特性保持不变。在过去的几个月里，亮度下降得非常快。光学波段的相应下降从百分之几变化到一个量级，确切值取决于WD总质量和质量传递结束时的制动效率。这一特征与能量生产呈指数级增长有关，这种增长驱动着对流核心的形成，迅速延伸到爆炸物体的大部分。角速度也会下降。我们发现，在软X波段（0.5 - 2千电子伏）的观测可以用来检查是否SNe Ia祖先演化到爆炸是由旋转驱动，因此，区分不同的祖先的情况。
2017-12-28 astro-ph.HE 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
Revisiting the explodability of single massive star progenitors of stripped-envelope supernovae
几乎没有氢或只有少量氢的剥离包层超新星（IIb、Ib和Ic型）约占观测到的大质量恒星爆炸的三分之一。它们的起源和祖先的进化还没有完全了解。被自己的恒星风剥离的超大质量单星（太阳金属丰度为$\gtrsim 25-30 M_{\odot}$）被认为是这些事件的可能祖先。然而，最近的一维核心坍缩模拟表明，一些大质量恒星可能在爆炸失败后直接坍缩成黑洞，并伴随着微弱或不可见的瞬态。在这封信中，我们估计了直接坍缩成黑洞对单个恒星产生的剥离包络超新星速率的影响。为此，我们计算太阳金属丰度的单星MESA模型，并按照人口合成中常用的处方将其最终状态映射到其核心崩溃结果。根据我们的模型，没有一颗失去整个富氢包层的恒星能够爆炸，只有一小部分留下薄氢包层的祖先（IIb祖先候选者），除非我们使用一个处方，将湍流的影响考虑在内，或者调用增加的风质量损失率。这一结果增加了解释大多数剥离包层超新星的单星范式与其观测到的速率和性质之间的现有张力。从表面上看，我们的研究结果指向一个更高的贡献，双祖剥离信封超新星。或者，它们可能表明在将不同的恒星模型映射到大质量恒星的核心坍缩结果和/或更高的整体质量损失的常见实践中存在不一致性。
2021-12-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the nature of rapidly fading Type II supernovae
有人认为，具有快速衰减的光变曲线的II型超新星（也称为“超新星”）。IIL型超新星）是具有低质量富氢包层的祖先爆发，其数量级为1 Msun。我们调查的光变曲线性质的超新星从这样的祖先。我们证实，这样的祖先导致迅速褪色的II型超新星。我们发现，超新星的光度从这样的祖先与典型的爆炸能量为1 e 51尔格和56 Ni质量为0.05 Msun可以暂时增加之前不久，所有的氢在信封重组。因此，在其光曲线中会出现凹凸。隆起的出现是因为56 Ni的核衰变产生的热量可以使喷出物中富含氢的层的底部电离，因此光球层可以在那里停留一段时间。我们发现，当爆炸能量较大（>~ 2 e51 erg）、56 Ni质量较小（<~ 0.01Msun）、56 Ni夹杂在喷出物中或母源半径较大时，光变曲线的隆起变得不那么明显。氦在富氢层中的混合使光变曲线下降率变大，但无助于减少光变曲线的凸起。由于我们在光变曲线模型中发现的光变曲线凸起在快速衰落的II型超新星中没有观察到，它们可能不仅具有低质量的富氢包层，而且具有更高的爆炸能量，更大程度的56 Ni混合，和/或比缓慢衰落的II型超新星更大的祖先半径，因此光变曲线凸起不会变得显着。
2015-10-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass discrepancy analysis for a select sample of Type II-Plateau supernovae
