The type Iax supernova, SN 2015H: a white dwarf deflagration candidate
M. R. Magee, R. Kotak, S. A. Sim, M. Kromer, D. Rabinowitz, S. J. Smartt, C. Baltay, H. C. Campbell, T. -W. Chen, M. Fink, A. Gal-Yam, L. Galbany, W. Hillebrand… 展开作者
M. R. Magee, R. Kotak, S. A. Sim, M. Kromer, D. Rabinowitz, S. J. Smartt, C. Baltay, H. C. Campbell, T. -W. Chen, M. Fink, A. Gal-Yam, L. Galbany, W. Hillebrandt, C. Inserra, E. Kankare, L. Le Guillou, J. D. Lyman, K. Maguire, R. Pakmor, F. K. Röpke, A. J. Ruiter, I. R. Seitenzahl, M. Sullivan, S. Valenti, D. R. Young
备注：
19 pages, 12 figures, accepted for publication in Astronomy & Astrophysics
我们目前的结果是基于SN 2015 H的观测，它属于类似SN 2002 cx的一小群天体，也被称为Iax型超新星。爆炸前深层成像的可用性使我们能够对爆炸时期进行严格的限制。我们的观测活动大约在爆炸后一天开始，并在最大光照后持续了约150天，使其成为迄今为止观测到的此类天体之一。我们发现峰值幅度M $_r$ = -17.27 $\pm$ 0.07，α（$Δm_{15})_r$ = 0.69 $\pm$ 0.04。比较我们的观察到的合成光谱产生的模拟燃烧的Kracrasekhar质量的碳-氧白矮星，我们发现合理的协议与模型的弱爆燃，导致约0.2 M $_{\odot}$的材料含有约0.07 M $_{\odot}$的56镍喷射。然而，模型光变曲线的演变速度比观测结果更快，这表明更高的喷出物质量是有利的。然而，伪测辐射热光变曲线的经验模型表明，$\lesssim$ 0.6 M太阳的物质被喷射出来，这意味着白矮星没有完全被破坏，并且很可能是一个结合的残余物。
英文摘要：
We present results based on observations of SN 2015H which belongs to the small group of objects similar to SN 2002cx, otherwise known as type Iax supernovae. The availability of deep pre-explosion imaging allowed us to place tight constraints on the explosion epoch. Our observational campaign began approximately one day post-explosion, and extended over a period of about 150 days post maximum light, making it one of the best observed objects of this class to date. We find a peak magnitude of M$_r$ = -17.27 $\pm$ 0.07, and a ($Δm_{15})_r$ = 0.69 $\pm$ 0.04. Comparing our observations to synthetic spectra generated from simulations of deflagrations of Chandrasekhar mass carbon-oxygen white dwarfs, we find reasonable agreement with models of weak deflagrations that result in the ejection of ~0.2 M$_{\odot}$ of material containing ~0.07 M$_{\odot}$ of 56Ni. The model light curve however, evolves more rapidly than observations, suggesting that a higher ejecta mass is to be favoured. Nevertheless, empirical modelling of the pseudo-bolometric light curve suggests that $\lesssim$0.6 M_sun of material was ejected, implying that the white dwarf is not completely disrupted, and that a bound remnant is a likely outcome.
Intermediate Luminosity Type Iax SN 2019muj With Narrow Absorption Lines: Long-Lasting Radiation Associated With a Possible Bound Remnant Predicted by the Weak Deflagration Model
Abundance Stratification in Type Iax SN 2020rea with TARDIS
Birla Institute of Technology & Science - Pilani（比拉技术学院-皮拉尼）；National Institute of Science Education and Research（国立科学教育与研究机构）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚玻达观测科学研究所以）
Unveiling SN 2022eyw: A Bright Member of the Type Iax Supernova Subclass
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；Department of Physics and Astronomy, Michigan State University（密歇根州立大学物理与天文学系）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学李政道研究所）
SN 2022eyw是Iax型超新星中明亮成员，其光谱和光度学特征表明其起源于部分熄火的Chandrasekhar质量白矮星。
The extremely low-luminosity Type Iax SNe 2022ywf and 2023zgx
