Wide binary pulsars from electron-capture supernovae
中子星在超新星诞生时受到速度的冲击。那些形成于超级渐近巨星分支恒星的电子捕获超新星中的恒星--在超新星中结束生命的质量最低的恒星--可能比典型的中子星受到的反冲要低得多。由于许多大质量恒星都是宽联星的成员，这表明存在着低质量（$1.25 < M_\mathrm{psr} / $ M $_\odot < 1.3$）、宽（$P_\mathrm{orb} \gtrsim 10^{4}$ \，day）、偏心（$e \sim 0.7$）、未回收（$P_\mathrm{spin} \sim 1$ \，s）的联星。这类双星的形成率对导致电子捕获超新星的（有效的）单颗恒星的质量范围、超新星之前的质量损失量以及中子星上任何出生踢的大小都很敏感。我们估计，在银河系中，每10，000个孤立的脉冲星中就应该有一个这样的脉冲双星，假设导致电子捕获超新星的单星质量范围的宽度是$\lesssim 0.2$ \，M $_\odot$，并且在电子捕获超新星中形成的中子星接收的典型反冲小于10\，km s $^{-1}$。我们已经搜索了观测到的双星目录，但没有发现可以通过这个通道形成的令人信服的候选者，这与预测的低速率一致。未来的观测与平方公里阵列可能会检测到这种罕见的子类脉冲双星，并提供强有力的约束的性质，电子捕获超新星及其祖先。
2022-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The electron-capture origin of supernova 2018zd
在白矮星形成和铁核坍缩超新星之间的过渡质量范围（$\sim$ 8-10太阳质量），恒星预计会产生电子捕获超新星。理论上，这些祖先星被认为是超渐近巨星分支星，具有一个简并的O+Ne+Mg核，电子捕获到Ne和Mg核上应该引发核坍缩。然而，还没有一颗超新星被明确地确定来自电子捕获的起源，部分原因是理论预测的不确定性。在这里，我们提出了电子捕获超新星的六个指标，并表明超新星2018 zd是唯一已知的超新星，具有强有力的证据或与所有六个一致：祖先识别，星周物质，化学成分，爆炸能量，光变曲线和核合成。对于超新星2018 zd，我们根据爆炸前图像中的微弱候选者和早期紫外颜色和闪光光谱揭示的化学富集的星周物质来推断超渐近巨星分支祖星。光变曲线形态和星云发射线可以用低爆炸能量和电子俘获超新星中产生的富中子核合成来解释。这一发现提供了对复杂的恒星演化、超新星物理、宇宙核合成和过渡质量范围内的残余种群的深入了解。
2021-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The final fate of stars that ignite neon and oxygen off-center: electron capture or iron core-collapse supernova?
在$8.8-9.5~{\rm M}_\odot$恒星的ONeMg核心中，氖和氧的燃烧是在偏离中心的地方点燃的。氧-铁火焰是否传播到中心是决定这些恒星是经历Fe核坍缩还是电子俘获引起的ONeMg核坍缩的关键。我们提供了更多的细节，恒星点燃氖和氧燃烧偏离中心。氖火焰的形成方式与超AGB恒星的碳火焰相似，只是火焰宽度较窄。如果采用严格的史瓦西对流不稳定性判据，则能够满足建立火焰的判据。穿过对流壳层界面的混合破坏了燃烧锋面传播的条件，相反，壳层作为一系列向内移动的闪光燃烧。虽然这可能不会直接影响燃烧是否会到达中心（如超级AGB恒星），但核心可以在每次壳闪光之间收缩。壳层中电子分数的减少降低了Ekrasekhar质量，中心达到URCA过程的阈值密度，以激活和引导核心的剩余演化。这突出了更精确地处理恒星内部的混合对于恒星天体物理学中另一个重要问题的重要性--确定电子捕获超新星和铁核塌缩超新星之间边界处的恒星演化和超新星祖先的性质。
2016-08-05 astro-ph.SR
Simulations of Electron Capture and Low-Mass Iron Core Supernovae
在光谱的低质量端，核心坍缩超新星祖先的演化路径充满了重大的不确定性。近年来，除了经典的电子俘获超新星通道外，人们还发现了超AGB星的多种演化通道。在低质量端的几个可用的祖先模型已经在超新星模拟中取得了巨大的成功，因为特殊的密度结构使得在这个质量范围内发生了强大的中微子驱动的爆炸。详细的核合成计算已经对电子俘获超新星和低质量铁核超新星的模型进行了研究，并揭示了较轻的反式铁元素（如Zn，Sr，Y，Zr）以及稀有同位素如Ca-48和Fe-60的有趣生产。我们强调需要进一步探索超新星光谱的低质量端，并将各种观测数据联系起来，以了解这一区域爆炸的多样性。
2017-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Particle simulation study of electron heating by counterstreaming ion beams ahead of supernova remnant shocks
布内曼型不稳定性的增长和饱和的检查与粒子在细胞（PIC）模拟的参数是代表的前震区域的快超新星遗迹（SNR）冲击。密集离子束和电子对应于上游等离子体，而快速离子束对应于冲击反射离子。二维模拟的目的是确定非线性饱和机制，电子加热和潜在的二次不稳定性，所产生的各向异性电子加热，并导致磁场的增长。我们确认，离子束和电子之间的不稳定性饱和的形成相空间孔的束对齐模式。较慢的倾斜模式加速了一些电子，但在电子被较快的束对准模式捕获之前，它们不能显著地加热电子。两个圆形的电子速度分布的发展，这是围绕每个离子束的速度为中心。它们是由于电子被静电波势散射而产生的。观察到磁场的增长，但其幅度仍然很低。
2012-06-25 astro-ph.SR
Evolution of progenitors for electron capture supernovae
