Constraints on Explosion Timescale of Core-Collapse Supernovae Based on Systematic Analysis of Light Curves
核心坍缩超新星的爆炸机制尚未完全了解。在这项工作中，我们给出的爆炸时标的基础上的$^{56}$镍合成的超新星爆炸的约束。首先，我们系统地分析了82颗剥层包层超新星（SESNe）的多波段光变曲线，获得了热光变曲线，这是由多波段光谱能量分布导出的SESNe热光变曲线的最大样本之一。我们测量了光变曲线的衰减时间尺度和峰值亮度，并估算了喷出物质量（$M_{\rm ej}$）和$^{56}$ Ni质量（$M_{\rm Ni}$），将观测到的性质与爆炸物理联系起来。然后，我们进行一维流体力学和核合成计算，不同的祖质量和爆炸的时间尺度。根据计算，我们表明$^{56}$ Ni供电的SNe可以达到的最大$^{56}$ Ni质量表示为$M_{\rm Ni} \lesssim 0.2 \ M_{\rm ej}$。比较从观测和计算的结果，我们表明，爆炸时间尺度短于0.3秒解释了合成的$^{56}$ Ni质量的大部分SESNe。
2022-05-02 astro-ph.HE
A minority view on the majority: A personal meeting summary on the explosion mechanism of supernovae
在30年后的SN 1987A会议上，我提出了我的少数观点，即大多数（甚至所有）核心坍缩超新星（CCSNe）是由喷流而不是中微子驱动的，大多数Ia型超新星（SN Ia）通过核心简并方案达到爆炸。在会议上提出的新模拟没有实现CCSNe的爆炸。我批判性地研究其他参数，在那里提出的中微子驱动模型的支持，并提出反对意见，支持喷气驱动爆炸机制。喷射通过负喷射反馈机制（JFM）操作。负反馈机制解释了大多数CCSNe的爆炸能量是核心结合能的几倍。目前，我们还不知道大质量恒星爆炸的机制，也不知道白矮星爆炸成Ia型超新星的演化路线，因此，我们必须对各种观点持开放态度，并对旧的观点进行批判性的审视。
2017-03-18 astro-ph.HE
Insights into the Production of $^{44}$Ti and Nickel Isotopes in Core-Collapse Supernovae
基于18个延伸至反弹后约20秒的3D核心坍缩超新星模拟，研究揭示中微子驱动风和吸积—爆炸共存可充分生成 $^{44}$Ti，并解释镍、铁同位素比值。
2024-08-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
3D non-LTE spectrum synthesis for Type Ia supernovae
尽管Ia型超新星作为宇宙学和宇宙化学演化的标准烛光的重要性，我们仍然没有这些事件的性质的一致图片。在过去几年中，Ia超新星的流体动力学爆炸模型已经取得了很大的进展，现在已经有了完全三维的爆炸模型。然而，这些模拟不能直接与观测结果进行比较：为了限制爆炸模型，必须进行辐射转移计算。我们提出了一个新的3-D Monte Carlo辐射转移代码，允许从第一性原理的光谱演化的Ia型超新星的前向建模，使用流体动力学爆炸模型作为输入。在这里，作为第一个应用程序，我们计算的视线依赖的颜色光变曲线的玩具模型的偏心爆炸。
2009-06-15 astro-ph.HE
Post-explosion positive jet-feedback activity in inner ejecta of core collapse supernovae
我们进行三维流体动力学模拟弱喷流，我们发射到一个核心坍缩超新星（CCSNe）喷出物爆炸后半小时，发现快速喷流与CCSN喷出物的相互作用产生高压区，诱导回流，导致质量吸积到新诞生的中子星。在总能量为10^45-10^46 erg的弱喷流中，回流质量吸积的能量可能比高能喷流高出一个数量级。总的来说，两个爆炸后喷射喷射事件的射流有足够的能量来影响最内部的喷出物的形态，质量为0.1 M_O。我们的研究结果意味着，在一些，可能是少数，CCSN残留物的内部区域可能会显示一个双极结构，结果从爆炸后的弱射流。这部分以外的区域可能会显示抖动射流的形态。
2022-03-24 astro-ph.HE
The progenitors of core-collapse supernovae suggest thermonuclear origin for the explosions
核心坍缩超新星（CCSNe）是大质量恒星在铁核坍缩后发生的爆炸。Poznanski（2013）最近提出了II-P型爆炸的红超巨星祖先的喷出物速度和推断质量之间的观测相关性，这意味着喷出物（$E_{\textrm{kin}}$）的动能随着祖先的质量而增加。我指出，从Fraser等人（2011）报道的II型超新星的发射的$^{56}$ Ni质量（$M_{\textrm{Ni}}$）和祖先光度之间的无模型观测相关性可以得出相同的结论。这种相关性与CCSNe的中微子诱发热核爆炸（CITE）的预测是一致的，但可能与中微子机制的预测相矛盾。我发现$M_{\textrm{Ni}}$和$E_{\textrm{kin}}$之间的相关性适用于所有类型的CCSNe（包括Ibc型）。这种相关性表明所有CCSNe都有一个共同的机制，这是CITE预测的，但不是由目前的中微子机制模拟产生的。此外，Ibc型爆炸的$E_{\textrm{kin}}$和$M_{\textrm{Ni}}$的典型值比II-P型爆炸的典型值大一个数量级，这一事实不利于具有相同初始质量范围的这些爆炸的祖源。相反，Ibc型爆炸的祖先可能是大质量的沃尔夫-拉叶星，根据CITE的预测，这些恒星会产生低喷出物质量的强烈爆炸。在这种情况下，CCSNe的高质量祖先没有缺陷，这是在II-P型和Ibc型超新星的祖先具有相似质量范围的假设下提出的。
2015-06-08 astro-ph.HE
Gravitational Wave Emission from 3D Explosion Models of Core-Collapse Supernovae with Low and Normal Explosion Energies
