Type Ia supernovae from violent mergers of carbon-oxygen white dwarfs: polarisation signatures
两颗碳氧白矮星的剧烈合并被认为是某些Ia型超新星的可能祖先。然而，有人认为，这种模型产生的强烈的喷出物不对称性可能与Ia型超新星爆炸中通常观察到的低偏振度不一致。在这里，我们通过对Pakmor等人（2012）提出的模型进行分光偏振分析来验证这一说法，该模型是在1.1 M $_{\odot}$和0.9 M $_{\odot}$碳氧白矮星双星系统合并期间触发的爆炸。由于喷出物的不对称性，偏振信号随视角显著变化。我们发现，在赤道平面的观察员的偏振水平是适度的（$\lesssim$ 1%），并显示出明确的证据，作为一个主导轴，作为一个后果的喷出物对称的轨道平面。相反，平面外的取向与更高程度的偏振和偏离主轴相关联。虽然这里研究的特定模型与SN 2004dt等高度极化事件有很好的匹配，但它很难再现正常Ia型超新星中常见的低极化水平。具体来说，我们发现，元素分布的显着不对称性导致了丰富的强偏振功能，没有观察到在大多数目前可用的光谱偏振数据的Ia型超新星。未来的研究将绘制出合并情景的参数空间，以调查替代模型是否可以提供与观测更好的一致性。
2015-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
The formation of type Ia supernovae from carbon-oxygen-silicon white dwarfs
碳-氧白矮星（CO WD）+ He星通道被认为是产生年轻Ia型超新星（SNe Ia）最有希望的通道之一。以前的研究发现，如果质量吸积率大于一个临界值，氦吸积CO WD将进行向内传播（偏离中心）的碳点火时，它增加了它的质量接近的Ekrasekhar极限。在以前的研究中，向内传播的碳火焰应该到达中心，导致氧氖（ONe）WD的产生，它可能坍缩成中子星，但不是SN Ia。然而，在混合机制的影响下，碳火焰如何传播仍然是不确定的。在目前的工作中，我们的目标是调查的偏离中心的碳燃烧的氦吸CO WD考虑对流混合的影响。我们发现，即使考虑对流过冲，火焰的温度也足以将CO核心外部的碳燃烧成硅族元素，但火焰会在WD内部的某个地方熄灭，从而形成C-O-Si WD。由于热盐混合的低效率，C-O-Si WD如果继续质量增长，可能会爆炸为超新星Ia。我们的辐射传输模拟表明，SN喷出物与富硅外层将形成高速吸收线在Si II，导致一些相似的一类高速SNe Ia的光谱演化。我们估计，在银河系中，具有富硅包层的Ia超新星的诞生率约为10^（-4）/年。
2020-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The white dwarf's carbon fraction as a secondary parameter of Type Ia supernovae
二元恒星演化计算预测，克拉塞卡质量的碳/氧白矮星（WD）的组成呈径向变化，核心碳耗尽。然而，最近许多Ia型超新星（SNe Ia）的多维模拟都假设WD的祖先具有均匀的化学成分。在这项工作中，我们探讨了不同的初始碳配置文件的祖WD的爆炸阶段和合成的观测值在Mesrasekhar质量延迟爆轰模型的影响。将光谱和光变曲线与观测值进行比较，以判断模型的有效性。爆炸阶段的模拟使用有限体积超新星代码LEAFS，这是扩展到治疗不同的组成的祖WD。合成观测量的计算与蒙特卡罗辐射转移程序ARTIS。碳和氧的结合能的差异导致碳贫化材料的较低核能释放;因此，形成的燃烧锋较弱，总核能释放较小。对于其他相同的条件，碳耗尽模型产生较少的Ni-56。比较具有相似Ni-56产率的不同模型，表明贫碳模型的喷出物中的动能较低，但在速度分布和谱线速度方面只有很小的差异。不同碳贫化模型的光变曲线宽度-光度关系（WLR）与观测到的WLR大致垂直，因此碳质量分数可能只是Ia超新星家族的次要参数。
2014-09-09 astro-ph.SR
The chemistry of population III supernova ejecta: II - The nucleation of molecular clusters as a diagnostic for dust in the early universe
我们研究形成的分子前体尘埃在第三星族超新星喷出物使用化学动力学方法。我们的工作重点是零金属丰度20 Msun和170 Msun的祖先，我们认为完全宏观混合和未混合喷出物。用一个新的化学反应网络描述了小分子硅、金属氧化物和硫化物、纯金属和碳团簇的成核阶段。我们考虑的临界成核率的压力依赖性的影响，并测试微观混合的He+对碳尘形成的影响。170 Msun的超新星前身的未混合喷出物合成了约5.6 Msun的小星团，而20 Msun的对应物产生了约0.103 Msun。我们的研究结果指出，在喷出物中形成的尘埃量较少。III超新星的系数~ 5相比，由以前的研究得出的值，并不同的尘埃化学成分。这种偏差是由于一些错误的假设，不恰当地使用经典的成核理论来模拟尘埃的形成，以及忽略了超新星喷出物中分子的合成。大质量的Pop. III超新星的未混合喷出物主要形成二氧化硅和/或硅酸盐，以及纯硅颗粒，而它们的低质量对应物则形成以二氧化硅和/或硅酸盐为主的尘埃混合物，纯硅和铁硫化物。无定形碳只能在富碳区缺乏He+的喷出物中凝聚。第一次尘埃富集的原始气体在早期宇宙从Pop. III大质量超新星主要包括纯硅，二氧化硅和硅酸盐。如果碳尘存在于红移z> 6处，则必须考虑其他尘埃源。
2010-02-16 astro-ph.CO astro-ph.SR
Type Ia supernovae within dense carbon-oxygen rich envelopes: a model for 'Super-Chandrasekhar' explosions?