我们提供了电子俘获超新星（ECSNe）的祖先模型，详细的演化计算。我们包括次要的电子捕获核使用一个大的核反应网络更新的反应速率。对于电子俘获，库仑修正的速率进行了处理，并考虑了丰中子核的贡献，在核统计平衡（NSE）组成。我们计算了最大质量的超渐近巨星分支星的演化，表明这些恒星经历了偏离中心的碳燃烧，并在中心形成了一个核。这些核心变得更重，达到1.367 Msun的临界质量，并且即使在O+Ne爆燃开始后也保持收缩。虽然在收缩阶段，少量电子俘获核的加入会引起对流URCA过程，但这种过程对演化的影响很小。另一方面，在NSE区域中的丰中子核的电子捕获具有更显著的效果。此外，我们还讨论了ECSNe的临界核心质量的唯一性和质量损失对我们的ECSN祖先模型的可扩展性的影响。
2013-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Synthetic observables for electron-capture supernovae and low-mass core collapse supernovae
质量在8到10个太阳质量之间的恒星预计会产生两种类型的超新星（SNe），电子捕获超新星（ECSNe）或核心坍缩超新星（CCSNe），这取决于它们以前的演化。任何一个相关联的祖保留扩展和大量的富氢信封，这些SNe的可观测性，因此，预计是相似的。在这项研究中，我们探讨了这两种类型的SNe的差异。具体来说，我们调查了三种不同的祖模型：一个太阳金属丰度ECSN祖与8.8太阳质量的初始质量，一个零金属丰度祖与9.6太阳质量，和一个太阳金属丰度祖与9太阳质量，进行辐射转移模拟这些祖。我们提出了这些模型的光变曲线。这些模型表现出非常低的光球速度变化约2000公里/秒，因此，这可能是一个方便的指示低质量SNe。ECSN在宽波段有非常独特的光变曲线，特别是U波段，与目前观察到的SN不相似。这个ECSN祖先是双星的一部分，将失去它的包络，因此光变曲线变得很短，无法检测。来自9.6太阳质量祖先的SN也表现出相当不寻常的光变曲线，这可以解释为初始成分中没有金属。人工铁污染的9.6太阳质量模型表明光变曲线更接近正常的SNe IIP。来自9个太阳质量祖先的SN仍然是所谓的低光度SNe IIP的最佳候选者，如SN 1999 br和SN 2005 cs。
2021-02-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rapidly evolving faint transients from stripped-envelope electron-capture supernovae
我们调查的预期率和热光变曲线的剥离信封电子捕获超新星（ECSNe）使用恒星模型从二进制人口和光谱合成（BPASS）的代码。我们发现，0.8%（Z = 0.020）和1.2%（Z = 0.004）的核心塌陷超新星是剥离信封ECSNe。它们的典型喷出物质量估计约为0.3 Msun（Z = 0.020）和0.6 Msun（Z = 0.004）。假设ECSN爆炸特性为1.5e ~（50）erg，56 Ni质量为2.5e ~（-3）Msun，我们发现条带包层ECSN的典型上升时间约为7天（Z = 0.020）或13天（Z = 0.004），峰值亮度约为1 e41 erg/s（-13.8 mag，Z = 0.020）或7 e40 erg/s（-13.4 mag，Z = 0.004）。它们的典型喷出物速度约为7000 km/s（Z = 0.020）或5000 km/s（Z = 0.004）。因此，带状包络ECSNe观察到快速发展的微弱瞬变与相对较小的速度。SN 2008 ha类超新星，是SN 2002 cx类超新星中最暗的一种（也称为SN 2008 ha）。Iax型）超新星，可能与剥离包层的ECSNe有关。
2016-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova Explosions of Super-Asymptotic Giant Branch Stars: Multicolor Light Curves of Electron-Capture Supernovae
电子俘获超新星（Electron-capture supernova，ECSN）是一颗主序质量为$M_{\rm ms}\sim7-9.5M_\odot$的超渐近巨星分支（super-asymptomatic giant branch，SAGB）恒星的核心坍缩超新星（core-collapse supernova，CCSN）爆发。爆炸发生在核心反弹和随后的中微子加热，是第一原理模拟成功产生的一个独特的例子。这使我们能够获得第一个自洽的CCSN的光变曲线。采用第一性原理模拟得到的爆炸特性，利用$1.5\times10^{50}$ erg的低爆炸能量和$2.5\times10^{-3}M_\odot$的小$^{56}$ Ni质量，对ECSNe进行了多群辐射流体力学计算，给出了不同包层质量和氢丰度的SAGB星的ECSNe的光变曲线。我们证明了一个激波爆发的峰值亮度为$L\sim2\times10^{44}$ erg/s，对于碳尘的情况，它可以蒸发高达$R\sim10^{17}$ cm的星周尘埃，ECSNe的平台亮度和平台持续时间分别为$L\sim10^{42}$ erg/s和$t\sim60-100$ d，在一个平台之后是一个亮度下降$\sim4$的尾部。ECSN显示了一个明亮而短暂的平台，与典型的II型一样明亮高原超新星，和一个微弱的尾巴，可能会受到新生脉冲星的自旋亮度下降。此外，理论模…
2013-06-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Conversions of propagation eigenstates of supernova neutrinos by atomic electrons
