Evidence for a neutral iron line generated by MeV protons from supernova remnants interacting with molecular clouds
超新星遗迹（SNRs）一直是银河系宇宙射线加速器的主要候选者。当低能宇宙射线质子（LECRp）与星际气体碰撞时，它们会碰撞中性铁原子并发射出6.40keV的中性铁线（Fe I K $α$）。我们从银河平面$6^{\circ} \lesssim l \lesssim 40^{\circ}, |b| < 1^{\circ}$区域的朱雀档案数据中寻找七个SNR中的铁K壳层线。所有这些SNRs都与分子云相互作用。我们发现Fe I K $α$线发射从五个SNR（W28，Kes 67，Kes 69，Kes 78，和W44）。光谱和形貌表明，Fe I K $α$线是由LECR p与邻近冷气体相互作用产生的。质子能量密度估计为$\gtrsim$ 10 - 100 eV cm $^{-3}$，比周围星际介质中的能量密度高10倍以上。
2018-01-24 astro-ph.HE
Detection of the neutral iron line from the supernova remnant W49B with Suzaku
利用朱雀卫星在超新星遗迹W49B西北区域显著探测到6.4 keV中性铁线及8-9 keV过量发射，并探讨其与高能粒子同冷物质相互作用的可能起源。
2024-01-16 astro-ph.HE
Faint Population III supernovae as the origin of the most iron-poor stars
银河系中最缺铁的恒星对天体物理学物体的性质提供了重要的观测限制，这些天体使原始气体富含重元素，这些恒星就是从这些物质形成的。其中，最近发现的缺铁恒星SMSS J031300.36-670839.3显示出显著的化学成分，未检测到铁（[Fe/H] $<-7.1$），碳和镁相对于钙的含量大幅增加。我们调查了无金属（人口III）恒星的超新星产量来解释这颗恒星所观察到的丰度模式。我们报告说，高[C/Ca]和[C/Mg]的比例和上限确定的其他元素丰度与核心塌陷超新星（具有正常的爆炸动能$E$的$E_{51}=E/10^{51}$尔格$=1$）或超新星（$E_{51}\geq 10$）的第三人口的25 $M_{\odot}$或40 $M_{\odot}$星的产量很好地再现。最佳拟合模型假设第三星族祖先的爆炸经历了广泛的物质混合和回落，留下了黑洞遗迹。在这些模型中，钙是由静态/爆炸性O燃烧和不完全的Si燃烧在第III族超新星/超超新星，在对比的建议，钙是起源于热CNO循环在超新星前演化。在5颗具有[Fe/H] $<-4.5$的贫铁星中，有4颗碳增强星与$^{56}$ Ni的质量小于10 $^{-3}M_{\odot}$的暗超新星模型一致。
2014-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dense Iron Ejecta and Core-collapse Supernova Explosion in the Young Supernova Remnant G11.2-0.3
我们提出的结果，近红外光谱观测致密（$\simgt$ 10 $^3$厘米$^{-3}$）铁喷出物在年轻的核心塌陷超新星遗迹G11.2-0.3。预计靠近其中心的五个喷出物节显示出多普勒频移的大分散：东部的两个节的蓝移超过1，000 \kms，而西部的三个节的蓝移相对较小，为20-60 \kms。这种速度差异可能表明，西方的结已经显着减速或存在系统的速度差异之间的结。另一方面，在西北边界的一个喷出物丝状体红移了$\simgt$ 200 \kms，而在东南边界的相反丝状体显示出可以忽略的径向运动。一些结和细丝有二次速度分量，和一个结显示了弓形激波的速度结构的功能。铁的喷出物似乎没有来自其他重元素的强烈辐射，例如S，这可能证明了在靠近其中心的核心坍缩超新星爆炸的爆炸性核合成过程中富含α的冻结过程。Fe喷出物在西北和东南方向的显著两极分布，以及中央脉冲星风星云在垂直方向的伸长，与超新星主要沿西北和东南方向爆炸的解释一致。
2009-08-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Acquire information about neutrino parameters by detecting supernova neutrinos
我们考虑了超新星激波效应、Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein（MSW）效应、集体效应和地球物质效应对地球上II型超新星中微子探测的影响。结果表明，超新星中微子事件数与中微子质量等级、中微子混合角$θ_{13}$和中微子质量有关。因此，我们提出了可能的方法来确定质量等级，并获得有关$θ_{13}$和中微子质量的信息，通过检测超新星中微子。我们将这些方法应用到当前的一些中微子实验中。
2010-06-06 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Earth's accretion inferred from iron isotopic anomalies of supernova nuclear statistical equilibrium origin
陨石中的核合成铁同位素异常可以用来重建太阳系早期的动力学演化，并确定建造行星的物质的起源和性质。使用高精度的铁同位素数据的23个铁陨石从9个主要的化学组，我们表明，所有的铁陨石显示相同的基本二分法之间的非碳质（NC）和碳质（CC）陨石以前观察到的其他元素。Fe同位素异常主要是由54 Fe的变化产生的，其中所有CC铁陨石的特征是相对于NC铁陨石的54 Fe过量。在相同的CC陨石群中观察到54 Fe的过量伴随着58 Ni的过量。总之，这些过剩的54 Fe和58 Ni是由Ia型超新星或核坍缩超新星的Si/S壳层中的核统计平衡产生的。新的Fe同位素数据显示，地球地幔的图上或接近铁陨石中Fe，Mo和Ru同位素异常所定义的相关性，表明在整个地球的吸积过程中，其构建块的同位素组成并没有急剧变化。虽然地球地幔的Fe同位素组成与Cl-辉长岩相似，但后者与地球地幔的其他元素明显不同（例如，大地，是大地的一部分，是大地的一部分。CI榴辉岩相对于地幔表现出较大的Cr和Ni同位素异常，这一事实表明CI榴辉岩不太可能为地球贡献大量的Fe。
2021-10-12 astro-ph.EP astro-ph.HE physics.geo-ph
Solar abundance ratios of the iron-peak elements in the Perseus Cluster
弥漫在星系团中的热等离子体的金属丰度代表了数十亿颗超新星产生的重元素的积累。因此，星团内介质的X射线光谱学提供了一个机会来研究超新星爆炸在宇宙时间内的性质。特别是，铁峰元素（铬、锰、铁和镍）的丰度是理解典型Ia型超新星祖先如何演化和爆炸的关键。最近对星团内介质的X射线研究发现，这些元素的丰度比与在太阳中看到的有很大的不同，这表明星团和银河系中Ia型超新星的性质之间存在差异。然而，由于铬和锰的K壳层跃迁线很弱，而铁和镍的K壳层跃迁线在光子能量上非常接近，因此需要高分辨率光谱来准确测定这些元素的丰度。在这里，我们报告的观测英仙座集群，从铬，锰和镍的共振发射的统计显着检测。我们的测量，结合最新的原子模型，揭示了这些元素相对于铁具有接近太阳的丰度比，与以前的说法相反。我们的结果和现代核合成计算的比较不支持这样的假设，即Ia型超新星的祖先完全是质量远低于克拉塞卡极限（大约是太阳质量的1.4倍）的白矮星。观测到的铁峰值元素的丰度模式可以通过考虑近和亚克拉塞卡质量的Ia型超新星系统的组合来解释，增加了越来越多的证据表明这两种祖先类型对宇宙化学富集做出了重大贡献。