了解核心坍缩超新星的引力波发射对于当前和未来的引力波探测器进行探测至关重要。这需要从现代3D超新星模拟中获得波形样本，这些样本可以很好地进入爆炸阶段，预计引力波发射将达到峰值。然而，最近的多群中微子输运的3D模拟波形并没有深入到爆炸阶段，有些仍然是从非爆炸模型中获得的。因此，我们使用中微子流体动力学程序\textsc{CoCoNuT-FMT}计算了反弹后0.9s的波形。我们考虑两个模型与低和正常的爆炸能量，即爆炸的超剥离祖与初始氦星质量的$3.5\,M_{\odot}$，和一个$18\,M_{\odot}$单星。这两个模型都显示了原中子星表面g模激发的引力波发射，峰值发射频率在$\mathord{\sim}800\,\mathrm{Hz}$和1000 Hz之间。峰值幅度分别约为$6\, \mathrm{cm}$和$10\, \mathrm{cm}$，这比爆炸前或爆炸早期阶段的最新3D模型略高。使用贝叶斯分析，我们确定我们的模型在模拟先进的LIGO，先进的处女座，和爱因斯坦望远镜设计灵敏度噪声的最大检测距离。能量更高的$18 M_\odot$爆炸将被LIGO/Virgo网络探测到约$17.5 \,\mathrm{kpc}$，而爱因斯坦望远镜则探测到约$180\, \mathrm{kpc}$。
2019-05-09 astro-ph.HE
Neutrino Driven Explosions aided by Axion Cooling in Multidimensional Simulations of Core-Collapse Supernovae
在这项研究中，我们提出了第一个多维核心坍缩超新星（CCSNe）模拟，包括QCD轴子，以评估对CCSN爆炸机制的影响。在我们的模拟中，我们通过核子-核子韧致辐射通道，并作为一个纯粹的能量汇项的假设下，被发射后的轴子自由流的轴子。我们执行球对称（1D）和轴对称（2D）模拟。在1D中，我们利用参数化的加热方案来实现爆炸，而在2D中，我们通过中微子加热机制自洽地实现爆炸。我们的二维结果$20 M_\odot$祖显示的冲击行为和爆炸时间的轴子发射的影响时，考虑的Peccei-Quinn能量标度$f_a \leq 2 \times 10^8$ GeV的值。由于轴子发射的强烈冷却加速了核心的收缩，导致更有效的中微子加热和更早的爆炸。对于所使用的轴子发射形式，影响爆炸的$f_a$的值接近于，但与基于SN 1987 A检测到的中微子的电流极限处于紧张状态。然而，考虑到发射的非线性行为和CCSNe的多维性质，我们建议需要一种自洽的多维方法来模拟CCSNe，包括任何后期的吸积和冷却，以充分探索超新星的轴子边界和对CCSN爆炸机制的影响。
2022-09-23 astro-ph.HE
The two alternative explosion mechanisms of core-collapse supernovae: 2024 status report
该研究对比核心坍缩超新星的两种爆发机制，指出中微子机制存在能量不足、预言失败超新星未观测到、无法解释点对称遗迹形态等问题，提出抖动喷流爆发机制才是主要爆发机制，中微子加热仅起辅助作用。
2024-11-13 astro-ph.HE
From Convection to Explosion: End-to-End Simulation of Type Ia Supernovae
我们提出了我们的端到端的计算能力，通过Ia型超新星的爆炸阶段的对流阶段。我们计算的对流阶段的点火时间使用我们的低马赫数代码，MAESTRO，和随后的爆炸阶段使用我们的可压缩代码，CASTRO。这两个代码共享相同的BoxLib软件框架，并使用有限体积，块结构自适应网格细化（AMR），以实现高分辨率，三维全明星模拟，可扩展到100，000+核心。我们目前的初步结果，从第一次模拟的对流点火前使用MAESTRO AMR。我们还证明了我们的能力，在CASTRO使用直接从MAESTRO点火前获得的数据初始化的爆炸阶段的可压缩模拟。在解释热点的大小和分布时，在此初始化过程中必须小心。
2011-11-12 astro-ph.HE
Magnetar-powered superluminous supernovae must first be exploded by jets
我们分析了最近的磁星光变曲线建模的38个贫氢超亮超新星（SLSNe），并发现爆炸本身的能量，发生在磁星能量释放，超过中微子驱动的爆炸机制可以提供约一半的系统。这些SLSNe的爆炸过程肯定与延迟中微子机制不同，很可能是喷流反馈机制（JFM）。SLSNe磁星模型的结论是，磁星诞生时发射的喷流不能被忽略，而不是在爆炸本身，也不是在质量回落可能发生的时候。更一般地说，目前的分析加强了从中微子驱动的所有核心坍缩超新星喷流驱动的爆炸模型的范式转变的呼吁。
2017-11-20 astro-ph.HE
Supernova lightCURVE POPulation Synthesis II: Validation against supernovae with an observed progenitor
我们使用的超新星光变曲线人口合成的结果来预测可能的超新星光变曲线的范围所产生的人口的单星祖先，导致IIP型超新星。我们计算了多种不同的初始质量，爆炸能量，镍质量和镍混合模型，然后将其与IIP型超新星进行比较，并提供详细的光变曲线数据和爆炸前成像祖约束。在一个很好的拟合得到的意见，我们能够实现初始的祖和镍质量估计从超新星的光变曲线是可比的精度从祖成像。对于11个IIP超新星中的两个，我们认为我们的拟合很差，这表明在我们的综合中应该包括更多的祖先模型，或者我们的假设，关于恒星质量损失率或恒星演化的快速最后阶段等因素，在某些情况下可能需要重新审视。利用我们的分析结果，我们能够表明，大多数的IIP型超新星的爆炸能量的数量级的log（E_exp/ergs）=50.52+/-0.10和镍的量在超新星和混合的量可能有依赖于初始祖质量。
2019-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Low energy core collapse supernovae in the frame of the jittering jets explosion mechanism