由于原子电子的存在，恒星和地球中的电子数密度是不均匀的。原子尺度上的大的不均匀性倾向于形成在各自的恒星层的顶部，和O的1s电子局部产生弱电位高于高MSW共振。然后，超新星中微子经历了大量的非绝热跃迁。这种不均匀的电子势产生所有三个传播本征态的有限振幅，并且波包有效地分离。然后，三种口味之间的光谱差异显着减少传播后。
2021-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Evolution of ONeMg Core in Super-AGB Stars towards Electron-Capture Supernovae: Effects of Updated Electron-Capture Rate
具有$\sim 8-10~{M}_{\odot}$的恒星演化形成强简并的ONeMg核。当核心的质量接近克拉塞卡质量时，核心的电子被$^{24}$ Mg和$^{20}$ Ne俘获，从而诱发电子俘获超新星（ECSN）。为了弄清ECSN是否导致坍缩或热核爆炸，我们计算了一颗$8.4~M_\odot$恒星从主序星到ONeMg核心氧点火的演化。我们应用最新的电子捕获率在$^{20}$ Ne包括第二禁戒跃迁，并研究如何的位置的氧点火（中心或偏离中心）和$Y_e$分布依赖于输入物理和处理的对流和对流。由于对流的作用，氧气爆燃开始时的中心密度$ρ_{\rm c,def}$可以显著高于氧气点火时的中心密度，我们估计了$\log_{10}(ρ_{\rm c,def}/\mathrm{g~cm^{-3}})>10.10$。我们进行二维模拟的火焰传播，以研究如何的ONeMg核心的最终命运取决于$Y_e$分布和$ρ_{\rm c,def}$。我们发现从$\log_{10}(ρ_{\rm c,def}/\mathrm{g~cm^{-3}})>10.01 (< 10.01)$开始的爆燃导致坍缩（热核爆炸）。由于我们估计的$ρ_{\rm c,def}$超过这个临界值，ONeMg核心很可能崩溃，虽然进一步研究的对流和对流前爆燃是重要的。
2019-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
J0453+1559: a neutron star-white dwarf binary from a thermonuclear electron-capture supernova?
紧凑型射电脉冲星双星系统J 0453 +1559（Martinez等人，2015年）由一颗作为$1.559(5)\,M_\odot$主要组成部分的回收脉冲星和一颗看不见的$1.174(4)\,M_\odot$伴星组成。由于$e = 0.1125$的轨道离心率相对较大，因此有人认为它的伴星是一颗中子星，使其成为迄今为止精确测定质量最低的中子星。然而，直接观测确定伴星的性质目前还不可行。此外，关于产生这种低质量中子星残骸的可能性，最先进的恒星演化和超新星建模是矛盾的。在这里，我们挑战了中子星的解释，理由是低质量的组成部分可能是一个白矮星出生在热核电子捕获超新星（tECSN）事件，其中氧氖爆燃在退化的恒星核心的超剥离祖蒸发了几个$0.1\,M_\odot$的物质，并留下一个绑定ONeFe白矮星作为第二次形成的紧凑的残余。我们确定了这种情况下所需的喷出物质量和残余反冲，以解释中子星-白矮星系统PSR~ J 0453 +1559的性质。需要在tECSNe方面开展更多工作，以评估这一设想方案的可行性。
2019-11-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electron Capture Supernovae From Close Binary Systems
本文首次详细研究了近距离双星系统中主星的电子俘获超新星通道（ECSN通道）。ECSN的祖先占据超新星祖先的质量谱的低端，被认为是形成白矮星祖先和核心坍缩祖先之间的过渡。由于氦核心的质量转移效应，密近双星系统的ECSN的质量范围被认为比单颗恒星的范围更宽。使用MESA恒星演化程序，我们探索了初始初始质量的参数空间之间的8 $M_\odot$和17 $M_\odot$，使用一个大的网格模型。我们发现，初始质量和质量转移演化是在这个质量范围内的恒星的最终命运的重要因素。在碳燃烧期间和之后，由于罗氏瓣溢出的质量转移导致核心冷却，从而避免氖点火，即使在质量高达1.52 $M_\odot$的无氦核心中也是如此，这在单个恒星中会点燃氖。如果核心能够收缩到足够高的密度，电子捕获开始，我们发现，对于采用勒杜对流标准，初始质量范围为初级演变成ECSN之间的13.5 $M_\odot$和17.6 $M_\odot$。质量比、初始周期和质量损失效率仅略微影响预测范围。
2017-10-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
TeV-scale bileptons, see-saw type II and lepton flavor violation in core-collapse supernova
核心坍缩超新星内核中的电子和电子中微子是高度简并的，因此在爆炸的几秒钟内数量众多。相比之下，其他味的轻子是非简并的，因此相对稀少。这是由于轻子味道守恒。如果这个守恒定律被一些非标准相互作用打破，电子中微子就会转化为μ子和τ中微子，而电子则转化为μ子。这会影响超新星动力学和超新星中微子信号。我们考虑轻子味违反介导的标量双轻子，即轻子数为2的重标量的相互作用。结果表明，在TeV质量的双轻子的情况下，电子费米气体与非电子物种内部的超新星核心在（1-100）ms的顺序的时间尺度上的平衡。特别是，标量三重态产生中微子质量通过跷跷板II型机制被认为是。发现超新星核心对尚未探测到的三重态质量和耦合值很敏感。
2010-03-15 astro-ph.SR hep-ex hep-ph
A Robust Light-Curve Diagnostic for Electron-Capture Supernovae and Low-Mass Fe-Core-Collapse Supernovae