2017-11-27 astro-ph.HE
Neutral iron line in the supernova remnant IC 443 and implications for MeV cosmic rays
我们报告了在超新星遗迹（SNR）IC 443的西北部和中部发现了Fe I K $α$线的明亮斑点状增强。谱线辐射的分布与分子云与激波阵面的相互作用有关，与等离子体的分布完全不同。Fe I K $α$线具有大的等效宽度。对于谱线发射的起源，最合理的解释是MeV的质子在壳层中被加速泄漏到分子云中，并将其中的Fe原子包裹起来。所观察到的Fe I K $α$线强度与理论模型的预测一致，其中MeV质子在SNR下与GeV和TeV质子一起加速。
2019-08-14 astro-ph.HE
Failed-Detonation Supernovae: Sub-Luminous Low-Velocity Ia Supernovae and Their Kicked Remnant White Dwarfs with Iron-Rich Cores
Ia型超新星（SNe Ia）起源于碳氧（C-O）白矮星（WD）的热核爆炸。单简并的情况下是一个很好的探索模型的超新星Ia不稳定的热核燃烧开始在吸积，rasekhar质量WD，并形成一个前进的火焰。通过几个提议的物理过程，上升的燃烧物质引发爆炸，随后消耗并释放WD。然而，如果爆炸没有被触发，并且爆燃太弱而无法解开恒星，则会出现完全不同的情况。我们探讨了重力约束爆轰（GCD）机制的SNe Ia的失败，并通过二维和三维模拟演示了失败的爆轰SNe的性质。我们发现，失败的爆炸SNe驱逐几个0.1太阳质量的燃烧和部分燃烧的材料，一小部分的材料回落到WD，污染残留WD与中间质量和铁族元素，可能隔离的核心形成WD的核心是富铁。剩余的材料以与WD的逃逸速度相当的速度不对称地喷射，并且作为响应，WD被踢到几百km/s的速度。这些反冲可能会使双星脱离束缚，并弹出一个失控/超高速WD。虽然爆炸失败的超新星的能量和喷射质量是典型热核超新星的一小部分，但它们很可能是亚发光的低速超新星Ia。因此，这种失败的爆炸可能解释或与所观察到的特殊超新星Ia的分支有关，例如低速亚发光超新星家族（SN 2002 cx/SN 2008 ha-like SNe）。
2012-11-20 astro-ph.HE
Detecting supernovae neutrino with Earth matter effect
研究了超新星中微子振荡中的地球物质效应。我们发现，探测地球物质效应给出了超新星中微子谱的独立测量，即超新星中微子谱的味道差异。研究了末级电子或正电子的能量分辨率和角分辨率对探测地球物质效应信号的影响。我们发现，在分析中改变能量箱的宽度可以改变地球物质效应的信号强度和统计起伏。合理选择能量仓既能抑制统计起伏，又能使信号强度相对于统计起伏有较好的反映。因此，优选具有良好能量分辨率和良好角分辨率的中微子探测器，使得在分析超新星中微子事件时有更大的自由度来改变能量仓和优化地球物质效应的信号。
2017-01-13 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Neutrino halo effect on collective neutrino oscillation in iron core-collapse supernova model of a 9.6 $M_{\odot}$ star
我们扩展了多角度的计算框架，研究了铁核母核坍缩中中微子晕在集体中微子振荡中的时间演化。我们发现，在$9.6\, \rm M_\odot$的情况下，在这项工作中采用的祖，有时间窗口时，中微子晕和集体中微子振荡的影响是不同时大。在激波内部，向内散射的晕中微子的影响与向外传播的中微子通量相比，一般不能忽略。然而，在早期时期，集体中微子振荡被多角度物质抑制有效地关闭。在中间时期，集体中微子振荡没有被抑制，但它的起始半径超出了仍然相对较小的爆炸冲击波阵面的晕是突出的。我们还发现，在$9.6\, \rm M_\odot$的祖先的情况下，晕中微子诱导集体中微子振荡的发病延迟。这导致了新的味道转换，使集体中微子振荡光谱特征更加尖锐。我们预测，中微子晕效应的列入使中微子信号，更清楚地区别于热发射时，晕中微子省略。
2020-05-18 astro-ph.HE hep-ph
Inferring Type II-P Supernova Progenitor Masses from Plateau Luminosities
将核心坍缩超新星爆炸的观测结果与其大质量恒星祖先的性质联系起来是超新星科学长期寻求的一个具有挑战性的目标。最近，Barker等人（2022）使用一个有效的模型，从球对称中微子驱动的核心坍缩超新星（CCSN）模拟中提出了一幅祖星景观的热光变曲线。他们发现II-P型CCSN光变曲线的平台光度与祖先的终末铁核质量之间存在密切关系。值得注意的是，这使我们能够单独用光度法来限制祖细胞的性质。我们分析了II-P型CCSN光变曲线的大量观测样本，并使用Barker等人2022的关系估计了铁核质量的分布。推断的分布与恒星演化模型中的铁核质量分布非常匹配，即包含高质量的铁核，表明观测数据中非常大的祖先的贡献。我们使用这种分布的铁核心质量推断的最小和最大质量的祖先的观测数据。使用贝叶斯推断方法来定位最佳的初始质量函数参数，我们发现M $_{\mathrm{min}}=9.8^{+0.37}_{-0.27}$和M $_{\mathrm{max}}=24.0^{+3.9}_{-1.9}$太阳质量的观测数据。
2023-01-29 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
Prospects for detecting eV-scale sterile neutrinos from a galactic supernova
未来的中微子探测器将从附近的核心坍缩超新星获得高统计数据。我们研究了超新星环境中eV质量的无菌中微子的混合及其对Hyper-Kamiokande和IceCube探测到的活动中微子通量的影响。使用马尔可夫链蒙特卡罗分析，我们预测如何准确地这些实验将测量活跃-不育的混合角$θ_s$，有很大的不确定性预期的光度和光谱的活跃中微子从银河系超新星爆发。我们发现，只要超新星的中微子光度是精确已知的，Hyper-Kamiokande可以在许多不同的情况下重建无菌中微子混合和质量。至关重要的是，我们确定的混合角和整体中微子光度的超新星之间的简并。这意味着只有当具有$θ_s \gtrsim 0.1$度的无菌中微子的存在可以被独立地排除时，才有可能确定光度。我们讨论的方式，这种简并可能会被打破在未来。
2017-12-11 astro-ph.HE hep-ph
Doppler-Broadened Iron X-ray Lines from Tycho's Supernova Remnant