对超新星（SNe）及其前身的详细研究可以更好地了解大质量恒星的演化以及它们如何结束生命。尽管它的重要性，最常见的爆炸类型，II型超新星（SNe II）的物理参数范围仍然是未知的。特别是，以前的研究II型高原超新星（SNe II-P）的祖先群众之间的差异，推断从流体动力学模型和档案图像中的直接检测分析确定。我们的目标是导出物理参数通过对选定的一组6 SNe II-P的光变曲线和膨胀速度演变进行流体动力学建模，（SN 2004 A、SN 2004 et、SN 2005 cs、SN 2008 bk、SN 2012 aw和SN 2012 ec），符合以下三项标准：1）它们有足够的光度和光谱监测，可以进行可靠的流体动力学建模; 2）有直接的原始探测; 3）通过原始物质在爆炸后图像中的消失，确认了原始物质的身份。然后，我们比较了我们的流体动力学模型所获得的质量与直接检测的祖细胞，以测试这种差异的存在。与以前的一些作品相反，我们发现这两种方法之间有很好的一致性。
2019-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The diverse lives of progenitors of hydrogen-rich core-collapse supernovae: the role of binary interaction
富氢超新星，被称为II型（SNe II），是大质量恒星核心坍缩后观察到的最常见的爆炸类型。我们使用分析估计和人口合成模拟来评估SNe II祖细胞的分数，预计已交换质量与同伴爆炸前。我们估计，1/3到1/2的SN II祖星在爆炸前与双星伴星有质量交换的历史。导致SN II祖星的主要双星通道涉及双星的合并。合并预计将产生多样性的SN II祖先的特点，这取决于进化的时间和合并的属性。另一种可能是，来自相互作用的双星的SN II祖先可能从它们的伴星吸积了质量，然后在伴星爆炸后被从双星系统中弹射出来。我们表明，SN II的祖先，预计经历了二元相互作用的整体分数是强大的对我们的模型中的主要物理不确定性。然而，不同的二元进化通道的相对重要性受到改变物理假设的影响。我们进一步讨论的方式，二进制可能有助于观察到的多样性SNE II考虑潜在的观测签名所产生的每个二进制通道。对于在爆炸时具有大量富氢包层的超新星（即，除了IIb型SNe外，一颗幸存的非致密伴星通常表明超新星的前身星是一颗宽的、没有相互作用的双星。我们认为，即使是II-P型SNe的一个显着的一部分，预计已获得质量的同伴爆炸前。
2019-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-collapse Properties of Superluminous Supernovae and Long Gamma-Ray Burst Progenitor Models
我们分析了42个快速旋转、低金属丰度、准化学均匀演化的恒星模型在核心坍缩时质量范围在4到45 $\,\mathrm{M}_\odot$之间的性质。这种模型被认为是超亮超新星（SLSNe）和长持续时间伽马射线暴（IGRB）以及与它们相关的Ic-BL型超新星（SNe）的祖先。我们的研究结果表明，无论这些模型产生磁星驱动的SLSN爆炸或近临界旋转的黑洞（BH）是不是初始质量的单调函数。相反，一旦化学均匀性被打破，它们的爆炸性根据晚期核心演化而非单调地变化。使用不同的爆炸性标准，我们发现，我们的模型有一个明显的偏好，以产生SLSNe在较低的质量，和IGRB在较高的质量，但发现几个例外，预计IGRB形成的恒星低至10 $\,\mathrm{M}_\odot$，和SLSNe的祖先质量为30 $\,\mathrm{M}_\odot$。在一般情况下，我们的模型再现预测的角动量，喷出物的质量和磁场强度在核心崩溃推断SLSNe和IGRB，并建议显着的相互作用与他们的拱星介质，特别是低喷出物质量的爆炸。
2020-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor models of supernovae interacting with their binary companions
Argelander Institut für Astronomie（阿尔根德天文学研究所）
研究核心坍缩超新星受前身与双星伴星相互作用的影响，利用恒星演化模型网格预测超新星类型频率等，还研究了新生致密天体与伴星相互作用，结果有助于识别此类超新星及限制单双星演化模型中的不确定物理。