本研究提出通过光变曲线平台颜色差异稳健区分电子俘获超新星与低质量铁核坍缩超新星，并给出距离无关判据，成功识别SN 2018zd为首个现代技术确认的ECSN。
2024-02-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrino energy loss rates and positron capture rates on $^{55}$Co for presupernova and supernova physics
质子-中子准粒子无规相近似（pn-QRPA）理论最近被成功地用于计算$fp$壳层核素的恒星弱相互作用率。原中子星的中微子损失在决定这些恒星是否会被压碎成黑洞或爆炸成超新星方面起着关键作用。$^{55}$ Co的丰度和正电子捕获率的乘积是相当大的，因此可以在模拟代码的输入参数的微调中发挥作用，特别是在超新星前演化中。最近，我们介绍了我们的计算$^{55}$ Co上的捕获率，在一个豪华的模型空间$7 \hbar ω$，采用pn-QRPA理论与可分离的相互作用。然而，模拟器可能需要精细尺度上的这些速率。在这里，我们首次提出了一个扩展的计算中微子能量损失率和正电子捕获率的$^{55}$ Co在广泛的温度-密度标度。这些类型的尺度适合于插值目的，并且对于仿真代码具有更大的实用性。pn-QRPA计算的中微子能量损失率与大尺度壳模型计算相比提高了大约两个数量级，并且有利于大质量恒星核心的较低熵。
2011-08-03 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Self-consistent microscopic calculations for electron captures on nuclei in core-collapse supernovae
本文在相对论准粒子无规相位近似框架下自洽计算了核心坍缩超新星中 Z=20–52 原子核的电子俘获率，纳入一级禁戒跃迁及温度效应，并应用于一维坍缩模拟，揭示了其对电子丰度、中微子光度和核心反弹质量的影响。
2025-08-18 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
A New Model for Electron-Capture Supernovae in Galactic Chemical Evolution
我们研究的贡献，电子捕获超新星（ECSNe），低质量SNe从崩溃的铁核（FeCCSNe），和旋转的大质量恒星的化学成分的银河系。我们的模型包括热核ECSNe（tECSNe）和引力坍缩ECSNe（cECSNe）对化学演化的贡献。我们表明，如果ECSNe主要是引力坍缩SNe，但约15%的部分热核爆炸，该模型是能够再现太阳的丰度的几个重要的和有问题的同位素，包括$^{48}$钙，$^{50}$钛和$^{54}$铬连同$^{58}$铁，$^{64}$镍，$^{82}$硒和$^{86}$氪和几个锌-锆同位素。一个没有cECSNe发生的模型，只有tECSNe与低质量的FeCCSNe或旋转的大质量恒星，证明也非常成功地再现了这些同位素的太阳丰度。尽管ECSNe和低质量FeCCSNe的前身质量范围很小，但大的生产因素足以满足上述同位素的太阳库存。我们的模型是令人信服的，因为它没有引入新的紧张局势与太阳丰度分布的银河系模型-只倾向于改善模型预测的几个同位素。因此，提出的天体物理生产模型提供了一种自然和优雅的方式来解释天体物理元素生产周期表上最后一个未知的领域之一。
2019-08-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of electron-capture supernovae on merging double neutron stars
出生踢是关于双中子星（DNS）形成的最有争议的问题之一。几个观测和理论结果表明，一些DNS已经形成了低出生踢（$\lesssim{}50$ km s $^{-1}$），这可能是由于电子捕获超新星（ECSNe）。我们调查的影响ECSNe形成的DNS通过人口合成模拟。特别是，我们假设一个麦克斯韦速度分布的natal踢诱导ECSNe与一维均方根$σ_{\rm ECSN} = 0,7,15,26,265$公里s $^{-1}$。DNS的总数与$σ_{\rm ECSN}$成反比，并且DNS合并的数量对于相对较低的kick较高。如果我们假设共包线喷射的效率低（由参数$α=1$描述），则该效应特别强，而对于共包线喷射的效率高（$α=5$），该效应仅是温和的。在大多数模拟中，超过50%的合并DNS的祖先经历至少一个ECSN，并且ECSN几乎总是二元系统中发生的第一个SN。最后，我们考虑了所有中子星都受到低出生反冲（$\lesssim{}50$ ~km~s $^{-1}$）的极端情况。在这种情况下，DNS的数量增加了十倍，通过ECSN的合并DNS的百分比被显著抑制（$<40$ %）。
2018-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impact of neutrino flavor oscillations on the neutrino-driven wind nucleosynthesis of an electron-capture supernova
