Light-curve and spectral properties of ultra-stripped core-collapse supernovae leading to binary neutron stars
我们研究了超剥离核塌缩超新星的光变曲线和光谱性质。超剥离超新星是严重剥离的大质量恒星的爆炸，通过与致密伴星的双星相互作用失去了它们的外壳。它们的抛射量仅为~ 0.1 Msun，可能是形成双中子星系统的主要途径，这些系统最终合并并发射出强引力波。我们跟随一个超剥离超新星祖先的演变，直到铁核崩溃，并进行爆炸核合成计算。然后，我们合成的光变曲线和光谱的超剥离超新星使用核合成的结果，并提出其预期的性质。超剥离超新星合成~ 0.01 Msun的放射性~（56）Ni，其典型的峰值光度约为1 e42 erg/s或-16 mag.它们的典型上升时间为5 - 10天.比较合成的和观测到的光谱，我们发现SN 2005 ek，一些所谓的富钙间隙瞬变，和SN 2010 X可能与超剥离超新星。如果这些超新星实际上是超剥离超新星，它们的事件率预计约为核心坍缩超新星的1%。通过比较未来引力波观测得到的双中子星合并率和我们合成的光变曲线和光谱模型确定的光学瞬变测量得到的超剥离超新星率，我们将能够判断超剥离超新星是否实际上是双中子星人口的主要贡献者，并提供对双恒星演化的约束。
2016-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary-Stripped Stars as Core-Collapse Supernovae Progenitors
大多数大质量恒星在其生命周期中都会经历双星的相互作用，这会改变被剥离的恒星的表面和核心结构，对它们最终成为核心坍缩超新星的命运产生重大影响。然而，迄今为止，核心坍缩超新星的模拟几乎完全集中在单个恒星的演化上。我们提出了一个系统的模拟研究的单一和双剥离的恒星具有相同的初始质量的候选人的核心坍缩超新星（11 - 21 M $_{\odot}$）。一般来说，我们发现，双星剥离的恒星核心往往是不那么紧凑，更突出，更深的硅/氧界面，并优先爆炸相应的相同初始质量的单星。这两种演化模式之间的行为二分法将对超新星统计数据产生重要影响，包括最终的中子星质量、爆炸能量和核合成产额。被剥离的双星残余物也很有可能填充最重的中子星和最轻的黑洞之间可能存在的质量差。我们的工作在两个方面有所改进，因为我们自洽地解释了坍缩前的恒星演化和随后的爆炸结果。即便如此，我们的研究结果强调需要更详细的恒星演化模型，以捕捉爆炸结果的敏感性。
2021-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Final compact remnants in core-collapse supernovae from 20 to 40 $M_\odot$: the lower mass gap
X射线双星观测表明，在$\sim 2-5 ~M_\odot$范围内的致密天体质量稀少，即“低质量间隙”。引力波探测已经解锁了另一种质量测量方法，aLIGO/Virgo已经在间隙中观察到了一些候选者。我们重新回顾了具有不同初始爆炸能量的$\sim 20-40~M_\odot$祖星的核心坍缩超新星（CCSNe）的数值模拟。因此，较低的爆炸能量自然会导致低金属性祖先更有效的回退吸积，然后CCSNe中心的新生黑洞（BH）可以逃离间隙，但中子星不能轻易坍缩成间隙中的BH;然而，太阳金属性祖先的最终残余物会粘在间隙中。如果我们考虑到只有剧烈的CCSNe才能被观测到，而那些具有较低爆炸能量的CCSNe是普遍存在的，那么较低的质量间隙就可以合理地建立起来。缺口的宽度和深度主要取决于CCSN的初始爆炸能量和金属丰度。人们可以预期，未来对致密天体的多信使观测将描绘出间隙的形状，这可能会限制CCSNe及其祖先的性质。
2021-06-10 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
Pair-Instability Supernovae of Fast Rotating Stars
我们提出了对不稳定的超新星在爆炸阶段考虑快速旋转的二维模拟。最近对Pop III恒星形成的研究表明，这些恒星可能以大约100 Msun的质量尺度诞生，并具有强烈的自转。根据恒星演化模型，这些大质量的Pop III恒星可能是作为高能量的对不稳定超新星而死亡的。我们进行二维计算，以调查对不稳定超新星的旋转的影响。我们的研究结果表明，旋转导致非球面爆炸由于各向异性崩溃。如果第一批恒星在它们的对不稳定性爆炸之前，氧核的开普勒旋转速率为50%，那么整体镍的产生量可以显着减少约两个数量级。一个极端的情况下，100%的开普勒旋转率显示了一个有趣的功能，沿赤道面的流体不稳定性所造成的非同步和各向异性点火的爆炸，使冲击运行到下降的气体和产生的Richtmyer-Meshkov不稳定性。
2015-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of Rotating 25 M$_{\odot}$ Population III star: Physical Properties and Resulting Supernovae
在这封信中，我们报告的1-D建模的旋转25 M $_{\odot}$零年龄主序人口III星的核心崩溃的发病阶段的结果。快速旋转的模型在主序星阶段之后显示出剧烈和零星的质量损失。与太阳金属丰度模型相比，Pop III模型显示出非常小的超新星前半径。此外，在核心崩溃的发病阶段的模型，我们模拟由此产生的超新星的流体动力学模拟。根据相应的旋转和恒星风造成的质量损失，所产生的超新星跨越了从弱II型到Ib/c型的类别。我们发现，由Pop III型恒星产生的核心坍缩超新星的绝对星等比由太阳金属丰度恒星产生的要暗得多。从我们的模拟结果中，我们还得出结论，在爆炸能量和镍质量的考虑范围内，这些瞬态事件是非常微弱的，使得它们很难被检测到在高红移。
2023-02-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae in compact star clusters as sources of high-energy cosmic rays and neutrinos