我们调查的后果，相当正常的Ia型超新星被嵌入在紧凑和致密的信封富含碳和氧的拱星材料通过详细的辐射流体动力学模拟。我们的主要重点在于探索喷出物和星周物质之间的相互作用对喷出物演化和宽带光变曲线的影响。在我们的计算中，我们发现，一个强大的反向冲击有效地减速和压缩喷出物的材料。这导致光学光变曲线的显著加宽，上升到最大值的时间更长，尾相下降更慢。在相互作用过程中，产生了大量的辐射能量，这些能量主要出现在极紫外和X射线区域。只有当由于辐射-物质相互作用而进行的再处理非常有效时，才能观察到光学光变曲线的显著提升。我们讨论这些发现，特别是在超亮事件SN 2009 dc的背景下。由于我们的计算能够再现其一些独特的性质，我们得出结论，在这项工作中研究的相互作用方案的味道构成了一个很有前途的候选人来解释这样的'超级-Bracrasekhar'超新星。
2016-10-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early formation of carbon monoxide in the Centaurus A supernova SN 2016adj
我们介绍了NGC 5128超新星SN 2016 adj在发现后的前两个月内的近红外光谱。我们报告的第一次泛音一氧化碳排放的检测在$\sim58.2$ d发现后，最早的检测CO在爆发的超新星之一。我们对CO排放进行建模，以推导出CO的质量、温度和速度，假设是纯的$^{12}$ CO和包含$^{13}$ CO的成分;后者的情况是陨石颗粒的同位素分析，这表明核心坍缩超新星可以合成大量的$^{13}$ C。我们的模型表明，虽然CO数据是充分解释纯$^{12}$ CO，他们不排除存在的$^{13}$ CO，限制$^{12}$ C/ $^{13}$ C $> 3$，第一个约束的$^{12}$ C/ $^{13}$ C比确定的近红外观测。我们估计红化的对象，和有效温度的能量分布在爆发。我们讨论了SN 2016 adj的喷出物是否可能是富碳的，红外数据告诉我们关于这颗超新星的分类，以及超新星中CO的早期形成可能对一般超新星中CO的形成有什么影响。
2018-08-14 astro-ph.SR
Formation and Diagnostic Use of Carbon Lines in Stripped-Envelope Supernovae
本研究利用SUMO代码构建模型探讨剥离包层超新星碳线特征，发现[C I] λλ9824、9850可诊断碳质量和He/C区范围，模型与观测存在光度差异，建议未来观测以该线为目标。
2025-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Study of Carbon Features in Type Ia Supernova Spectra
Ia型超新星（SNe Ia）的各种爆炸场景之间的主要区别之一是未燃烧（C+O）物质的剩余量及其在膨胀喷出物中的速度分布。虽然在超新星Ia的光谱中，在最大光之前的氧吸收特征并不罕见，但只有少数天体报告了强碳吸收的存在，通常是在最大光之前的阶段。报告的低频率的碳检测可能是由于低信噪比数据，低丰度的未燃烧材料，C II 6580和Si II 6355之间的线混合，喷出物的温度差异，不对称分布的影响，或这些的组合。然而，一项对已发表的前极大光谱的调查显示，比以前认为的更多的超新星Ia可能会表现出C II 6580的吸收特征和6300埃附近的线混合遗迹。在这里，我们提出了新的超新星Ia观测的光谱特征的C II 6580检测，并调查的存在下，C II 6580的光学光谱的19超新星Ia使用参数化的光谱合成代码，SYNOW。在我们的样本中，大多数表现出C II 6580吸收特征的物体都属于低速梯度子类型。我们的研究表明，富碳区域的形态是一致的球形分布或半球形的不对称性，支持最近的想法，即超新星Ia多样性可能是偏离中心点火加上观察者视线的影响。
2011-03-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Carbon monoxide formation and cooling in supernovae
在对超新星光谱（SNe）进行建模时，分子物理学的包含是一个重要的部分，往往会从谜题中消失。分子对光谱有直接的影响，特别是在红外线上，并且由于它们对某些物理条件（如温度）的影响而产生间接影响。在本文中，我们的目标是研究分子的形成和非局部热力学平衡（NLTE）冷却，特别关注CO，超新星中最常见的分子。我们还旨在确定超新星化学对物理参数的依赖性和对速率不确定性的相对敏感性。我们实施了一个化学动力学的分子的破坏和形成的描述到SN光谱合成代码SUMO。此外，选定的分子耦合到完整的NLTE水平的人口框架，因此，我们将分子NLTE冷却到温度方程。我们产生了一个测试模型的CO形成SN 1987A之间的150和600天，并调查所得的分子质量的灵敏度输入参数。我们发现，有一个密切的相互依赖性之间的热演化和CO的形成量，主要是通过一个重要的温度敏感的CO破坏过程与O+。几百天后，一氧化碳完全控制了超新星氧碳区的冷却，因此，几乎没有光辐射。计算的CO质量尺度的不确定性近似线性与典型的不确定性因素为个人利率。我们展示了如何分子质量可以潜在地用于约束超新星的各种物理参数。
2020-08-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A year-long plateau in the late-time near-infrared light curves of Type Ia supernovae
Ia型超新星的光变曲线通常用于约束宇宙学模型。在56 Ni放射性衰变的驱动下，光变曲线随时间稳步下降，但在爆炸后超过150天，近红外部分的特征很差。我们报告了一个长达一年的高原在近红外线曲线在150-500天，其次是第二个下降阶段伴随着可能出现的[Fe I]发射线。这种近红外高原与IIP型高原形成鲜明对比，需要一种新的物理机制。我们提出了一个诸如“近红外灾难”的掩盖，一个预测的但未观察到的急剧光曲线下降，通过散射紫外光子到更长的波长。离开平台的转变可能是由于超新星喷出物的主要电离状态的变化。我们的研究结果揭示了Ia型超新星复杂的辐射转移过程，并增强了它们作为“标准烛光”的用途。"
2019-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
He-accreting carbon-oxygen white dwarfs and type Ia supernovae
碳氧白矮星（COWD）的吸积作用在研究Ia型超新星（SNe Ia）的形成过程中起着重要的作用。利用MESA恒星演化程序，计算了氦吸积COWD的长期演化。以往的研究通常认为WD在稳定的He燃烧区质量可以增长到Alasekhar极限，并最终产生Ia超新星。然而，在这项研究中，我们发现，如果吸积速率超过临界值（~2.05*10^{-6}{M $_\odot$ }{yr}^-1），则在稳定的He燃烧区会发生偏心碳点火，导致吸积诱导的坍缩，而不是超新星Ia。如果吸积速率低于临界值，爆炸性碳点火将最终在中心发生，产生Ia型超新星。考虑到偏离中心的碳点火的可能性，我们已经重新确定了初始参数空间，产生SNe Ia在他的恒星供体通道，一个有前途的渠道，以产生SNe Ia在年轻的人口。由于该参数空间小于Wang等人（2009）先前研究中发现的参数空间，因此SN Ia发生率也相应较小。我们还确定了爆炸性碳点火时刻的He吸积WDs的化学丰度分布，这可以作为Ia超新星爆炸模型的初始输入。
