The End of Amnesia: Measuring the Metallicities of Type Ia SN Progenitors with Manganese Lines in Supernova Remnants
最近提出了超新星喷出物中Mn与Cr的质量比作为Ia型SN祖先金属丰度的示踪剂。我们回顾了这个可观测量的优点和问题，并在第谷超新星遗迹的框架内讨论它们。朱雀卫星观测到的第谷X射线光谱中Mn和Cr K α线的通量表明它是超太阳金属丰度的祖先。
2009-02-02 astro-ph.SR
Tycho's supernova: the view from {\it Gaia}
SN 1572（第谷·布拉赫的超新星）显然属于Ia（热核）类型。它是由双星系统中的一颗白矮星爆炸产生的。它的残骸是第一个被探索寻找可能幸存的伴星的这类残骸，伴星是将白矮星带到爆炸点的质量供体。相对于银河系中同一位置的恒星的高特殊运动，主要是由于爆炸时的轨道速度，是检测此类伴星的基本标准。径向速度从光谱的恒星接近几何中心的第谷的超新星遗迹，加上自行相同的恒星，获得了天体测量与{ \it哈勃太空望远镜}，一直使用到目前为止。此外，还对候选恒星样本的大气层进行了详细的化学分析。然而，到恒星的距离仍然不确定。现在，第二次{ \it Gaia}数据发布（DR 2）提供了前所未有的精确距离和新的恒星自行，可以与{ \it HST}进行比较。我们考虑的银河系轨道的候选恒星SN伴侣将在未来。我们这样做是为了探索运动学特性。我们还找到了一个有代表性的样本候选恒星的图姆雷图。利用新的数据，我们在这里重新评估了迄今为止提出的候选者的状态，以及在遗迹中心区域看到的较大样本的恒星。
2018-11-21 astro-ph.GA 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
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
Catching a star before explosion: the luminous blue variable progenitor of SN 2015bh
本文利用CMFGEN程序对SN 2015 bh爆前光谱进行了辐射转移模拟。该物体由于其爆炸前和爆炸后的行为与SN 2009 ip非常相似而引起了极大的关注。它们似乎属于一类事件，其命运是真正的核心坍缩超新星还是非终结性爆炸仍在争论中。我们的CMFGEN模型表明，SN 2015 bh的前身的有效温度在8700到10000 K之间，光度在~ 1.8-4.74e6 Lsun的范围内，在表面含有至少25%的H质量，以及半太阳的Fe丰度。SN 2015 bh的前身星产生了质量损失率为6 e-4 ~ 1.5e-3 Msun/yr、速度为1000 km/s的扩展风。我们确定，在观测之前，风至少延伸到2.57e14厘米，并持续了至少30天，向星周介质中释放了5e-5 Msun。与2009 ip类似，我们认为这是爆炸性喷出物在后期可能相互作用的物质，也许会产生可观察到的特征，可以通过未来的观测进行探测。我们得出结论，SN 2015 bh的前身很可能是一个至少35 Msun的暖光蓝色变星。考虑到高风速，我们不能排除其前身是沃尔夫-拉叶星的可能性，它在2013年爆发前膨胀，类似于1994年爆发期间的HD 5980。如果这颗恒星幸存下来，后期的光谱学可能会显示出类似的LBV或沃尔夫-拉叶星，这取决于爆炸前H包层的质量。如果这颗恒星是真正的SN，2015 bh将是一个在SN前阶段黑洞形成后成功爆炸的显著例子…
2018-05-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Tycho-B: an unlikely companion for SN 1572
如果部分或全部Ia型超新星是由伴星吸积到大质量WD上而产生的，那么伴星在超新星爆炸后将保持某种形式。Tycho-B是一颗不寻常的，相对较热的恒星，沿着Tycho的SNR的视线-最终被证明是Ia型-并被认为是这样的伴星。如果第谷的SNR内部含有未受冲击的Fe，并且如果第谷-B在SNR壳层内或背景中，那么人们可能希望在紫外光谱中看到这一点的证据。SN 1006的情况就是如此，背景Schweizer-Middleditch星和两个活动星系核的光谱显示出Fe II的宽吸收线。为了验证这个想法，我们在HST上使用STIS获得了Tycho-B的紫外光谱。然而，观察到的光谱没有显示出Fe II吸收的证据。此外，使用紫外光谱和Tycho-B光谱的光度距离估计表明，该恒星与前景闯入者一致。我们的结论是，要么第谷B比第谷的SNR更近，或者所有的铁在第谷的SNR内部更高度电离。
2018-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the nature of Tycho Brahe's supernova
通过汇总1572至1574年观测记录恢复光变曲线，确认第谷超新星SN 1572为正常衰减的Ia型超新星，其X射线丰度研究指向钱德拉塞卡质量白矮星的延迟爆轰爆炸，但爆炸起源的单简并或双简并路径仍存争议。
2023-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova Simulations from a 3D Progenitor Model -- Impact of Perturbations and Evolution of Explosion Properties
我们研究了对流壳燃烧的大尺度扰动对核心坍缩超新星爆炸机制的影响，使用三维（3D）多群中微子流体动力学模拟的18太阳质量的祖。从最近的一个O壳燃烧的3D模型中获得的O壳中的种子非球面性，有助于在反弹后330 ms触发中微子驱动的爆炸，而在基于球对称祖先的模型中，冲击波至少在另外300 ms内不会复活。我们初步推断，由于预坍缩扰动的冲击波复兴的临界光度减少约20%。这表明对流种子扰动在某些祖细胞的爆炸机制中起着重要的作用。我们跟踪了18太阳质量模型进入爆发阶段超过2s的演化过程，发现在这个阶段吸积和物质抛射的循环仍然在进行。初步的诊断爆炸能量值为0.77贝特，重子中子星的质量为1.85太阳质量，中子星的反冲速度约为600 km/s，模拟结束时中子星的自旋周期约为20 ms，爆炸和残余物的性质略有不典型，但仍然在观测到的分布范围内。虽然仍然需要更精细的模拟和更大规模的祖先调查，但这表明在观测范围内解决冲击波复兴和爆炸能量问题的方法是可以实现的中微子驱动的3D爆炸。