我们涉及的核心坍缩超新星（CCSNe）的质量在较低范围的CCSNe和这些恒星的预塌缩核心的对流区的位置，在抖动喷流爆炸机制的框架内的爆炸性能的喷出物的爆炸前的结合能。我们的主要结论是，在抖动喷流爆炸机制的框架下，脉冲星在这些低能CCSNe中的残留物具有一定的意义，因为新诞生的中子星（NS）的喷流发射使NS旋转并产生脉冲星。我们粗略地估计，在这些情况下，双极振荡器的周期为几十毫秒。对流区的种子扰动，导致吸积的随机角动量，这反过来又被假定为发射抖动射流在这个爆炸机制。我们用恒星演化程序\textsc{mesa}计算了结合能和对流区的位置。对于最低的恒星质量，我们研究，$M_{\rm ZAMS} \simeq 8.5-11 M_\odot$，上面的对流区的结合能是低的，所以是预期的爆炸能量的抖动喷流爆炸机制，工作在一个负反馈循环。NS残余物的预期质量是$M_{\rm NS} \approx 1.25M_\odot-1.6M_\odot$，即使对于这些低能量的CCSNe。
2020-04-27 astro-ph.HE
The role of radioactive nickel in shaping the plateau phase of Type II supernovae
在本研究中，我们系统地探讨了放射性56 Ni及其混合性质的喷出物的IIP型超新星（SNe）的平台上的效果。我们通过模拟两个红超巨星模型的光变曲线，使用不同数量的56 Ni和不同类型的混合：56 Ni均匀分布到信封的不同部分和56 Ni的“boxcar”分布，评估了56 Ni在塑造SNe IIP光变曲线中的重要性。我们发现，类似于以前的研究，56镍延长高原的持续时间。我们发现一个公式来估计扩展的基础上观察到的热光变曲线，并表明，对于大多数SNe IIP 56镍延长高原约20%。56 Ni的另一个作用在于降低平台下降速率，即在喷出物中存在的56 Ni使平台下降。我们的模拟表明，对于典型的SNe IIP，它可以减少约1 mag/100天的下降率。我们发现，在大多数SNe中看到的56 Ni的贡献，我们的模拟测辐射热光变曲线类似于观察到的各种类型的56 Ni混合。因此，我们不能单独根据光变曲线确定这些SNe中56 Ni的混合水平。然而，对于SN 2009 ib，我们发现，只有一个模型，其中56镍是混合显着整个大部分的氢信封是与观察到的光变曲线一致。我们的光变曲线可通过链接https://wwwmpa.mpa-garching.mpg.de/ccsnarchive/data/Kozyreva2018/获得。
2018-11-21 astro-ph.HE
Fallback accretion powered supernova light curves based on a neutrino-driven explosion simulation of a 40 Msun star
我们提出了基于中微子驱动的40 Msun零金属丰度恒星爆炸的后备动力超新星的合成光变曲线，该恒星具有显着的后备吸积到黑洞上，Chan等人（2018）之前模拟过直到冲击爆发。在这里，我们调查的光变曲线特性的冲击爆发后，各种回落模型。如果没有来自后退吸积的额外能量，光变曲线是IIP型超新星的光变曲线，其平台星等约为-14等，平台持续时间为40天。然而，随着回落吸积的光变曲线的额外功率，我们发现瞬态可以显着更明亮。光变曲线形状可以是SN 1987 A型或IIP型，这取决于后备引擎的效率。如果吸积盘在坍缩后很快形成，并且超过1%的吸积能量作为中心引擎被释放，则回退吸积动力超新星变得与超亮超新星一样明亮。我们认为，II型超亮超新星与广泛的氢功能可能与这种富氢超新星的后退吸积。在未来，这种由后退吸积提供动力的超亮超新星可能会在来自第一颗恒星的超新星中发现，除了对不稳定超新星和脉冲对不稳定超新星。
2019-06-01 astro-ph.HE
The Nickel Mass Distribution of Stripped-Envelope Supernovae: Implications for Additional Power Sources
我们进行了系统的研究$^{56}$镍质量（$M_{\rm Ni}$）的27剥离信封超新星（SESNe）的光变曲线的尾巴建模，强调使用“阿内特的规则”高估$M_{\rm Ni}$ SESN的一个因素$\sim$ 2。最近，\citet{Khatami2019}提出了一种新的模型，该模型将放射性供电SN的峰值时间（$t_{\rm p}$）和亮度（$L_{\rm p}$）与其$M_{\rm Ni}$联系起来，解决了Arnett类模型的几个局限性，但取决于无量纲参数$β$。利用观测到的27个SESN的$t_{\rm p}$、$L_{\rm p}$和尾部测量的$M_{\rm Ni}$值，我们首次对$β$进行了观测校准。尽管分散，我们证明了模型的\citet{Khatami2019}与精确校准的$β$值提供了显着改善测量的$M_{\rm Ni}$时，只有光球数据。然而，这些观测约束的$β$值系统地低于从数值模拟推断的那些，主要是因为对于给定的$M_{\rm Ni}$，观测样品具有显著更高的（0.2-0.4 dex）$L_{\rm p}$。虽然由于成分、混合和不对称性的影响可增加$L_{\rm p}$，但当前模型无法解释系统性低$β$值。然而，如果$\sim$ 7--观察样品中50%的$L_{\rm p}$来自于除$^{56}$ Ni以外的来源，则可以减轻差异。无论是冲击冷却还是磁星自旋下降都可…
2021-06-16 astro-ph.HE
Oxygen emission in remnants of thermonuclear supernovae as a probe for their progenitor system
热核超新星爆炸数值模拟的最新进展为研究Ia型超新星的祖先提供了一个独特的机会。将最先进的爆炸模型与超新星遗迹演化的详细流体动力学模拟和用于X射线发射计算的最新原子数据相结合，可以为超新星遗迹阶段创建逼真的合成X射线光谱。将这些光谱与超新星遗迹的高质量观测结果进行比较，可以限制爆炸机制和超新星的前身。本研究特别侧重于年轻超新星遗迹中的氧发射线特性，因为不同的爆炸情景预测了这种元素的不同数量和分布。对大麦云云中超新星遗迹的软X射线光谱分析和对不同爆炸情景的遗迹模型的对抗表明，SNR 0509-67.5可能来自延迟爆炸，SNR 0519-69.0可能来自富氧合并。
2015-03-25 astro-ph.HE
Thermonuclear explosion of rotating massive stars could explain core-collapse supernovae