我们利用\suzaku观测数据测量了\tycho超新星遗迹中Fe K $α$谱线随半径的空间变化。Fe线宽显示出从中心处的210 eV的FWHM值到边缘处的130 eV的显著减小。在相同的径向范围内，线中心能量几乎保持不变。这些意见是一致的情况下，在\tycho的铁发射喷出物的外壳是在2800- 3350公里的速度$^{-1}$扩大。我们测量的最小线宽仍然比单组分等离子体发射模型的预期大两倍。如果热多普勒增宽是增宽的主要附加源，我们推断离子温度为$(1--3) \times 10^{10}$ K。
2009-02-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
A discovery of a low-energy excess in cosmic-ray iron: an evidence of the past supernova activity in the Local Bubble
阿尔法磁谱仪- 02（AMS-02）自发射以来，对宇宙射线（CR）种类（$\bar{p}$、$e^{\pm}$）和原子核（$_1$ H- $_8$ O、$_{10}$ Ne、$_{12}$ Mg、$_{14}$ Si）的光谱进行了高质量的测量，并取得了若干突破。最新的期待已久的惊喜之一是AMS-02刚刚公布的$_{26}$ Fe的光谱。由于大的碎裂截面和大的电离能损失，大多数低能量的CR铁是本地的，并且可能具有与太阳附近相对较新的超新星（SN）活动相关的一些特征。我们对新的铁光谱以及旅行者1号和ACE-CRIS数据的分析揭示了铁光谱和Fe/He，Fe/O和Fe/Si比值在1-2 GV处的意外碰撞，而He，O，Si的光谱及其比值中没有类似的特征，暗示了低能CR的本地来源。所发现的过量与最近在陆地和月球样品以及CR中发现的放射性$^{60}$ Fe矿床非常吻合。我们提供了一个更新的本地星际光谱（LIS）的铁的能量范围从1 MeV的核子$^{-1}$ $\sim$ 10 TeV的核子$^{-1}$。我们的计算采用GalProp-HelMod框架，该框架被证明是推导CR $\bar{p}$、$e^{-}$和细胞核$Z\le28$ LIS的可靠工具。
2021-03-23 astro-ph.HE
Detecting the QCD phase transition in the next Galactic supernova neutrino burst
在高的重子密度和大的化学势的相变的热力学条件的预测目前是不确定的，主要是唯象的。对核心坍缩超新星的中微子观测可以用来限制这种情况。最近对星核坍缩的模拟，包括夸克物质的描述，预测了在瞬发ν_e中子化爆发后几百毫秒，反ν_e的急剧爆发。我们研究了目前中微子探测器IceCube和Super-Kamiokande上的反ν_e爆发的观测特征。对于银河系核心坍缩的超新星，我们发现可以检测到QCD相变的签名，而不管中微子振荡的情况。这一发现将构成恒星核心发生相变的有力证据，并对高物质密度下的状态方程和超新星爆炸机制产生影响。
2010-05-30 astro-ph.HE hep-ph
Electron-Capture and Low-Mass Iron-Core-Collapse Supernovae: New Neutrino-Radiation-Hydrodynamics Simulations
我们提出了新的1D（球形）和2D（轴对称）模拟电子捕获（EC）和低质量的铁核塌缩超新星（SN）。我们考虑了六种祖先模型：来自Nomoto的ECSN祖先（1984，1987）;来自Heger的两种ECSN样低质量低金属度铁核祖先（私人通讯）;以及来自Sukhbold等人的9-，10-和11- $M_\odot$（零年龄主序列）祖先。我们证实，ECSN和ESCN的祖细胞很容易爆炸，即使在1D的爆炸能量高达0.15贝蒂斯（$1 {\rm B} \equiv 10^{51}\ {\rm erg}$），是一个可行的机制非常低质量的中子星的生产。然而，9-、10-和11- $M_\odot$的祖星在一维空间中不会爆炸，在二维空间中甚至不一定比质量更高的祖星更容易爆炸。我们研究了微物理的扰动和变化的影响，我们发现，相对较小的变化可以导致定性不同的结果，即使在1D中，模型足够接近爆炸阈值。最后，我们重新审视质子中子星（PNS）表面以下的对流的影响。我们分析，1D和2D演化的PNS受到相同的边界条件。我们发现，PNS对流的影响在以前的研究中被低估了，可能会导致中微子光度的增加高达两个因素。
2017-10-10 astro-ph.HE
Detecting High-Energy Neutrinos from Galactic Supernovae with ATLAS
利用ATLAS对撞机探测器测量银河系超新星爆发后数天至数月产生的高能中微子通量，通过蒙特卡洛模拟预测10千秒差距处超新星事件数，并分析参宿四等候选源，具备区分味与中微子/反中微子的独特能力。
2024-01-17 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Neutrino-dominated accretion flows: second nucleosynthesis factory in core-collapse supernovae and regulation of iron markets in galaxies
宇宙金属被广泛认为是由超新星（SNe）和致密物体合并产生的。在这里，我们讨论的核心坍缩SNe（CCSNe）的中微子为主的吸积流（NDAF）与流出的核合成，并表明，从NDAF的流出可以有一个显着的贡献$^{56}$ Ni丰度在微弱的爆炸，如果祖星的质量约$25-50$ $M_\odot$。质量较小的祖星可以产生更多的$^{56}$镍比他们更大质量的同行在海王星外流核合成通道。因此，我们发现，总的（即，CCSNe和海王星外流）每个CCSN的$^{56}$ Ni质量仅微弱地依赖于祖星的质量。在金属丰度演化过程中，如果考虑NH3流出核合成产额和CCSNe的上限，$^{56}$ Fe（被$^{56}$ Ni衰变）质量与初始总气体质量的比值可增加$\sim$ 1.95倍.我们的研究结果可能对太阳邻域、星系和活动星系核的化学演化具有重要意义。
2021-07-12 astro-ph.HE
The Origin of the Iron-Rich Knot in Tycho's Supernova Remnant
超新星遗迹（SNRs）的X射线观测使我们能够研究喷出物的化学不均匀性，为超新星爆炸中的核合成提供独特的见解。在这里，我们提出了详细的成像和光谱研究的“铁结”位于沿Ia型SNR第谷（SN 1572）东部边缘使用朱雀和钱德拉长曝光数据。令人惊讶的是，这个结的朱雀光谱显示没有来自Cr，Mn或Ni的发射，这对于这个SNR中的富铁区域是不寻常的。在Ia型超新星的正则延迟爆轰模型框架内，只有在峰值温度为（5.3-5.7）× 10 ^9 K和中子过剩量< 2.0 × 10^-3时，才能观测到质量比M_Cr/M_Fe < 0.023、M_Mn/M_Fe < 0.012和M_Ni/M_Fe < 0.029（置信度为90%）。这些限制排除了铁结起源于一颗质量为100亿克拉塞卡的白矮星的深而致密的核心，并且支持不完全的硅燃烧或富含阿尔法的冻结状态，可能接近它们的边界。一个爆炸性的他燃烧制度是一个可能的替代方案，虽然这一假设是在冲突的主要属性，这SNR。
2016-11-18 astro-ph.HE
Supernova neutrino detection through neutron emission by nuclei