2017-08-23 astro-ph.SR
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
Type Ia Supernova Explosions from Hybrid Carbon-Oxygen-Neon White Dwarf Progenitors That Have Mixed During Cooling
有人提出了“混合”白矮星的产生，它是由一个在O-Ne壳层中的C-O核心组成的，研究表明，富C中心区域的点火使这些可行的热核（Ia型）超新星的祖先。最近的研究发现，当白矮星在吸积之前冷却时，C-O核心与周围的O-Ne混合，这导致大质量祖星中的中心C分数低于先前的假设。为了进一步研究混合白矮星作为热核超新星祖先的有效性，我们从一系列新的混合祖先中模拟了热核超新星，其中包括冷却过程中的混合效应。前身白矮星模型是用一维恒星演化程序MESA建立的，它代表了一颗恒星经过不稳定的内部混合阶段，然后是吸积，直到达到碳燃烧的点火条件。然后将MESA模型映射到FLASH模拟爆炸的二维初始条件。为了比较，对传统的C-O祖先白矮星进行了类似的模拟。通过比较爆炸的产率，我们发现，与早期的研究一样，与传统的C-O祖先相比，混合祖先中较低的C丰度导致56 Ni的平均产率较低。虽然未混合的混合WD也表现出类似的减少，在总铁族产率，混合的情况下，不和产生一个较小的分数的铁族元素的形式56镍。我们把这归因于点火所需的较高的中心密度和爆燃点火的中心或偏离中心的位置。
2019-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia Supernova Explosions from Hybrid Carbon-Oxygen-Neon White Dwarf Progenitors
最近的结果在恒星演化，预测存在的混合白矮星（WD）的C-O核心内的O-Ne壳，我们模拟热核（Ia型）超新星从这些混合的祖先。我们使用FLASH代码进行多维模拟的爆燃到爆震过渡（DDT）爆炸范例。我们的混合祖星模型是使用MESA恒星演化代码生成的，并且包括Urca过程的影响，并且我们将祖星模型映射到FLASH网格。我们进行了一系列的DDT模拟点火条件下的祖先的热和对流结构，假设多个点火点。为了将这些混合WD星的结果与以前的C-O白矮星的结果进行比较，我们构建了一组具有类似性质的C-O WD模型，并类似地模拟了一系列爆炸。我们发现，尽管每个套件内的显着变化，区分爆炸的趋势是明显的$^{56}$镍产量和喷出物的动力学特性。我们评论的可行性，这些爆炸作为源的某些类观察到的亚发光事件。
2016-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Carbon Deflagration in Type Ia Supernova: I. Centrally Ignited Models
Ia型超新星（SNe Ia）的一个主要模型始于一颗靠近克拉塞卡质量的白矮星，它点燃了靠近中心的一个简并热核逃逸并爆炸。在一系列的论文中，我们将探讨在这样的矮星内的几个位置点火的后果。在这里，我们假设中心点火，这在以前已经被探索过，然而，这个问题值得重新审视，即使只是为了验证以前的研究并进一步阐明未来工作的相关物理学。一个半径约为100公里的热铁灰扰动球初始化在恒星的中间。随后的爆炸是在几个模拟使用加厚火焰模型，其中火焰速度是固定的-在预期的范围内从湍流燃烧-或基于本地湍流强度。包括爆炸能量和体核合成（例如，56 Ni为0.48- 0.56 $\Msun$）在内的全局结果对该速度不敏感。在所有完成的运行中，核燃烧释放的能量足以使恒星脱离束缚，但不足以提供典型的Ia型超新星的能量和亮度。如前所述，在典型事件中观察到的化学分层没有重现。这些模型在中心低速区产生了大量的未燃碳和氧，这与光谱观测不一致，并且在爆炸过程中中间质量元素和铁族元素强烈混合。
2013-05-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
A systematic study of carbon-oxygen white dwarf mergers: mass combinations for Type Ia supernovae
两颗碳氧（CO）白矮星（WD）的合并被认为是Ia型超新星的祖先。基于光滑粒子流体动力学（SPH）模拟，以前的研究认为，合并的CO WD导致一个超新星Ia爆炸无论是在动态合并阶段或静止旋转合并残留阶段。然而，导致超新星Ia的CO WD的质量范围尚未明确确定。在目前的工作中，我们进行系统的SPH合并模拟WD群众范围从$0.5~M_{\odot}$到$1.1~M_{\odot}$与更高的分辨率比以前的系统调查，并检查是否发生碳燃烧动态或quiescently在每个阶段。我们进一步研究了超新星爆炸的可能性，并估计了导致超新星爆炸的CO WDs的质量范围。我们发现，当两个WD都很大时，即，在$0.9~M_{\odot} {\le} M_{1,2} {\le} 1.1~M_{\odot}$的质量范围内，它们可以在合并阶段爆炸为超新星Ia。另一方面，当质量更大的WD处于$0.7~M_{\odot} {\le} M_{1} {\le} 0.9~M_{\odot}$范围内且总质量超过$1.38~M_{\odot}$时，它们最终会在静止旋转合并残余相中爆炸。我们估计CO WD合并对我们银河系中整个SN Ia速率的贡献为${\lt} 9\%$。因此，用CO WD合并来解释所有的Ia超新星可能是困难的。
2015-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
A non-pulsating neutron star in the supernova remnant HESS J1731-347 / G353.6-0.7 with a carbon atmosphere
内容：位于超新星遗迹壳HESS J1731-347 / G353.6-0.7中心的CCO候选者没有显示出脉动，并显示出类似黑体的X射线光谱。如果没有脉动被解释为发射表面区域是整个中子星表面的证据，那么测量到的通量是由于黑体发射的假设转化为源距离，这与目前对遗迹距离的估计不一致。目的：利用现有的最佳观测数据，我们将脉冲周期搜索扩展到亚毫秒时间尺度，并使用碳大气模型来描述CCO的X射线光谱，并估计中子星的几何参数。方法：为了寻找脉动，我们使用了XMM-牛顿在定时模式下进行的源观测数据。对于光谱分析，我们使用早期的XMM-牛顿观测在成像模式下进行，这允许更准确地处理背景。用于拟合CCO光谱的碳大气模型是在假设流体静力学和辐射平衡的情况下计算的，并考虑了压力电离和谱线的存在。结果如下：我们的时序分析没有发现任何脉动的脉冲分数以上~8%下降到0.2毫秒。这一发现进一步支持了假设，即发射表面区域是整个中子星表面。碳大气模型提供了一个很好的适合CCO光谱，并导致与可用的距离估计的残余物一致的归一化。导出的质量和半径的源的约束是一致的中子星的质量和半径的合理值。在Cas A中的CCO之后，HESS J1731-347 / G353.6-0.7中的CCO是此类中的第二个对象，其中碳大气模型提供了X射线发射的一致描述。