人们普遍认为，核心坍缩超新星（CCSNe），即大质量恒星在恒星铁核心坍缩后的爆炸，是由于中微子的能量沉积而产生的。到目前为止，这种情况还没有从基本原理中得到证明。Kushnir和Katz（2014）最近通过一维模拟表明，如果中微子未能爆炸恒星，那么对于某些（调谐的）初始轮廓，外层的热核爆炸是可能的。然而，释放的能量很小，并且获得的喷出的$^{56}$ Ni的量可以忽略不计，这意味着这些一维塌缩诱导热核爆炸（CITE）不太可能代表典型的CCSNe。在这里，我提供的证据支持的情况下，大多数CCSNe是CITE的结果。我使用二维模拟来表明，恒星的坍缩，包括缓慢（百分之几的分裂）旋转$\sim0.1-10\,M_{\odot}$混合氦氧壳，导致热核爆炸波的点燃，解开恒星的外层。对具有不同性质的大质量恒星的模拟表明，CITE是一个稳健的过程，并导致动能在$10^{49}-10^{52}\,\textrm{erg}$范围内的爆炸，$^{56}$ Ni产额高达$\sim\,M_{\odot}$，这是相关的，与大多数CCSNe的观测结果一致。与中微子机制相反，更强的爆炸被预测来自更高质量的祖先，留下更多质量的残余物。中子星产生于弱（$\lt10^{51}\,\textrm{erg}$）爆炸，而强（$\gt10^{51}\,\textrm{erg}$）爆炸留下黑洞残余。
2015-02-10 astro-ph.HE
Fallback Supernovae: A Possible Origin of Peculiar Supernovae with Extremely Low Explosion Energies
我们进行流体动力学计算的核心坍缩超新星（SNe）与低爆炸能量。这些SNe没有足够的能量来弹射整个祖先，大部分祖先落回中央残余。我们发现，这样的后备SNe可以有各种各样的光变曲线（LC），但他们的光球速度只能有一些有限的值与下限。我们还对几种后备SN模型的核合成和LC进行了计算，发现一个主序质量为13 Msun的后备SN可以解释奇异的Ia型超新星SN 2008 ha的性质。该模型的动能和喷出物质量分别为1.2*10^{48} erg和0.074 Msun，喷出的56 Ni质量为0.003 Msun。因此，SN 2008 ha可能是一个具有大量回退的核心塌陷SN。我们还认为SN 2008 ha可能伴随着长伽马射线暴，而没有SNe的长伽马射线暴可能伴随着非常微弱的SNe，并有大量的回落，这与SN 2008 ha相似。
2010-07-19 astro-ph.HE
Exploring the diversity of double detonation explosions for type Ia supernovae: Effects of the post-explosion helium shell composition
碳氧白矮星顶部氦壳层的爆炸被认为是Ia型超新星（SNe~Ia）的一种潜在爆炸机制。氦壳燃烧时产生的灰烬会导致光变曲线和光谱与正常的SNe~Ia不一致，但对于一些在爆炸后几天内显示光变曲线凸起的天体来说可能是可行的。我们提出了一系列的辐射转移模型，旨在模拟预测从双爆轰爆炸模型。我们考虑了一系列的核心和壳质量，并系统地探索多种爆炸后的氦壳组合物。我们发现，各种亮度和早期光变曲线凸点的时间尺度的结果，从这些模型的外壳含有$^{56}$镍，$^{52}$铁，或$^{48}$铬。将我们的模型与具有光变曲线凸起的SNe~Ia进行比较，我们发现这些模型可以再现几乎所有观测到的凸起的形状，但是只有那些在最大光附近具有红色的物体（$B-V \gtrsim 1$）在它们的演化过程中很好地匹配。与以前的工作相一致，我们还表明，这些模型中的壳不包含铁族元素提供良好的协议与正常SNe~Ia不同的光度从爆炸后不久，最大的光。虽然我们的模型并不等于积极的证据，有利于双爆轰的情况下，我们表明，提供氦壳灰不含铁族元素，它可能是可行的范围广泛的正常SNe~Ia。
2021-01-24 astro-ph.HE
Magnetar-Powered Supernovae in Two Dimensions. II. Broad-Line Supernovae Ic
具有毫秒周期和超过$10^{16}$高斯磁场的新生中子星可以驱动高能量和不对称的爆炸，称为磁星动力超新星。这些奇异的爆炸是对超新星Ic-BL的一种理论解释，Ic-BL有时与长伽马射线暴有关。扭曲磁场提取中子星的旋转能量，并以盘风或喷流的形式释放，其能量大于10 $^{52}$ erg/$\sim 20$ sec。中央发动机的能量中有多少部分进入了风和喷气式飞机仍然不清楚。我们已经进行了二维流体动力学模拟磁星驱动的超新星（SNe）驱动的磁盘风和喷流与CASTRO代码的核合成产量，混合和光变曲线的中央引擎的影响进行了调查。我们发现，这些爆炸合成小于0.05 Msun的镍，这个质量是不是很敏感的中央引擎类型。爆炸的形态可以提供一个强大的诊断中央引擎的属性。在没有拱星介质的情况下，这些事件不是很明亮，由于镍产量低，峰值辐射热星等$M_b \sim -16.5 $。
2017-06-21 astro-ph.HE
Three-dimensional simulations of rapidly rotating core-collapse supernovae: finding a neutrino-powered explosion aided by non-axisymmetric flows
本文报道了在各向同性扩散源近似下采用中微子输运方案对$11.2$和27颗$M_{/odot}$星进行的一系列三维转动核坍缩模拟的结果。通过系统地改变旋转的初始强度，我们发现27个$M_{/odot}$祖细胞的旋转辅助爆炸，在没有旋转的情况下失败。在以前的二维（2D）自洽旋转模型中没有捕捉到的独特功能，因为不断增长的非轴对称不稳定性起着关键作用。在快速旋转的情况下，由所谓的低$T/|W|$不稳定性产生的强螺旋流增强了从原中子星（PNS）到增益区的能量输运，使激波膨胀更有能量。爆炸在垂直于旋转轴的方向上发生得更强烈，这与以前的2D预测不同。
2016-05-19 astro-ph.HE
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
Rapidly Fading Supernovae from Massive Star Explosions