2017-07-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on core-collapse supernova progenitors from explosion site integral field spectroscopy
在观测上，超新星（SNe）根据其独特的特征被分为子类。这种多样性反映了祖先恒星的多样性。目前还不完全清楚大质量恒星演化成SN的不同路径是如何受到原始恒星初始质量和金属丰度等基本参数的影响。本文通过对母恒星星族在爆炸点的研究，对不同的核心坍缩SN子类中的母恒星初始质量和金属丰度进行了限制。收集和分析了83个中位距离为18 Mpc的近SN爆炸点的积分场光谱（IFS），使SN祖先的母恒星星族的检测和光谱提取成为可能。通过与简单的恒星星族模型和强线方法的比较，从母恒星的恒星星族谱出发，导出了同时代祖先恒星的初始质量和金属丰度。此外，近红外IFS被用来重现爆炸地点的恒星形成历史。不同SN类型之间没有观察到显著的金属丰度差异。发现SN Ic的典型祖细胞质量最高，其次是Ib型，然后是IIb型和II型。SN IIn是与年轻恒星星族相关性最小的恒星，因此是大质量的祖先。然而，只有当比较SNe IIn与其他亚类时，才观察到祖细胞初始质量的统计学显著差异。发现了初始质量估计值低于25~ $M_\odot$的剥离包膜SN祖细胞;这些被认为是二元祖细胞的结果。与以往的研究结果一致，这些结果支持了这样一种观点，即核心坍缩的SN祖先不能只来自单星通道，而单星通道和双星通道都在核心坍缩的SNe的产生中起作用。[删节]
2017-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Mass-loss histories of Type IIn supernova progenitors within decades before their explosion
我们提出的IIn型超新星的祖先在几十年内，他们的爆炸前的质量损失特性的系统研究结果。本文应用解析光变曲线模型对11个Ⅰ_n型超新星的辐射热光变曲线进行了计算，导出了星周介质的性质。我们重建的质量损失历史的基础上估计的星周介质的属性。估算的质量损失率大多高于1 e-3 Msun/yr，与其它方法得到的结果一致。在爆炸前的几十年内，质量损失率经常很高。这表明存在某种机制来维持IIn型超新星祖先的高质量损失率至少在爆炸前几十年。因此，在一些IIn型超新星祖先中观察到的较短的爆发性质量损失事件并不总是造成其致密的星周介质。此外，我们发现，IIn型超新星的祖先可能倾向于增加他们的质量损失率，因为他们接近爆炸的时间。我们还展示了我们的分析预测和数值结果之间的详细比较。
2014-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Impacts of Multidimensional Progenitor Perturbations on Core-Collapse Supernova Explosions
North Carolina State University（北卡罗来纳州立大学）；University of Tennessee, Knoxville（田纳西大学诺克斯维尔分校）；Oak Ridge National Laboratory（橡树岭国家实验室）；National Center for Computational Sciences, Oak Ridge National Laboratory（橡树岭国家实验室国家计算科学中心）；Florida Atlantic University（佛罗里达大西洋大学）
研究多维前身结构对二维核心塌缩超新星爆炸发展的影响，分析冲击动力学、中微子加热、核丰度等核心机制，发现湍流能量对爆炸无显著影响。
2026-06-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hard X-ray emission and $^{44}$Ti line features of Tycho Supernova Remnant
INTEGRAL卫星的深硬X射线测量首次在第谷超新星（SN）遗迹中探测到高达90 keV的非热发射。它的3 - 100 keV的光谱与热韧致辐射的$kT\sim 0.81\pm 0.45$ keV加上幂律模型的$Γ\sim 3.01\pm 0.16$。基于扩散激波加速理论，这种非热辐射，加上射电测量，意味着第谷遗迹可能不会加速质子高达$>$ PeV，但数百TeV。只有较重的原子核才可能被加速到宇宙射线的光谱“膝盖”。此外，我们还用INTEGRAL方法寻找了第谷遗迹中放射性$^{44}$ Ti衰变产生的67.9和78.4 keV的软γ射线。在60-90 keV的能带，可能与$^{44}$ Ti线发射，发现一个凸点功能与边缘显著性水平为$\sim$ 2.6 $σ$。$^{44}$ Ti线通量的相应3 $σ$上限为1.5 $\times$ 10 $^{-5}$ ph cm $^{-2}$ s $^{-1}$。讨论了被认为是Ia型SN原型的第谷SN的起源的意义。
2014-05-26 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
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 Dusty Progenitor Star of the Type II Supernova 2017eaw
我们提出了NGC 6946中II型超新星（SN II）2017eaw的可能祖先星的爆炸前测光。我们使用哈勃太空望远镜（HST）的SN 2017eaw图像与HST和斯皮策太空望远镜（Spitzer）成像进行相对天体测量，找到与其位置一致的单点源。我们在$>$ 40个时期的HST和斯皮策成像中检测到了发现前12.9年到43天的祖星。虽然在这段时期的大部分时间里，前身星的光度大致保持不变，但在爆炸前的最后3年里，$\sim$的$4.5~μ$ m光度增加了20%。我们解释明亮的中红外发射作为周围的祖系统的星周尘埃的签名。利用爆炸前的光度测量并假设有星周尘埃，我们发现其前身星很可能是一颗具有$\log(L/L_{\odot}) = 4.9$和$T = 3350$ K的红超巨星，被具有$R = 4000~R_{\odot}$和$T = 960$ K的$>2\times10^{-5}~M_{\odot}$尘埃壳层所掩盖。通过与单星演化轨迹的比较，我们发现该恒星的初始质量为$13~M_{\odot}$，质量损失率为$2\times10^{-7}~M_{\odot}~\text{yr}^{-1}$，与SN II恒星的演化轨迹一致.