2026-07-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors of Type IIb Supernovae: II. Observable Properties
IIb型超新星（SNe IIb）提供了一个独特的机会，调查的演变渠道和机制，由于各种观测的限制，管理的剥离信封SN祖星的演变。将这些约束与理论属性的全分布进行比较，不仅有助于确定自然界中观测到的属性的普遍性，而且还可以揭示当前未观测到的种群。在这篇后续论文中，我们使用Sravan等人在2019年提出的大网格模型来推导单个和二元SNe IIb祖先属性的分布，并将其与三个独立观测探测器的约束进行比较：多波段SN光变曲线，直接祖先探测和X射线/射电观测。与以前的工作相一致，我们发现，虽然目前的观测排除单星作为SN IIb的祖先，SN IIb的祖先在二进制可以解释他们。我们还发现，分布表明存在一个未观察到的占主导地位的人口的二进制SNe IIb在低金属丰度，由于开始在赫兹普龙间隙的质量转移。特别是，我们的模型表明存在一组高度剥离（包层质量~0.1-0.2 M_sun）的祖先，它们是紧凑的（<50 R_sun）和蓝色的（T_eff <~ 10^5K），具有~10^4.5-10^5.5 L_sun和低密度的星周介质。正如Sravan等人2019年所讨论的，该基团对于解释SN IIb组分是必要的，并且无论金属丰度如何，都可能存在。我们的模型所示的未观测到的人口的检测将支持弱恒星风和效率低下的质量转移在SN IIb祖。
2020-09-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor properties of type II supernovae: fitting to hydrodynamical models using Markov chain Monte Carlo methods
II型超新星（SNe II）的起源和爆炸性质是理解大质量恒星演化的基础。特别感兴趣的是它们的祖先的初始质量的范围，但尽管作出了努力，它仍然是不确定的。爆炸前图像中祖细胞的直接成像指出了$\sim$ 18 $M_{\odot}$的上限初始质量截止。然而，这是在紧张局势与以前的研究中，由光变曲线模型推断的祖质量往往有利于高质量的解决方案。此外，有人认为，光变曲线模型本身不能提供一个独特的解决方案的祖先和爆炸性能的SNe II。我们开发了一个强大的方法，它可以帮助我们约束的物理参数SNE II拟合同时其测辐射热光变曲线和光球速度的演变，流体动力学模型，使用统计推断技术。超新星爆发前的红超巨星模型是使用恒星演化代码MESA创建的，改变了初始的祖先质量。然后通过流体动力学模拟处理这些祖细胞的爆炸，其中爆炸能量、合成镍质量以及后者在喷出物内的空间分布被改变。我们通过马尔可夫链蒙特卡罗方法进行比较。我们将这种方法应用到一组经过充分研究的SNe与爆炸前图像中观察到的祖细胞，并与文献中的结果进行比较。祖先质量的限制被认为是一致的，我们的结果和那些来自前SN成像和分析的后期时间的光谱建模。我们已经开发出一个强大的方法来推断祖和爆炸性能的SN II祖这是与文献中的其他方法一致，这表明流体动力学建模是能够准确地约束物理性质的SNe II。
2020-08-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Matter Mixing in Aspherical Core-collapse Supernovae: Three-dimensional Simulations with Single Star and Binary Merger Progenitor Models for SN 1987A
我们对SN 1987A的非球面核坍缩超新星进行了三维流体动力学模拟。研究了四种前超新星模型和参数化非球面爆炸的影响。四个超新星前模型包括一个蓝超巨星（BSG）模型，该模型基于最近为SN 1987A的祖先开发的缓慢合并场景（Urushibata et al. 2018）。另外两个是基于单星演化的BSG模型和两个红超巨星（RSG）模型。在调查的爆炸（模拟）模型中，一个模型与二进制合并祖模型和不对称的双极爆炸，它调用一个喷流爆炸，最好的再现约束的质量高速$^{56}$镍，推断从观察到的[Fe II]线配置文件。二元并合先驱体模型的优点是C+O核和氦层的$ρ\,r^3$轮廓平坦且延伸较少，这可能是由于氦核质量小。从最佳爆炸模型出发，预测了双极爆炸轴的方向（最强爆炸方向）、中子星（NS）反冲速度及其方向。其他相关的影响和未来的展望也被给出。