中微子振荡，特别是对轻不育态的中微子振荡，可能对核合成产额产生反馈效应。对于第一次，我们进行核合成计算中微子驱动的风轨迹从中微子冷却阶段的8.8 Msun的电子捕获超新星，其流体动力学演化计算在球对称与复杂的中微子输运和叶演化后处理，包括中微子振荡之间的活跃和活跃的无菌口味。我们还考虑了中微子吸收和发射过程中的α效应以及弱磁性和反冲修正。我们观察到的叶演变，这取决于在一个微妙的方式上的相对径向位置的无菌MSW共振，集体风味的转变，并在α粒子的形成上的影响。对于所采用的超新星祖先，我们发现，中微子振荡，也与eV质量的无菌状态，不显着影响元素的形成，特别是不能使爆炸后的风外流中子丰富到足以激活一个强大的r-过程。我们的结论变得更加强大的时候，为了模仿状态方程相关的修正，由于核子势的影响，在稠密介质中微子不透明度，6例减少叶在风中被认为是。在这些情况下，尽管活性中微子转化为不育中微子，但与没有振荡和活性味转换的情况下获得的值相比，Ye增加或没有显着降低。这是无菌中微子产生、中微子-中微子相互作用和α效应之间复杂相互作用的结果。
2015-06-08 astro-ph.SR nucl-th
Lepton flavor violating New Physics and supernova explosion
核心坍缩超新星内核中的电子和电子中微子是高度简并的，因此在爆炸的几秒钟内数量众多。相比之下，其他味的轻子是非简并的，因此相对稀少。这是由于轻子味道守恒。如果这个守恒定律被一些非标准的相互作用打破，电子中微子就会转化为μ子和τ中微子，电子也会转化为μ子。这会以几种方式影响超新星动力学和超新星中微子信号。特别是，总的中微子亮度在第一秒的崩溃增加，由于更大的自由程的非电子中微子。这种效应可能会产生重要的后果，因为众所周知，中微子亮度的增加会促进爆炸。我们考虑介导轻子味破坏的标量双轻子对标准模型的推广。结果表明，在TeV质量的双轻子的情况下，电子费米气体与非电子物种内部的超新星核心在（1-100）ms的顺序的时间尺度上的平衡。特别是，标量三重态产生中微子质量通过跷跷板II型机制被认为是。在这种情况下，没有观测到稀有衰变和中微子混合和中微子质量的数据限制了可能的轻子味破坏效应。然而，在模型的参数空间中存在一个区域，它适合所有的实验约束，并提供足够的轻子味破坏在超新星中的可观察到的影响。
2010-10-05 astro-ph.SR hep-ex hep-ph
Do electron-capture supernovae make neutron stars? First multidimensional hydrodynamic simulations of the oxygen deflagration
在经典图像中，电子俘获超新星和吸积诱导的氧氖白矮星（ONeWD）在引力坍缩产生中子星（NS）之前经历了氧爆燃阶段。这些类型的核心坍塌事件被假设来解释几种天文现象。在这项工作中，爆燃阶段首次使用多维流体力学模拟，目的是获得新的见解爆炸性死亡的$8-10~M_\odot$明星和ONeWD的吸积材料从一个双星伴星。主要目的是确定这些事件是热核爆炸还是核心坍缩超新星爆炸，从而确定NS是否由这些现象形成。在三种不同的中心点火密度下，在一个核心中模拟了爆燃。中等密度的情况可能是最现实的，基于最近的核物理计算和一维恒星模型。在这项工作中提出的三维流体动力学模拟开始从一个中心限制火焰结构，使用水平集为基础的火焰方法，并在$256^3$和$512^3$数值分辨率进行。在中等和低点火密度的模拟中，核心似乎没有崩溃成NS。相反，几乎太阳质量的物质从核心中脱离出来，留下束缚的残余物。这些模拟代表的情况下，在电子捕获阶段之前的爆燃是无效的。当库仑修正包含在EoS中时，束缚残余物的质量加倍，但它们仍然不超过有效的克拉塞卡质量，因此不会坍缩成NS。具有最高点火密度（$\log_{10}ρ_{\rm c}=10.3$）的模拟代表了半对流混合非常有效的情况，显示出核心将塌陷为NS的明显迹象。
2016-07-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Finite-temperature electron-capture rates for neutron-rich nuclei around N=50 and effects on core-collapse supernovae simulations
研究了恒星电子俘获率与温度的关系，重点研究了$N=50$周围的原子核，即$Z=28$上方的原子核，它们在核心坍缩超新星（CCSN）的坍缩阶段起着重要作用.两个新的恒星EC率的微观计算得到的相对论和非相对论的有限温度准粒子随机相位近似方法，为一个传统的网格的温度和密度。在这两种方法中，EC率由于伽莫夫-泰勒转换包括在内。在相对论计算中，第一禁戒跃迁的贡献也包括在内，并强烈地增加了EC率。新的EC率进行了比较与大规模的壳模型计算的特定情况下的$^{86}$氪，提供洞察有限的温度效应的EC率。在相应的堆芯坍缩热力学条件下，本工作的不同计算结果之间的差异在一个数量级之内。用球对称GR1D模拟程序对CCSN进行了数值模拟，以量化这种差异对崩塌动力学的影响。这些模拟还包括基于两个参数化近似的EC率。核心反弹的中微子光度和封闭的质量的比较表明，不同的EC率的模拟之间的差异相对较小（$\approx 5\%$），这表明EC率作为这些模拟的输入已成为很好的约束。
2021-12-02 astro-ph.SR nucl-th
Electron-capture supernovae as the origin of elements beyond iron
我们研究电子捕获超新星（ECSNe）作为太阳系和星系晕星中比铁重的元素的来源。核合成计算的基础上进行的热力学历史的质量元素从一个完全自洽的，二维（2D）流体动力学爆炸模型的ECSN。我们发现，富含中子的对流块与电子分数下降到叶，最小=0.40，这是不存在的一维（1D）的对应物，允许有趣的生产之间的元素的铁组和N=50核（从Zn到Zr，与小Ga）在核（准）平衡。我们的模型产生非常好的协议与Ge，Sr，Y，Zr丰度的r-过程缺乏星系晕星和约束的发生ECSNe的所有恒星核心坍缩事件的~4%。如果少量的Ye，min稍低的额外物质也被喷射出来--由于模型的分辨率和二维性的限制，目前还不能排除这一点--弱r过程可以产生N=50以上的元素，直到Pd、Ag和Cd，就像在r过程缺乏的恒星中观察到的那样。
2010-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR nucl-ex