来自核心坍缩超新星的中微子可以激发一些探测器材料的核，超过它们的中子发射阈值。对这些中子的探测可以提供有关超新星爆炸机制的有价值的信息，也可能揭示中微子的性质。本文简要回顾了中微子感生中子发射的基本物理过程，并介绍了最近对某些特定靶探测器材料的中微子感生中子的计算结果，这些中子是由电子味中微子和反中微子的带电流（CC）相互作用以及各种味中微子和反中微子与探测器核的中性流（NC）相互作用引起的。我们强调的事实是，一个探测器材料，如铅具有相对较大的中子过剩产生中子占主导地位的通过CC相互作用的$ν_e$的，而一个材料，如铁与小中子过剩产生中子占主导地位的通过组合NC相互作用的所有六个中微子和反中微子物种。这就提出了一个有趣的可能性，即通过同时探测超新星中的铅和铁探测器来探测超新星中微子流中的μ和τ味中微子（它们只通过NC相互作用）的比例。
2020-12-29 astro-ph.HE hep-ph
Production of 44Ti and iron-group nuclei in the ejecta of 3D neutrino-driven supernovae
该研究首次基于三维中微子驱动超新星模拟，发现44Ti产额较一维模型显著增强，并揭示长时间演化及非单调温密历史是关键，同时识别出富质子喷出物中45Sc和64Zn的高产特征。
2023-10-17 astro-ph.HE
Type Ia Supernova Models: Asymmetric Remnants and Supernova Remnant G1.9+0.3
最年轻的银河系超新星遗迹G1.9+0.3，可能是Ia型超新星的结果，在其喷出物的空间和速度分布上显示出令人惊讶的异常。特别是，在远离残骸中心的几个位置可以看到高速冲击的铁，在某些情况下，除了突出的硅和硫排放。这些不对称性强烈地暗示了一种高度不对称的爆炸。我们提出了高分辨率的流体动力学模拟在两个和三个维度的演变，从年龄的100秒到数百年的两个不对称的Ia型模型，扩展到一个统一的介质。在年龄为G1.9+0.3（约100岁）时，我们的2D模型显示几乎没有铁在X射线中可见。只有在更高密度的环境中，才可能有大量的铁被冲击，此时模型的膨胀速度与G1.9+0.3的观测结果完全不一致。我们的3D模型，从Seitenzahl等人的一套Ia型SN模型中发展出最不对称的模型。（2013），显示了一些类似于G1.9+0.3的特征。我们描述了它的演变与图像组成的三个类：C和O，中间质量元素（IME），和铁族元素（IGEs）。从13岁到1800年，我们遵循的高度不对称的初始残留物的演变，爆炸的不对称性降低相对强度被取代的不对称性，由于进化的流体动力学不稳定性。在大约100年的年龄，我们的3D模型具有相当的C+O，IME和IGE的冲击质量，每个大约为0.03 $M_\odot$。进化的变化似乎足够迅速，钱德拉X射线天文台的持续监测可能会显示出显着的变化。
2021-10-15 astro-ph.HE
Interaction between Molecular Clouds and MeV-TeV Cosmic-ray Protons Escaped from Supernova Remnants
最近在几个超新星遗迹（SNRs）周围发现的X射线中性铁线（Fe I Kα，6.40 keV）表明，MeV宇宙线（CR）质子分布在SNRs周围，并与那里的中性气体发生相互作用。我们建议，这些兆电子伏的CR是那些已被加速的SNR与GeV-TeV的CR。在我们的分析模型中，当SNR与分子云碰撞时，MeV的CR仍然被限制在SNR中。碰撞后，MeV的CRs泄漏到云中，产生中性铁线辐射。另一方面，GeV-TeV的CR已经从SNRs中逃逸出来，并通过与SNRs周围的分子云相互作用发射伽马射线。我们将这个模型应用于信噪比W28和W 44，并表明它可以重现铁线强度和γ射线谱的观测。这可能是另一个支持的强子方案的伽马射线发射从这些SNR。
2019-08-23 astro-ph.HE
Discriminating the Progenitor Type of Supernova Remnants with Iron K-Shell Emission
超新星遗迹（SNRs）保留了关于其母爆炸和其祖先留下的星周物质的关键信息。然而，超新星喷出物和周围介质之间相互作用的复杂性往往模糊了这一信息，并且对于经过充分研究的遗迹的基本祖先类型（Ia或核心塌陷）仍然不确定并不罕见。在这里，我们提出了一个强大的新的观测诊断，以区分祖细胞类型和限制周围介质密度的信噪比仅使用铁K壳层X射线发射。我们分析了所有现存的朱雀观测的信噪比和检测铁K α发射从23个年轻或中年的遗迹，包括五个第一次检测（IC 443，G292.0+1.8，G337.2-0.7，N49，和N63 A）。铁K α质心清楚地分开祖类型，富铁喷出物在Ia型遗迹显着低于核心崩溃SNRs电离。在每一个祖先组，铁K α光度和质心是很好的相关性，与更明亮的物体具有更高的电离铁。我们的研究结果表明，爆炸类型和周围的介质密度之间有很强的联系，并建议Ia型超新星的祖先没有实质性地改变其周围的半径高达几个秒差距。我们还检测到的K壳层辐射复合连续的铁在W 49 B和IC 443，这意味着在这些核心崩溃残留物的早期演化阶段的强烈的拱星相互作用。
2014-03-20 astro-ph.HE
Exploring Supernova Gravitational Waves with Machine Learning
核心坍缩超新星（CCSNe）发射出强大的引力波（GW）。由于源发出的GW包含有关源的信息，因此从CCSNe观察GW可以让我们更多地了解CCSNs。我们研究是否有可能从反弹和早期衰荡GW信号推断铁芯质量。我们使用数值模拟为一系列恒星模型生成GW信号，并应用机器学习对信号进行训练和分类。我们考虑一种理想化的有利情景。首先，我们使用快速旋转的模型，它产生更强的GWs比缓慢旋转的模型。其次，我们将自己限制在具有四种不同质量的模型中，这简化了选择过程。我们表明，分类精度不超过~ 70%，这意味着即使在这种乐观的情况下，包含在反弹和早期振铃GW信号的信息是不足以精确探测铁芯质量。这表明，可能有必要结合额外的信息，如来自后来的反弹后演化和中微子观测的GW，以准确测量铁核质量。
2023-01-11 astro-ph.HE
Detecting High-Energy Neutrino Minibursts from Local Supernovae with Multiple Neutrino Observatories
本研究提出利用多个中微子天文台探测本地星系超新星的高能中微子迷你爆发，以揭示宇宙线与中微子物理之谜，并扩展探测视界，同时涉及SN 2023ixf的发射。
2023-09-07 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Supernova nucleosynthesis: a review
International Centre of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory of Supernova Research, Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；Center for Exotic Nuclear Studies, Institute for Basic Science（基础科学研究院）
本文综述超新星核合成的最新进展，重点介绍基于先进模拟的各通道核合成产额，并探讨Ia型、核坍缩、电子俘获和对不稳定超新星在重元素产生中的作用及理论不确定性。
2026-09-16 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Detecting the imprint of a kilonova or supernova \\ in short GRB afterglows