我们讨论了一个特定的人口的银河PeVatrons可能是银河宇宙射线（CR）的组成部分远高于PeV能量的主要来源。大质量恒星组成的致密星团中的超新星被认为是强有力的CR、中微子和伽马射线辐射源。在会聚激波流中非线性费米加速的数值模拟表明，这些加速器可以提供高达$10^{16}-10^{17}$ eV的非常硬的质子谱，该谱远高于在约$3\times10^{15}$ eV处的全粒子CR谱中的“膝”。我们认为，已知的超新星遗迹与年轻大质量恒星Westerlund I和Cl*1806-20的致密星团中的恒星风相互作用，可以与H.E.S.S.探测到的TeV伽马射线发射源相关联。可能是冰立方天文台探测到的一小部分高能中微子的来源。最近用LOFAR阵列进行的CR成分测量显示，在$10^{17}$ eV附近的能量处，轻质量分量可能主导所有粒子谱。如此强烈的光成分（主要是质子和氦）可能需要特定的银河系CR源，例如超新星与大质量恒星的致密星团相互作用，以及孤立的超新星遗迹。
2017-06-04 astro-ph.HE
Type Ibn Supernovae May not all Come from Massive Stars
由于核心坍缩超新星是大质量恒星的爆炸，其寿命相对较短，它们几乎只发生在具有活跃恒星形成的星系中。另一方面，Ibn型超新星PS1- 12 sk在一个更典型的热核（Ia型）超新星的环境中爆炸：在星系团中最明亮的椭圆星系的外围。在那个位置缺乏任何明显的恒星形成，这对Ibn型超新星的模型提出了挑战，因为它是非常大质量的沃尔夫-拉叶星的爆炸。在这里，我们提出了一个补充搜索的恒星形成的网站PS1- 12 sk，现在超新星已经褪色，通过深紫外成像的主机集群与哈勃太空望远镜。我们在超新星位置的1千秒差距内没有检测到任何紫外线发射，这使我们能够将恒星形成率的限制加深一个数量级，与对该事件的原始研究相比。根据这个新的限制，我们讨论了Ibn型超新星的祖先是否可以是大质量恒星，以及已经提出了什么合理的替代方案。
2019-01-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Angular Momenta of Neutron Stars and Black Holes as a Window on Supernovae
现在很清楚，超新星的一个子集显示出喷流的证据，并被观察到伽马射线暴。大质量恒星端点的角动量分布提供了一种罕见的手段来限制核心坍缩爆炸中中心引擎的性质。与超大质量黑洞不同，X射线双星系统中恒星质量黑洞的自旋几乎不受吸积的影响，并且准确地反映了出生时的自旋。现在，我们已经用两种独立的X射线光谱技术测量了少量恒星质量的黑洞角动量。相比之下，旋转动力的行星会随着时间的推移通过磁制动而自旋下降，但现在已经估计出了适度数量的出生自旋周期。对于正则和极端中子星参数，统计检验强烈表明黑洞和中子星的角动量分布是明显不同的。在核心坍缩超新星的流行模型的背景下，角动量分布与通常在具有喷流的GRB类超新星中产生的黑洞以及通常在角动量太小而无法通过磁流体动力学过程产生喷流的超新星中产生的中子星是一致的。可能中子星在初始时具有高自旋，在超新星事件后不久迅速自旋下降，但现有的机制可能与某些观测到的脉冲星性质不一致。
2011-02-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Going out with a bang: compact object collisions resulting from supernovae in binary systems
双星系统包含一个中子星或一个黑洞与演化，大质量的恒星动态扰动时，后者经历了超新星爆炸。超新星中新形成的中子星受到的出生反冲可能会将恒星残骸置于一个束缚的、高度偏心的轨道上。在这种情况下，这两个紧凑的物体可以潮汐式地相互作用，并在很短的时间尺度上螺旋进入彼此。与超新星碎片的吸积盘的相互作用也被认为是。我们量化了这种事件的可能性，并表明它们预计会产生一个高能量的瞬变，可能是一个短的伽马射线暴，通常在几天内的超新星。
2009-09-21 astro-ph.HE
Precursors of Supernovae from Mass Eruption: Prospects for Early Warning of Nearby Core-collapse Supernovae
最近对大部分II型超新星的观测显示，在非常接近原始恒星的地方有致密的星周介质（CSM）的痕迹。如果这个CSM是在核心坍缩前几个月由爆发性质量损失产生的，那么爆发本身可能是一个前兆，有助于作为不久的将来超新星的早期预警。利用基于开放源代码CHIPS的辐射流体动力学模拟，我们从理论上模拟了一颗红超巨星的质量爆发辐射。我们发现，对于中等质量的爆发，光度通常在$10^{39}$ erg s $^{-1}$的数量级上，可以持续数百天，直到恒星爆炸，并且主要在红外线（峰值附近从-9到-11等）明亮。我们讨论的观测策略，找到这些签名从银河系和本地II型超新星。
2023-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae generated High Velocity Compact Clouds
有人提出，中等质量的黑洞可以产生具有大速度色散的致密分子云。这个模型受到质疑，因为发现了几个这样的短命云，这表明它们是常见的，因此它们的形成不太可能涉及一个奇异的物体，如中等质量的黑洞。在本文中，我们提出了一个替代模型，超新星产生这样的云。我们将我们的模型应用于一个叫做CO-0.40-0.22的云。以前的工作指出，这片云的动能与超新星相当，但由于缺乏热辐射，超新星的情况不合格。我们解释了缺乏热发射的结果的大密度的介质。在这样的介质中，超新星激波是辐射主导的，因此初始温度比典型的超新星低许多数量级。最后，我们讨论了在银河系中心有一个显着的人口的中等质量的黑洞的一些后果。
2017-09-18 astro-ph.HE
First Stars -- Type Ib Supernovae Connection