2019-12-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Value of Progenitor Radius Measurements for Explosion Modeling of Type II-Plateau Supernovae
使用恒星天体物理学实验模块（MESA）+STELLA，我们表明，非常不同的物理模型可以充分再现一个特定的观察到的II型高原超新星（SN）。我们考虑了SN 2004 A、SN 2004 et、SN 2009 ib、SN 2017 eaw和SN 2017 gmr，富镍（$M_\mathrm{Ni}>0.03M_\odot$）事件，这些事件具有测热光变曲线和从平台下降的良好采样。这些事件也有限制的祖半径，通过祖图像，或在SN 2017 GMR的情况下，半径从拟合冲击冷却模型。在一般情况下，许多爆炸跨越参数空间的祖先可以产生良好的光变曲线和Fe线速度协议，证明成功的标度律激励模型匹配高原属性为一个给定的半径和突出的高原亮度和速度之间的模型和观察到的事件，可以跨越超过50%的喷出物的质量，半径和爆炸能量的简并。这有助于解释使用不同模型计算的同一事件报告的爆炸特性的差异。我们的计算产生爆炸属性时，结合爆炸前的祖半径测量或强大的理解最外层的$<0.1\,M_\odot$的材料，量化的祖半径从SN观测爆炸后几天。
2020-05-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of progenitors for electron capture supernovae
我们提供了电子俘获超新星（ECSNe）的祖先模型，详细的演化计算。我们包括次要的电子捕获核使用一个大的核反应网络更新的反应速率。对于电子俘获，库仑修正的速率进行了处理，并考虑了丰中子核的贡献，在核统计平衡（NSE）组成。我们计算了最大质量的超渐近巨星分支星的演化，表明这些恒星经历了偏离中心的碳燃烧，并在中心形成了一个核。这些核心变得更重，达到1.367 Msun的临界质量，并且即使在O+Ne爆燃开始后也保持收缩。虽然在收缩阶段，少量电子俘获核的加入会引起对流URCA过程，但这种过程对演化的影响很小。另一方面，在NSE区域中的丰中子核的电子捕获具有更显著的效果。此外，我们还讨论了ECSNe的临界核心质量的唯一性和质量损失对我们的ECSN祖先模型的可扩展性的影响。
2013-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational constraints on the progenitors of core-collapse supernovae : the case for missing high mass stars
在过去的15年里，超新星社区一直在努力确定其星系的高分辨率档案图像的核心坍缩超新星的祖星。这篇评论汇编的结果（从1999年至2013年）在一个距离有限的样本，并讨论了影响。绝大多数探测到的祖星都是II-P、II-L或IIb型的，只有一个Ib型的祖星系统被探测到，而Ibc超新星的祖星则有更多的上限（14）。这45颗超新星祖先的数据表明，在LogL~= 5.1dex的表观极限以上的高光度恒星明显不足。对于一个典型的萨尔彼得IMF，人们会期望找到13个高亮度和高质量的祖先。在这个时间和体积有限的样品中，可能只有一个物体是明确的高质量（SN 2009ip的祖先）。综述了星周尘埃和样品选择方法对测量结果的影响。这似乎不太可能解释失踪的高质量祖星。本文的结论是，在本宇宙中观测到的超新星总体上不是由大质量（M>~18Msun）恒星产生的。模型星的理论爆炸也预言了黑洞的形成和超新星的失败倾向于发生在M>~18 Msun以上。模型还表明，在8 - 120 Msun范围内的恒星存在爆炸性岛屿。观测上的限制与M>~18 Msun以上的大部分恒星坍缩形成黑洞而没有可见的超新星是相当一致的。（节录）。