2018-06-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors and Explosion Properties of Supernova Remnants Hosting Central Compact Objects: II. A Global Systematic Study with a Comparison to Nucleosynthesis Models
本研究针对含中心致密天体的超新星遗迹开展系统分析，结合X射线观测数据与核合成模型对比，发现常用爆炸模型无法匹配抛射物产额，揭示其前身星多为低质量大质量恒星、爆炸能量较低，指出需完善理论模型并发展下一代X射线观测。
2023-08-25 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
Determining the main-sequence mass of Type II supernova progenitors
我们提出了辐射流体动力学模拟的核心坍缩超新星（SN）爆炸，人工产生的驱动活塞在一个旋转或非旋转的红超巨星祖星的信封的底部。我们寻找喷出物运动学的趋势，在由此产生的II型高原（II-P）SN，探索爆炸能量和前SN恒星演化模型的依赖关系。我们恢复平凡的结果，较大的爆炸能量产生较大的喷出物的速度在一个给定的祖。然而，我们强调，对于一个给定的爆炸能量，增加氦核心质量与主序列质量的这种II-P SN祖导致喷射的核心嵌入富氧物质在更大的速度。我们发现，光球速度在15天后，冲击爆发是一个很好的和简单的指示爆炸能量在我们选择的一套前SN模型。这个测量值，结合星云相OI 6303 - 6363 A线的宽度，可以用来确定主序质量的上限。使用我们的模拟结果，我们发现，目前，但显着不足，晚的时间光谱类型II-P SNe支持祖主序列质量低于~ 20 Msun，从而证实了推断的基础上直接，但困难，祖识别爆炸前的图像。II-P型超新星中OI 6303 - 6363 A的星云光谱宽度很窄，不支持25- 30 Msun范围内的高质量祖星。结合定量光谱建模，这种诊断提供了一种手段来约束的主要序列质量的祖，质量分数的核心弹出，因此，质量的紧凑的残余物形成。
2010-06-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pushing 1D CCSNe to explosions: model and SN 1987A
我们报告的方法，推，触发核心坍缩超新星爆炸的大质量恒星的球对称。我们探索基本的爆炸性质和校准PUSH，使SN 1987 A的可观测量再现。我们的模拟是基于广义相对论流体动力学代码AGILE结合详细的中微子输运计划IDSA的电子中微子和ALS的μ子和τ中微子。为了在其他非爆炸模拟中触发爆炸，我们依靠中微子驱动机制。PUSH方法通过重中微子味的能量沉积局部地增加增益区中的能量沉积。我们的设置允许我们模拟核心反弹后几秒钟的爆炸。我们探索了18- 21 M $_{\odot}$的祖细胞范围。我们的研究揭示了高紧凑性（HC）和低紧凑性（LC）的祖先模型之间的区别，其中LC模型倾向于更早地探索，具有较低的爆炸能量，并具有较低的残余质量。HC模型需要获得Bethe 1附近的爆炸能量，如SN 1987 A所观察到的那样。然而，所有具有足够高爆炸能量的模型都过量产生$^{56}$ Ni。我们的结论是，回退是需要重现所观察到的核合成产率。$^{57-58}$ Ni的核合成产率敏感地依赖于电子分数和相对于祖星初始壳层结构的质量切割位置。我们确定了一个祖先和一组合适的PUSH参数，适合爆炸性能的SN 1987 A时，假设0.1 M $_{\odot}$的回退。我们预测一颗中子星的引力质量为1.50 M $_{\odot}$。我们发现爆炸属性和紧凑性的祖模型在探索祖之间的相关性。然而，更完整的分析将需要使用…
2015-05-22 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
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
Using LSST late-time photometry to constrain Type Ibc supernovae and their progenitors
在它的生命周期中，Vera C. Rubin Observatory Legacy Survey of Space and Time（LSST）将监测数百万颗超新星（SNe）从爆炸到被遗忘的过程，从而获得关于其后期演化的前所未有的丑陋光度数据集。在这里，我们表明，Ibc型SNe的光度演化可以用来限制其喷出物的许多属性，而不需要昂贵的光谱观测。使用辐射传输模拟不同初始质量的氦星祖先的爆炸，我们表明，g-波段过滤器主要遵循的Fe II发射的强度，r-波段[OI]6300- 6364 A和[NII]6548- 6583 A，i-波段[CaII]7291，7323 A，和z-波段的CaII NIR三重态，因此提供了核合成产量的信息。缺乏关于较弱的线的信息，例如，可以用来限制结块。然而，通过与物理上一致的3D爆炸模型建立更紧密的联系，并通过合理选择一组小得多的光谱观测，提高辐射传输模拟的物理真实性，这一缺陷最终可能会得到解决。SN辐射固有的简并性将影响光度测量的解释，但来自星云相位光谱的线通量也同样受到影响。重要的是，我们的Ibc型SN模型“家族”在颜色-颜色星等图中遵循一个独特的轨迹，因为喷出物从100到450 d演化，允许人们解开不同的祖先或爆炸。这种光度测量方法提供了一种很有前途的方法来研究SNe Ibc的统计样本，并将其与不断改进的祖先和爆炸模型相对抗，以捕获与拱星材料的后期相互作用…
2022-09-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Simple Approach to the Supernova Progenitor-Explosion Connection
我们提出了一种新的方法来了解景观超新星爆炸能量，喷射镍质量，和中子星出生质量。与其他最近的参数方法相比，我们的模型预测的中微子驱动的爆炸的基础上的崩溃前的恒星结构，而不需要流体动力学模拟的属性。该模型是基于物理动机的标度律和简单的微分方程描述的冲击波传播，收缩的中子星，中微子的排放，加热条件，和爆炸能量。使用模型参数兼容的多维模拟和成千上万的超新星祖先的细网格，我们得到一个杂色景观的中子星和黑洞形成类似于其他参数化的方法，并找到良好的协议与半经验措施的“爆炸性”的大质量恒星。我们预测的爆炸性能在很大程度上符合镍质量和爆炸能量之间的相关性。考虑到在爆炸阶段流出和下降流的共存，我们自然地得到爆炸能量和喷出物质量之间的正相关关系。这些相关性是相对稳健的参数变化，但我们的研究结果表明，有相当大的余地，在参数模型，以扩大或缩小黑洞和中子星形成的质量范围，并扩大或缩小爆炸能量。我们的模型目前仅限于一个全有或全无的处理回退，模型预测和观测约束之间仍然存在一些微小的差异。
2016-05-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Cool and Inflated Progenitor Candidate for the Type Ib Supernova 2019yvr at 2.6 Years Before Explosion
我们提出了哈勃太空望远镜对SN 2019 yvr爆炸前对应物的成像，该图像是在其爆炸前2.6年作为Ib型超新星（SN Ib）获得的。与爆炸后的Gemini-S/GSAOI图像相一致，我们证明了有一个与SN 2019 yvr祖系统一致的单一来源，这是iPTF 13 bvn之后的第二个SN Ib祖系统候选者。我们还分析了爆炸前的斯皮策/IRAC成像，但我们没有在SN位置检测到任何对应物。SN 2019 yvr是高度红化的，将它的光谱和光度学与其他熄灭较少的SNe Ib进行比较，我们得出SN 2019 yvr的$E(B-V)=0.51\substack{+0.27\\-0.16}$等。对爆前源的测光进行了尘埃红化的校正，我们确定该源与$\log(L/L_{\odot}) = 5.3 \pm 0.2$和$T_{\mathrm{eff}} = 6800\substack{+400\\-200}$ K星一致。这个相对较冷的光球温度意味着它的半径为320 $\substack{+30\\-50} R_{\odot}$，比预期的含有微量氢的SN Ib祖星大得多，但与先前发现的SN IIb祖星系统一致。该系统的光度也与经历共同包层演化的双星模型一致，导致主星氢包层质量大部分耗尽，但似乎与SN 2019 yvr的SN Ib分类相冲突。SN 2019 yvr在后期（$>$ 150天）光谱和成像中具有强烈…
2021-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Progenitor of the Type IIb SN 2008ax Revisited
哈勃太空望远镜在2011年和2013年对超新星（SN）2008 ax的观测表明，在爆炸前的图像中检测到的可能的祖先物体实际上是多个。在新的更高分辨率的图像中解决了四个点源。我们确定了一个具有衰落SN的源。其他三个物体与单个超巨星一致。我们的结论是，他们的光污染了先前确定的祖先候选人。在减去这些恒星之后，这颗恒星的前身似乎比以前测量的要暗得多，也更蓝。超新星位置的爆炸后测光表明，前身天体已经消失。如果是单一的，它的前身星与B到中A光谱类型的超巨星兼容，而沃尔夫-拉叶星（WR）在紫外线下太亮，无法解释观测结果。此外，我们的流体动力学模型显示，爆炸前的质量是$4-5$ $M_\odot$，半径是$30-50$ $R_\odot$，这与WR祖先不相容。我们提出了一个可能的相互作用的二进制祖先计算与我们的进化模型，再现所有的观测证据。一颗与O 9-B 0主序星一样明亮的伴星可能在爆炸后仍然存在。
2015-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
How much hydrogen is in Type Ib and IIb supernova progenitors?