在极贫金属（EMP）恒星中观察到的非常特殊的丰度模式不能用普通的超新星核合成来解释，但可以通过超高能和超非球面爆炸中的核合成来很好地再现，即，超新星（HNe）。在此之前，这种HNe只在Ic型超新星中被观测到。在这里，我们研究了最近的Ib型超新星（SNe Ib）的性质。特别是，SN Ib 2008 D与发光的X射线瞬变080109相关联，被发现是一个比正常的核心坍缩超新星更具能量的爆炸。我们估计其母星的主序星质量为20- 25 M_sun，爆炸的动能约为6 × 10^{51}尔格。这些性质介于正常超新星和与伽马射线暴有关的超新星之间。这种高能的超新星Ib可能对早期宇宙的化学富集做出重要贡献。
2009-05-14 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
Core-Collapse supernovae and its progenitors
无法维持引力坍缩的大质量恒星，在核燃烧阶段结束时，变成核心坍缩超新星，留下致密的物体，如中子星或黑洞。像质量和金属丰度的祖属性主要决定爆炸参数和紧凑的残留物的类型。在本文中，我们总结了ARIES和其他印度天文台严格观测到的三种核心塌陷类型IIP SNe 2012 aw、2013 ab和2013 ej的观测研究，并讨论了它们的起源和爆炸性质。
2016-03-08 astro-ph.HE
Evolution of Helium Star - White Dwarf Binaries Leading up to Thermonuclear Supernovae
利用恒星演化程序MESA计算了氦星-碳氧白矮星（CO WD）双星的演化。这个单一的简并通道可能在短的延迟时间内对热核超新星有重要的贡献。我们研究了初始轨道周期在0.05 - 1天范围内，从1.1 - 2.0 $M_{\odot}$氦星到0.90 - 1.05 $M_{\odot}$ CO WD的热时间尺度质量转移。在这个范围内的系统可能会产生热核超新星、氦新星、氦星-氧-氖WD双星或分离的双CO WD双星。我们的时间相关的计算，解决恒星结构的两个二进制组件允许准确区分最终形成的热核超新星（通过中央点火的碳燃烧）和ONe WD（在偏离中心点火的情况下）。此外，我们调查的影响慢WD风，这意味着一个特定的角动量损失的二进制大于通常假设的。我们发现，这并没有显着改变该地区的参数空间系统的发展对热核超新星。我们确定的初始二进制参数和最终结果之间的对应关系通知人口合成研究的贡献的氦供体通道热核超新星。此外，我们限制的热核超新星和氦新星的祖双星的轨道性质和可观测的恒星性质。
2019-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Ultra-stripped supernovae and double neutron star systems
双中子星（DNS）系统的近轨道祖先双星演化导致超剥离星的超新星（SN）爆发。SN喷出物质量的数量是非常有限的，从这样的，或多或少，裸露的金属核心与信封质量只有0.01-0.2 Msun。小SN喷出物质量和相关的小NS踢的可能性的组合是非常重要的结果DNS系统留下的特性。在这里，我们讨论的DNS系统的理论预测，根据情况BB罗氏瓣溢出之前，超剥离SNE，并简要地与观察比较。
2015-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Massive Stellar Mergers as Precursors of Hydrogen-rich Pulsational Pair Instability Supernovae
双星系统中大质量恒星之间的相互作用被认为是观测到的超新星多样性的主要原因。随着调查探索更罕见的事件群体，我们应该期待看到超新星产生于越来越不常见的祖先通道。在这里，我们研究了一种情况，即大质量恒星在形成氢耗尽的核心后合并。我们认为，这可能会产生恒星爆炸的对不稳定超新星（PISNe）显着更多的氢，在一个给定的金属丰度，比在单星模型具有相同的爆炸前富氧的核心质量。我们调查了那些恒星合并，后来产生脉动PISNe的子集，并估计，这种合并后，富含氢的脉动PISNe的速度可以接近千分之几的所有核心坍缩超新星。这种富含氢的脉动PISNe的性质和预测速率让人想起非常不寻常的超新星iPTF14hls。对于合理的假设，来自类似合并的PISNe可能主导局部宇宙中PISNe的速率。
2019-04-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Physics of Superluminous Supernovae
理解大质量恒星如何以超新星的形式消亡是现代天体物理学中的一个关键问题。超新星是强大的恒星爆炸和宇宙重子循环的关键驱动力，通过将其爆炸能量和重元素注入形成新恒星的星际介质。经过几十年的努力，天体物理学家已经建立了一个大质量恒星爆炸机制的标准模型。然而，这一模型受到了最近凌日观测中发现的新型恒星爆炸的挑战。特别是，被称为超亮超新星的新种群，比典型的超新星亮一百倍，正在彻底改变我们对超新星的理解。新的研究表明，超亮超新星与超大质量恒星的不寻常消亡有关，它们的极端超新星由爆炸后形成的放射性同位素或致密物体提供动力。研究这些超新星填补了大质量恒星死亡和爆炸之间的知识空白;此外，我们可以利用它们的强烈亮度照亮遥远的宇宙。本文旨在对超亮超新星物理学进行及时的回顾，重点关注其理论模型的最新发展。
2021-03-09 astro-ph.HE
From supernovae to neutron stars
用二维中微子辐射流体动力学程序模拟了一颗11.2 $M_{\odot}$星的引力坍缩、反弹和铁芯爆炸。爆炸是由中微子加热驱动的，辅之以多维流体动力学效应，如对流。爆炸阶段之后，我们继续模拟的质子中子星的热演化的$\sim$ 70 s时，地壳的中子星形成使用一维模拟。发现地壳在高密度区（$ρ\sim10^{14}$ g cm $^{-3}$）形成，并由内向外推进。这是第一个自洽的模拟，成功地遵循从坍缩阶段的质子中子星冷却阶段的多维流体动力学模拟的基础上。
2013-12-02 astro-ph.HE nucl-th
The Atomic Physics Underlying the Spectroscopic Analysis of Massive Stars and Supernovae