2015-05-08 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Chandrasekhar-mass white dwarfs are the progenitors of a small fraction of Type Ia supernovae according to nucleosythesis constraints
Ia型超新星（SNe Ia）的精确祖先系统，无论它是一个接近于克拉塞卡极限的白矮星（WD）还是质量小得多的白矮星，几十年来一直是一个争论的问题。我们小组最近对大规模WD爆炸前的吸积和沸腾阶段的研究表明，热失控时的中心密度在$(3.6-6.3)\times10^9$ g cm $^{-3}$范围内，以便合理选择WD上的吸积速率和祖金属丰度。在这项工作中，我们已经计算了一维模拟爆炸的这种WD，特别强调喷出物的化学成分，这在所有情况下是非常丰富的中子化同位素铬（$^{54}$铬）和钛（$^{50}$钛）。我们表明，为了使这样的核合成与太阳系的同位素丰度相一致，质量为1000亿克拉塞卡的白矮星最多可以占到正常光度的Ia超新星的26%，或者说最多占到所有Ia超新星的20%。
2022-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Collapse and Three-Dimensional Explosion of Three-Dimensional, vis à vis One-Dimensional, Massive-star Supernova Progenitor Models
核心坍缩超新星的爆炸结果和诊断敏感地依赖于恒星祖先的性质，但迄今为止，大多数研究都只集中在一维，球对称的大质量恒星祖先。我们提出了一些第一个核心坍缩超新星模拟的三维大质量恒星超新星的祖先，一个12.5-和15-M $_{\odot}$模型，在三维演化从崩溃反弹通过爆炸与辐射流体动力学代码F{ \sc{ornax} }。我们比较使用那些从三维祖细胞的三维模拟的球对称，一维祖细胞相同的质量。我们发现，在大质量恒星演化的最后阶段，三维演化的模型更容易发生爆炸。在这些多维初始模型中产生的湍流作为种子湍流，促进激波复活。对引力波和中微子信号的探测可以揭示反弹前湍流的特征。
2022-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiative-transfer modeling of nebular-phase type II supernovae. Dependencies on progenitor and explosion properties
核心坍缩超新星（SNe）的星云相位谱提供了关于大质量恒星及其爆炸的关键和独特的信息。本文给出了一组II型超新星爆炸后300 d的一维稳态非局域热力学平衡辐射转移计算。引导的结果为一个大的恒星演化模拟，我们工艺的II型SNe从12，15，20，和25 Msun星爆炸的喷出物模型。喷出物的密度结构和动能，56 Ni的质量，和化学混合的水平被参数化。我们的模型光谱是敏感的，采用线多普勒宽度，一种现象，我们与铁II和OI线与Lyalpha和Lybeta的重叠。我们的光谱显示出对56Ni混合的强烈敏感性，因为它决定了衰变功率被吸收的位置。即使在爆炸后300天，富氢层也对来自内部富金属层的辐射进行再加工。在一个给定的祖先模型中，56 Ni质量和分布的变化会影响喷出物的电离，从而调节所有谱线的强度。这种电离位移可以淬灭CaII线发射。在我们的一组模型中，OI 6300双重峰强度是祖细胞质量的最稳健特征。然而，我们强调，对流壳合并在祖大质量恒星内部可以污染富O壳钙，这将削弱OI 6300的双重通量在由此产生的星云SN II光谱。这一过程可能发生在自然界中，在更高质量的祖细胞中发生得更多，并可以部分解释从星云光谱推断的17 Msun以下的祖细胞质量的优势。