核心坍缩的超新星只有很少或没有氢（分别用IIb型和Ib型表示），是大质量恒星失去部分或大部分外层的爆炸。它们如何失去质量尚不清楚，但可能涉及二元相互作用。到目前为止，在爆炸前的成像中已经确定了七个这样的超新星的祖先（五个是IIb型事件，两个是Ib型事件）。在这里，我们发展详细的二进制恒星演化模型，以更好地了解这些祖先的性质。我们发现，在爆炸时留在信封中的氢的量很大程度上取决于后相互作用的质量损失率。剩余的氢反过来又以非平凡的方式强烈影响祖先的性质，如温度和光球半径。再加上前体数据中的消光和距离不确定性，很难从爆炸前成像中推断出准确的前体氢质量。我们量化了这种不确定性，并发现现有的数据是一致的，提出的Ib-IIb型氢质量阈值约为0.033 Msun，这意味着即使是Ib型祖先不是纯氦星。这些结果缓解了SN 2019 yvr的Ib型分类与其候选祖先属性之间的紧张关系。我们还估计了幸存的2019 yvr祖先伴星的亮度，这可能会在未来的观测中被发现。
2022-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Candidate Progenitor of the Type IIn SN 2010jl is Not an Optically Luminous Star
IIn型超新星（SN）的祖先星（或系统）的性质仍然不确定。虽然至少有四个IIn型超新星的祖先有直接的成像限制，其中之一是SN 2010 jl，但在解释不稳定的祖先和爆炸事件本身时仍然存在模糊性。爆炸前HST/WFPC 2图像中的蓝色源落在SN 2010 jl爆炸后地基成像得出的5 sigma天体测量误差圆内。然而，在地基天体测量发表时，SN还没有充分褪色，无法进行爆炸后的HST后续观测，以确定更精确的天体测量解和/或确认爆炸前的源是否已经消失，这两者都是最终解开可能的祖先情景所必需的。在这里，我们展示了2014年和2015年获得的SN 2010 jl场的HST/WFC 3成像，当时SN已经足够褪色，可以对祖先进行新的限制。在新图像中仍然检测到的SN偏移0。“099 +/-0。“008（24 +/- 2 pc）来自潜在的和扩展的排放源，该排放源至少部分（如果不是全部）贡献于先前在WFPC 2数据中被建议为候选祖源的蓝色源。仅这一点就排除了爆炸前图像中的蓝色源是爆炸恒星的可能性，但可能与一个年轻（<5-6百万年）的星团有关，并且仍然认为有一个大质量（>30个太阳质量）的祖先。我们获得了新的上限流量从一个单一的明星在SN的位置在爆炸前WFPC 2和斯皮策/IRAC的图像，可能最终被用来约束祖属性。
2016-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Overarching Framework of Core-Collapse Supernova Explosions as Revealed by 3D Fornax Simulations
我们已经进行了十九个国家的最先进的3D核心坍缩超新星模拟跨越广泛的祖质量。这是有史以来最大的复杂3D超新星模拟集合。我们已经发现，虽然这些模型中的大多数都爆炸了，但并不是所有的模型都爆炸了，即使是在可用的原始质量范围中间的模型也可能不太容易爆炸。这并不意味着那些我们没有看到爆炸的模型在自然界中不会爆炸，而是它们比其他模型更不容易爆炸。一个结果是，“紧凑性”的措施是不是一个度量的可爆炸性。我们发现，质量较低的大质量恒星祖先可能经历较低能量的爆炸，而质量较高的大质量恒星可能经历较高能量的爆炸。此外，大多数3D爆炸都有一个占主导地位的偶极子形态，有一个捏，蜂腰结构，并同时经历吸积和爆炸。我们再现的一般范围内的剩余中子星质量推断银河系中子星人口。然而，最大质量的祖先模型，特别是相对于爆炸能量，需要持续更长的物理时间才能渐近线到它们的最终状态。我们发现，虽然大多数的内部喷出物有Y $_e = 0.5$，有一个实质性的质子丰富的尾巴。这一结果具有重要意义的核合成产率作为一个功能的祖。最后，我们发现，非爆炸模型最终演变成紧凑的内部配置，经历一个准周期的螺旋SASI模式。除此之外，我们在爆炸模型中几乎看不到SASI的证据。
2019-11-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors of supernova Ibc: a single Wolf-Rayet star as the possible progenitor of the SN Ib iPTF13bvn
核心坍缩超新星（SN）爆炸标志着大质量恒星动荡的生命的结束。确定它们的祖先的性质是理解SNe性质的关键一步。直到最近，还没有直接检测到Ibc型SN的祖先，据信它们来自通过恒星风失去氢包层的大质量恒星和伴星从主星剥离H包层的双星系统。在这里，我们分析了最近报道的iPTF 13 bvn的观测结果，这可能是基于爆炸前图像的SN Ib祖先的首次检测。非常有趣的是，最近发表的单星日内瓦模型可以重现观测到的候选祖先的测光及其质量损失率，证实了最近提出的方案。我们发现，一个单一的WR星的初始质量在31-35 Msun的范围内符合观测到的光度的祖先iPTF 13 bvn。母星的光度log（L/Lsun）约为5.55，表面温度约为45000 K，爆炸时的质量约为10.9 Msun。我们的非旋转32 Msun模型高估了祖先的半径，尽管这可能与更大质量（40至50 Msun之间），更热，更明亮的祖先的微调模型相一致。我们的模型表明，一个非常不确定的喷出物质量约8 Msun，这是高于平均的SN Ib喷出物质量，是来自光变曲线（2-4 Msun）。这种可能的高喷出物质量可以在iPTF 13 bvn光变曲线和光谱中产生可检测的影响。如果候选者确实被证实是祖先，我们的结果表明，具有相对较高的初始质量（>30 Msun）的恒星可以在死亡时产生可见的SN爆炸，并且不会直接坍缩成黑洞。
2013-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Matter Mixing in Core-collapse Supernova Ejecta: Large Density Perturbations in the Progenitor Star?