我们已经开发了一个辐射转移代码CMFGEN，它使我们能够模拟大质量恒星和超新星的光谱。使用CMFGEN，我们可以获得基本参数，如有效温度和表面重力，获得丰度，并对恒星风特性进行约束。最后一个是重要的，因为所有的大质量恒星都在通过辐射压力驱动的恒星风失去质量，这种质量损失可以大大影响恒星的光谱外观和演化。最近，我们扩展了CMFGEN，使我们能够进行随时间变化的超新星辐射转移计算。这种计算将用于对超新星祖先施加限制，对超新星爆炸和核合成施加限制，并使用称为“扩大光球法”的物理方法推导距离。我们描述了代码和所涉及的原子过程的假设。代码中的一个关键成分是原子数据。对于建模，我们需要准确的过渡波长，振子强度，光电离截面，碰撞强度，自电离率，和电荷交换率几乎所有的物种，并包括钴。目前，现有的原子数据在数量和质量上都有很大差异。
2011-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Merging of Components in Close Binaries: Type Ia Supernovae, Massive White Dwarfs, and Ap stars
《Scenario Machine》（一种为研究密近双星演化而设计的计算机代码）被用来对各种各样的合并天体进行总体合成：主序星与主序星;白矮星与白矮星、中子星和黑洞;中子星与中子星和黑洞;我们计算了这类事件的发生率，并绘制了合并白矮星和主序星的质量分布图。结果表明，Ia型超新星只有经过大约10亿年的星系演化才能被用作标准烛光。在这一演化过程中，Ia型超新星的平均能量大约会降低10%; Ia型超新星的最大和最小能量可能相差不少于1.5倍。在估计宇宙加速的参数时应该考虑到这种情况。根据理论估计，最大质量的（通常是磁性的）白矮星可能是由质量较低的白矮星合并而成的。至少有一些磁性的Ap和Bp星可能形成于低质量主序星（小于太阳的1.5质量）与对流包层的合并中。
2009-01-30 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational Properties of Thermonuclear Supernovae
一颗恒星作为超新星爆炸死亡是宇宙中最戏剧性的事件之一。超新星对天体物理学的许多领域都有巨大的影响：它们是宇宙化学富集的主要贡献者，并对后代恒星的形成和星系的演化产生重大影响。在这里，我们回顾热核超新星的观测特性，爆炸的白矮星的恒星演化的低质量恒星在紧密的双星系统。这类天体中最著名的是Ia型超新星（SN Ia），在天体物理学上非常重要，它们是测量宇宙学距离的标准烛光，也是宇宙中铁族元素的主要来源。令人惊讶的是，鉴于其突出的作用，超新星祖先系统和爆炸机制并没有完全理解;我们在这里描述的观测提供了对模型的限制，并不总是以一致的方式。超新星发现和后续研究的最新进展表明，热核超新星的类别不仅仅包括SN Ia，我们在这篇评论中强调了这种多样性。
2019-08-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational constraints on the progenitors of core-collapse supernovae : the case for missing high mass stars
在过去的15年里，超新星社区一直在努力确定其星系的高分辨率档案图像的核心坍缩超新星的祖星。这篇评论汇编的结果（从1999年至2013年）在一个距离有限的样本，并讨论了影响。绝大多数探测到的祖星都是II-P、II-L或IIb型的，只有一个Ib型的祖星系统被探测到，而Ibc超新星的祖星则有更多的上限（14）。这45颗超新星祖先的数据表明，在LogL~= 5.1dex的表观极限以上的高光度恒星明显不足。对于一个典型的萨尔彼得IMF，人们会期望找到13个高亮度和高质量的祖先。在这个时间和体积有限的样品中，可能只有一个物体是明确的高质量（SN 2009ip的祖先）。综述了星周尘埃和样品选择方法对测量结果的影响。这似乎不太可能解释失踪的高质量祖星。本文的结论是，在本宇宙中观测到的超新星总体上不是由大质量（M>~18Msun）恒星产生的。模型星的理论爆炸也预言了黑洞的形成和超新星的失败倾向于发生在M>~18 Msun以上。模型还表明，在8 - 120 Msun范围内的恒星存在爆炸性岛屿。观测上的限制与M>~18 Msun以上的大部分恒星坍缩形成黑洞而没有可见的超新星是相当一致的。（节录）。
2015-05-08 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Revisiting the explodability of single massive star progenitors of stripped-envelope supernovae
几乎没有氢或只有少量氢的剥离包层超新星（IIb、Ib和Ic型）约占观测到的大质量恒星爆炸的三分之一。它们的起源和祖先的进化还没有完全了解。被自己的恒星风剥离的超大质量单星（太阳金属丰度为$\gtrsim 25-30 M_{\odot}$）被认为是这些事件的可能祖先。然而，最近的一维核心坍缩模拟表明，一些大质量恒星可能在爆炸失败后直接坍缩成黑洞，并伴随着微弱或不可见的瞬态。在这封信中，我们估计了直接坍缩成黑洞对单个恒星产生的剥离包络超新星速率的影响。为此，我们计算太阳金属丰度的单星MESA模型，并按照人口合成中常用的处方将其最终状态映射到其核心崩溃结果。根据我们的模型，没有一颗失去整个富氢包层的恒星能够爆炸，只有一小部分留下薄氢包层的祖先（IIb祖先候选者），除非我们使用一个处方，将湍流的影响考虑在内，或者调用增加的风质量损失率。这一结果增加了解释大多数剥离包层超新星的单星范式与其观测到的速率和性质之间的现有张力。从表面上看，我们的研究结果指向一个更高的贡献，双祖剥离信封超新星。或者，它们可能表明在将不同的恒星模型映射到大质量恒星的核心坍缩结果和/或更高的整体质量损失的常见实践中存在不一致性。
2021-12-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Signatures of a surviving helium-star companion in Type Ia supernovae and constraints on the progenitor companion of SN 2011fe