2020-07-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors of Type IIb Supernovae: I. Evolutionary Pathways and Rates
IIb型超新星（SNe）是理解剥离包络（SE）超新星（SN）祖先剥离机制的重要候选者。虽然二元相互作用及其高发生率通常被引用以支持它们作为IIb型SN祖细胞，但这种想法尚未使用覆盖广泛参数空间的模型进行测试。在本文中，我们使用非旋转的单星和双星模型，在太阳和低金属度跨越一个广泛的参数空间的初级质量，质量比，轨道周期，和质量传递效率。我们发现，我们的单星和双星模型有助于大致相等，但小，在太阳金属丰度的IIb型SNe的数量。双星仅在低金属丰度时作为祖先占主导地位。我们还发现，我们的模型可以解释不到一半的观测推断率IIb型SNe在太阳金属丰度，计算率~<4%的核心崩溃（CC）SNe。另一方面，我们的模型可以解释目前在低金属丰度的观测表明的速率，计算的速率高达15%的CC SNe。然而，这需要低的传质效率（~<0.1）以防止大多数祖细胞进入接触。我们认为，在我们的模型中使用的太阳金属丰度的恒星风质量损失率太高。较低的质量损失率将扩大太阳金属丰度的二进制IIb型SNe的参数空间，允许恒星在其演化过程中较早开始质量转移，达到CC而不被完全剥离。
2019-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ib/Ic supernovae: effect of nickel mixing on the early-time color evolution and implications for the progenitors
利用多群辐射流体动力学模拟研究了放射性镍（$^{56}$ Ni）混合对Ib型和Ic型超新星（SNe Ib/Ic）早期颜色演化的影响.我们考虑富氦和贫氦的祖细胞。使用高斯分布函数将$^{56}$ Ni的混合参数化。我们发现，早期的颜色演化与弱$^{56}$ Ni混合的特点是由三个不同的阶段：初始快速红化，蓝向演化由于延迟效应的$^{56}$ Ni加热，和红向演化之后，直到过渡到星云阶段。随着强$^{56}$ Ni混合，第二相消失。我们将我们的模型与几个SNe Ib/Ic（SN 1999 ex，SN 2008 D，SN 2009 jf，iPTF 13 bvn，SN 1994 I，SN 2007 gr，SN 2013 ge和2017 ein）的早期颜色演化进行比较，并分别发现SNe Ib和SNe Ic的相对较弱和较强的$^{56}$ Ni混合特征。这表明，在氦含量方面，SNe Ib祖细胞与SN Ic祖细胞不同，并且$^{56}$ Ni混合通常在碳-氧核心中较强，而在富氦包层中较弱。我们的结论是早期的颜色演变是一个强有力的探针$^{56}$ Ni混合在SNe Ib/Ic。
2018-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia Supernovae keep memory of their progenitor metallicity
对Ia型超新星多样性的最终理解是利用吸积白矮星的热核爆炸作为宇宙学尺度的最紧迫的问题之一。特别是，我们调查的祖系统金属丰度的物理和化学性质的WD在爆炸时期的影响。我们分析了通过吸积和沸腾阶段的CO WD的演变，通过使用演化模型的基础上随时间变化的对流混合和扩展的核网络，包括最重要的电子捕获，β衰变和URCA过程。我们发现，由于URCA过程和电子捕获，热失控发生的中子过剩和密度比以前声称的要大得多。此外，我们发现，祖金属丰度越高，吸积和沸腾阶段的中子过剩变化就越大，爆炸时的中心密度和对流速度就越高。因此，酝酿阶段作为一个放大器的差异存在于SNe Ia祖细胞。当我们的结果应用到中子过剩估计的第谷和开普勒年轻超新星遗迹，我们得出的祖先的金属丰度应该在Z=0.030-0.032的范围内，接近银河系薄盘的平均金属丰度值。由于在爆炸中产生的${^{56}}$ Ni的量取决于热失控时的中子过剩和中心密度，我们的结果表明，光变曲线特性取决于祖金属丰度。
2017-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Core-Collapse supernovae and its progenitors