物质混合是核心坍缩超新星爆发研究的重要内容之一。在本文中，我们进行了二维流体动力学模拟再现的高速$^{56}$ Ni块在SN 1987 A中观察到。这是首次提出在CCSN前身中利用大密度微扰产生瑞利-泰勒（RT）不稳定性，使物质有效混合。在球形爆炸的情况下，RT不稳定性是有效的在两个C+O/He和He/H界面的SN祖。微扰图样中的径向相干结构对于获得高速$^{56}$ Ni团簇是重要的。在非球面爆炸的某些情况下，我们还可以得到物质混合的特征和高速$^{56}$ Ni团簇。我们发现，在我们的工作中，最有利的模型之一有一个组合的双极和赤道不对称爆炸，其中至少25%的密度扰动是在不同的组成界面的CCSN祖。这些模拟结果与SN 1987 A的观测结果相当。
2015-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor-Explosion Connection and Remnant Birth Masses for Neutrino-Driven Supernovae of Iron-Core Progenitors
我们进行流体动力学超新星模拟在球对称的100多个太阳金属丰度的单星，探索由中微子驱动的机制建立的祖爆炸和祖遗迹连接。我们使用一个近似的处理中微子输运和取代高密度内部的中子星（NS）的内部边界条件的基础上的分析原NS核心冷却模型，其自由参数的选择，使爆炸能量，镍生产和能量释放的紧凑的残余的祖先约20个太阳质量的超新星1987 A是兼容的。因此，我们能够模拟吸积阶段，爆炸的开始，随后的中微子驱动的风阶段为15-20秒，以及爆炸波的进一步演变数小时至数天，直到回落完成。我们的研究结果挑战了长期存在的范式。我们发现，爆炸的残余质量、发射时间和性质强烈依赖于恒星结构，即使在祖星零年龄主序星质量的狭窄区间内也表现出很大的变化性。虽然所有质量低于15个太阳质量的祖先都产生NS，但对于质量更大的恒星，黑洞（BH）和NS的形成是可能的，其中部分氢包层的损失导致弱的反向冲击和弱的回落。我们的NS重子质量约为1.2-2.0太阳质量，BH质量大于6太阳质量，这与经验分布中可能缺乏低质量BH是一致的。中微子加热解释了SN能量在10^{50} erg到2*10^{51} erg之间，但很难解释更高能量的爆炸和镍质量高于0.1-0.2太阳质量。这些似乎需要替代SN机制。
2012-08-08 astro-ph.SR
Neutron star kicks by the gravitational tug-boat mechanism in asymmetric supernova explosions: progenitor and explosion dependence
超新星爆发早期的不对称物质抛射可以使新生的中子星产生反冲速度。对于中微子驱动的爆炸NS加速被证明主要是由各向异性驱逐内喷出物的引力吸引，而流体动力学的贡献在次主导的水平上，和不对称中微子发射只起次要作用。二维和三维流体动力学模拟表明，这种引力拖船机制可以解释观测到的年轻NS的空间速度高达1000 km/s以上。在这里，我们讨论了如何NS踢取决于能量，喷出物的质量，和不对称的SN爆炸，和哪种作用的紧凑性的预塌缩恒星核心起到的动量转移到NS。我们还提供了简单的解析表达式NS速度在这些数量。参考文献中的流体动力学模拟的结果，我们认为，为什么在讨论的情况下NS加速，电子捕获SNe，低质量铁核SNe和超剥离SNe可以预期有相当低的内在NS踢比核心崩溃SNe的大规模恒星核心。我们的基本论点仍然有效，如果祖星拥有大规模的不对称性，在其对流硅和氧燃烧层。可能的情况下，自旋踢对齐勾勒。我们的大部分讨论仍然是在概念和定性的水平上，需要更多的工作，在数值模拟方面，以确定所涉及的参数，其处方的依赖性将需要配方，可用于更好地描述NS踢在二进制进化和人口合成研究。
2017-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova 1987A: 3D Mixing and light curves for explosion models based on binary-merger progenitors
超新星1987 A（SN 1987 A）的六个双星合并的祖先，其性质接近蓝超巨星Sanduleak-69 202，它们被中微子加热爆炸，并在三维（3D）中演化到激波爆发后很长时间，并继续进行球对称的光变曲线计算。我们的研究结果证实了以前对单星祖先的发现：（1）具有SN 1987 A能量的3D中微子驱动爆炸合成了与放射性光变曲线尾部一致的Ni-56质量：（2）流体动力学模型将氢向内混合到最小速度低于40 km/s，与SN 1987 A的光谱观测一致;（3）对于给定的爆炸能量，Ni ~（56）向外放射性混合的效率主要取决于（C+O）/He和He/H组分界面处瑞利-泰勒不稳定性的高增长因子以及He/H组分界面下快速羽流与反向激波的弱相互作用。H接口。所有的双星合并模型都具有与Sanduleak-69 202的光度半径相匹配的超新星前半径，外层的结构使它们能够在最初的7天内重现观测到的初始光度峰值。模型混合约0.5兆太阳的氢到氦壳层，并表现出强烈的向外混合的Ni-56的最大速度超过3000公里/秒观察到的大部分喷射的Ni-56具有光变曲线形状与SN 1987 A光变曲线的圆顶很好的协议。基于单星和双星合并祖先的SN 1987 A的3D中微子驱动爆炸模型的最佳代表的比较分析表明，只有一个双星模型满足所有观测约束，除了一个。
2021-04-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The explosion of 9$-$29$M_\odot$ stars as Type II supernovae : results from radiative-transfer modeling at one year after explosion
我们从最先进的爆炸模型出发，通过详细的核合成计算，提出了一组一年前II型超新星（SNe）辐射传输的非局域热力学平衡稳态计算。这个网格覆盖了初始质量在9到29 $M_{\odot}$之间的单星祖先，它们都是在太阳金属丰度和忽略自转的情况下用开普勒演化的。[OI] $λλ$ $6300,6364$线通量通常随祖细胞质量而增长，而H $α$表现出同样强的相反趋势。[CaII] $λλ$ $7291,\,7323$的强度在低$^{56}$ Ni质量、低爆炸能量或结块时增加。这CaII双峰，主要形成在爆炸产生的Si/S区，依赖于祖质量很少，但可能会加强，如果Ca $^+$占主导地位的H-丰富的发射区或如果Ca是丰富的O-丰富的区域。事实上，Si-O壳层合并之前，核心崩溃可能会提高钙双在OI双的代价，因此可能会模仿金属线强度较低的质量祖。我们发现，$^{56}$镍泡效应具有微弱的影响，可能是因为它太弱，导致在各个发射区的电离位移。我们的模拟结果与观测到的SNe II（包括SN 2008 bk）（例如，9 $M_{\odot}$型号）、SN 2012 aw（12 $M_{\odot}$型号）、SN 1987 A（15 $M_{\odot}$型号）或SN 2015 bs（25 $M_{\odot}$型号，无Si-O壳融合）。SNe II与窄线和低$^{56}$ Ni质量很好地匹配的9 $-$ 11…