University of Szeged（塞格德大学）；HUN-REN-SZTE Stellar Astrophysics Research Group（匈牙利研究网络-塞格德大学恒星天体物理学研究组）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Rutgers, the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）；Purdue University（普渡大学）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；National Central University（中央大学）；Las Cumbres Observatory（拉斯坎伯斯天文台）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；Astronomical Observatory, University of Warsaw（华沙大学天文台）
A hyper-runaway white dwarf in Gaia DR2 as a Type Iax supernova primary remnant candidate
观测与Ia型和Iax型超新星有关的恒星残骸对于充分了解它们的祖先是必要的。多个祖先的情况下预测人口踢供体残留物和部分燃烧的初级残留物，都以相对较高的速度移动。但只有少数的例子符合这两个预测的人口已被观察到。在这里，我们报告了可能是第一个已知的例子，一个未绑定的白矮星，这是一致的完全冷却的主要遗迹，以Iax型超新星。候选天体LP 93-21以银河系中心速度v $_{gal}$ $\simeq$ 605 km s $^{-1}$运行，并且引力与银河系无关。我们排除了银河系外的起源。Iax型超新星喷发的情况与其独特的未绑定轨迹是一致的，因为通过光谱跟踪在其光球层中检测到异常元素丰度。这一发现反映了最近的模型，该模型表明恒星喷射可能经常发生。不幸的是，由于白矮星本身的微弱性，以及与它们的直接祖先系统相关的不确定性，使得探测和确认这样的供体变得困难。
Delayed Wind Onset in Pa 30, the Remnant of Type Iax SN 1181
Research Center for the Early Universe (RESCEU), School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学研究科宇宙早期研究中心）；Department of Astronomy, School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学研究科天文学系）；Astrophysical Big Bang Laboratory, Pioneering Research Institute, RIKEN（理化学研究所先驱科学研究所天体物理大爆炸实验室）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）；Institute of Astronomy, Graduate School of Science, The University of Tokyo（东京大学大学院理学研究科天文学研究所）
Abundance Tomography of Type Iax SN 2011ay with TARDIS
本文对Iax型SN 2011 ay进行了详细的光谱分析。我们的光谱涵盖了B波段最大光的-3和+19天之间的时期。这个时间范围使我们能够采用所谓的丰度层析成像技术。用一维蒙特卡罗辐射转移程序TARDIS进行了合成光谱拟合。在本文中，我们描述了我们的方法来适应多个历元的自洽，分层大气模式。我们将我们的结果与以前发表的SYN++模型和不同爆炸场景的预测进行比较。使用一个固定的密度分布（指数拟合的W7），我们发现，一个统一的丰度模型不能重现最大光之前的光谱特征，因为出现了过强的Fe线。在我们最适合的TARDIS模型中，我们发现一个丰度分布分为两个不同的制度：一个良好的混合区域下10,000 km s $^{-1}$和分层区域，IGE丰度下降10,000 km s $^{-1}$以上。基于详细的对比分析，我们的结论是，现有的纯爆燃模型不能完全解释SN 2011 ay的观测特性或我们的TARDIS模拟结果。进一步的研究是必要的，以找到一个充分的解释这个对象的起源。
Discovery of a runaway star likely ejected by a Type Iax Supernova
Universität Potsdam（波茨坦大学）；University of Warwick（华威大学）；Friedrich-Alexander University Erlangen-Nuremberg（埃尔朗根-纽伦堡大学）；Christian-Albrechts-Universität zu Kiel（基尔大学）；Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）
Observational signatures of thermonuclear electron-capture supernovae -- Ne II line strengthening and color evolution as traces of the explosion mechanism
Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天体物理中心，理论天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Sapienza Università di Roma, Dipartimento di Fisica（罗马智慧大学，物理系）；Trinity College Dublin, The University of Dublin（都柏林三一学院，都柏林大学）；GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung（GSI亥姆霍兹重离子研究中心）
Nucleosynthesis in Two-Dimensional Delayed Detonation Models of Type Ia Supernova Explosions
通过对Ia型超新星（SNe Ia）三种极端情况的二维爆炸模拟，探讨了不同爆炸机制的核合成特征：纯湍流爆燃、初始爆燃近似球形点火后的延迟爆轰和高度非对称爆燃点火后的延迟爆轰.除了这个初始条件，爆燃阶段被视为在一个无参数的方法。当湍流燃烧进入分布燃烧区时，爆震开始。这发生在密度约$10^{7}$ g cm $^{-3}$ -相对较低，相比现有的核合成研究一维球对称模型。这些多维模型中的燃烧不同于一维模型中的燃烧，因为爆轰波既传播到白矮星中心附近的高密度区中的未燃烧物质，又传播到表面附近的低密度区。因此，所得到的产物是不同爆炸燃烧产物的混合物，从低密度的碳燃烧产物到最高密度的完全硅燃烧产物，以及在爆燃阶段合成的电子捕获产物。与爆燃模型相反，延迟爆轰产生一种特征性的层状结构，其产率在很大程度上满足银河系化学演化的约束。在非对称延迟爆轰模型中，填充有电子捕获物质（例如，$^{58}$ Ni，$^{54}$ Fe）在壳内，显示出大的偏移，高于$^{56}$ Ni分布的主体，而由爆炸产生的物质分布得更球形（简化）。