由一颗白矮星和一颗非简并氦星伴星组成的单简并双星系统被认为是Ia型超新星的潜在祖先。在这个SD祖先模型中，氦星的伴星有望在超新星Ia爆炸中幸存下来。在本工作中，我们将从我们以前的三维流体动力学模拟的喷射物-伴星相互作用计算出的幸存的He星伴星模型映射到一维恒星演化程序MESA中，跟踪它们的长期演化，预测它们在撞击后的观测性质，这将有助于在未来的观测中寻找这些幸存的He星伴星。通过与观测最好的SN Ia，SN 2011 fe的非常晚时期的光变曲线进行比较，我们发现我们幸存的He星同伴在最大光之后约1000 d变得比SN 2011 fe更明亮。这表明氦星不太可能是SN 2011 fe的伴星。
2022-02-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Equation of state in neutron stars and supernovae
本研究围绕中子星与超新星中的物态方程展开，介绍了致密物质性质的研究方式，梳理了中子星、超新星及中子星并合中物态方程的作用，还综述了不同类型的强子-夸克转变及其特征。
2022-06-30 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Shocking and Mass Loss of Compact Donor Stars in Type Ia Supernovae
本文通过Athena++三维流体动力学模拟和MESA恒星演化程序，研究Ia型超新星爆炸对氦星或氦白矮星供体星的激波剥离作用及爆炸后演化，发现约0.01–0.02 M⊙物质被剥离，供体星保持高光度约10^5–10^6年，并与超高速星D6-2的观测性质吻合。
2024-08-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-term evolution of post-explosion Helium-star Companions of Type Iax Supernovae
Iax型超新星（SNe Iax）是公认的无氢超新星的暗子类。然而，它们的起源，祖先系统的性质，是一个悬而未决的问题。最近的研究表明，在一个有氦星施主的双星系统中，一颗质量接近300亿塞卡的白矮星的微弱爆燃爆炸可能是SNe Iax的起源。在这种情况下，氦恒星供体有望在爆炸中幸存下来。我们使用一维恒星演化程序\textsc{MESA}和\textsc{Kepler}来跟踪幸存的氦伴星在撞击后的演化。恒星模型的基础上，我们以前的流体动力学模拟的喷出物捐助者的相互作用，我们探索这些幸存的氦同伴的观测特性。我们发现，幸存的氦同伴的亮度显着增加后的影响：他们可以从$2\mathord,500\,\mathrm{L_{\odot}}$到$16\mathord,000\,\mathrm{L_{\odot}}$的开尔文-亥姆霍兹时间尺度约为$10^{4}\,\mathrm{yr}$。当恒星达到热平衡后，它演化为O型热亚矮星（sdO），并沿着相同质量的正常sdO星的演化轨道继续演化。我们的研究结果将有助于在未来的观测中识别SNe Iax的幸存氦同伴，并对其祖先模型提出新的限制。
2022-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of fallback on the compact remnants and chemical yields of core-collapse supernovae
核心坍缩超新星的回落在确定致密残余物和喷出物成分的性质方面起着至关重要的作用。我们对选定的非旋转超新星模型进行了三维混合和回落模拟，以研究爆炸能量和不对称性如何与残余质量，残余反冲和残余自旋相关。我们发现，最强的踢和旋转是由部分回落在不对称的爆炸。在这种情况下，可以得到几百个$\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$的黑洞反冲和$\mathord{\sim}0.25$的自旋参数。如果初始爆炸能量刚好超过包线结合能，则会产生更强的回退，并且残余反冲和自旋仍然很小。如果爆炸能量相对于包络结合能是高的，则存在对残余反冲的小影响的小回退，但是回退引起的自旋上升可以是实质性的。对于不旋转的$12\,\mathrm{M}_\odot$祖先，我们发现中子星（NS）的旋转周期为毫秒。回退物质的高比角动量也可以导致黑洞周围形成盘。因此，后退可能是一条通向毫秒磁星或超超新星和伽马射线暴的类磁星发动机的途径，不需要快速的祖先旋转。在我们的一小组模拟中，没有一个重现了解释许多碳增强贫金属（CEMP）恒星的富金属贫铁组成所必需的特殊分层回落。然而，具有不同爆炸能量和不同不对称实现的模型可能与CEMP丰度模式兼容。
2020-05-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Failed Supernovae Explain the Compact Remnant Mass Function
对于没有更高质量的红超巨星（16.5 Msun < M <25 Msun）作为IIP型超新星（SNe）的祖先的一种解释是，它们在失败的SNe中死亡，产生黑洞。模拟显示，这些失效的SNe仍然会在微弱的瞬变过程中喷射出它们的氢包层，留下一个质量相当于恒星氦核（5- 8兆太阳）的黑洞。在这里，我们表明，这自然地解释了观察到的黑洞的典型质量和中子星和黑洞质量之间的差距，没有任何微调的SN机制超出了它失败的质量范围内，许多祖先模型的密度结构，使爆炸更容易失败。在对SN类型的任何计算中，包括这约20%的SNe失败人群在祖细胞质量功能上没有困难。而且，除了耐心之外，没有任何观测障碍可以检测到这些黑洞形成事件，或者将它们的速率限制在远低于这一预测的水平。
2013-07-31 astro-ph.HE gr-qc
Equation of state and neutrino transfer in supernovae and neutron stars