无法维持引力坍缩的大质量恒星，在核燃烧阶段结束时，变成核心坍缩超新星，留下致密的物体，如中子星或黑洞。像质量和金属丰度的祖属性主要决定爆炸参数和紧凑的残留物的类型。在本文中，我们总结了ARIES和其他印度天文台严格观测到的三种核心塌陷类型IIP SNe 2012 aw、2013 ab和2013 ej的观测研究，并讨论了它们的起源和爆炸性质。
2016-03-08 astro-ph.HE
Type Ia Supernovae: Colors, Rates, and Progenitors
星系中Ia型超新星（SNe Ia）的比率不仅取决于恒星质量，还取决于恒星形成历史。在这里，我们表明，两个简单的观测量（$g-r$或$u-r$主星系的颜色，和$r$ -波段光度），加上一个假设的延迟时间分布（SNe Ia的速率作为一个函数的时间为恒星形成的瞬时爆发），是足够准确地确定一个星系的SNe Ia速率，与非常小的敏感性的恒星形成历史的精确细节。利用这一结果，我们比较观察到的和预测的颜色分布的SN Ia主机的MENeaCS集群超新星调查，和SDSS条纹82超新星调查。观察结果与连续延迟时间分布（DTD）一致，没有任何截止。对于旧的祖系统的幂律斜率的DTD被发现是$-1.50 ^{+0.19} _{-0.15}$。这一结果支持Ia型超新星的双简并假设，但也可能有其他解释。我们发现，延迟时间分布的后期斜率是不同的低，高拉伸超新星在1 $σ$水平，这表明一个单一的简并方案。然而，由于当前模型的DTD预测的模糊性，单个简并的祖先既不能被确认为引起高拉伸超新星，也不能排除对整个样本的贡献。
2016-11-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary-Stripped Stars as Core-Collapse Supernovae Progenitors
大多数大质量恒星在其生命周期中都会经历双星的相互作用，这会改变被剥离的恒星的表面和核心结构，对它们最终成为核心坍缩超新星的命运产生重大影响。然而，迄今为止，核心坍缩超新星的模拟几乎完全集中在单个恒星的演化上。我们提出了一个系统的模拟研究的单一和双剥离的恒星具有相同的初始质量的候选人的核心坍缩超新星（11 - 21 M $_{\odot}$）。一般来说，我们发现，双星剥离的恒星核心往往是不那么紧凑，更突出，更深的硅/氧界面，并优先爆炸相应的相同初始质量的单星。这两种演化模式之间的行为二分法将对超新星统计数据产生重要影响，包括最终的中子星质量、爆炸能量和核合成产额。被剥离的双星残余物也很有可能填充最重的中子星和最轻的黑洞之间可能存在的质量差。我们的工作在两个方面有所改进，因为我们自洽地解释了坍缩前的恒星演化和随后的爆炸结果。即便如此，我们的研究结果强调需要更详细的恒星演化模型，以捕捉爆炸结果的敏感性。
2021-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium giant stars as progenitors of rapidly fading Type Ibc supernovae
I型快速衰落超新星（RFSNe）似乎起源于无氢恒星，具有大半径，产生主要是冲击冷却的光变曲线，与更典型的富镍SNe Ibc形成对比。然而，仍然需要确定哪些类型的恒星会产生明亮的冲击冷却光变曲线，而没有放射性镍的显着贡献。质量在2-4个太阳质量范围内的裸氦星，由于核心外的氦和碳壳层燃烧强烈，密度梯度很大，因此已知流体静力学发展的半径可达100个太阳半径或更大。我们制作了几个这样的恒星模型，并证明，当爆炸时，这些氦巨星可以自然地产生RFSN光变曲线。由于许多原型SNe Ibc也应该来自这个质量范围内的大半径恒星，我们预测这些RFSNe可能与SNe Ibc不同，这仅仅是因为没有大量的镍。
2018-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Progenitors of Type Ia Supernovae: Are They Supersoft Sources?