短的伽马射线暴是由两颗中子星合并或两颗小行星合并而成的，但可能是以较小的速率发生的。在第一种情况下，发生了千新星，而在第二种情况下，预计会发生Ic型超新星。{即使将来对与引力波事件有关的千新星的观测提供了更好的数据，在余辉跟踪期间探测千新星仍然有助于探索千新星现象的多样性。由于超新星产生的引力信号较弱，余辉跟踪将是唯一可能找到的方法。在这项工作中，我们确定了爆发能量，外部密度，千诺瓦质量，超新星光度的条件，这是必要的检测千诺瓦或超新星在后续的短伽玛射线暴余辉。{We已经使用了一个简单的kilonova模型来获得峰值亮度和时间作为质量，膨胀速度和喷射物质不透明度的函数。余辉光变曲线计算的均匀介质和恒星风，在千诺瓦和超新星的情况下，分别。{We使用爆发动能与外部介质密度的关系图，表示千诺瓦或超新星在最大值时比余辉更亮的区域。% \LEt {请检查我是否保留了您的意图->可以
2019-01-26 astro-ph.HE
The double pulsar: evidence for neutron star formation without an iron core-collapse supernova
双脉冲星系统PSR J 0737 - 3039 A/B是一个双中子星双星，轨道周期为2.4小时，这使得相对论轨道摄动的测量达到了很高的精度。第二次形成的中子星质量较低，系统的离心率和自行也较低，与大多数其他已知的双中子星系统相比，这表明了一种不同的演化情景。我们描述了超过6年的观测脉冲轮廓形状的分析，并提出了由此产生的限制系统的几何形状。我们发现这个系统中的回收脉冲星PSR J 0737 - 3039 A是一个近正交旋转体，其自旋和磁轴之间的平均间隔为90 +/- 11 +/- 5度。此外，我们发现一个平均95%的上限，其自旋和轨道角动量轴之间的错位为3.2度，假设所观察到的发射来自两个磁极。这种严格的限制使人们相信，形成第二颗脉冲星的超新星是相对对称的，可能涉及到电子捕获到O-Ne-Mg核心。
2013-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ionization age of iron ejecta in the Galactic Type Ia supernova remnant G306.3-0.9
利用朱雀星对银河系超新星遗迹G306.3-0.9进行了190 ks的观测。为了研究这种可能的Ia型SNR的喷出物特性，在铁-K带的绝对能量标度被校准到一个不确定性小于10 eV的水平，通过使用英仙座簇光谱与Hitomi微量热计的交叉校准。这使我们能够第一次准确地确定该SNR的Fe K $α$线的电离状态。Fe喷出物的电离时间尺度（$τ$）测量为$\log_{10} τ$（cm $^{-3}$ s）$=10.24\pm0.03$，明显小于以前的测量。Cr和Mn的边缘检测K $α$线与Fe具有一致的电离时间尺度。全球光谱很好地拟合与冲击星际物质（ISM）和至少两个喷出物组分具有不同的电离时间尺度的铁和中等质量的元素（IME），如S和Ar。一个合理的解释的一个数量级短的时间尺度的铁比IME（$\log_{10} τ= 11.17\pm0.07$）是一个化学分层结构的喷出物。通过比较X射线吸收柱与沿视线分解的HI分布，我们将距离精确到$\sim$ 20 kpc。$\sim$ 100的大ISM与喷出物的冲击质量比和$\sim$ 6 kyr的动力学时标使SNR处于Sedov相晚期。这些属性是一致的分层喷出物的结构，幸存下来的混合过程中预期的一个演变的超新星遗迹。
2019-03-06 astro-ph.HE
Neutrino Emission from Supernovae
超新星是MeV中微子最强大的宇宙源。当一颗大质量恒星的演化因其核心坍缩为中子星或黑洞而终止时，这些基本粒子起着至关重要的作用，恒星爆炸成超新星。电子俘获大量产生的电子中微子的释放加速了灾难性的坍缩，并通过将质子转化为中子（中子星物质的主要成分），导致恒星等离子体逐渐中子化。各种中微子和反中微子的发射带走了致密残骸的引力结合能，并驱动它从热的初始状态演化到冷的最终状态。新形成的中子星周围的电子中微子和反中微子的吸收可以为超新星爆炸提供动力，并决定了最里面的超新星喷出物的条件，使它们成为铁族元素和反式铁核核合成的有趣场所。本章将讨论超新星核心和新生中子星中的基本中微子物理。这包括最相关的中微子生产，吸收和散射过程，中微子运输在稠密环境中的基本方面，特征中微子发射阶段与其典型的信号特征，以及连接到未来银河系超新星的中微子信号测量的观点。
2017-02-28 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Black Dwarf Supernova in the Far Future
在遥远的未来，在恒星形成停止后的很长一段时间里，宇宙中将充满稀疏的简并残余物，其中大多数是白矮星，尽管它们的最终命运是一个悬而未决的问题。这些白矮星将冷却并冻结成固态的黑矮星，而致密核聚变将慢慢地将它们的成分加工成铁-56。然而，由于电子分数的下降，这些恒星的拉塞卡极限将降低，最终将低于最大质量的黑矮星。因此，质量大于$\sim 1.2 M_\odot$的孤立矮星将在遥远的未来由于铁-56在其核心的缓慢积累而坍缩。如果质子衰变不发生，那么这就是大约$10^{21}$恒星的最终命运，大约占可观测宇宙中所有恒星的百分之一。我们目前的计算的内部结构的黑矮星与铁的核心作为一个模型的祖先。从致密核融合率，我们估计它们的寿命，因此延迟时间为$10^{1100}$年。我们推测，高质量的黑矮星超新星类似于O/Ne/Mg白矮星的吸积引起的坍缩，而随后的低质量瞬变类似于剥离包层的核心坍缩超新星，可能是热寂之前最后一个有趣的天体物理瞬变。
2020-08-05 astro-ph.HE nucl-th
Neutrino-driven supernova of a low-mass iron-core progenitor boosted by three-dimensional turbulent convection
我们提出了第一个成功的模拟中微子驱动的超新星爆炸的三维（3D），使用普罗米修斯顶点代码与轴自由阴阳网格和一个复杂的治疗三味，能量依赖的中微子运输。它的前身是一颗不旋转的零金属量9.6 Msun恒星，有一个铁的核心。而在球对称向外冲击加速度设置在反弹后300毫秒后，一个成功的爆炸开始在约130毫秒反弹后的二维（2D）。三维模型爆炸的时间大致相同，但激波膨胀比二维模型快，爆炸能量增加更快，大约高出10%，大于10^50尔格。在3D中更有利的爆炸条件被解释为较低的温度，从而减少中微子排放的冷却层以下的增益半径。这使增益半径向内移动，并导致增益层中的质量更大，其更大的复合能量提高了3D中的爆炸能量。这些差异是由三维中与激波后对流相关的不太连贯、不太大质量和不太快速的对流下降气流造成的。在冷却层中，这些向下的吸积流的较不猛烈的冲击产生较少的冲击加热，因此减少了中微子发射的能量损失。因此，我们有，第一次，确定了一个减少的质量吸积率，较低的入流速度，和一个较小的表面填充因子的对流下降气流的后果，三维激波后湍流，促进中微子驱动的爆炸，并加强他们相比，2D的情况。
2015-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Applications of Machine Learning to Detecting Fast Neutrino Flavor Instabilities in Core-Collapse Supernova and Neutron Star Merger Models