瞬变测量最近发现了一类具有非常迅速的光变曲线下降的超新星（SNe）。这些事件通常也相对较弱，特别是与Ia型SNe相比。对这些事件的普遍解释是一次微弱的爆炸，产生了一个放射性流出物，喷出的质量和动能都很小（M ~ 0.1 Msun和E ~ 0.1 B），可能是由白矮星上的氦壳爆炸造成的。相反，我们认为这些事件可能是具有典型质量和能量（M ~ 3 Msun，E ~ 1B）的Ib/cSNe型，但喷出的放射性物质很少。在我们的图片中，光变曲线是由爆炸冲击波沉积的热能的扩散提供动力的，而快速演变是由于复合，这降低了不透明度并导致“氧气平台”光变曲线。使用辐射转移程序，我们生成的合成光谱和光变曲线，并证明该模型可以合理地拟合一个事件，SN 2010 X的观测。类似的模型可以解释其他快速发展的SNe的特征，如SN 2002 bj和SN 2005 ek。像这样的SNe需要具有相当大半径（R ~ 20 Rsun）的剥离包络祖细胞，这可能源于爆炸前发生的质量损失事件。
2013-09-16 astro-ph.HE
Reconciling the Tension Between Light Curve Modeling of Type II Supernovae and Neutrino-Driven Core-Collapse Supernovae Models with Late-Phase Spectroscopy
本研究通过结合晚期星云光谱估计氦核质量，打破光变曲线建模简并性，调和了II型超新星观测与中微子驱动爆炸模型在能量和质量关系上的张力，支持中微子驱动机制。
2025-09-25 astro-ph.HE
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
Hydrogen-rich Core Collapse Supernovae
富氢核坍缩超新星，被称为“II型”超新星，是自然界中最常见的恒星爆炸类型。它们的定义是在光谱中存在显著的氢线。II型超新星仅在恒星形成星系中观察到，并且有几个事件与大质量恒星祖先直接相关。确定了五个主要的亚类：IIP型（在其光变曲线中显示出平台），IIL型（显示出光变曲线下降），IIn型（显示出窄的发射线），IIb型（显示出随着时间的推移越来越强的He特征）和87A类（显示出类似于SN 1987 A的长上升光变曲线）。IIP型超新星已经被有力地确定为红超巨星的爆炸，而IIL型超新星的祖先仍然难以捉摸。IIn型可能与明亮的蓝色变星有关，IIb型的前身可能是相互作用的双星系统，而类87A的原型被观测到是一颗蓝色超巨星的爆炸。母星质量、金属丰度、双星和自转的多样性可能是导致观测到的爆炸类型多样性的原因，但是母星参数和超新星性质之间的联系在理论上还没有完全理解，也没有完全映射到观测上。目前正在实施限制这种联系的新的观测方法，包括分析大量事件样本，利用非常早期的数据（从爆炸后几小时到几天获得）和对宿主星系性质的统计研究。
2017-10-10 astro-ph.HE
Remnant masses of core collapse supernovae in the jittering jets explosion mechanism
我们对初始质量在$11-48 M_\odot$范围内的非自转恒星进行了一维恒星演化模拟，并利用内对流区的角动量涨落判据，根据抖动喷流爆炸机制估算了中子星（NS）残骸的质量.从一维模拟中，我们发现，几个特定的角动量波动$j_{conv} > 2.5 \times 10^{15} cm^2 s^{-1}$的对流区发展的边缘附近的铁芯在所有的模型。对于这种爆炸条件，我们发现NS残余质量在$1.3 -1.8 M_\odot$的范围内，而如果我们需要两倍大的值，即，$j_{conv} > 5 \times 10^{15} cm^2 s^{-1}$，我们发现NS残余质量在$1.4 - 2.8 M_\odot$的范围内（这里的上限值可能形成黑洞）。请注意，一般来说，在抖动喷流爆炸机制中形成黑洞需要一个快速旋转的预塌缩核心，而我们模拟的是非旋转恒星。
2022-04-13 astro-ph.HE
Search for High Energetic Neutrinos from Supernova Explosions with AMANDA
超新星爆炸是已知宇宙中最具能量的现象之一。有人认为，高达EeV能量的宇宙射线可能在年轻的超新星壳层中以几周到几年的时间尺度加速，这将导致TeV的中微子辐射。用似然法分析了2000年至2006年期间AMANDA中微子望远镜拍摄的数据，以寻找中微子事件与光学观测到的河外超新星之间的方向和时间巧合。超新星被堆积起来是为了提高灵敏度。一个相关的核心坍缩超新星目录已经创建。这张海报展示了分析的结果。
2009-07-27 astro-ph.HE
Double-Detonation Models for Type Ia Supernovae: Trigger of Detonation in Companion White Dwarfs and Signatures of Companions' Stripped-off Materials
利用高分辨率光滑粒子流体动力学（SPH）方法模拟Ia型超新星（SNe Ia），研究了具有不同伴白矮星（WD）的双简并（DD）系统中的双爆轰。我们发现，在某些DD系统中只有主WD爆炸，而在其他DD系统中，主WD的爆炸会引起伴随WD的爆炸。前一种情况是所谓的动态驱动双简并双爆轰（D $^6$）爆炸，或氦点燃的猛烈合并爆炸。主WD的超新星喷出物从伴星WD中剥离物质，伴星WD的质量为$\sim 10^{-3}M_\odot$。当伴随WD是具有He壳层$\lesssim 0.04M_\odot$的碳-氧（CO）WD时，剥离的材料包含碳和氧。由于它们对iPTF 14 atg的低速喷出物成分有贡献，因此D $^6$爆炸可能是亚发光超新星Ia的对应物。剥离的物质可能有助于在几个超新星Ia中看到的低速C。在后一种情况下，如果是He WDs，则伴随WDs通过He爆轰发生爆炸，如果是CO WDs，则通过双爆轰机制与He壳发生爆炸。我们根据爆炸次数将这些爆炸命名为“三重”和“四重”爆炸（TD/QD）。量子点爆炸可能是明亮的Ia型超新星的对应物，如SN 1991 T和SN 1999 aa，因为它们产生大量的$^{56}$ Ni，并且它们的He爆轰产物有助于伴随这种明亮的Ia型超新星的早期发射。另一方面，TD爆炸可能不会产生足够量的$^{56}$ Ni来解释发光的Ia超新星。
2019-09-26 astro-ph.HE
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
Nucleosynthesis Constraints on the Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae
对Ia型超新星的观测包括与这些热核爆炸有关的特征性核合成的信息。我们认为，从铁组元素和同位素比的观测约束，比较与最现实的最近治疗的电子捕获获得的各种模型。核合成对最高的白矮星中心密度敏感。因此，核合成的产额可以区分高密度的拉塞卡质量模型和低密度的燃烧模型，如白矮星合并。我们讨论了两个球形模型（爆燃和/或延迟爆轰模型）基于新的电子捕获率后处理核合成的新结果。我们还考虑了圆柱形和三维爆炸模型（包括爆燃，延迟爆炸，或暴力合并模型）。虽然在观测约束中存在不确定性，但我们确定了观测和模型中的一些趋势。我们从五个观测到的超新星和三个超新星遗迹的元素和同位素比值的模型进行了新的比较。我们发现，模型和数据往往分为两组。在一组低密度的核心，如在一个3D合并模型是稍微更一致的核合成数据，而另一组是稍微更好地确定与高密度的核心，如在单简并的1D-3D爆燃模型。因此，我们假设，这两种类型的环境似乎几乎同样有助于观察SNIa。我们还注意到，观测约束的产量$^{54}$铬和$^{54}$铁，如果可用的话，可能会被用来作为一种手段，以澄清SNIa爆炸的几何对称性的程度。
2018-08-22 astro-ph.HE
The Antesonic Condition for the Explosion of Core-Collapse Supernovae I: Spherically Symmetric Polytropic Models: Stability & Wind Emergence
核心坍缩超新星（CCSNe）中的激波复活可能是由于中微子机制。虽然我们知道在中微子驱动的CCSN中，当原中子星的中微子光度超过临界值时，爆炸就开始了，但在依赖于时间的多维模拟中，这种情况的物理学还没有完全理解。\citet{Pejcha2012}发现，时间稳定的球对称模型存在一个“反音速条件”，可能对模拟中观察到的临界曲线给出物理解释。在本文中，我们扩展到时间相关的，球对称多方模型的分析。我们验证了我们的模拟中的临界antosonic条件，超过它的模型驱动跨音速风，而低于它的模型表现出稳定的吸积。此外，我们还发现：（1）准确确定临界曲线处的音速比和激波半径需要高空间分辨率，而低分辨率模拟系统地低估了这些量，使得在低分辨率下爆炸更加困难;（2）爆炸时的临界质量吸积率和爆炸后风的质量损失率之间存在重要的物理联系：在临界状态下，两者成正比，这意味着，在临界状态下，风的动能功率与吸积功率直接相关;（3）激波后绝热指数$Γ$的值对爆炸后反弹演化的长度和时间尺度有很大影响--$Γ$的值越大，从吸积阶段到风阶段的过渡时间越长。
2019-01-08 astro-ph.HE
Spectral sequences of Type Ia supernovae. I. Connecting normal and sub-luminous SN Ia and the presence of unburned carbon
Ia型超新星通常被认为是由碳氧白矮星的热核爆炸产生的。然而，爆炸的实际路径仍然难以捉摸，有许多可能的母系统和爆炸机制。在观测上，Ia型超新星有多个子类，以它们的光变曲线和光谱来区分。这就提出了一个问题，即这些现象是否反映了自然界中存在多种机制，或者爆炸具有广泛但连续的物理性质。我们重新审视的想法，正常和91 bg类超新星可以被理解为光谱序列的一部分，其中温度的变化占主导地位。具体来说，我们发现，一个单一的喷出物结构是足够的，以提供合理的拟合的正常Ia型超新星SN~ 2011 fe和91 bg类SN~ 2005 bl，只要光度和喷出物的温度进行适当的调整。这表明喷出物的外层是相似的，从而为共同的爆炸机制提供了一些支持。我们的光谱序列也有助于阐明在前极大SN~Ia光谱中可以检测到碳的条件-我们发现铁的发射可以“填充”冷SN~Ia中的碳槽。这可能表明，与未检测到碳的事件相比，检测到碳的事件的喷出物的外层相对贫金属。
2017-07-26 astro-ph.HE
Rapid decline in the lightcurves of luminous supernovae by jet-driven bipolar explosions
我们计算了喷射驱动的双极核心坍缩超新星（CCSN）爆炸成双极拱星物质（CSM）的光变曲线，并表明赤道观测者发现光变曲线具有快速，甚至是突然的下降。可能导致这种爆炸形态的情况是共同包络演化（CEE），在CCSN爆炸前不久，RSG祖先与一个更紧凑的伴星相互作用，后者螺旋进入并旋转核心。伴星可以是主序星、中子星或黑洞。双星相互作用通过强烈的风形成一个壳层，而CEE在赤道平面形成一个密度更大的气体。我们假设伴星吸积质量并发射喷流。我们进行三维（3D）流体动力学模拟，我们发射弱射流，成形射流，到致密的外壳，并表明，相互作用形成了双极CSM。塌缩前快速的核心旋转喷流驱动CCSN爆炸。我们模拟了射流与双极CSM的相互作用，并使用一个简单的方案来计算光变曲线。我们发现，不太接近极向的观测者的光变曲线的突然下降可以解释贫氢发光超新星SN 2018don的光变曲线。我们的研究加强了这样一种说法，即喷气驱动的爆炸占了许多甚至大多数CCSNe。
2022-11-30 astro-ph.HE
Supernovae in 2023 (review): possible breakthroughs by late observations
本文综述2023年超新星晚期观测进展，指出其通过揭示遗迹点对称形态支持抖动喷流爆炸机制，并引入孤独白矮星场景群解释多数Ia型超新星爆炸。
2024-04-26 astro-ph.HE
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry II: Explodability and Global Properties
在先前提出的原理验证研究中，我们建立了一个参数化的球对称爆炸方法（PUSH），可以再现核心坍缩超新星的许多特征。本文超越了能够再现SN 1987 A的观测性质的具体应用，对一组广泛的非旋转、太阳金属丰度恒星祖先模型的爆炸性质进行了系统的研究，这些模型的质量范围从10.8到120 M $_\odot$，其中包括作为大质量恒星坍缩的最终结果的从中子星到黑洞的转变，以及后者与超新星和微弱/失败的超新星的关系。本文件提供了扩展的核合成预测的基础上，即将在星系演化模型中使用的文件。
2020-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