本文综述了天体物理模拟用状态方程表和中微子输运数值计算方法的进展。炽热致密的物质在核心坍缩的超新星和中子星中扮演着重要的角色。物态方程通过热力学量的行为来确定致密物体的结构和动力学。此外，中微子被困在超新星核心和中子星合并中，并经常与物质相互作用，对决定爆炸机制和致密物体最终形式的动力学产生关键影响。因此，在数值模拟中，通过可靠的状态方程和反应速率数据集来实现核和中微子物理的详细过程是至关重要的。我们展示了状态方程和中微子转移的发展的例子，并讨论了通过第一原理计算理解爆炸现象的研究方向。
2021-12-21 astro-ph.HE nucl-th
Multi-Messenger Tests for Fast-Spinning Newborn Pulsars Embedded in Stripped-Envelope Supernovae
快速旋转的强磁化新生中子星，包括新生磁星，通常被用作发光恒星爆炸的发动机。在这里，我们考虑的情况下，他们的权力各种剥离信封超新星，不仅是超亮超新星Ic，但也宽线超新星Ibc和可能的一些普通超新星Ibc。这种情况也是由银河系磁星主要来自快速旋转的中子星作为剥离包层超新星的残留物的假设激发的。通过一致地模拟磁化风和Ni衰变的能量注入，我们发现，在普通超新星Ibc中可以存在自转>~ 10 ms、B_dip >~ 5 x 10^14 G的原中子星。另一方面，毫秒级原中子星只有在极向磁场B_dip >~ 5 x 10^14 G时才能为宽线超新星Ibc提供能量，而B_dip >~ 10^13 G的超亮超新星Ic则只能提供能量。然后，我们研究了如何多信使发射可以用来区分脉冲星驱动的超新星模型从其他竞争的情况。首先，胚胎脉冲星风星云的高能x射线和伽马射线辐射是潜在的新生脉冲星风的一个有希望的吸烟枪。强烈鼓励在爆炸后约50-100天使用NuSTAR对剥离包层超新星进行后续观测，以寻找附近的物体。我们还讨论了引力波对原中子星自旋下降的可能影响。如果B_dip <~几× 10^13 G的毫秒级原中子星发射引力波，由于B_t >~ 10 ^16 G的内环场使超新星非轴对称旋转变形，因此可以用Advanced LIGO、Advanced Virgo和KAGRA从室女星系团的普通超新星Ibc中探测到引力波信号…
2016-01-24 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Influence of effective mass of the relativistic mean field theory on core collapse supernovae and compact objects
National Institute of Technology, Numazu College（国立大学法人沼津工业高等专门学校）；Department of Physics, Kyoto University（京都大学）；College of Science and Engineering, Kanto Gakuin University（关东学院大学理工学部）；School of Physics, Nankai University（南开大学物理科学学院）；Faculty of Arts and Science, Kyushu University（九州大学艺工学部）；Faculty of Science & Technology, Tokyo University of Science（东京理科大学理学部·工学部）
该研究通过相对论平均场理论的两种物态方程表模拟，发现有效质量会影响超新星物态、致密天体形成及中微子发射特性，为相对论框架下核心坍缩过程的研究提供了新结果。
2026-08-07 astro-ph.HE nucl-th
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
Production of Lithium in Primordial Supernovae
第一代恒星非常独特。金属的缺乏可能会影响它们的形成，目前的模型表明它们的头重脚轻的初始质量分数比我们今天观察到的要大得多，它们的一些其他性质，如旋转速率和二元性，在很大程度上是未知的或受到直接观测的限制。但是，即使是给定质量的非旋转单恒星，由于没有金属，其演化也会大不相同：恒星在死亡之前大多会保持更紧凑的状态，富含氢的恒星后来的半径比现代恒星的半径大10倍。当它们作为超新星爆炸时，暴露在超新星中微子流中的能量大大增加，从而产生大量的锂。这种生产不会对所有恒星都是恒定的，而是在质量范围内变化很大。这样的生产甚至更挑战了斯比特高原的存在。
2020-02-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wave-driven mass loss of stripped envelope massive stars: progenitor-dependence, mass ejection, and supernovae
由星周相互作用提供动力的快速上升和衰减的超新星的发现表明，超新星爆发前阶段是大质量恒星演化中的一个临界现象。从理论上预测的物质抛射机制来理解星周介质的质量和径向范围是非常重要的。在这项工作中，我们研究了大质量贫氢恒星的波加热过程，运行一套恒星模型，以预测波能量和预爆炸的时间尺度的表面能沉积。我们调查恒星模型的主序星祖质量从20- 70 $M_{\odot}$和金属丰度从0.002到0.02。这些模型中的大多数预测，只有不到$\sim \! 10^{47} \, {\rm erg}$的能量沉积在包层中，大部分能量沉积在恒星演化的最后一周。这意味着CSM的质量小于$\sim \! 10^{-2} \, M_\odot$，延伸到小于$\sim \! 10^{14} \, {\rm cm}$，太小而不会对后续超新星的光变曲线或光谱产生很大影响，除非是在冲击爆发阶段。然而，一些模型预测有点较高的波能通量，我们进行流体动力学模拟的质量喷射过程。对后续超新星的辐射转移模拟预测了一个明亮但短暂的冲击冷却阶段，如果在爆炸后几天内发现某些Ib/c型超新星，就可以在其中检测到。
2021-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can Stellar Mixing Explain the Lack of Type Ib Supernovae in Long-Duration GRBs?
