The formation of the stripped envelope type II b Supernova progenitors: Rotation, Metallicity and Overshooting
IIb型超新星被认为起源于核心坍缩的祖先，只保留了非常薄的氢包层。我们的目标是探索一些物理因素，如旋转，金属丰度，过冲，和双星的初始轨道周期，显着影响罗氏瓣溢出和IIb型超新星的形成。发现双星是产生质量小于20 $M_{\odot}$的IIb型超新星前身星的主要通道。IIb型超新星前身的形成对初始轨道周期非常敏感。质量较小的氢表示半径较小，有效温度较高，反之亦然。初始周期在300到720天之间的双星系统产生的IIb型祖先是一颗红超巨星。那些初始周期在50到300天之间的产生黄色的超巨星祖先，而那些初始周期短于50天的产生蓝色的超巨星祖先。快速旋转和较大的超调都能增大碳氧核质量，导致坍缩前核温度升高和密度降低。它们也有利于表层氮的富集，但限制了第一次疏浚的效率。具有低金属丰度的SN IIb祖细胞具有比高金属丰度对应物更小的氢包封质量和半径。超剥离双星模型系统地具有较高的核心质量分数$\rm ^{12}C$，这对IIb型祖先的紧凑性有重要影响。
2022-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Eccentric grazing envelope evolution towards type IIb supernova progenitors
我们模拟的框架下的掠包络演化（GEE）通道的形成IIb型超新星（SNe IIb）的偏心双星系统的演化，并发现，额外的质量去除喷流增加的参数空间在这个通道中形成的SNe IIb。为了探索偏心率的作用和额外的质量去除喷流，我们使用恒星演化代码MESA二进制。初始的一次和二次质量分别为M1 i = 15 Mo和M2 i =2.5Mo。我们研究了初始半长轴为600- 1000 Ro，偏心率为e=0-0.9。洛希瓣溢出（RLOF）和喷流的质量移除，以及随后的风，都在M（H，f）= 0.05 Mo的爆炸恒星中留下氢质量，与SN IIb的祖先相容。当初始轨道不是圆形时，最终轨道可能有很高的偏心率。在许多情况下，无论有无射流的额外质量去除，系统都可以进入共同包络演化（CEE）阶段，然后从该阶段出来。在某些偏心率范围内，射流更有效地防止CEE。尽管有很大的不确定性，额外的质量去除喷流大大增加了系统的可能性，从CEE。这加强了早先关于圆形轨道的结论。在某些情况下，单独的RLOF，没有通过射流去除质量，可以形成SN IIb祖细胞。我们估计，额外的质量去除GEE通道中的喷气机增加祖细胞的数量相对于单独的RLOF约2倍。
2020-07-09 astro-ph.HE 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
Long-Lasting X-Ray Emission from Type IIb Supernova 2011dh and Mass-Loss History of The Yellow Supergiant Progenitor
IIb型超新星（SN）2011 dh，以前所未有的黄色超巨星（YSG）祖先的结论性检测，提供了一个极好的机会，加深我们对大质量恒星演化的最后几个世纪的SN爆炸的理解。在本文中，我们报告的探测和分析的热X射线发射从SN IIb 2011 dh在~500天后爆炸的钱德拉档案数据，提供了一个坚实的推导出的质量损失率的YSG祖首次。我们发现，拱星介质（CSM）应该是密集的，超过预期的沃尔夫-拉叶星（WR）的一个数量级。发射是由反向冲击波穿透到外壳，完全符合YSG的祖先，但不与WR的祖先。在最外面的喷出物的密度分布是陡峭得多，比预期的紧凑型WR星，这一发现必须考虑到在模拟早期的紫外线/光发射从SNe IIb。在爆炸前的最后约1，300年，质量损失速度约为20 km/s，由此得出的质量损失率为3 x 10^{-6} Msun/年。导出的质量损失性质在很大程度上与巨星预期的标准风质量损失一致。这不足以成为排出几乎所有氢气包层的主要驱动力。因此，在爆炸前1,300年发生的巨大质量转移的二元相互作用是产生YSG祖先的可能方案。
2014-03-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
The progenitor and early evolution of the Type IIb SN 2016gkg