2013-07-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2017hpa: A Nearby Carbon-Rich Type Ia Supernova with a Large Velocity Gradient
我们提出了广泛的，良好的采样光学和紫外光度和光谱的Ia型超新星（SN Ia）2017 hpa。光变曲线表明SN 2017 hpa是一个正常的SN Ia，绝对峰值为$M_{\rm max}^{B} \approx$ -19.12 $\pm$ 0.11 mag，峰后衰减率为\mb 1 = 1.02 $\pm$ 0.07 mag。我们得到了1.25 $\times$ 10 $^{43}$ erg s $^{-1}$的峰值亮度和0.63 $\pm$ 0.02 $M_{\odot}$的$^{56}$ Ni质量。SN 2017 hpa的光谱演化与正常SNe Ia的光谱演化相似，但其速度演化异常快速，与SN 1991 bg类SNe Ia或SNe Ia的高速亚类相似，峰后速度梯度为$\sim$ 130 $\pm$ 7 km s $^{-1}$ d $^{-1}$。此外，其早期光谱（$t < -7.9$ d）显示出显著的\CII ~ $λ$ 6580吸收特征，在近最大光光谱中消失，但在最大光后的$t \sim +8.7$ d ~ $t \sim +11.7$ d阶段又重新出现。这意味着一些未燃烧的碳可能会深入内层，并得到SN 2017 hpa观测到的低\CII ~ $λ$ 6580与\SiII ~ $λ$ 6355速度比（$\sim 0.81$）的支持。\OI ~ $λ$ 7774谱线显示出与碳相似…
2021-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Runaway Dwarf Carbon Stars as Candidate Supernova Ejecta
矮碳（dC）星SDSS J 112801.67 +004034.6有一个异常高的径向速度，531 $\pm 4$ km s $^{-1}$。我们提出自行和新的光谱观测，这意味着一个大的银河系静止帧速度，425 $\pm 9$公里秒$^{-1}$。其他几颗SDSS dC恒星也被推断有非常高的银河系中心速度，同样每一颗都是基于高的日心径向速度和自信地探测到的自行。在矮星的光谱中，极高的速度和$C_2$带的出现都是罕见的。银河系中心附近的通道可以将恒星加速到如此极端的速度，但SDSS J1128的大轨道角动量排除了这种解释。双星系统中的超新星抛射或其他恒星对双星的破坏都是可能的，特别是当dC星被认为是通过演化的伴星的质量转移获得其光球层$C_2$时。
2016-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Incomplete carbon-oxygen detonation in Type Ia supernovae
在白矮星的低密度外层可能发生不完全的碳-氧爆轰，在12 C +12 C反应（C-爆轰）中，12 C燃烧后反应终止。以前对低密度下碳-氧爆轰结构和稳定性的研究是在假设爆轰波的“速度”来自碳和氧完全燃烧成铁的情况下进行的。事实上，当密度小于10^6 g/cm 3时，超新星Ia的爆炸释放的能量可能不到现有核能的一半。本文研究了这类爆轰波的基本性质。我们发现，一个无支撑的稳态C-爆轰的长度是30-100倍以上，比以前估计的，减少的能量有一个剧烈的爆轰稳定性的影响。与一维稳定的完全爆轰相反，C爆轰可能是一维不稳定的，并通过自发燃烧周期性地重新点燃自己来传播。rho < 10^6 g/cm 3时的重燃期估计大于SNIa爆炸的时间尺度。这表明在这些密度下C爆轰的传播和猝灭可能受到不稳定性的影响。这种效应的潜在观测影响进行了讨论。
2011-02-04 astro-ph.SR physics.flu-dyn
SN 2019ewu: A Peculiar Supernova with Early Strong Carbon and Weak Oxygen Features from a New Sample of Young SN Ic Spectra
随着高节奏的全天空自动化调查的出现，超新星（SNe）现在比以往任何时候都更接近爆炸日期。然而，年轻的前最大光后续光谱的Ic型超新星（SNe Ic），可能产生于最剥离的大质量恒星，仍然罕见，尽管他们的重要性。在本文中，我们提出了一组49光学光谱观测与拉斯坎布雷斯天文台通过全球超新星计划6 SNe Ic，包括共17个前极大光谱，其中8个观察到一个多星期前的V波段最大光。该数据集将公开可用的前最大光SN Ic光谱的总数增加了25%，并且我们提供了公开可用的SNID模板，这将大大有助于未来快速识别年轻的SNe Ic。我们提出了详细的分析，这些光谱，包括铁II 5169速度测量，O I 7774线强度，和连续的形状。我们将我们的结果与文献中已发表的剥离超新星样本进行比较，并在我们的样本中找到一个突出的SN。SN 2019 ewu具有SN Ic的独特特征组合：极蓝的连续光谱，高吸收速度，在最大光之前几乎2周的P-天鹅座形状特征，TARDIS辐射转移模型将其归因于C II而不是H $α$，以及弱或不存在的O I 7774吸收特征，直到最大光。
2022-11-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The explosion of supernova 2011fe in the frame of the core-degenerate scenario
我们认为，Ia型超新星（SN Ia）SN 2011 fe的属性可以在核心简并（CD）方案的框架内得到最好的解释。在CD方案中，一颗白矮星（WD）与一颗渐近巨星分支（AGB）恒星的核心合并，形成一颗快速旋转的WD，其质量接近或超过爆炸的临界质量。快速旋转可防止立即塌陷和/或爆炸。旋转下降超过0-10陀螺仪的时间带来的WD爆炸。一个非常长的延迟爆炸后结晶阶段，持续约2 Gyr导致形成一个高度富集碳的外层。这可以解释SN 2011 fe移动最快的喷出物的富碳成分。在得出CD方案最能解释SN 2011 fe观测到的性质的结论时，我们考虑了它的特殊性质，如一个非常紧凑的爆炸物体和移动最快的喷出物的富碳成分，以及SNe Ia的一般性质。
2013-10-10 astro-ph.CO astro-ph.SR
The Very Young Type Ia Supernova 2013dy: Discovery, and Strong Carbon Absorption in Early-Time Spectra
Ia型超新星（SN Ia）2013 dy是在NGC 7250（d ~ 13.7 Mpc）中由利克天文台超新星搜索发现的。结合意大利超新星搜索项目的预发现探测，我们能够将SN 2013 dy的第一次发光时间限制在第一次探测之前的0.10 +/- 0.05 d（2.4 +/- 1.2 hr）。这使得SN 2013 dy成为已知最早探测到的SN Ia。我们推断出其母星半径的上限为R_0 < 0.25 R_sun，与白矮星的半径一致。光变曲线呈现出指数为0.88然后为1.80的破幂律。第一次光后1.63天采取的光谱揭示了一个C II吸收线的强度与Si II相当。这是在正常的Ia型超新星中探测到的最强的C II特征，表明其前身星有大量未燃烧的物质。SN 2013 dy中的C II线迅速减弱，7天后在光谱中无法检测到，这表明在某些Ia型超新星中，C II只能在很短的时间内被检测到。SN 2013 dy在首次发光后17.7 d达到B带最大值M_B = -18.72 +/-0.03 mag。