本研究首次将机器学习应用于核坍缩超新星和中子星合并模型，基于中微子角分布的零阶矩和一阶矩检测中微子电子轻子数穿越，准确率达约95%，实现了对快味转换的实时评估。
2023-04-20 astro-ph.HE hep-ph
A Hydrogen-Poor Superluminous Supernova with Enhanced Iron-Group Absorption: A New Link Between SLSNe and Broad-Lined Type Ic SNe
我们在$z\!\approx\!0.13$对I型超亮超新星（SLSN-I）SN 2017 dwh进行了光学观测，其峰值达到$M_{i}\!\approx\!-21$等。峰值后几天的光谱显示出一个不寻常的和强大的吸收线，中心附近3200 nm，我们确定与钴II，这表明在喷出物中的合成$^{56}$镍的高分数。在$\sim\!1$达到峰值后的一个月，SN 2017 dwh变得比其他SLSNe-1更红，与宽线的Ic型超新星（Ic-BL SNe）非常相似，明显抑制了$\sim\!5000$的红通量，为铁族元素的大量存在提供了进一步的证据。后期上限表明$^{56}$ Ni质量为$\lesssim 0.6$ M $_\odot$，因此SN 2017 dwh产生的$^{56}$ Ni质量可能与SN 1998 bw（$\approx\!0.4$ M $_\odot$）相当。用${\tt MOSFiT}$对磁星和$^{56}$ Ni模型的光变曲线进行拟合，发现光变曲线可以很容易地容纳这样的质量，而不影响磁星的参数。我们还发现，SN 2017 dwh发生在最不明亮的检测到的宿主星系SLSN-I的日期，与$M_{B} = -13.5$等和隐含的金属丰度$Z\!\sim\!0.08$ $Z_\odot$。SN 2017 dwh的光谱特性提供了将SLSNe-I与Ic-BL SNe联系起来的新证据，特别是高F…
2018-10-25 astro-ph.HE
Properties of Type Iax Supernova 2019muj in the Late Phase: Existence, Nature and Origin of the Iron-rich Dense Core
Iax型超新星（SNe Iax）是一类特殊的Ia型超新星，其早期光谱与典型的Ia型超新星具有相同的主要谱线特征，但具有更高的电离度和更低的线速度。它们的后期行为在许多方面与通常的Ia型超新星不同，Ia型超新星在几百天内一直显示光球光谱，光度下降非常缓慢。在目前的工作中，我们研究了SN Iax 2019 muj的后期光谱，包括一个新出现的光谱，在~500天。光谱仍然由允许的跃迁主导，但具有较低的电离态，可能检测到[O I]6300、6363。通过全面考察允许跃迁的光谱形成过程，（Fe II，Fe I和Ca II NIR三重态）和禁戒跃迁（[Ca II]7292，7324和[O I]），我们定量地限制了最内层区域的性质，发现它不同于外层喷出物;最里面的组分的质量约为0.03 Msun，主要是Fe（最初可能是56 Ni），以约760 km/s的速度膨胀。我们认为，内部组件的性质是失败/弱白矮星热核爆炸的情况下解释。我们建议，一小部分的56 Ni-丰富的材料最初局限于（信封）的绑定残余物可以以后被弹出的能量输入通过56 Ni/Co/Fe衰变，形成的“第二”未绑定的喷出物组件，表现为内部致密的组件中看到的后期阶段。
2022-10-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The origin of the most iron-poor star
我们从最近发现的$\rm [Fe/H]<-7.1$恒星SMSS J 031300（Keller et al. 2014）开始研究碳增强贫金属（CEMP）恒星的起源。我们发现，在SMSS J 031300表面上观察到的元素丰度可以很好地拟合的微弱，无金属，超新星的产量。使用适当校准的微弱超新星爆炸模型，我们研究，第一次，在这样的富碳，贫铁超新星喷出物的尘埃颗粒的形成。计算假设未混合和均匀混合的喷出物，并考虑到部分破坏的超新星反向冲击。我们发现，由于除了碳之外难熔元素的缺乏，无定形碳是形成的唯一颗粒种类，碳凝聚效率在（0.15-0.84）之间，导致粉尘产率在（0.025-2.25）M $_{\odot}$范围内。我们遵循这些微弱的超新星爆炸的产品丰富的恒星形成云的崩溃和碎片，我们探索精细结构线冷却和尘埃冷却所发挥的作用。我们表明，即使在崩溃过程中的颗粒生长有一个小的影响的尘埃与气体的比例，由于C耗尽到CO分子在崩溃的早期阶段，形成CEMP低质量的恒星，如SMSS J 031300，可以触发尘埃冷却和碎片。模型预测和对C-正常和富C-贫金属恒星样本的观测结果之间的比较支持了一个单一的共同路径可能是第一颗低质量恒星形成的原因的观点。
2014-09-19 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of Enhanced Radiative Recombination Continua of He-like Iron and Calcium from IC 443 and Its Implications
本文介绍了用{ \it朱雀X射线卫星}对银河系超新星遗迹IC 443的深度观测。我们发现铁和镍的K壳层谱线很强，在8- 10 ~keV处有一个三角形的剩余谱线，它对应于类氦铁的辐射复合连续谱（RRC）的能量。此外，在$\sim$ 5.1和$\sim$ 5.5 keV处观察到波浪形残差。我们证实，残差显示的第一个增强RRCs的He和H-类钙发现超新星遗迹。这些事实为重组血浆提供了强有力的证据。在电子温度为0.65keV的条件下，用重组等离子体模型再现了3.7- 10 keV波段的等离子体。复合参数$n_{\rm e}t$（$n_{\rm e}$是电子密度，$t$是复合等离子体形成后经过的时间）与铁和镍的丰度具有强相关性，因此误差较大。另一方面，镍与铁相对于太阳丰度的比值被很好地限制在11 $^{+4}_{-3}$（1 $σ$）。一种可能性是，大丰度比是祖先恒星不对称爆炸的结果。
2014-03-24 astro-ph.HE
Nucleosynthesis in neutrino-heated ejecta and neutrino-driven winds of core-collapse supernovae; neutrino-induced nucleosynthesis
核心坍缩超新星最内部的喷出物被认为是某些铁族和重核的来源。喷出物主要由中微子加热驱动，主要是由于中微子捕获自由中子和质子。这样的中微子相互作用对于设置喷出物中的中子丰度起着至关重要的作用。最近的流体力学研究表明，复杂的中微子输运表明，喷出物只是温和的中子丰富，甚至质子丰富。在这样的条件下，合成了各种各样的反式铁同位素，而中子丰度不足以产生r过程核。在这篇文章中，介绍了核心坍缩超新星中中微子加热的喷出物和中微子驱动的风中核合成的基本概念以及最新研究。中微子加热的喷出物表明早期喷出物的组成部分，在最初的几个seocnds中，各向异性对流活动的中微子层以上的物质成为重要的核合成。然后，中微子驱动的风随之而来，这是从原中子星表面出现的近似各向同性的外流。根据这些特点，本文分别基于最近的多维流体动力学模拟和半解成风解对核合成进行了研究。这些研究表明，反式铁物种高达原子质量数90，以及一些稀有同位素，如48 Ca和92 Mo，在中微子加热的喷出物中产生。中微子驱动的风不太可能是r-过程核的来源，而是原子序数为110的富含质子的同位素的有希望的来源。