2021-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors of early-time interacting supernovae
我们使用辐射转移程序CMFGEN计算了一组广泛的超新星与星周物质相互作用的早期光谱。我们的模型适用于从爆炸后1天到几天观察到的事件。使用这些模型，我们约束的祖先和爆炸性能的样本17个观察到的相互作用的超新星在早期。由于大质量恒星有很强的质量损失，这些光谱提供了关于超新星祖先的有价值的信息，如质量损失率，风速和表面丰度。我们发现，这些事件跨越了广泛的爆炸和祖属性，表现出超新星的亮度在1E8至1E12 Lsun范围内，温度从10000至60000 K，祖质量损失率从几个1E-4高达1 Msun/年，风速从100至800公里/秒，表面丰度从太阳到H-耗尽。我们的研究结果表明，与大质量恒星在其馀的生命周期中所表现出的质量损失相比，许多与星周物质相互作用的超新星祖先在爆炸前显着增加了质量损失。我们还推断缺乏表面丰度和质量损失率之间的相关性。这可能指向爆炸前的质量损失机制与恒星质量无关。我们发现，这些事件中的大多数具有hoc处理的表面丰度。在单星的情况下，这表明倾向于高质量的RSG作为相互作用的SNe的祖先，而双星演化可能会影响这一结论。我们的模型是公开的，并随时适用于分析正在进行的和未来的大规模调查，如Zwicky瞬态工厂的结果。
2020-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
WD+MS Systems as the Progenitors of Type Ia Supernovae with Different Metallicities
Ia型超新星（SNe Ia）前身星的单简并模型是两个最流行的模型之一，其中一颗碳氧白矮星（CO WD）吸积来自其伴星的富氢物质，使其质量增加到克拉塞卡质量极限，然后爆炸成为一颗Ia型超新星。将Hachisu等人（1999 a）关于吸积效率的公式推广到Eggleton的恒星演化程序中，并假设该公式对\emph{all}金属丰度也有效，我们对不同金属丰度的双星演化进行了详细的研究。我们显示的初始和最终的参数空间为超新星Ia（$\log P-M_{\rm 2}$）平面。我们的模型很好地解释了（$\log P-M_{\rm 2}$）平面上一些著名的复发新星以及超软X射线源（SSS）RX J0513.9-6951的位置，并且我们的模型还可以解释第谷G的空间速度和质量，第谷G现在被认为是第谷超新星的伴星。我们的研究表明，如果Han和Podsiadlowski（2006）的延迟动力学不稳定性模型是合适的，SSS，V Sge，是一个潜在的超新星的祖先，如SN 2002 ic。
2009-08-18 astro-ph.SR
Ejecta masses in Type Ia Supernovae -- Implications for the Progenitor and the Explosion Scenario
基于28颗Ia型超新星的观测数据，推断出大多数超新星抛射物质量低于钱德拉塞卡极限，支持亚钱德拉塞卡爆炸模型，同时部分与近钱德拉塞卡爆炸兼容。
2024-08-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Applications of Machine Learning to Predicting Core-collapse Supernova Explosion Outcomes
大多数现有的标准来自核心坍缩超新星的祖属性是不是很准确地预测爆炸的结果。我们提出了一个新的看识别核心塌陷超新星的爆炸结果使用机器学习方法。通知样本的100个二维轴对称超新星模拟进化与天炉座，我们训练和评估的随机森林分类器作为爆炸预测。此外，我们研究基于物理的功能集，包括紧凑性参数，Ertl条件，和一个新开发的集，其特征在于硅/氧界面。从9 $-$ 27 M $_{\odot}$超过1500超新星祖先，我们另外训练自动编码器直接从祖先密度分布提取物理不可知的功能。我们发现，仅密度分布包含有意义的信息，其爆炸性。硅/氧和自动编码器功能都能预测爆炸结果，精确度为$\approx$ 90\%。在更大的多维模拟集的预期中，我们确定了机器学习应用程序在爆炸结果预测之外的未来方向。
2022-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
PUSHing core-collapse supernovae to explosions in spherical symmetry IV: Explodability, remnant properties and nucleosynthesis yields of low metallicity stars
在本系列的第四篇论文中，我们使用参数化的球对称爆炸方法PUSH对两组非旋转恒星祖先模型进行了系统的研究。我们的研究包括爆炸前的模型与金属丰度Z=0和Z=Z $_{\odot}\times 10^{-4}$和覆盖的祖质量范围从11到75 M $_\odot$。我们提出并讨论了所有模型的爆炸性质，并预测在这种方法内的残余物（中子星或黑洞）的质量分布。我们还进行了系统的核合成研究，并预测详细的同位素产量作为祖质量和金属丰度的函数。我们提出了我们的核合成结果与观测派生的$^{56}$镍喷出物从正常的核心坍缩超新星和铁族丰度的贫金属星HD~84937的比较。总的来说，我们的爆炸能量，剩余质量分布，$^{56}$镍质量，和铁组产率的结果是一致的正常CCSNe的观察。我们发现，在低和零金属丰度的恒星祖先更容易BH的形成比那些在太阳的金属丰度，这允许在LIGO/VIRGO观察到的质量范围内的BH的形成。
2020-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
WD + MS systems as the progenitor of SNe Ia