本文报道了对NGC~613星系中IIb型SN~ 2016 gkg的初步观测和分析。SN~ 2016 gkg在其早期演化过程中表现出明显的双峰光变曲线，我们密集的光度跟踪活动证明了这一点。SN~ 2016 gkg与其他IIb型SNe有很强的相似性，特别是在光学和近红外观测到的\he ~发射特征方面。SN~ 2016 gkg的演化速度快于原型Ⅱ b型SN~ 1993 J，但在第一个高峰后的下降趋势与SN~ 2011 dh相似。对哈勃太空望远镜（\it Hubble Space Telescope）存档影像的分析显示，SN~ 2016 gkg的位置有一个爆炸前的来源，这表明这是一颗光谱类型为$\sim$ mid F、初始质量为$15-20$ \msun的母星，这取决于NGC~613采用的距离模数。模拟爆炸后$5\,\rm{days}$内的温度演化，得到了$\sim\,48-124$ \rsun的原始半径，小于爆炸前图像分析得到的原始半径（$240-320$ \rsun）。
2017-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type IIb supernovae by the grazing envelope evolution
我们模拟了一个大质量的主星15Mo的双星系统的演化，我们引入了一个增强的质量损失，由于喷流，次要的明星可能会推出，并发现在许多情况下，增强的质量损失带来的双星系统经历掠包络演化（GEE），并形成IIb型超新星（SN IIb）的祖先。喷流、洛希瓣溢出（RLOF）和最后的恒星风带走了大部分富氢包层，留下了蓝色致密的SN IIb前身。在许多情况下，如果没有这种喷流驱动的质量损失，系统会进入共同包络演化（CEE），而不会形成SN IIb祖先。我们使用恒星演化程序MESA二进制和模拟喷流驱动的质量损失与一个简单的处方和一些自由的参数。我们的研究结果表明，喷气驱动的质量损失，一些系统在GEE期间，增加了恒星双星系统形成SN IIb祖星的参数空间。我们估计，与GEE的二进制演化通道的贡献约四分之一的所有SNe IIb，约等于其他三个通道，没有GEE的二进制演化，致命的CEE（其中二级恒星合并的巨型主星的核心），和单星通道的贡献。
2019-11-15 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
Discovery of a variable yellow supergiant progenitor for the Type IIb SN 2024abfo
通过多历元成像发现SN 2024abfo的前身星为黄超巨星，其光度变化揭示其最终演化阶段，初始质量12-18倍太阳质量。
2025-06-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Grazing envelope evolution toward Type IIb supernovae
我提出了一个方案，大多数的IIb型超新星（SNe IIb）的祖先失去了大部分的富氢信封在放牧信封演变（GEE）。在GEE中，双星系统的轨道半径大约等于巨星的半径，更紧凑的伴星通过吸积盘吸积质量。假设吸积盘发射两个相对的喷流，有效地从伴星轨道的包层中移除气体。有效的信封删除射流防止进入一个共同的信封演变的二元系统，至少在一部分时间。GEE可以是连续的或间歇的。我粗略地估计，对于连续的GEE，总的GEE时间周期在大约几百年的范围内，对于间歇性的GEE，则高达数万年。关键的新观点是，在GEE期间通过喷流去除包层气体防止系统进入共同的包层演化，并由此大大增加了导致SNe IIb的恒星二元参数空间的体积，既降低了次级质量，又使轨道分离更近。
2017-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Type IIb Supernova 2013df and Its Cool Supergiant Progenitor