2023-03-16 astro-ph.HE
Hydrodynamical Neutron-star Kicks in Electron-capture Supernovae and Implications for the CRAB Supernova
中子星（NS）在诞生时通常获得每秒几百公里的反冲。引力拖船机制可以解释这些踢的后果不对称的质量喷射在超新星（SN）爆炸。支持这种流体动力学的解释提供了与相关的NS，这证实了预测的大部分爆炸喷出物，特别是硅和铁组之间的化学元素，主要是在半球排出的NS踢的方向相反的SN残余的意见。在这里，我们提出了一个大型的二维和三维爆炸模拟的电子捕获SNe，考虑爆炸能量之间的~ 3 × 10^49尔格和~ 1.6 × 10^50尔格。我们发现，在陡峭的密度梯度界定的O-Ne-Mg核心的祖SN冲击的快速加速，使中微子加热的物质，中微子驱动的对流的增长迅速冻结在一个高模式的球谐模式的快速膨胀。由于喷出物的动量不对称性很小，快速膨胀的喷出物的重力加速度迅速减弱，NS反冲速度最多为几km/s。因此，O-Ne-Mg核心祖星的极低核心致密性有利于流体动力学NS反冲，远低于蟹状星云脉冲星测量的~160 km/s。这表明蟹状星云不是电子捕获SN的残留物，而是低质量的铁核心祖先，或者蟹状星云脉冲星不是由引力拖船机制加速的，而是由非流体动力学机制加速的，例如，各向异性中微子发射
2018-08-17 astro-ph.HE hep-ph
Novel Model of an Ultra-stripped Supernova Progenitor of a Double Neutron Star
最近发现的双中子星（DNS）合并和超剥离超新星（SNe）提出了它们的起源和联系的问题。我们提出的第一个一维模型的DNS祖系统计算自洽，直到一个超剥离的铁芯崩溃。我们应用\texttt{MESA}程序从一个由$1.35\;M_\odot$ NS和$3.20\;M_\odot$零年龄主序星组成的后共包络双星开始，通过Case~BB Roche瓣溢出继续模拟，直到坍缩的铁芯的下落速度超过$1000\;{\rm km\,s}^{-1}$。这颗爆炸恒星的总质量为$\sim 1.90\;M_\odot$，由$\sim 0.29\;M_\odot$富氦包层、$\sim 1.61\;M_\odot$的CO核心和$\sim 1.50\;M_\odot$的富铁核心组成。由此产生的第二个出生的NS估计质量为$\sim 1.44\;M_\odot$，我们讨论了后SN系统的命运，以及第一个出生的NS的温和回收。根据初始条件，这一系列系统预计将重现LIGO网络检测到的DNS合并。
2021-10-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in the Innermost Ejecta of Neutrino-Drive Supernova Explosions in Two Dimensions
我们研究的核合成在最里面的，中微子处理的喷出物（几个$10^{-3}\,M_\odot$）的自洽的，两维爆炸模型的核心坍缩超新星的六个不同的初始质量的祖星。三个模型的初始质量接近超新星范围的低质量端，$8.8\,M_\odot$（e8.8;电子捕获超新星），$9.6\,M_\odot$（z9.6）和$8.1\,M_\odot$（u8.1），初始金属丰度分别为太阳金属丰度的1，0和$10^{-4}$倍。另外三个是太阳金属丰度模型，初始质量分别为$11.2\,M_\odot$（s11）、$15\,M_\odot$（s15）和$27\,M_\odot$（s27）。低质量模型e8.8、z9.6和u8.1对于从Zn到Zr的轻反式铁元素表现出100- 200的高生产因子（相对于太阳的核合成丰度）。这与这些模型中富含中子的物质的明显喷射有关。值得注意的是，祖细胞e8.8和z9.6的核合成结果几乎是相同的，包括有趣的$^{48}$ Ca和$^{60}$ Fe的产生，而不管它们在坍缩之前的核（O-Ne-Mg和Fe）是完全不同的。在质量更大的模型s11、s15和s27中，产生了几种轻反式铁元素的富质子同位素，包括$p$同位素$^{92}$ Mo（s27），其生产因子高达$\sim$ 30。因此，低质量端附近的电子捕获和核心坍缩超新星都可能是银河系轻反式铁元素（从Zn到Zr）的主要贡献者，可能还有$^{…
2017-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detecting Supernova Axions with IAXO
本研究探究IAXO及BabyIAXO探测核心坍缩超新星轴子的潜力，指出其可探索太阳观测无法覆盖的轴子参数空间，邻近超新星事件下还能助力研究轴子产生机制与超新星核物理过程。
2025-07-29 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ex
New Prospects for Detecting High-Energy Neutrinos from Nearby Supernovae
本文预测邻近超新星可产生大量高能中微子，IceCube和KM3Net可探测到数千至数十万事件，为研究中微子性质和宇宙射线起源提供新途径。
2023-12-28 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Detecting neutrinos from black hole neutron stars mergers
虽然中微子是从标准的核坍缩质子中子星超新星中发射出来的，但人们对来自吸积盘的中微子关注较少。这些盘出现在一些超新星（即“超新星”）以及紧凑的物体合并中，它们发射的中微子具有与质子中子星超新星相似的性质。这些圆盘和它们的中微子在我们理解伽马射线暴以及它们产生的核合成中起着重要的作用。我们研究了由黑洞和中子星合并形成的盘状结构，并对盘状结构的中微子通量、光度和中微子表面进行了研究。我们还估计了如果这样的事件发生在银河系中，将在当前和拟议中的超新星中微子探测器中登记的事件数量。
2009-10-08 astro-ph.HE nucl-th
Simulation to a Newborn Supernova Remnant from a Low-mass Iron Core Star
University of Tennessee, Knoxville（田纳西大学诺克斯维尔分校）；Oak Ridge National Laboratory（橡树岭国家实验室）
通过1D/2D/3D模拟，研究中子星风和放射性衰变加热对9.6太阳质量零金属度前身星爆炸后遗迹演化的影响，发现衰变加热形成低密度气泡、抑制反向激波，并导致喷流形态不对称，投影形态和速度依赖视角。
2026-07-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-Year X-ray Variations of Iron-K and Continuum Emissions in the Young Supernova Remnant Cassiopeia A