2013-10-19 astro-ph.CO astro-ph.SR
Supernova 2011fe from an Exploding Carbon-Oxygen White Dwarf Star
Ia型超新星（SNe Ia）已被经验性地用作标准化的蜡烛，以揭示加速的宇宙，即使基本的细节，如祖系统的性质和恒星如何爆炸，仍然是一个谜。有一个共识是，一颗白矮星在双星系统中吸积物质后爆炸，但次级恒星可能是从主序星到红巨星，甚至另一颗白矮星的任何东西。不确定性源于这样一个事实，即没有最近的超新星Ia被发现足够接近爆炸前的恒星。在这里，我们报告了在M101中距离6.4 Mpc的SN 2011fe（PTF11kly）的早期观测结果，这是过去25年来最近的SN Ia。我们发现爆炸的恒星很可能是一颗碳氧白矮星，由于缺乏早期的激波，我们得出结论，伴星很可能是一颗主序星。早期的光谱显示，高速氧在数小时的时间尺度上变化，并在超新星的最外层广泛混合了新合成的中等质量元素。一篇配套论文使用爆炸前的图像来排除发光的红巨星和大多数氦星作为伴星。
2011-10-27 astro-ph.CO 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
Nucleosynthesis in a Primordial Supernova: Carbon and Oxygen Abundances in SMSS J031300.36-670839.31
SMSS J031300.36-670839.3（以下简称SM 0313 -6708）是一颗次巨星晕星，没有可探测到的Fe线，C和Mg相对于Ca的丰度很高。我们获得了延伸至3060埃的VLT-UVES光谱，显示出强的OH A-X谱带线，使得能够导出氧丰度。SM 0313 -6708中OH A-X带线比CH C-X带线强得多。光谱合成拟合表明[O/C]比为0.02 +-0.175。我们的高S/N UVES数据还使我们能够将Fe丰度极限降低到[Fe/H]{3D}，NLTE < -7.52（3 sigma）。这些数据支持了我们之前的假设，即这颗恒星是由一颗大质量恒星第三星族超新星的贫铁喷出物形成的。
2015-05-15 astro-ph.SR
Carnegie Supernova Project-II: Using Near-Infrared Spectroscopy to determine the location of the outer $^{56}$Ni in Type Ia Supernovae
本文给出了14颗过渡型和亚亮型Ia型超新星（SNe Ia）的30个极大值后近红外光谱的$H$波段波长范围，相对于$B$波段极大值的历元，从$+$ 5 d延伸到+20 d。我们介绍了一个新的观察，蓝边速度，$v_{edge}$，突出的Fe/Co/Ni峰$H$带的发射特征，这是定量测量。发现$v_{edge}$参数在过渡型超新星Ia的$-$ 13，000 km/s到亚亮型超新星Ia的$-$ 5，000 km/s之间缓慢减小。此外，对+10 $\pm$ 3d光谱的检查表明，$v_{edge}$与颜色拉伸参数s $_{BV}$相关，因此与峰值亮度相关。这些结果遵循先前的发现，即较亮的超新星Ia倾向于有$^{56}$ Ni位于更高的速度相比，次发光的对象。由于$v_{edge}$是一个独立于模型的参数，我们建议它可以与传统的观测诊断相结合，以提供一个新的途径来鲁棒区分领先的超新星Ia爆炸模型。
2019-04-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Systematic Investigation of Very Early-Phase Spectra of Type Ia Supernovae
本研究通过TARDIS蒙特卡罗辐射转移代码对Ia型超新星极早期光谱建模，发现最外层成分与抛射物密度密切相关，揭示了可能对应不同前身星通道的高密度贫碳和低密度富碳两个演化序列。
2023-09-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early-Time Observations of SN 2023wrk: A Luminous Type Ia Supernova with Significant Unburned Carbon in the Outer Ejecta
本研究通过SN 2023wrk的早期测光和光谱观测，发现其具有强碳吸收线和复杂碳线演化，揭示燃料与灰烬的宏观混合，支持脉动延迟爆燃或富碳周介质模型，并探讨了富碳Ia超新星的多样性。
2024-07-22 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Neutronization During Carbon Simmering In Type Ia Supernova Progenitors
当Ia型超新星（SN Ia）的前身首先点燃核心中的碳时，它在热核失控开始之前经历了${\sim} \,10^{3}-10^{4} \,$年的对流燃烧。这个碳沸腾阶段对于确定白矮星的热剖面和成分很重要。使用\texttt{MESA}恒星演化代码，我们遵循这种对流燃烧，并检查富中子同位素的生产。SN燃料的中子含量对随后的核合成具有重要影响，特别是对次级Fe峰核如Mn和稳定Ni的产生具有重要影响。这些元素已经在超新星遗迹如第谷、开普勒和3C 397的X射线光谱中被观测到，它们的产额可以为研究Ia超新星的物理学及其祖先的性质提供有价值的见解。我们发现慢炖过程中的弱反应最多只能产生${\approx} \, 3 \times 10^{-4}$的中子过剩。这是${\approx} \, 8 \times 10^{-4}$低于在以前的研究中发现的，没有考虑到整个密度和温度分布的沸腾区域。我们的研究结果表明，祖金属丰度是主要贡献者的中子过剩的超新星Ia燃料$Z \gtrsim 1/3 \, Z_{\odot}$。或者，在较低的金属丰度，这种中子过剩提供了一个地板，应该存在于任何中心点燃的SN~Ia的情况。
2016-07-20 astro-ph.SR
Temporal Changes in the Infrared Spectra of Magellanic Carbon Stars
本文利用JWST中红外光谱对比了斯皮策约16至19年前的数据，发现大麦哲伦云三颗碳星中短周期米拉变星分子吸收带变化剧烈，长周期米拉变星变化与脉动周期一致，半规则变星变化很小，并探讨了变化源于脉动还是演化的不确定性。
2024-11-19 astro-ph.SR
Mass retention efficiencies of He accretion onto carbon-oxygen white dwarfs and type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）在研究宇宙学和星系化学演化中起着至关重要的作用。它们被认为是碳氧白矮星（CO WD）的热核爆炸，当它们的质量达到双星系统中的克拉塞卡质量极限时。以前的研究表明He novae可能是SNe Ia的祖先候选者。然而，氦新星爆发期间的质量保持效率仍然是不确定的。在这篇文章中，我们的目的是研究质量保留效率的He新星爆发，并调查是否可以通过He新星爆发产生Ia超新星。利用恒星演化程序Modules for Experiments in Stellar Astrophysics，模拟了一系列初始WD质量为0.7 ~ 1.35 Msun，吸积速率不同的多周期He层闪光。得到了不同初始WD质量下He新星爆发的质量保持效率，可用于双星总体合成研究。在我们的模拟中，He新星爆发可以增加WD的质量到Ekrasekar质量极限，并且可以在WD的中心触发爆炸性碳燃烧;这表明He新星爆发可以产生Ia超新星。同时，本工作中的质量保留效率低于以前的研究，这导致通过WD + He星通道的SNe Ia出生率较低。此外，我们还得到了爆炸碳燃烧瞬间的元素丰度分布，可以作为Ia超新星爆炸模型研究的初始输入参数。