Evolution and final fate of solar metallicity stars in the mass range 7-15 Msun. I. The transition from AGB to SAGB stars, Electron Capture and Core Collapse Supernovae progenitors
本文系统研究了太阳金属丰度下7-15倍太阳质量非旋转恒星的演化，确定了从AGB到SAGB的转变边界，并给出了不同初始质量恒星形成简并CO核、ONeMg核、白矮星、电子俘获超新星或核心坍缩超新星的最终归宿判据。
2023-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on Weak Supernova Kicks from Observed Pulsar Velocities
对球状星团中的双星和双星的观测表明，至少有一些双星在出生时受到了微弱的出生踢。如果所有的双星都受到强有力的出生撞击，超过\unit [50]{ \kms }，那些出生在球状星团的将主要逃逸，而宽双星将被破坏。另一方面，对孤立射电天体横向速度的观测表明，只有$5\pm2\%$的速度低于\unit [50]{ \kms }。我们探索这种明显的紧张局势与快速二进制人口合成模型。我们提出了一个模型，其中超新星具有典型的低出生踢（例如，电子捕获超新星）只有在祖先恒星通过与伴星的双星相互作用被剥离时才会发生。我们表明，该模型自然地再现了观测到的脉冲星速度分布，而不会减少预测的合并双中子星产额。我们估计，零年龄的电子捕获超新星的非相互作用的祖先的主序星质量范围不应该比${\approx}0.2 M_\odot$宽。
2021-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Injection and Acceleration of Electrons at A Strong Shock: Radio and X-ray Study of Young Supernova 2011dh
在本文中，我们建立了一个模型的无线电和X射线发射的IIb型超新星（SN IIb）2011 dh在爆炸后的第一个100天，并研究了相对论电子在强冲击波加速的频谱。广泛接受的粒子加速理论，所谓的扩散冲击加速（DSA）或费米机制，需要具有适度能量的种子电子与伽玛~ 1 - 100，而很少有人知道这种预加速机制：我们推导出相对论电子的能量分布在这个预加速的能量制度。我们发现电子加速的效率一定很低，即，与通常假定的值Δ k_e ~ 0.1相比，Δ k_e <~ 0.01。此外，我们发现，独立于较低的Ep_e值，X射线发光度不能归因于任何发射机制，只要这些电子遵循传统假设的单一幂律分布。只有当预加速注入谱在γ ~ 20-30处达到峰值，然后只有一小部分电子最终经历向更高能量的DSA样加速时，才能获得无线电和X射线之间的一致观点-然后无线电和X射线属性分别通过同步加速器和逆康普顿机制来解释。我们的研究结果支持了电子的预加速与磁场的产生/放大相耦合的观点。
2012-09-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Remnants and ejecta of thermonuclear electron-capture supernovae: Constraining oxygen-neon deflagrations in high-density white dwarfs
电子俘获超新星（ECSNe）的爆炸机制仍然是模棱两可的。我们试图限制爆炸机制（中子星形成内爆或热核爆炸）和ECSNe的发生频率使用核合成模拟后一种情况下，人口合成，太阳丰度分布，太阳前陨石氧化物颗粒同位素比测量和白矮星质量半径关系。示踪剂粒子从3D流体动力学模拟后处理与一个大的核反应网络，以确定完整的组成状态的绑定ONeFe残留物和喷出物，和人口合成模拟进行，以估计ECSN率相对于CCSN率。三维爆燃模拟大大过量产生富中子同位素$^{48}$ Ca，$^{50}$ Ti，$^{54}$ Cr，$^{60}$ Fe和几个Zn同位素相对于它们的太阳丰度。利用太阳丰度分布作为约束条件，我们将热核ECSNe的频率上限定为核心坍缩超新星（FeCCSNe）发生频率的1 $-$ 3~ 1%.这与单颗恒星的ECSNe估计值相当或低1~dex。产率的上限也与我们的人口合成模拟的预测相对较好地一致。喷出物中的$^{54}$ Cr/ $^{52}$ Cr和$^{50}$ Ti/ $^{48}$ Ti同位素比率与最近对极端太阳前陨石氧化物颗粒的测量结果几乎完全匹配，如果喷出物在与星际介质混合之前冷凝，$^{53}$ Cr/ $^{52}$ Cr也可以匹配。这些爆炸的束缚ONeFe WD残余物的理论质量-半径关系显然与几个观测WD候选人一致。
2019-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova β^- decay of nuclides 53Fe, 54Fe, 55Fe, and 56Fe in strongly screened plasma
电子屏蔽对β衰变反应的电子能量和阈能有很大的影响。本文研究了几种铁同位素的$β^-$衰变率。电子屏蔽β衰变率增加了约两个数量级。由于Q值修正引起的强屏蔽β衰变率比没有Q值修正的强屏蔽β衰变率高一个数量级以上。
2018-02-05 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
The Crab Nebula and the class of Type IIn-P supernovae caused by sub-energetic electron capture explosions