PUSHing core-collapse supernovae to explosions in spherical symmetry V: Equation of state dependency of explosion properties, nucleosynthesis yields, and compact remnants
在本系列的第五篇论文中，我们使用参数化的球对称爆炸方法PUSH来研究八种不同的核状态方程（EOS）的影响。我们提出并讨论了爆炸性质和详细的核合成产额，并预测了所有模拟的残余物（中子星或黑洞）。为此，我们进行了两组模拟。第一，使用SFHo状态方程对11至40 M $_{\odot}$的非旋转恒星在三种不同金属丰度下进行了完整的研究。第二，一套模拟的四个祖先（16 M $_{\odot}$在三个金属丰度和25 M $_{\odot}$在太阳金属丰度）为八个不同的核EOS。我们比较我们预测的爆炸能量和产量观察到的超新星和贫金属恒星HD~84937。我们发现爆炸性质和核合成产率的EOS依赖的差异。然而，与观察结果相比，这些差异还不足以排除本工作中考虑的任何EOS。
2022-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Core Collapse Supernovae using CHIMERA: Gravitational Radiation from Non-Rotating Progenitors
CHIMERA代码是一个多维多物理引擎，主要用于模拟核心坍缩超新星爆炸。这些爆炸最重要的一个方面是它们产生引力辐射的能力，这种辐射可以被LIGO和VIRGO等地球上的激光干涉引力波天文台探测到。在这里，我们提出了初步的重力签名的二维模型与非旋转的祖先。这些模拟展示了爆炸，在恒星核心反弹后，爆炸持续了半秒钟以上。
2010-11-16 astro-ph.HE
Diagnostics of 3D explosion asymmetries of stripped-envelope supernovae by nebular line profiles
本文通过三维模拟和星云谱线合成研究剥离包层超新星爆炸不对称性，发现谱线宽度与位移取决于前身星质量、爆炸能量和视角，并揭示钙发射线比氧和镁更受中子星反冲相关不对称性影响。
2024-04-02 astro-ph.HE
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
Initial 56Ni Masses in Type Ia Supernovae
本研究利用Khatami & Kasen（2019）提出的新方法推断Ia型超新星初始56Ni质量，验证了其与传统Arnett模型估计结果无显著差异，且β参数符合流体动力学模拟给出的基准值。
2023-06-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Explosion Mechanism of Core-Collapse Supernovae and Its Observational Signatures
大质量恒星的死亡被许多谜团所笼罩。其中之一是将简并铁核的坍缩转变为爆炸的机制，这一过程决定了超新星爆炸的能量、幸存的致密残骸的性质以及核合成产额。由于现代时域天文测量和对爆炸机制的新测试成为可能，核心坍缩超新星观测的数量一直在加速增长。我们回顾了参数化超新星爆炸模型的预测，并将其与从观测到的光变曲线、光谱和中子星质量推断出的爆炸性质进行了比较。
2020-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
The physics of Core-Collapse Supernovae: explosion mechanism and explosive nucleosynthesis
本文综述了核心坍缩超新星的1D和3D模拟进展，探讨了大质量恒星演化、爆炸机制、激波传播及各阶段的不确定性，并说明了爆炸的典型核合成产物。
2024-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry III: Nucleosynthesis Yields
在先前提出的原理验证研究中，我们建立了一个参数化的球对称爆炸方法（PUSH），可以再现各种爆炸前模型的核心坍缩超新星的许多特征。该方法是基于中微子驱动的机制，遵循崩溃，反弹和爆炸。我们的核合成预测模型有两个关键方面。首先，质量削减和爆炸能量同时出现在模拟中（确定每个恒星模型的铁族喷出物的数量）。第二，中微子和物质之间的相互作用被一致地包括在内（设置最里面的喷射物的电子分数）。在本文中，我们使用Ebinger等人（2018）成功的爆炸模型，其中包括两套太阳金属丰度的爆炸前模型，组合质量在10.8和120 M $_{\odot}$之间。我们进行系统的核合成研究，并预测详细的同位素产量。由此产生的$^{56}$镍喷出物是在总体上与正常的核心坍缩超新星的观测值。铁组产额也与贫金属恒星HD84937的丰度一致。我们还提出了一个比较我们的结果与观测趋势的α元素铁的比例。
2018-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Astrophysical Nuclear Reactions: from Hydrogen Burning to Supernovae Explosions
本论文的主要工作是研究大质量恒星中核反应的动力学、周期和量子力学过程，以及在超新星爆发中起关键作用的爆炸核合成现象。将探讨四个主要领域：物理学的核反应，氢燃烧，CNO循环和爆炸超新星现象。第一章将提供核物理的背景和潜在的方法，如量子力学方面，截面和麦克斯韦-玻尔兹曼分布的概述。下一章将描述低质量恒星（我们的太阳）的氢燃烧过程，涉及更高质量恒星的CNO和热CNO循环以及钠和镁等其他循环。第三章将回顾红巨星由于氢燃料耗尽而参与的氦燃烧过程。下面将简要地讨论其他氦处理方法的概况。第四章对超新星爆炸中爆炸燃烧过程的公认模型进行了总结。爆炸核合成与重元素一起作为硅燃烧过程也将被描述。
2018-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae Ia in 2019 (review): a rising demand for spherical explosions