根据钱德拉2000-2013年的监测数据，我们发现仙后座A的Fe-K线和4.2-6 keV连续谱同时减少。在4.2- 6.0keV连续区，整个遗迹的通量变化率为$-$ 0.65 $\pm$ 0.02 yr $^{-1}$，在Fe-K连续区为$-$ 0.6 $\pm$ 0.1 yr $^{-1}$。在被认为是热发射占主导地位的东部地区，变化显示出最大值：$-$ 1.03 $\pm$ 0.05 \% yr $^{-1}$（4.2-6 keV波段）和$-$ 0.6 $\pm$ 0.1 \% yr $^{-1}$（Fe-K线）。在这一区域内，辐射量和温度的时间演化有下降的趋势。这可以解释为$m = 0.66$膨胀时的绝热冷却。而在非热辐射主导区，4.2- 6 keV连续谱的变化率较小：西南区$-$ 0.60 $\pm$ 0.04 yr $^{-1}$，内区$-$ 0.46 $\pm$ 0.05 yr $^{-1}$，前激波区$+$ 0.00 $\pm$ 0.07 yr $^{-1}$。特别是在前激波区，流量没有明显的变化.这些结果意味着，在仙后座A（$<$ 5 km s $^{-1}$ yr $^{-1}$）中没有发生激波速度的强烈制动。所有的结果都支持了遗迹中X射线通量衰减主要是由热成分引起的。
2017-01-26 astro-ph.HE
Exciting Prospects for Detecting Late-Time Neutrinos from Core-Collapse Supernovae
从银河系核心坍缩超新星中探测中微子的重要性是众所周知的。一个研究不足的阶段是原始中子星冷却。对于SN 1987 A，这似乎开始于大约2秒，因此在神冈-II和IMB探测器中，19个事件中只有6个事件（并且只有$\barν_e$类型）探测到了它。随着目前和不久的将来探测器的统计数据越来越高，应该有可能测量到非常晚的中微子信号。我们提出了第一个全面的研究中微子探测在原中子星冷却阶段，考虑到各种结果，使用所有的口味，并采用详细的探测器物理。对于我们的标称模型，在10 s后（SN 1987 A信号的近似持续时间）的事件产额（在10 kpc）远远超过整个SN 1987 A产额，在Super-Kamiokande中有$\simeq$ 250 $\barν_e$事件（到50 s），在DUNE中有$\simeq$ 110 $ν_e$事件（到40 s），在JUNO中有$\simeq$ 10 $ν_μ, ν_τ, \barν_μ, \barν_τ$事件（到20 s）。这些数据将允许对原始中子星进行前所未有的探测，包括中微子透明度的开始以及它向中子星的转变。如果一个黑洞形成，即使是在很晚的时候，这可以清楚地识别。但是，探测器是否能实现它们的潜力，实现对堆芯坍塌的全方位、高统计检测？也许吧迫切需要进一步的工作，特别是DUNE彻底调查和提高其MeV能力。
2020-12-07 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Detecting Fast Time Variations in the Supernova Neutrino Flux with Hyper-Kamiokande
为了探测来自银河系超新星的中微子，计划中的Hyper-Kamiokande探测器将是第一个提供高事件率（约为IceCube速率的三分之一）和事件能量信息的探测器。在这篇论文中，我们使用三维计算机模拟的Garching组，以找出是否可以使用这些额外的信息，以提高在中微子通量的快速时间变化的检测前景。我们发现中微子数通量的SASI振荡的振幅与能量有关。然而，在该模拟中，某些能量箱中的较大幅度不足以抵消由较低事件率引起的增加的噪声。最后，我们推导出一个条件，当它是有利的，而不是总的信号考虑的能量箱，并表明，这个条件是满足的，如果振荡的平均中微子能量略有增加。
2016-09-14 astro-ph.HE astro-ph.IM hep-ex
Supernova of 1006 (G327.6+14.6)
SN 1006（G327.6+14.6）是人类历史上最亮的超新星。一千年后，它成为研究Ia型超新星和超新星遗迹（SNRs）中冲击波的理想实验室。本文综述了SN 1006的研究现状。在传统的单简并假设中，没有发现与幸存的伴星一致的恒星，这有利于SN 1006的祖先的双简并假设。未冲击和冲击SN喷出物已被探测通过背景源的紫外光谱和热X射线发射，分别吸收线。吸收研究表明，铁的量<0.16M_sun，这明显小于正常SNe Ia的范围。另一方面，X射线数据的分析表明，冲击喷出物的分布是高度不对称的，特别是铁。因此，大部分铁可能已从紫外背景源中逃逸。SN 1006的另一个重要方面是，它是第一个从残骸壳层中检测到同步加速器X射线发射的SNR，提供了电子在前向冲击中加速到约100 TeV能量的证据。同步辐射的双边对称性（在东北和西南边缘明亮）可能是由于极冠的几何形状。宽频带（无线电，X射线和伽马射线）光谱能量分布表明伽马射线发射主要是轻子的。在西北部的地震中，光学、紫外线和X射线观测发现了极端的、但小于质量比例的温度不平衡的证据。
2017-02-07 astro-ph.HE
Detecting the Supernova Breakout Burst in Terrestrial Neutrino Detectors
计算了几种典型的地面中微子探测器在探测和测量银河系核心坍缩超新星$ν_e$爆发光变曲线中的距离依赖性能。突破爆发是核心坍缩的一个标志性现象，它通过坍缩和反弹提供了一个探索恒星核心的途径。我们研究的情况下，没有中微子振荡和振荡由于正常和倒置中微子质量的层次结构。对于正常的层次结构，超新星发出的其他中微子味道压倒了$ν_e$信号，使得突破爆发的检测变得困难。对于倒置层次（IH），在某些距离处的某些检测器应该能够看到$ν_e$爆发峰值并测量其属性。对于IH，爆发爆发的最大亮度可以在10千秒差距处测量，对于Hyper-Kamiokande（Hyper-K），精度为$\sim$ 30%，对于深层地下中微子实验（DUNE），精度为$\sim$ 60%。超级神冈（Super-K）和江门地下中微子观测站（JUNO）缺乏进行精确测量所需的质量。对于IH，在Hyper-K中可以测量爆发爆发的最大亮度的时间，在7 kpc时精确到$\sim$ 3 ms，在DUNE中在4 kpc时精确到$\sim$ 2 ms，而JUNO和Super-K可以测量最大亮度的时间，在1 kpc时精确到$\sim$ 2 ms。IceCube中的探测器背景使$ν_e$爆发的测量不太可能。对于倒置的层次结构，突破爆发的最大亮度的测量可以用来区分核状态方程。
2016-02-03 astro-ph.HE
Detecting and reconstructing gravitational waves from the next Galactic core-collapse supernova in the Advanced Detector Era
我们进行了一个详细的分析，广泛的引力波的可探测性来自核心坍缩超新星模拟使用引力波探测器噪声缩放到即将到来的第四次和第五次观测运行的高级LIGO，高级处女座，和KAGRA的灵敏度。我们使用的相干WaveBurst算法，这是在以前的观测运行中使用的核心坍缩超新星的引力波搜索。由于相干WaveBurst对引力波信号的形态做出了最小的假设，因此它可以在首次探测银河系事件中的引力波中发挥重要作用。我们预测，从中微子驱动的爆炸信号可以检测到的平均距离为10千秒差距，超过100千秒差距的距离可以达到爆炸的快速旋转的祖星。需要10-25的估计最小信噪比来检测信号。我们量化的波形重建与相干WaveBurst的准确性，我们确定，最具挑战性的信号重建是那些在长时间的中微子驱动的爆炸和模型，形成黑洞几秒钟后，核心反弹。
2021-04-13 astro-ph.HE