蟹状星云是由什么样的超新星形成的？有几个迹象表明，蟹状星云是由一颗8-10 Msun恒星的次能量爆炸产生的，这似乎与历史观测所显示的高光度相冲突。本文表明，蟹状星云的几个性质最适合于IIn-P型爆炸（具有平台光变曲线的IIn型光谱）。这些事件可能产生于相对较低的能量（1 e50 erg）的爆炸与低56 Ni产额导致的电子捕获SNe（ecSNe），但它们的高光度和IIn型光谱的冲击与CSM的相互作用占主导地位。大约120天后，CSM和喷出物中几乎所有的物质都进入了一个缓慢致密的壳层。在这里为SN 1054提出的方案中，这个薄壳被不断增长的脉冲星风星云加速，产生了今天看到的复杂的细丝网络。不需要调用假设位于Crab外部的不可见的快速SN包络。SNeIIn-P解释了蟹状星云的几个观测特征：（1）没有爆炸波或快速膨胀的SN包层，（2）总质量为5 Msun的薄壳层，（3）尽管动能低，但峰值亮度高，（4）化学丰度与8-10 Msun恒星和低56 Ni产额一致。一些其他的影响进行了讨论，关于其他螃蟹一样的残余物，灰尘的螃蟹丝，多样性的初始质量的SNe IIn，和之间的关联ecSNe和SN冒名顶替者。该模型预测，如果发现SN 1054的光回波，它们将与IIn-P型光谱一致。
2013-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Screening Effects on Electron Capture Rates and Type Ia Supernova Nucleosynthesis
Ia型超新星（SNe Ia）被认为是一颗白矮星的热核爆炸，但其祖先的质量仍然是一个悬而未决的问题。在超新星Ia的近M_Ch模型中，中心密度达到>10^9 g cm^{-3}。电子化学势变得高于fp-壳层核之间的电子捕获（EC）跃迁的Q值，因此一部分可用电子被铁族元素捕获，从而形成富中子同位素。由于EC反应速率对密度敏感，中子化程度是区分近M_Ch模型和亚M_Ch模型的关键。为了比较观察和理论模型，EC反应的准确处理是必要的。然而，在以往的理论工作中，电子屏蔽对EC的影响被忽略。屏蔽降低了EC速率，从而导致更高的电子分数。在近M_Ch单简并模型中，我们对EC进行了电子屏蔽，计算了Ia超新星爆炸核合成。结果表明，考虑屏蔽效应后，46，48 Ca，50 Ti，54 Cr，58 Fe，64 Ni和67，70 Zn等丰中子核的丰度降低。其中，50 Ti，54 Cr和58 Fe特别令人感兴趣，因为这些核的太阳丰度的很大一部分被认为来自SNe Ia。我们的结论是，在现代超新星Ia模型中实施屏蔽效应的EC是可取的，以精确计算丰中子核素的丰度。
2020-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Thermonuclear and Electron-Capture Supernovae from Stripped-Envelope Stars
当从富含氢的包层中剥离出来时，初始质量在$\sim$ 7和11 M $_\odot$之间的恒星会发展出大质量的简并核心并坍缩。根据最终的结构和组成，结果可以从热核爆炸到电子捕获超新星（ECSN）中的中子星的形成。最近的研究表明，在这个质量范围内的恒星，当它们的中心密度仍然低于$ρ_{\rm c} \lesssim 10^{9.6}$ g cm $^{-3}$时，可能会引发爆炸性的氧燃烧。这使它们成为Ia型超新星的有趣候选者-我们称之为（C）ONe SNe Ia -并且可能对通过ECSNe形成中子星具有更广泛的意义。在这里，我们模拟了252氦恒星的演化，初始质量在$0.8-3.5$ M $_\odot$范围内，金属丰度在$Z=10^{-4}$和$0.02$之间。我们使用这些模型来约束的中心密度，成分和信封质量在爆炸氧气点火时。我们进一步研究这些属性的敏感性，质量损失率的假设，使用不同的风力效率的其他模型。我们发现，质量在$\sim$ 1.8和2.7 M $_\odot$之间的氦星演化到$1.35-1.37$ M $_\odot$（C）ONE核心，在中心密度在$\rm \log_{10}(ρ_c)\sim 9.3$和9.6之间时引发爆炸性燃烧。我们限制了核心碳燃烧后保留的残余碳的量，并得出结论，它在确定最终结果中起着关键作用：保留超过$\sim 0.005$ M $_\odot$碳的B…
2022-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electron-capture supernovae exploding within their progenitor wind
渐近巨星分支（AGB）中质量最大的恒星，也就是所谓的超级AGB星，被认为是在其简并的O+Ne+Mg核中被电子俘获而产生超新星（SNe）的。超级AGB恒星被认为具有高质量损失率的慢风，因此它们的风密度很高。因此，超AGB恒星的爆炸被认为发生在这种密集的风中。我们提供了第一个合成的光变曲线（LC）的爆炸现实的电子捕获超新星（ecSN）的祖先在他们的超级AGB风这样的事件。我们发现，早期LC，即复合波到达底部的富氢信封SN喷出物（高原阶段）之前，不受密集风。然而，在平台阶段之后，当考虑到超级AGB风时，光度仍然较高。我们将我们的结果与蟹状星云的前身SN 1054的历史LC进行了比较，并表明在普通的超级AGB风中ecSN的爆炸可以解释LC特征。我们的结论是，SN 1054可能是一个没有任何额外的极端质量损失的I In型SN，这是以前提出的解释其早期高光度所必需的。我们还表明，我们的LC匹配类型IIn SNe与早期的高原阶段（“类型IIn-P”），并建议他们在超级AGB风ecSNe。虽然某些ecSNe由于其较大的祖核半径而在光谱范围内是明亮的，但它们的X射线光度并不一定会像其他IIn型SNe那样明亮，因为它们的光学光度也是由相互作用提供动力的。因此，我们认为，光学明亮的X射线微弱的IIn型SNe可以出现从ecSNe。光学暗淡的IIn型超新星，如SN 2008 S，如果它们的富氢包层质量很小，…