2017-08-25 astro-ph.SR
Double-Degenerate Carbon-Oxygen and Oxygen-Neon White Dwarf Mergers: A New Mechanism for Faint and Rapid Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）起源于碳氧白矮星（CO WD）的热核爆炸，产生发光的光学瞬变。一个相对常见的各种亚发光超新星Ia事件，被称为超新星Iax，被认为是由一个CO WD的爆炸失败。本文在合并白矮星的双简并通道背景下研究了爆轰失败的Ia超新星。特别是，我们已经进行了第一次完全三维模拟的合并的一个ONe WD与CO WD。虽然热的，潮汐破坏的富碳盘材料起源于CO WD二次是容易受到爆炸在这样的合并，ONe WD的主要核心是不是。这种合并产生了一个失败的爆炸，导致少量的质量喷射，并留下了一个被踢的，由核燃烧产物的回落而富集的超rasekhar ONe WD残留物。由此产生的爆发是一个快速衰落的光学瞬态与少量的放射性$^{56}$ Ni供电的光变曲线。因此，ONe-CO WD合并自然产生非常微弱和快速衰落的瞬变，甚至比迄今为止观测到的最微弱的Iax型事件，如SN $2008$ ha和SN 2010 ae还要微弱。比这里考虑的更大质量的ONe原色可能会产生更亮和更长持续时间的瞬变。
2018-10-31 astro-ph.SR
Infrared properties of carbon stars in our Galaxy
本研究利用多波段观测数据与理论模型，通过红外双色图、颜色-星等图和光谱能量分布分析了银河系碳星特性，有效区分了CAGB星与外在碳星，并提供了新的CAGB星星表。
2024-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Production of the p-Process Nuclei in the Carbon-Deflagration Model for Type Ia Supernovae
我们计算了Ia型超新星（SNe Ia）的碳爆燃模型中的富质子同位素核合成。种子丰度通过计算的s-过程核合成，预计发生在重复的氦壳闪烁的碳-氧（CO）白矮星（WD）在质量吸积过程中从一个二进制的同伴。当爆燃波通过CO WD的外层时，在峰值温度为1.9~3.6 × 10^9 K的区域内，s核发生光致蜕变反应，产生p核。我们确认的敏感性的p-过程上的初始分布的s-核。我们发现，在WD中的初始C/O比并没有太大的影响p-核的产量。另一方面，在s-处理之后剩余的22 Ne的丰度经由22 Ne（α，n）反应对p-处理具有大的影响。我们发现，约50%的p-核素共同生产时，归一化到他们的太阳丰度在所有采用的情况下的种子分布。Mo和Ru在II型超新星（SNe II）中的产量很大程度上不足，尽管相对于其他p-核素的产量水平，它们的产量比SNe II更多。喷出物中p-核和铁之间的比率比太阳比率大1.2倍。我们还比较了SNe Ia和SNe II中氧、铁和p-核素的产率，并认为SNe Ia对太阳系p-核含量的贡献可能大于SNe II。
2010-11-17 astro-ph.SR
Carbon Monoxide in the Cold Debris of Supernova 1987A
我们报告的光谱和成像观测冷CO和SiO的SN 1987 A，第一次这样的发射在超新星遗迹中检测到的喷出物的旋转转变。除了CO J=1-0，2-1，6-5和7-6跃迁的线光度外，我们还提供了J=13-12的所有其他跃迁的上限，这些跃迁是由阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA），阿塔卡马探路者实验（APEX）和赫歇尔光谱和光度成像接收器（SPIRE）共同测量的。简单的模型显示，这些谱线是从至少0.01太阳质量的CO在> 14 K的温度下发射的，被限制在以~ 2000 km/s膨胀的球形体积的至多35%之内。此外，我们将发射定位在中心碎片的1“以内。这些观测结果，以及对SiO的部分观测，证实了超新星遗迹中存在冷分子气体，并提供了对喷出物中物理条件和化学过程的深入了解。此外，我们展示了强大的新窗口超新星喷出物提供的亚毫米观测。
2013-07-24 astro-ph.SR
Near-infrared line identification in type Ia supernovae during the transitional phase
我们提出了延迟爆轰流体动力学模型的近红外合成光谱，并将其与四个正常Ia型超新星的观测光谱进行了比较，范围从+56.5天到+85天。在这一时期，超新星被认为经历了从光球相到星云相的转变，在光球相，光谱的特征是在光学厚的光球层上的线散射，在星云相，光谱由禁止线的光学薄发射组成。我们发现，在近红外光谱的大部分功能可以占的Fe II和Co II的允许线。此外，我们发现[Ni II]符合1.98 μm附近的发射特征，这表明在这些物体的喷出物中心附近存在大量的58 Ni，这是由高密度的核燃烧引起的。在1.15 μm处对Mn II的初步鉴定也可以支持这一结论。
2014-07-29 astro-ph.SR
Production of heavy $α$-elements and $^{44}$Ti in Cas A: comparison to abundances from 1D core-collapse supernova models and evidence for Carbon-Oxygen shell mergers
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Konkoly Observatory, Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, HUN-REN（孔科利天文台，匈牙利研究与教育网络天文学与地球科学研究中心）；CSFK HUN-REN, MTA Centre of Excellence（匈牙利研究与教育网络孔科利天文学研究所，匈牙利科学院卓越中心）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare - Laboratori Nazionali del Sud（意大利国家核物理研究所 - 南部实验室）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；University of Manitoba（曼尼托巴大学）；Bavarian Geoinstitute (BGI), University of Bayreuth（拜罗伊特大学巴伐利亚地质研究所）
研究通过比较核心坍缩超新星模型与Cas A观测，发现碳氧壳层合并显著影响核合成，尤其通过氩/氖比值证明合并存在，且⁴⁴Ti产量可能超出反冲击波范围。