我回顾了2019年以来对Ia型超新星（SNe Ia）的新研究，并利用这些研究来改进五种Ia型超新星双星情景之间的比较。新的低偏振测量结果证实了大多数超新星Ia爆炸是全球球对称的（团块是可能的）。由动力学过程引起的爆炸，例如发生在双简并（DD）场景中的两颗白矮星（WD）合并过程中的爆炸，或者发生在双爆轰（DDet）场景和单简并（SD）场景中的吸积过程中的爆炸，导致非球形爆炸，与正常的Ia超新星的观测相矛盾。我认为，这些（DD，DDet，SD）的情况下，主要占奇特的超新星Ia。一个Mch的爆炸WD（爆燃到爆轰过程）有一个全球性的球形结构，这是与观测兼容。为了达到球形爆炸，Ia型超新星的设想方案应考虑到Mch-WD形成与爆炸之间的时间延迟。因此，我将DD方案拆分为没有合并到爆炸延迟（MED）时间的通道（其主要形成特有的SNe Ia），以及具有MED的通道，DD-MED通道（方案）。我推测，正常的超新星Ia的主要贡献者是核心简并（CD）的情况下，DD-MED的情况下，都有Mch的球形爆炸，和DD的情况下，亚Mch的非球形爆炸。
2020-05-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrino flavour as a test of the explosion mechanism of core-collapse supernovae
我们研究了中微子-质子弹性散射与逆β衰变事件计数的比值，该比值可以在JUNO这样的闪烁探测器中测量，作为识别星系核坍缩超新星爆炸机制的关键观测值。如果超新星不是由核心提供动力，由中微子引起的热核爆炸，那么一个长期的吸积占主导地位的中微子光度的预测。使用1D数值模拟，我们表明，不同的中微子爆发的味道组成可以在朱诺测试具有很高的意义，克服理论上的不确定性的祖星配置文件和状态方程。
2018-11-27 astro-ph.HE hep-ph
Testing heavy neutral leptons produced in the supernovae explosions with future neutrino detectors
在爆炸的最初几秒钟，超新星的核心可以产生大量被称为重中性轻子（HNL）的假设粒子。然后这些粒子衰变，产生次级高能中微子，可以被中微子探测器探测到。在本文中，我确定了一个区域的HNL参数空间，可以使用这种方法进行测试，假设超新星爆炸的距离从0.2到10千秒差距。HNL的质量范围为$m_N \sim 160-700$ MeV，寿命为$τ_N \gtrsim 0.02$秒，可以使用Hyper-Kamiokande中微子探测器探测。该区域的参数空间是补充现有的界限从原始核合成和未来SHiP实验的预期灵敏度，从而覆盖了我们目前的知识差距HNL的质量$m_N \simeq 400$兆电子伏。
2023-01-17 astro-ph.HE hep-ph
Pre-Explosion Properties of Helium Star Donors to Thermonuclear Supernovae
氦星-碳氧白矮星（CO WD）双星是热核超新星的潜在单简并祖先系统。重新访问一组二进制演化计算使用恒星演化代码$\texttt{MESA}$，我们完善我们以前的预测，哪些系统可以导致热核超新星，然后表征的氦星施主在爆炸时的属性。我们将这些模型属性转换为NUV/光学量级假设黑体光谱，并支持这种方法使用匹配的恒星大气模型。这些模型将是有价值的比较与爆炸前的成像为未来的超新星，虽然我们强调的观测困难，检测极蓝的同伴。与SN 2012 Z相关的爆炸前源被解释为氦星双星，包含一个最初在多天轨道上的超大质量WD。然而，我们的二元模型扩展到初始CO WD质量高达$1.2\,M_{\odot}$，我们发现，这些系统进行偏离中心的碳点火，因此预计不会产生热核超新星。这种张力表明，如果SN 2012 Z与氦星- WD双星相关联，那么来自系统的爆炸前光学光必须被双星环境显着修改和/或WD没有富碳的内部成分。
2021-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrino-driven explosions of ultra-stripped type Ic supernovae generating binary neutron stars
我们研究了超剥离超新星的爆炸特征，这是超剥离超新星产生双星中子星的候选者。作为第一步，我们进行恒星演化模拟裸露的碳氧核心的质量从1.45到2.0 $M_\odot$，直到铁芯变得不稳定，并开始崩溃。然后，我们使用这些恒星演化的结果作为初始条件进行轴对称流体力学模拟光谱中微子输运。所有模型都表现出由中微子加热驱动的成功爆炸。诊断爆炸能量、喷出物质量、Ni质量和NS质量通常为$\sim 10^{50}$ erg、$\sim 0.1 M_\odot$、$\sim 0.01M_\odot$和$\approx 1.3 M_\odot$，它们与SN 2005 ek等快速演化和发光瞬变的观测结果相一致。我们还发现，超剥离的SN是一个候选人，以产生次级低质量NS在所观察到的紧凑的双星，如PSR J 0737 -3039。
2015-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear explosions of rapidly differentially rotating white dwarfs: Candidates for superluminous Type Ia supernovae?
观测到的“超亮”Ia型超新星的子类缺乏令人信服的理论解释。如果这类天体的辐射完全是由爆炸中形成的镍-56放射性衰变提供动力，那么就需要一颗不旋转的白矮星的母星质量接近或甚至超过克拉塞卡极限。显著超过该极限的质量可以通过差动旋转来支撑。因此，我们探索爆炸和预测不同的情况下产生的差异旋转的碳氧白矮星接近各自的稳定极限的观测值。具体来说，我们已经研究了一个提示爆震模型，爆炸后的初始爆燃阶段（“延迟爆震”模型），和一个纯爆燃模型。在后处理步骤中，我们进行了核合成和三维辐射转移计算，这使我们能够第一次从我们的模型中一致地获得合成观测值。我们发现，所有涉及爆炸的爆炸场景产生非常明亮的事件。然而，对它们的观测预测与任何已知的Ia型超新星的子类都不一致。纯粹的爆燃类似于2002 cx型超新星，可能是这类超新星的一部分。我们讨论了我们的发现的爆炸机制和差异旋转的白矮星作为超新星祖先的存在的影响。
2018-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