我们获得了NGC 4414中超新星2013 df的早期测光和谱学结果。SN显然是IIb型，与SN 1993 J有显著的相似之处。从它在次极大光下的光度来看，SN 2013 df爆炸中合成的$^{56}$ Ni（$\lesssim 0.06\ M_{\odot}$）似乎比SN IIb 1993 J、2008 ax和2011 dh少。根据光变曲线的比较，SN 2013 df的前身在爆炸前的半径一定比SN 1993 J的前身更大。SN 2013 df的总灭绝估计为$A_V=0.30$ mag。SN位置的金属丰度可能是太阳的。我们用哈勃空间望远镜（HST）的机会目标3号宽视场相机对SN进行了观测，并将这些新观测结果与爆炸前14年获得的宿主星系的HST观测结果进行了精确比较，我们已经确定SN 2013 df的前身是一颗黄色超巨星，比正常II型高原SN的红色超巨星前身稍热。从观测到的光谱能量分布来看，假设光由一颗恒星主导，其前身的有效温度为$T_{\rm eff} = 4250 \pm 100$ K，辐射热光度为$L_{\rm bol}=10^{4.94 \pm 0.06}\ L_{\odot}$。这导致有效半径$R_{\rm eff} = 545 \pm 65\ R_{\odot}$。这颗恒星的初始质量可能在13到17 $M_{\odot}$之间;然而，如果它是一个相互作用的双星系统的成员，…
2013-12-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Updated Photometry of the Yellow Supergiant Progenitor and Late-time Observations of the Type IIb Supernova 2016gkg
我们介绍了哈勃太空望远镜（HST）使用高级巡天相机（ACS）和宽视场相机3（WFC 3）在652，1698和1795天对IIb型超新星（SN）2016gkg的观测。与2001年用宽视场行星照相机2获得的爆炸前图像相比，我们证明SN 2016gkg现在比最新的WFC3图像中的候选对应物更暗，这意味着对应物已经消失，并确认它是SN的祖先星。我们给出了SN 2016 gkg的最新光变曲线和Keck光谱，这意味着SN 2016 gkg在星云相的衰变速度比${}^{56}$ Co衰变的预期速度慢。我们发现这种发射太亮，无法由其他放射性同位素提供动力，因此我们推断SN 2016gkg正在进入其演化的新阶段，主要通过与星周物质的相互作用提供动力。最后，我们重新分析了祖先星的光谱能量分布和后期的时间限制的背景下，二进制的演化模型，包括从一个潜在的伴星的排放，并发现所有的伴星将比我们的极限星等暗淡。
2021-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Type IIb Supernova 2011dh from a Supergiant Progenitor
利用一套基于恒星演化祖先的流体动力学模型对SN 2011 dh的性质进行了研究。我们的模型表明，一个大的祖星--与R ~200 Rsun-，需要重现SN 2011 dh的早期光变曲线。这与在深爆炸前图像中SN位置检测到的黄色超巨星是祖星的建议一致。根据测热光变曲线的主峰和膨胀速度，我们将喷出物的质量限定为~2 Msun，爆炸能量限定为E= 6-10 x 10^50 erg，56 Ni的质量约为0.06 Msun。这颗恒星由3 ~ 4 Msun的氦核和~0.1 Msun的薄富氢包层组成，主序星质量估计在12--15 Msun之间。我们的模型排除了氦核质量大于8 Msun的祖先，这对应于M_ZAMS > 25 Msun。这表明SN 2011 dh不太可能是一颗恒星演化的情景。
2012-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiative-transfer models for supernovae IIb/Ib/Ic from binary-star progenitors
我们提出了1-D的非本地热力学平衡的时间相关的辐射转移模拟的超新星（SNe）的类型IIb，Ib和Ic，导致从终端爆炸的质量施主在一个封闭的二元系统。在这里，我们选择了三个喷出物的总动能的~ 1.2e51尔格，但其特征在于不同的喷出物质量（2- 5 Msun），成分和化学混合。IIb/Ib型模型对应于在爆炸时保留其富He壳的祖先。Ic型模型起源于一个失去了氦壳层，但在5.11Msun的富CO核心中保留了0.32Msun的氦。我们讨论了它们的光度和光谱特性在爆炸后的第一个2-3个月，并将这些连接到它们的祖先和喷出物的属性，包括化学分层。对于这三种模型，Arnett规则高估了56 Ni质量约50%，而Katz等人的程序，基于能量参数，产生更可靠的估计。在最大值之前的9000 A附近存在强CI线，这表明前SN恒星的氦含量不足。正如其他人所指出的，1.08微米的特征是CI，MgII和HeI线的复杂混合物，这使得在SNe Ibc中的He的识别不确定，除非可以识别其他HeI线。我们的模型在R带极大值后10天显示出（V-R）色的小散射。我们还讨论了SNe Ibc的许多辐射转移特性，包括光球的概念、代表性喷出物膨胀率的推断、光谱形成、黑体拟合和“校正因子”。