2026-03-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Carbon in different phases ([CII], [CI], and CO) in infrared dark clouds: Cloud formation signatures and carbon gas fractions
背景：分子云是如何从原子相形成的？在电离态，原子态和分子态，碳的相对分数是多少？这些是云和恒星形成的核心问题。研究方法：利用Herschel、SOFIA、APEX和IRAM 30米望远镜等多个观测站，以高空间分辨率（12”-25”）对4个年轻大质量红外暗云（IRDC）中的电离碳、原子碳和分子碳（[CII]@1900GHz、[CI]@492GHz和C18 O（2-1）@220GHz）进行了成像。结果：在所有四个区域中成功绘制了三个碳相，只有在一个源中[CII]线仍然未检测到。分子和原子相都很好地追踪了致密结构，[CI]也追踪了较低柱密度的材料。[CII]在我们的样品中显示出不同的形态，从紧凑到弥漫的结构探测云环境。在四个区域中的至少两个区域中，我们发现运动学特征强烈表明致密的气体细丝已经形成了动态活跃和湍流的原子/分子云，可能来自会聚的气流。原子-分子碳气体质量比在7%和12%之间，最低值发现朝向最静止的区域。在[CII]被检测到的三个区域中，它的质量总是比原子碳的质量高几倍。电离碳发射也依赖于辐射场，然而，我们也发现在没有显著外部源的区域中有强[CII]发射，这表明其他过程，例如，高能气体流也可以有助于[CII]激发。
2014-10-01 astro-ph.SR
Discovery of Two Supernovae in the Nuclear Regions of the Luminous Infrared Galaxy IC 883
我们报告了两颗连续的超新星（SNe）2010 cu和2011 hi的发现，它们分别位于距亮红外星系IC 883的K波段核中心0.37”（180 pc）和0.79”（380 pc）的投影距离处。SNe是在双子座北望远镜使用ALTAIR/NIRI自适应光学系统和激光导星进行的近红外K波段搜索中发现的。因此，这是迄今为止在光学或近红外波长下发现的最接近LIRG核的SNe。近红外线曲线和两个SNe的颜色是一致的核心崩溃事件。这两个SNe似乎遭受相对较低的宿主星系灭绝，这表明无论它们的低投影银河系距离，它们都没有深深地埋在宿主星系的核区域。
2011-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Beyond Idealized PAHs: Infrared Signatures of Carbon-Chain Defects from Shock Synthesis
Guangxi University（广西大学）；University of Oxford（牛津大学）；European University Cyprus（塞浦路斯欧洲大学）
本研究结合模拟与观测，发现激波合成的缺陷PAHs的红外特征可解释天文观测中的特定谱带，为星际介质中存在这类缺陷PAHs提供了观测依据。
2026-08-20 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
An unusual white dwarf star may be a surviving remnant of a subluminous Type Ia supernova
亚发光的Ia型超新星，如Iax型超新星SN 2002 cx，有多种模型描述，如吸积碳氧白矮星的爆炸失败和部分爆燃，或吸积碳氧氖混合核的爆炸。这些模型预测，根据一些模拟，结合残留物以高的反冲速度幸存下来。我们报告发现了一颗高自行、低质量的白矮星（LP 40-365），它的运动速度大于银河系的逃逸速度，其奇特的大气层主要由中等质量的元素组成。强有力的证据表明，这个部分燃烧的残骸是在一次次亚发光的Ia型超新星事件后喷出的。这支持了单简并超新星祖先的生存能力。
2017-08-18 astro-ph.SR
Infrared Variability of Carbon Stars in the LMC Observed with NEOWISE-R
本研究利用WISE 16年观测数据分析了LMC中11,134颗碳星的红外变星特性，识别出672个类Mira变星（含227个新候选体），并建立了可见光与红外波段的周期-星等及周期-颜色关系。
2025-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
NSCC -- A New Scheme of Classification of C-rich Stars Devised from Optical and Infrared Observations
通过对51颗AGB碳星的分析，提出了一个新的富碳星分类系统。扩展纳入，这也代表了这个新系统的主要优点，是通常的光学指数的组合，描述的光球的对象，与新的红外线，允许解释的拱星环境的富碳恒星。这个新系统包括通常的光谱子类和$C_2$ -，j-，MS-和温度指数，以及新的SiC-（SiC/C. A.丰度估计）和$τ$ -（不透明度）指数。红外指数的数值是通过对恒星拱星包层中的辐射转移进行蒙特卡罗模拟得到的。当应用于我们的样本时，全套指数导致了一个更有效的分类系统，因为在宽光谱范围内的检查使我们能够获得碳星的完整场景。
2009-10-22 astro-ph.SR
The infrared spectral properties of Magellanic carbon stars
斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪观测到麦哲伦星云中的184颗碳星。这个样本揭示了碳星的尘埃产生率（DPR）通常随着恒星的脉动周期而增加。尘埃颗粒的组成遵循两个凝聚序列，在富含金属的恒星中，更多的SiC在无定形碳之前凝聚，而在贫金属的恒星中，顺序正好相反。MgS尘埃凝聚在光学上较厚的尘埃壳层中，并且在更多贫金属的恒星中其凝聚被延迟。贫金属碳星也倾向于在7.5 μ m处对C2H2有更强的吸收。DPR和脉动周期之间的关系显示出显着的明显的分散，这是由于恒星的初始质量，与更大质量的恒星占据一个序列平行于低质量的恒星，但转移到更长的周期。考虑到在小麦哲伦云和大麦云云中观测到的碳星之间质量分布的差异，揭示了在较低金属丰度下DPR微妙下降的暗示，但它在统计上并不显著。嵌入最深的碳星具有较低的变化幅度，并在吸收中显示SiC。在某些情况下，它们在较短的波长下具有更蓝的颜色，这表明中心恒星正在变得可见。这些深深嵌入的恒星可能是从AGB演化出来的，或者它们可能具有非球形的尘埃几何形状。
2016-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sub-Chandrasekhar White Dwarf Mergers as the Progenitors of Type Ia Supernovae