在经典模型中，Ia型超新星（SNe Ia）的前身是吸积的、核燃烧的白矮星（NBWD），当白矮星达到克拉塞卡质量M_C时，NBWD爆炸。这种大质量的NBWD是热的（kT ~100 eV），发光的（L ~ 10^{38} erg/s），并且可能作为发光的超软X射线源（SSS）被观察到。在过去几年中，对星系外的软X射线源进行了调查。本文表明，结果证伪的假设，即大部分的祖细胞是NBWD，目前可观察到的SSS。这些数据也限制了亚M_C模型。虽然Ia型超新星的祖先可能会经历一个或多个SSS活动阶段，但这些阶段远远短于吸积大部分物质所需的时间，使它们接近M_C。
2009-12-04 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor and explosion properties of SN 2023ixf estimated based on a light-curve model grid of Type II supernovae
本研究利用含约22.8万个模型的II型超新星光变曲线网格比对SN 2023ixf的观测数据，估算出其前身星与爆炸的关键参数，验证了该方法的合理性，可为LSST时代大量超新星的性质快速估算提供支撑。
2024-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling the Progenitor Stars of Observed IIP Supernovae
本文利用MESA一维恒星演化代码建模IIP型超新星前身星，系统研究恒星质量、金属丰度、自转、爆炸能量和56Ni产量对光变曲线的影响，揭示其物理联系。
2024-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
An H-alpha survey of the host environments of 77 type IIn supernovae within z<0.02
IIn型超新星（SNe\，IIn）是一种罕见的和高度异质的SN，其中SN喷出物与预先存在的星周介质（CSM）相互作用。以前的研究发现了一个质量阶梯的SN位置与H $α$发射和SN类的祖质量的关联。在本文中，我们提出了最大的环境研究的SNe，IIn。利用连续减影H $α$像，分析了77颗IIn型超新星的H $α$环境。我们使用像素统计技术，归一化累积排名（NCR），关联SN像素与H $α$发射。我们发现我们的~（77）SNe\，IIn不遵循H $α$发射。这与提出的SNe\，IIn，亮蓝变星（LBV）的祖先不一致，因为LBV是经历戏剧性偶发质量损失的高质量恒星。然而，NCR值的子集遵循H $α$发射，表明高质量祖细胞的群体。这表明可能存在多个祖细胞路径，其中$\sim$ 60\%具有非零NCR值，其分布与高质量祖细胞（如LBV）一致，并且这些SNe中的$\sim$ 40\%与H $α$发射无关。我们讨论了SNe\，IIn的可能祖先途径，特别是对于NCR值为零的群体。我们还研究了SNe在其宿主的H $α$和$r'$带通量的径向分布。
2022-04-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wave-driven mass loss of stripped envelope massive stars: progenitor-dependence, mass ejection, and supernovae
由星周相互作用提供动力的快速上升和衰减的超新星的发现表明，超新星爆发前阶段是大质量恒星演化中的一个临界现象。从理论上预测的物质抛射机制来理解星周介质的质量和径向范围是非常重要的。在这项工作中，我们研究了大质量贫氢恒星的波加热过程，运行一套恒星模型，以预测波能量和预爆炸的时间尺度的表面能沉积。我们调查恒星模型的主序星祖质量从20- 70 $M_{\odot}$和金属丰度从0.002到0.02。这些模型中的大多数预测，只有不到$\sim \! 10^{47} \, {\rm erg}$的能量沉积在包层中，大部分能量沉积在恒星演化的最后一周。这意味着CSM的质量小于$\sim \! 10^{-2} \, M_\odot$，延伸到小于$\sim \! 10^{14} \, {\rm cm}$，太小而不会对后续超新星的光变曲线或光谱产生很大影响，除非是在冲击爆发阶段。然而，一些模型预测有点较高的波能通量，我们进行流体动力学模拟的质量喷射过程。对后续超新星的辐射转移模拟预测了一个明亮但短暂的冲击冷却阶段，如果在爆炸后几天内发现某些Ib/c型超新星，就可以在其中检测到。
2021-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploding SNe with jets: time-scales
利用圆柱对称数值模拟程序（FLASH）对核心坍缩超新星（CCSNe）进行了流体动力学模拟，在抖动喷流模型的框架下研究了气泡的膨胀和爆炸的起始。我们研究了该模型的典型时间尺度，并将其与缓发中微子机制的典型时间尺度进行了比较。我们的分析表明，延迟中微子机制的爆炸能量比所需的10^51 erg小一个数量级。
2012-04-11 astro-ph.HE
Type Ia Supernovae and their Explosive Nucleosynthesis: Constraints on Progenitors
Ia型超新星（SNe Ia）的前身是什么，它们是近克拉塞卡质量还是亚克拉塞卡质量的白矮星，几十年来一直是争论的问题。各种观测提示支持这两个模型作为主要的祖先。本文综述了这两类母星中Ia超新星的爆炸物理和化学丰度模式。我们将讨论超新星Ia的观测数据，他们的残余物，银河系和星系团可以帮助我们确定的基本特征，超新星Ia的数值模型需要匹配。
2021-11-29 astro-ph.HE