与长时间伽马射线暴观测有关的超新星的发现是这些暴的祖先是大质量恒星的主要证据。理解这些祖先的主要谜团之一是，所有这些与伽马射线暴有关的超新星都是Ic型超新星，没有证据表明恒星大气中存在氦。许多研究都集中在是否这种氦只是隐藏在光谱分析。在本文中，我们展示了最近的恒星模型，使用新的对流算法的基础上，我们目前的理解恒星混合的结果。我们证明，增强对流可能会导致严重的恒星氦层耗尽，这表明氦没有被观察到，只是因为它不是在恒星。我们还提出了光变曲线和光谱的这些紧凑的氦耗尽的恒星相比，更传统的氦层的模型。
2013-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ultrahard spectra of PeV neutrinos from supernovae in compact star clusters
星暴区有许多年轻的大质量恒星和超新星遗迹形成的强大恒星风，是高能宇宙线加速的有利场所。超新星冲击波与来自年轻恒星的致密星团的快风碰撞，使质子加速到远高于孤立SN中扩散冲击波加速的标准极限的能量。在这样的风超新星PeV加速器中，质子光谱很硬，在光谱的高能端有很大的通量，在非弹性核碰撞中产生大量的伽马射线和中微子。我们认为，在银河系Westerlund 1星系团的SN冲击可能会加速质子约40 PeV。一旦加速，这些CR将扩散到周围的稠密云层中，并产生中微子，其通量足以解释冰立方天文台从银河系内部检测到的一部分事件。
2015-09-12 astro-ph.HE
Hyperonic uncertainties in neutron stars, mergers and supernovae
本研究基于FSU2H$^*$强子模型及两个覆盖超子势全部实验变化范围的衍生模型，探究超子不确定性对重子物质物态方程、中子星性质的影响，发现高温下效应更显著，强调中子星并合、超新星模拟需考虑该不确定性以保障可靠性。
2024-01-31 astro-ph.HE nucl-th
Pair-Instability Supernovae via Collision Runaway in Young Dense Star Clusters
理论上预言氦核在~64和133 M_sun之间的恒星会以对不稳定超新星的形式死亡。这需要非常大质量的祖星，理论上，由于通过线驱动风的质量损失，在银河系恒星质量极限内的Pop II/I恒星是禁止的。然而，在一个密集的年轻星团中，恒星的失控碰撞可能会产生一颗合并的恒星，其质量足以以一颗不稳定的超新星结束其生命，即使在非零金属丰度下的质量损失增加。我们发现，根据该机制预测的速率与两颗观测到的对不稳定超新星SN 2007 bi和PTF 10 nmn的体积速率（约为2 × 10 ^-9 Mpc^-3 yr^-1）一致，这两颗超新星都没有不含金属的宿主星系。与先前的文献相反，只有在低红移z<2的对不稳定超新星才能用大型综合巡天望远镜（LSST）观测到。我们估计望远镜每年将观测到大约10^2个这样的事件，这些事件起源于星系团中的碰撞失控合并。
2012-04-17 astro-ph.HE
Searching for Triple Systems Unbound by Supernovae
本研究利用 Gaia 搜索8个超新星遗迹中未被超新星瓦解的三合星，未发现候选体，并据此在90%置信度下将此类系统的产生比例限制在11.4%以下。
2024-04-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Two Populations of X-ray Pulsars Produced by Two Types of Supernovae
两种类型的超新星被认为是宇宙中绝大多数中子星的来源。第一种类型是铁核坍缩超新星，当一颗高质量恒星发展出一个超过克拉塞卡极限的简并铁核时发生。第二种类型是电子俘获型超新星，与低质量氧-氖-镁核心的坍缩有关，因为它由于氖和/或镁核突然俘获电子而失去压力支持。迄今为止，还不可能识别出在这些形成通道中产生的两个不同的中子星家族。在这里，我们报告说，一个大的，众所周知的类中子星托管X射线双星实际上是由两个不同的子群体具有不同的特征自旋周期，轨道周期和轨道偏心率。这一类的Be/X射线双星，包含中子星，从更大质量的伴星吸积物质。这两个子群很可能与两种不同类型的中子星形成超新星有关，电子捕获超新星优先产生短自旋周期，短轨道周期和低偏心率的系统。有趣的是，这两个子群之间的分裂在自旋周期的对数分布中最为明显，这是一个没有被预测到的结果，仍然有待解释。
2011-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Pair-Instability Supernovae of Non-Zero Metallicity Stars
观测证据表明，局部宇宙中的一些非常大质量的恒星可能会以对不稳定超新星的形式死亡。我们提出了一个非零金属丰度恒星的对不稳定超新星的二维模拟。我们发现，在这种爆炸中几乎没有发生混合，因为恒星外壳中的金属驱动强风，在恒星死亡之前从恒星上剥离氢外壳。因此，在超新星爆发期间，反向冲击不能形成并触发流体不稳定性。在超新星的早期阶段，只有由核燃烧驱动的微弱混合发生，它太弱了，不足以影响爆炸的观测特征。
2015-01-27 astro-ph.HE
The Early Evolution of Primordial Pair-Instability Supernovae
第一次宇宙爆炸的观测特征及其在第二代恒星上的化学印记都关键地取决于爆炸的最早阶段恒星内重元素的混合情况。我们提出了新的自适应网格加密代码CASTRO的人口III对不稳定超新星的早期演化的数值模拟。与15 - 40 Msun核心坍缩的原始超新星形成鲜明对比，我们发现大多数150 - 250 Msun对不稳定超新星在从恒星表面爆发后的时间内没有混合。这可能是确定原始超新星前身质量的关键，因为剧烈的混合会导致重金属（如铁和镍）的发射线在核心坍缩超新星的光变曲线中比在对不稳定爆炸中出现得更快。我们的研究结果还意味着，与低质量Pop III超新星不同，其集体金属产量可以直接与极贫金属恒星的化学丰度进行比较，需要进一步详细的数值模拟来确定超大质量Pop III恒星对其直系后代的核合成印记。
2010-10-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
The gamma-ray bursts, core-collapse supernovae and global star forming rate at large redshifts
对伽马射线暴（GRB）、GRB宿主星系和恒星形成在小红移和大红移下的观测问题的陈述进行了简要的回顾和讨论：GRB宿主星系与典型星系群之间是否有相似之处和不同之处--这是目前GRB宿主星系研究的主要问题。简要讨论了长持续时间伽玛暴与大质量恒星爆炸的直接联系，伽玛暴与核塌缩超新星的一些谜团。独立于模型的观测宇宙学检验：高红移时的伽玛暴率和恒星形成率。
2011-11-06 astro-ph.HE