2014-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Structure of a strong supernova shock wave and rapid electron acceleration confined in its transition region
利用数值模拟方法，报道了一个超新星激波过渡区（STR）内新的快速湍流过程。尽管作为主要耗散区的短轴反应区的规模只有几十万公里，但发现了一些与高能粒子根的产生有关的有趣结构。等离子体不稳定性的非线性演化导致了离子相空间分布的动态变化，这种动态变化与场性质的变化有关。结果，出现了不同类型的大振幅场结构。一个是主导的波包，另一个是一系列的磁孤立峰。每个场结构都有一个微观尺度（~离子惯性长度）。通过这些大振幅场结构之间的多重非线性散射，电子被直接加速。在STR中，快速热化实现了离子和电子之间的能量均分，热电子在保持这些大振幅场结构在离子声学模式上起着重要作用。超热电子呈现非麦克斯韦分布，可能是进一步非热布居的种子。“冲击系统”，新鲜的传入和反射的离子不断提供，在我们的结果中发挥了至关重要的作用。在垂直激波几何条件下，通过将STR的宽度等于高能电子的Larmor半径的长度来估算电子的最大能量，在MA = 170，ω pe/Ω ce = 120的实际条件下，估算出仅在STR内瞬时最大能量约为10 MeV。
2010-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints for stellar electron-capture rates on $^{86}$Kr via the $^{86}$Kr($t$,$^{3}$He$+γ$)$^{86}$Br reaction and the implications for core-collapse supernovae
在恒星核心坍缩的后期阶段，在核心反弹之前，电子捕获在中重核上驱动去质子化，模拟需要使用准确的反应速率。中子数接近于$N=50$，刚好高于原子序数$Z=28$的原子核扮演着重要的角色，但是在天体物理模拟中使用的速率主要依赖于相对简单的单态近似。为了提高天体物理模拟的准确性，需要实验数据来测试电子捕获率，并指导更好的理论模型的发展。这项工作提出了$^{86}$ Kr（$t$，$^{3}$ He+ $γ$）实验在NSCL的结果，从其中提取的伽莫夫-泰勒强度上限高达5兆电子伏的激发能在$^{86}$ Br。推导出的$^{86}$ Kr电子俘获率上限表明，通过单态近似估计的速率太高，基于壳模型和QRPA计算中估计的Gamow-Teller强度的速率更准确。以这种方式测试的QRPA计算用于估计接近$N=50$和高于$Z=28$的78种同位素的电子捕获率。使用这些新的电子捕获率在模拟超新星的影响，而不是基于单态近似的速率进行了研究，表明显着减少的去质子化，影响多信使信号，如中微子和引力波的发射。
2019-08-12 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Gamow-Teller transitions from 24Mg and its impact on the electron capture rates in the O + Ne + Mg cores of stars
在II型超新星形成的各个阶段，恒星核的电子俘获在恒星核的坍缩过程中起着重要的作用。最近对II-P型超新星（如2005 cs、2003 gd、1999 br）的观测重新点燃了对8 - 10型超新星的兴趣，这些超新星的核心是O+Ne+Mg。我们使用质子-中子准粒子无规相近似（pn-QRPA）理论计算24 Mg \rightarrow 24 Na的B（GT）强度及其相关的电子捕获率，以纳入模拟计算。本函中计算的发生率与早期报告的髋臼杯模型和Fuller、Fowler、Newman（以下简称F2 N）发生率存在差异。我们比较了Gamow-Teller强度分布函数，发现与实验和壳模型相当好的协议。然而，GT的质心和总GT强度，这是有用的在大规模的前超新星恒星的核心中的电子捕获率的计算，导致我们的速率的提高到四个因素相比，在高温和高密度的壳模型率。
2011-08-03 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Sensitivity of Type Ia supernovae to electron capture rates
大质量白矮星的热核爆炸被认为可以解释至少一部分Ia型超新星（SNIa）。在热失控之后，燃烧前沿留下的灰烬上的电子捕获决定了压力的损失，这影响了爆炸的动力学和物质的中子过剩。事实上，像$^{54}$ Cr这样的富中子物质的过度产生一直被认为是SNIa的拉塞卡质量模型的一个问题。我提出的SNIa模型的灵敏度研究的结果，弱相互作用的速率，已被直接纳入流体动力爆炸代码。弱率已经按比例放大/缩小了十倍，无论是全球范围内的共同书目来源，或个别选定的同位素。与以前的工作一致，弱利率的不确定性对SNIa的亚亚Kracrasekhar模型的影响几乎可以忽略不计。对Krasekhar-质量模型的动力学和对$^{56}$ Ni的产率的影响也很少。发现对富中子核的核合成的影响最强，如$^{48}$ Ca、$^{54}$ Cr、$^{58}$ Fe和$^{64}$ Ni。对核合成影响最大的物种与对物质中子化贡献最大的同位素并不一致。在最后一种中，有质子、$^{54,55}$ Fe、$^{55}$ Co和$^{56}$ Ni，而主要影响因素是$^{54,55}$ Mn和$^{55-57}$ Fe，这与Parikh等人（2013）的观点不一致，Parikh等人发现SNIa核合成对$^{28}$ Si、$^{32}$ S和$^{36}$ Ar的$β^+$ -衰变速率最敏感。pf壳层核的所有弱速率的最终增加将影响热…
2019-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