2015-07-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Binary Progenitor for the Type IIb Supernova 2011dh in M51
我们进行二进制恒星的演化计算后，在系统中的两颗恒星的同时演化，研究一个潜在的祖先系统的IIb型超新星2011 dh。爆炸前测光以及光变曲线建模提供了对祖系统的物理特性的限制。在这里，我们提出了一个密切的二元系统，是与这种约束兼容。该系统是由太阳系的恒星组成，16 Msun + 10 Msun在圆形轨道上，初始周期为125天。主恒星演化结束时是一颗黄超巨星，质量约为4 Msun，最终氢含量约为3-5E-03 Msun，有效温度和光度与超新星SN 2011 dh爆炸前的观测结果一致。这些结果对所采用的吸积效率因子β几乎不敏感。在爆炸时，伴星的有效温度为22至40千开尔文，取决于β的值，并且位于零年龄主序星附近。考虑到HST前SN测光的不确定性，在观测到的最蓝波段中只能勉强探测到二级星。与单星相对，近距离双星系统提供了一个自然的框架来解释SN 2011 dh的性质。
2012-11-01 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
The peculiar Ca-rich SN 2019ehk: Evidence for a Type IIb core-collapse supernova from a low mass stripped progenitor
附近星系M100中奇特的“富钙”SN 2019 ehk的性质仍然不清楚。它的起源一直在争论，要么是剥离的核心坍缩超新星，要么是热核氦爆炸事件。在这里，我们提出了非常晚的时间测光的瞬态获得的凯克我望远镜在$\approx280$天从峰值光。利用测光法对同时期的星云相位谱进行精确的通量定标，在不确定的消光范围内沿视线方向测量了$(0.19-1.08)\times10^{38}$ erg s $^{-1}$的[O I]光度和$(2.7-15.6)\times10^{38}$ erg s $^{-1}$的[Ca II]光度。我们使用这些测量来推导合成的氧质量的下限$\approx0.004-0.069$ M $_\odot$。氧质量是一个敏感的示踪剂的祖质量的核心坍缩超新星，我们的估计是一致的爆炸非常低质量的CO核心的$1.45-1.5$ M $_\odot$，对应于He核心质量的$\approx1.8-2.0$ M $_\odot$。我们提出了高质量的峰值光光谱的瞬态和突出的特点，氢在早期（“闪光”）和光球相光谱，这表明存在的$\gtrsim0.02$ M $_\odot$的氢在祖在爆炸的时候。在星云阶段，H的存在以及[Ca II]/[O I]的大比值（$\approx10-15$）与SN 2019 ehk是一颗IIb型核心坍缩超新星的一致性，它来自剥离的低质量（$\approx9-9.…
2021-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova lightCURVE POPulation Synthesis II: Validation against supernovae with an observed progenitor
我们使用的超新星光变曲线人口合成的结果来预测可能的超新星光变曲线的范围所产生的人口的单星祖先，导致IIP型超新星。我们计算了多种不同的初始质量，爆炸能量，镍质量和镍混合模型，然后将其与IIP型超新星进行比较，并提供详细的光变曲线数据和爆炸前成像祖约束。在一个很好的拟合得到的意见，我们能够实现初始的祖和镍质量估计从超新星的光变曲线是可比的精度从祖成像。对于11个IIP超新星中的两个，我们认为我们的拟合很差，这表明在我们的综合中应该包括更多的祖先模型，或者我们的假设，关于恒星质量损失率或恒星演化的快速最后阶段等因素，在某些情况下可能需要重新审视。利用我们的分析结果，我们能够表明，大多数的IIP型超新星的爆炸能量的数量级的log（E_exp/ergs）=50.52+/-0.10和镍的量在超新星和混合的量可能有依赖于初始祖质量。