我们给出了Ia超新星在（$\log P^{\rm i}, M_{\rm 2}^{\rm i}$）平面上的初始和最终参数空间，并发现我们的模型很好地解释了一些著名的复发新星以及超软X射线源（SSS）RX J0513.9-6951的位置。该模型也可以解释第谷G的空间速度和质量，现在认为它是第谷超新星的伴星。我们的研究表明，如果Han & Podsiadlowski（2006）的延迟动力学不稳定性模型是合适的，SSS，V Sge，可能是SN 2002 ic等超新星的潜在祖先。在Meng，Chen & Han（2009）的工作之后，我们发现，具有光学厚风的SD模型（WD + MS）可以解释SN 2006 X等超新星的诞生率，并再现SNe Ia的色余分布。该模型还预测，至少75%的超新星Ia可能在其光谱中显示出偏振信号。
2009-12-04 astro-ph.SR
Supernova Explosions of the Lowest-Mass Massive Star Progenitors
该研究通过对比1D和3D模拟，发现最低质量大质量恒星前身星在3D中爆炸能量和镍产量显著更高，且抛射物更富中子，强调3D模拟对捕获超新星可观测量的必要性。
2024-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impact of stellar rotation on type II supernova progenitor masses from pre-explosion imaging
Instituto de Astrofísica de La Plata (IALP), CCT-CONICET-UNLP（拉普拉塔天体物理研究所）；Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas - UNLP（天文学与地球物理学科学学院）
研究利用爆炸前成像数据，探讨恒星自转对II型超新星前身质量估计的影响，通过比较非自转和自转模型的结果，发现自转模型得出的质量分布略低，但差异在观测和模型误差范围内。
2026-03-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
The rotation of surviving companion stars after type Ia supernova explosions in the WD+MS scenario
在Ia超新星的SD情况下，伴星在超新星爆炸后幸存下来，因此应该在超新星遗迹的中心附近可见，并可能显示出一些不寻常的特征。一个有前途的方法来测试SNe Ia的祖先模型是寻找SNRs中的伴侣。在这里，我们提出了3D流体动力学模拟的结果之间的相互作用的超新星Ia爆炸波和MS同伴考虑到其轨道运动和自旋。这项工作的主要目标是调查的旋转幸存的同伴后，超新星爆炸的WD+MS的情况。我们使用Eggleton的代码，包括光学厚吸积风模型，以获得现实的同伴模型。SN爆炸波对这些同伴的影响是遵循在3D流体动力学模拟采用SPH代码GADGET 3。我们发现，伴星的旋转并不显着影响剥离的质量和反冲速度所造成的SN影响的量。然而，在我们的模拟中，由于伴星的膨胀以及55%-89%的初始角动量被剥离物质带走的事实，伴星的旋转速度显着降低到爆炸前的14%-32%。与观测到的第谷SN的伴星Tycho G的旋转速度6 km/s相比，我们得到的最终旋转速度仍然高出至少两倍。这一差异是否显著，是否会对第谷G是SN 1572的伴星的说法产生怀疑，还有待于未来的研究。基于二进制人口合成的结果，我们提出的，第一次，预期的分布的旋转速度的同伴爆炸后，这可能提供有用的信息，为识别幸存的同伴在观测搜索在其他历史的信噪比。
2013-03-11 astro-ph.SR
SN 2016iyc: A Type IIb supernova arising from a low-mass progenitor
在这项工作中，对一颗非常低光度的IIb型超新星（SN）2016 iyc进行了光度和光谱分析。SN 2016 iyc位于类似超新星（SNe）分布的暗端附近。考虑到SN 2016 iyc的低质量（$M_{\rm ej}$）和低质量（$M_{\rm Ni}$），结合SN 2016 iyc位于暗端附近，利用MESA程序对SN 2016 iyc可能的祖先星9 - 14 M $_{\odot}$零龄主序星（ZAMS）进行了一维恒星演化模型计算.此外，合成爆炸的祖模型已被模拟使用的流体动力学演化程序STELLA和SNEC。通过质量在12 - 13 M $_{\odot}$范围内、具有超新星前半径$R_{\mathrm{0}} =$的ZAMS星的合成爆炸产生的热光度光变曲线和光球速度（240 - 300）R $_{\odot}$，含$M_{\rm ej} =$（1.89 - 1.93）M $_{\odot}$，爆炸能量$E_{\rm exp} = $（0.28 - 0.35）$\times 10^{51}$ erg和$M_{\rm Ni} < 0.09$ M $_{\odot}$与观测值符合较好;因此，SN 2016 iyc很可能是从接近SN IIb质量下限的一个母星爆炸的。最后，SN 2016 gkg和SN 2011 fu的爆炸的流体动力学模拟也进行了比较中间和高光度的例子之间的研究SNe II…
2022-09-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2013df, a double-peaked IIb supernova from a compact progenitor and an extended H envelope
本文介绍了IIb型SN 2013 df在爆炸后几天到大约250天的光学观测结果。这些观测结果得到了\textit{SWIFT}在爆炸后60天内进行的紫外线光度测定的补充。双峰光学光变曲线与SNe 1993 J和2011 fu相似，但下降和上升速率不同。根据测辐射热光变曲线的模拟，我们估计出在爆炸中合成的$^{56}$ Ni的总质量为$\sim0.1$ M $_{\odot}$，而喷出物质量为$0.8-1.4$ M $_{\odot}$，爆炸能量为$0.4-1.2 \times 10^{51}$ erg。此外，我们还估计了从$64-169$ $R_{\odot}$开始的祖细胞半径的下限。光谱演化表明SN 2013 df有一个类似于SN 1993 J（$\sim 0.2$ M $_{\odot}$）的氢包层。星云光谱中的谱线轮廓表明，爆炸是不对称的，喷出物中存在团块，而[O\，{ \sc i}] $λ$ $λ$ $6300$，$6364$光度可能表明SN 2013 df的祖先是一颗相对低质量的恒星（$\sim 12-13 $ M $_{\odot}$）。
2014-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor-dependent Explosion Dynamics in Self-consistent, Axisymmetric Simulations of Neutrino-driven Core-collapse Supernovae