Supernova ejecta with a relativistic wind from a central compact object: a unified picture for extraordinary supernovae
用解析和数值方法研究了自由膨胀的超新星喷出物与从中心区域注入的相对论风之间的流体动力学相互作用。由于喷出物和风之间的碰撞，在喷出物中形成并膨胀了一个围绕着热气泡的几何薄壳。我们使用自相似的解决方案来描述早期的动力学演化的壳，并进行了二维的特殊相对论流体动力学模拟，以遵循进一步的演变。瑞利-泰勒不稳定性不可避免地在分离冲击风和喷出物的接触面处发展，导致壳体的完全破坏和热气体从热气泡中泄漏。泄漏的热物质立即赶上超新星喷出物的最外层，因此不同层的喷出物混合在一起。给出了流体动力学变量的空间分布和喷出物的动能分布。当总能量为$10^{52}$ erg（比超新星喷出物的初始动能大10倍）时，我们停止能量注入，并遵循随后的演化。从我们的模拟结果中，我们认为预期的发射从超新星喷出物提供动力的能量注入中心，并讨论了超亮超新星和广泛的线IC超新星可能产生类似的机制的可能性。
2016-12-12 astro-ph.HE
Chiral asteroseismology: seismic oscillations caused by chiral transport in neutron stars and supernovae
本研究提出手性星震学新概念，分析中子星与超新星中手性磁波、手性涡旋波的振荡模式，推导其色散关系并估算引力波特性，为探测夸克物质与中子星磁场提供新途径。
2023-10-10 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Neutron Stars in Supernovae and Their Remnants
中子星的磁场范围很大（~ 3e 10 - 1 e15 G）。可能有一种倾向，即更高磁化的中子星来自更大质量的恒星祖先，但其他因素也一定起作用。当与中子星可能的初始周期相结合时，磁场意味着一种覆盖范围很大的自旋下降功率，并且通常由超新星中的其他功率源主导。脉冲星自旋下降的功率输入的显着特点是功率的时间依赖性和在超新星内部创建一个低密度的气泡;在后期阶段的线轮廓没有集中峰值后，显着的脉冲星旋转能量已经沉积。在小于300岁的天体中，缺乏明确的脉冲星能量证据，这可以归因于大的典型脉冲星诞生时的旋转周期。
2010-11-16 astro-ph.HE
Neutrino Intensity Interferometry: Measuring Proto-neutron Star Radii During Core-Collapse Supernovae
强度干涉测量法是一种用于测量源的大小的技术，其范围从重离子碰撞中形成的夸克-胶子等离子体到恒星的半径。我们研究使用相同的技术来测量原中子星（PNS）半径与中微子信号接收的核心坍缩超新星。使用一个完整的波包分析，包括中微子质量的第一次，我们得出的标准的效果可以预期提供所需的信号，并发现中微子从下一个银河系超新星应该包含可提取的PNS半径信息。
2017-11-01 astro-ph.HE hep-ph
Pair Instability Supernovae of Very Massive Population III Stars
对原始恒星形成的数值研究表明，宇宙中的第一批恒星可能质量非常大。恒星模型显示，初始质量为140-260 Msun的非旋转星族III恒星会以高能对不稳定超新星的形式死亡。我们提出了新的二维模拟的原始对不稳定超新星与CASTRO代码。我们的模拟比以前的多维模型更早开始，在核心崩溃的开始，捕捉任何动力学不稳定性，可能是崩溃和爆炸燃烧的种子。这种不稳定性可以通过将热灰与燃料混合来提高爆炸产量，从而加速核燃烧，并通过在早期从恒星更深处挖掘重元素来影响超新星的光谱。我们的模型网格包括蓝超巨星和红超巨星，这些事件的前身质量范围都在预期之内。我们发现，由氧和氦燃烧驱动的流体不稳定性出现在氧壳层$\sim$的上，下边界的核心反弹后20 - 100秒。在SN激波离开氦核后，由燃烧驱动的不稳定性冻结。当冲击随后传播通过氢包层时，形成强烈的反向冲击，从而驱动Rayleigh-Taylor不稳定性的增长。在红超巨星的祖先中，这些不稳定性的振幅足以混合超新星喷出物。
2014-07-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Pair-Instability Supernovae at the Epoch of Reionization
理论上预测质量在~140和260 M_sun之间的原始恒星会以对不稳定超新星的形式死亡。这些非常巨大的祖先可能来自早期宇宙中的Pop III恒星。我们的模型的光变曲线和光谱的对不稳定的超新星在一定范围内的质量和信封结构。在再电离红移z >= 6时，我们计算了对不稳定性和核心坍缩超新星的速率和可探测性，并表明利用詹姆斯·韦伯空间望远镜，通过使用这些超新星约束恒星初始质量函数，可以确定Pop III和Pop II恒星对再电离的贡献。我们还计算了Ia型超新星的发生率，表明它们在再电离过程中并不罕见，并可用于探测4- 8M_sun的质量函数。如果电离光子的预算占主导地位的头重脚轻的波普III星的贡献，我们预测，星系光度函数的亮端将被污染的对不稳定的超新星。
2012-04-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
Constraining the final fates of massive stars by oxygen and iron enrichment history in the Galaxy
最近对核心坍缩超新星的观测研究表明，只有零年龄主序星质量小于$16$ - $18\ M_\odot$的恒星在成为红超巨星时才会爆炸，产生IIP型超新星。这可能意味着更大质量的恒星会产生其他类型的超新星，或者它们只是坍缩成黑洞而不会产生明亮的超新星。这个失败的超新星假说可能会导致氧气生产效率非常低，因为在$20$ - $30\ M_\odot$周围具有零年龄主序星质量的大质量恒星的内层中大量产生的氧气可能不会被喷射到周围的星际空间中。我们首先假设一个未指定的人口的氧气注入事件有关的大质量的恒星，并获得一个模型无关的约束有多少氧气应该在一个单一的事件中释放，以及如何频繁地发生这样的事件。我们进一步进行了单盒星系化学富集计算与不同质量范围的大质量恒星爆炸的核心坍缩超新星。我们的研究结果表明，假设所有具有$9$ - $100\ M_\odot$的大质量恒星爆炸为核心坍缩超新星的模型仍然是最合适的解释太阳的氧和铁的丰度和它们在银河系中的富集历史。银河系中的氧质量没有得到解释时，假设只有大质量恒星的零年龄主序星质量在9-17 $M_\odot$的范围内，有助于银河系的氧富集。这一发现意味着，质量比$17M_\odot$大的恒星中有相当一部分应该在超新星爆炸或其他质量损失过程中喷射出它们的氧层。
2017-12-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