Ia型超新星通常被认为是由于质量接近于克拉塞卡质量的碳氧白矮星的热核爆炸。然而，这种情况有两个长期存在的问题。首先，爆炸并不能自然地产生正确的元素混合，而是必须进行微调，从亚音速爆燃到超音速爆炸。其次，星群模型和观测给出的近白矮星白矮星的形成率太小了。在这里，我们认为Ia型超新星是由质量大致相等的碳氧白矮星合并而成的，包括那些产生亚克拉塞卡质量残余的白矮星。对这种合并的数值研究表明，残余物由快速旋转的核心组成，核心包含大部分质量，中心最热，周围是致密的小圆盘。我们认为，磁盘吸积迅速，由此产生的压缩加热可能会导致中央碳点火。这种点火发生在纯爆炸导致类似于Ia型超新星事件的密度下。有了这个合并方案，我们就可以理解Ia型超新星的发生率，并对观测到的光度范围和更明亮的超新星偏向年轻群体的倾向有合理的解释。我们推测，白矮星的爆炸慢慢地达到了克拉塞卡极限-这也应该发生-是造成一些“非典型”Ia型超新星的原因。
2010-09-11 astro-ph.SR
Near-Infrared Spectroscopy of Infrared-Excess Stellar Objects in the Young Supernova Remnant G54.1+0.3
我们介绍了最近在年轻超新星遗迹G54.1+0.3中发现的神秘恒星天体的宽带近红外光谱观测结果。这些物体显示出显著的中红外过量发射，它们嵌入在半径约为1弧分的漫射环结构中。它们的近红外光谱揭示了晚O-或早期B-型恒星的特性，具有众多的H和He I吸收线，我们将它们的光谱类型分类为O 9和B2之间的基础上得出的H线和恒星光球温度之间的等效宽度的经验关系。光谱类型与光谱能量分布拟合的结果相结合，将到物体的距离限制为6.0 +/- 0.4千秒差距。这些天体的光度光谱类型与光谱分析结果一致，消光分布表明环圈西部的物质局部增强。如果这些天体起源于G54.1+0.3的祖先星的触发形成，那么它们的形成很可能是在祖先星的后期演化阶段开始的，尽管可能是更早的形成。如果这两个天体和它的前身星属于同一个星团，那么我们的结果将G54.1+0.3的前身星质量限制在18 ~35 M_sun之间，并表明G54.1+0.3是一颗IIP型超新星，或者是一颗来自双星系统的Ib/c型超新星（可能性相对较低）。
2013-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing Dust and PAH Chemistry in Evolved Carbon-Rich Nebulae through Optical and Infrared Observations
本研究通过光学与红外观测，分析五个富碳后AGB/行星状星云天体的AIB特征，发现其光谱差异源于星周物质化学与物理条件变化，并揭示AFGL 2132的独特PAH环境，强调星周环境的复杂性。
2025-08-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular diagnostics for the mid-infrared emission of planet-forming disks. Carbon and oxygen elemental abundances
Kapteyn Astronomical Institute, Rijksuniversiteit Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Max-Planck Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Space Research Institute, Austrian Academy of Sciences（奥地利科学院空间研究所）；University Observatory, Faculty of Physics, Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学物理学院大学天文台）；Department of Physics and Astronomy, University of Exeter（埃克塞特大学物理与天文学系）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（巴黎萨克雷大学、法国国家科学研究中心、空间天体物理学研究所）
研究通过构建25个模型网格，探讨了类星盘中碳和氧丰度变化对中红外光谱的影响，识别出可用于推断C/H、O/H及C/O比值的分子诊断方法。
2026-02-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Near Infrared Spectroscopy of M Dwarfs. I. CO Molecule as an Abundance Indicator of Carbon
根据42颗M矮星的近红外光谱，由CO 2-0带的振转谱线确定了C的丰度。我们使用基于角直径的Teff值（如果可用）或应用logTeff - M3.4（基于WISE W1通量和依巴谷视差的3.4微米处的绝对星等）关系来估计角直径未知的对象的Teff值。此外，我们还简要讨论了低质量星的HR图。在M矮星的观测光谱上，连续谱被大量的H_2O弱线所压低，只能看到被压低的连续谱或伪连续谱。在M矮星的理论光谱上，我们发现由于最近的H_2O线数据库，赝连续谱可以被精确地计算。利用观测谱和理论谱上的伪连续谱，可以对M矮星的光谱进行定量分析。由于光谱分析的基本原理应该是相同的，无论是真连续谱还是伪连续谱，与冷恒星中连续谱相关的困难原则上是可以克服的。然后，众多的CO线可以是碳的极好丰度指标，因为几乎所有的碳原子都是稳定的CO分子，其丰度几乎保持不变的变化的物理条件在光球和有点意外，在晚型恒星的碳丰度可以最好地确定在M矮星，而不是在太阳型恒星。由此产生的C/Fe比大多数M矮星是几乎恒定的太阳值的基础上经典的高碳丰度，而不是最近修订的较低的值。这一结果意味着，如果向下修正的太阳碳丰度是正确的，那么太阳碳丰度在太阳附近的恒星天体中的金属丰度是非典型的。
2015-01-05 astro-ph.SR
Three-dimensional Structure of Incomplete Carbon-Oxygen Detonations in Type Ia Supernovae
本文通过二维和三维数值模拟研究了低密度碳氧爆轰的多维稳定性、胞格结构及传播特性，发现三维爆轰比一维和二维更稳健且无衰减传播，并探讨了其对光变曲线早期凸起的意义。
2025-01-31 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Carbon chemistry in IRC+10216: Infrared detection of diacetylene
我们提出的检测C4 H2的富C AGB星IRC+10216的包络线的基础上进行的高光谱分辨率中红外观测与德州Echelon-cross-Echelle光谱仪（TEXES）安装在红外望远镜设施（IRTF）。所获得的光谱包含24个高于检测限的窄吸收特征，其被识别为振转C4 H2带nu 6 + nu 8（sigma_u^+）的线。通过振转图对这些谱线的分析表明，C4 H2的柱密度为2.4（1.5）E+16 cm^（-2）。二乙炔分布在两个激发群体占总柱密度的20%和80%，旋转温度分别为47（7）和420（120）K。这种双重旋转温度表明，吸收气体位于距离恒星约0.4”~ 20 R * 以外，从约10”~ 500 R * 向外有明显的冷贡献。这个外壳与已知的氰基乙炔和碳链形成的地方相匹配，这是由于银河系离解辐射场对来自包层内层的中性气体的作用。
2017-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