我们提出了自洽的，轴对称的核心塌陷超新星模拟进行普罗米修斯顶点代码的18个前超新星模型在11-28太阳质量的范围内，包括最近由其他团体调查的祖先。所有的模型都会产生爆炸，但根据原型结构的不同，它们可以分为两类。随着Si/Si-O界面处密度的急剧下降，该界面到达激波前沿导致质量吸积速率的突然下降，从而触发快速接近爆炸。随着吸积速率的逐渐降低，中微子加热需要更长的时间来克服吸积冲压压力和爆炸。反弹后的高质量吸积率和相应的高中微子光度结合在Si/Si-O界面处的吸积率和冲压压力的显着下降，促进了早期的爆炸。由于快速收缩的中子星半径和通过其最大值后后退的冲击前锋，我们的模型表现出短的平流时间尺度，这有利于有效的增长的常设吸积激波不稳定性。后者至少对失速激波在逃逸前的再膨胀起支持作用。考虑到增益层中的湍流压力的影响，我们推导出一个广义的临界中微子光度的条件，捕捉所有模型的爆炸行为非常好。我们通过测试随机性、数值分辨率和近似在微观物理学某些方面的影响来验证我们研究结果的稳健性。
2016-05-18 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Type Ia Supernova Explosions in Binary Systems: A Review
本文综述了双星系统中 Ia 型超新星的前身星模型与爆炸机制，基于多阶段观测进展探讨了其起源多样性，并指出未来大型天文项目将助力揭示其爆炸机制。
2023-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Seeking Core-Collapse Supernova Progenitors in Pre-Explosion Images
我总结了我们所知道的关于恒星的本质，最终爆炸为核心坍缩超新星从检查之前采取的爆炸图像。通过记录超新星爆发前和超新星爆发后的图像，通常使用天基光学探测器或配备激光导星自适应光学系统的地基红外探测器以高分辨率拍摄，现在已经有近36颗核心坍缩超新星的祖先恒星的性质被直接测量或（更常见的）通过建立光度上限来限制。这些研究可以直接与恒星演化模型进行比较，从而可以对祖星的物理特征进行估计。我回顾祖特性（或限制）推断，从这项工作中的每一个主要的核心坍缩超新星类型（II-高原，II-线性，IIb，IIn，Ib/C），特别侧重于所使用的分析技术和过程中，通过得出的结论。还提供了一些个别事件的简要讨论，包括SN 2005 gl，一个IIn型超新星，被证明有一个非常明亮的-因此非常巨大的-在一个暴力的，明亮的蓝色变星样喷发阶段后不久爆炸的祖先，与标准的理论预测相反。
2009-08-13 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor and Close-In Circumstellar Medium of Type II Supernova 2020fqv from High-Cadence Photometry and Ultra-Rapid UV Spectroscopy
本文介绍了超新星SN 2020 fqv的观测结果，它是一颗室女座星团II型核心坍缩超新星（CCSN），由凌日系外行星巡天卫星（TESS）提供的高时间分辨率光变曲线覆盖了爆发时间，由哈勃空间望远镜（HST）提供的紫外光谱从爆炸后3.3天开始观测，由地基光谱从爆炸后1.1天开始观测，由地球物理学家和天文学家提供的观测结果。以及广泛的光度观测。大质量恒星有着复杂的质量损失历史，导致它们以CCSNe的形式死亡，从而产生了与SNe相互作用的星周介质（CSM）。爆炸后最初几天的观测可以提供有关恒星演化后期质量损失率的重要信息。模型拟合SN 2020 fqv的准测辐射热光变曲线显示，CSM的约0.23 $M_{\odot}$被限制在距离其祖星约1450 $R_{\odot}$（$10^{14}$ cm）的范围内。来自HST和地面观测站的早期光谱（爆炸后<4天）显示了来自CSM外部光学薄部分的高电离金属物质的发射特征。我们发现，CSM是一致的喷发所造成的注入$\sim$ $5\times 10^{46}$尔格到恒星信封$\sim$爆炸前300天，可能从核燃烧不稳定的氧燃烧开始。光变曲线拟合、星云光谱学和爆炸前的\textit{HST}成像一致地指向一个红超巨星（RSG）的祖先，$M_{\rm ZAMS}$ $\approx$ $13.5$ -- $15 \, M_{\odot}$，是SN~II祖先…
2021-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a dusty yellow supergiant progenitor for the Type IIb SN 2017gkk
本文在哈勃望远镜图像中发现IIb型超新星SN 2017gkk的黄色超巨星前身星，其质量不足以通过星风剥离包层，从而支持相互作用双星前身星通道。
2024-07-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early-time spectra of supernovae and their precursor winds: the luminous blue variable/yellow hypergiant progenitor of SN 2013cu
我们提出了第一个定量光谱建模的早期超新星与其祖先风相互作用。使用辐射转移程序CMFGEN，我们研究了最近报道的IIb型SN 2013 cu爆炸后15.5 h的光谱。这是第一次，我们能够直接测量SN祖先的化学丰度，并发现相对富含H的风，H和He丰度（按质量计）分别为X=0.46 +- 0.2和Y=0.52 +- 0.2。相对于太阳值，风在N中增强，在C中耗尽（质量分数为8.2e-3和1 e-5）。我们得到，一个稠密的风/星周介质，质量损失率Mdot= 3e-3 Msun/yr和风速vwind=100 km/s，围绕在前SN阶段的恒星。这些值低于以前的分析估计，虽然我们发现Mdot/vinf与以前的工作一致。我们还计算了CMFGEN模型，以约束祖光谱类型，并发现高Mdot和低vwind意味着恒星有一个有效的温度约8000 K之前立即SN爆炸。我们的模型表明，它的前身要么是一颗不稳定的发光蓝变星，要么是一颗正在经历爆发阶段的黄色超巨星，并排除了WR星的可能性。我们将爆炸后15.5 h的光谱归类为XWN 5（h），并主张使用前缀“X”（eXplosion），以避免爆炸后非恒星光谱与大质量恒星光谱之间的混淆。我们发现，由于SN事件前后电离结构的巨大差异，祖先光谱类型与爆炸后早期光谱类型有显着不同。结果表明：LBV/YHG -> XWN 5（h）-> SN IIb.未来的早期紫外光谱将提供额外…
2014-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