2019-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Progenitors of Type Ia Supernovae
我们回顾了Ia型超新星的祖系统提出的所有模型，并讨论了每个方案的优点和缺点时，面对的意见。我们表明，所有的情况下遇到至少有几个严重的困难，如果采取代表一个全面的模型，所有Ia型超新星（SNe Ia）的祖先。因此，我们初步得出结论，可能有一个以上的通道导致超新星Ia。虽然单简并的情况（其中一颗白矮星从一颗正常的恒星伴星吸积质量）已经得到了一些详细的研究，但其他情况在得出任何确定的结论之前需要类似的审查。
2018-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Analysis of Late--time Light Curves of Type IIb, Ib and Ic Supernovae
放射性动力核心坍缩“剥离-信封”超新星的光变曲线峰值的形状约束的喷出物的质量，镍质量，和动能的亮度和扩散时间为一个给定的不透明度和观察到的膨胀速度。后期的光变曲线给出了喷射物质量和能量的限制，给出了伽马射线的不透明度。以前的工作表明，SN~IIb与少量的氢和氢/氦-缺乏SN~Ib/c的主要光变曲线峰值往往是相当相似的接近最大光，这表明类似的喷出物的质量和动能，但后期光变曲线显示出广泛的分散，这表明在喷出物的质量和动能的分散。它还表明，SN~IIb和SN~Ib/c可以有非常相似的后期光变曲线，但不同的喷出物的速度要求显着不同的喷出物的质量和动能。我们通过收集和分析来自文献的良好采样的单波段和准测辐射热光变曲线来重新审视这些主题。我们发现剥离包层核塌缩超新星的晚时光变曲线是不均匀的。我们还表明，所观察到的属性，光球速度在峰值，上升时间，和后期衰减时间，可以用来确定平均不透明度适当的峰值。以这种方式确定的不透明度比通常的估计要小得多。我们将讨论如何小的有效不透明度可能导致重组和不对称的喷出物。
2015-04-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comparison of the optical light curves of hydrogen-rich and hydrogen-poor type II supernovae
II型超新星（SNe II）的光谱在其整个演化过程中都表现出强的氢特征，而IIb型超新星（SNe IIb）的光谱则从早期的主要氢谱线演化到后来越来越强的氦谱线，但目前还不清楚这两类超新星（SN）的祖先是否形成了SN前氢质量的连续体，或者它们在物理上是否是不同的。SN光变曲线形态直接关系到包层中氢含量、SN前半径、爆炸能量和放射性物质合成质量等祖源和爆炸性质。在这项工作中，我们研究了富氢SNe II和贫氢SNe IIb的光学波长光变曲线的形态，以测试两者之间是否存在观测连续性。使用95个SNe样本（73个SNe II和22个SNe IIb），我们定义了一系列关键观测参数，并对两种类型进行了比较分析。我们发现，缺乏事件的桥梁所观察到的性能的SNe II和SNe IIb。光变曲线参数，如上升时间和后最大下降率和曲率明显分开的SN类型，因此，我们得出结论，没有连续的，与两个SN类型形成两个观测不同的家庭。在V波段，上升时间为17天（SNe II较低，SNe IIb较高），爆发后30天和40天之间的震级差为0.4等（SNe II较低，SNe IIb较高），作为区分两种类型的近似阈值。
2019-08-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type IIb Supernova Progenitors in 3D: Variability and Episodic Mass Loss revealed by Radiation-Hydrodynamics Simulations
本文通过Athena++三维辐射流体力学模拟揭示IIb型超新星前身星黄超巨星包层中大振幅脉动、光度数量级变化及间歇性质量损失，为致密 circumstellar 物质的多样性提供自洽解释。
2025-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
The quiescent progenitors of four Type II-P/L supernovae
我们目前的大双筒望远镜的差异成像数据的最后几年的四个II型P/L超新星的祖先。对于所有四个，我们没有发现显着的证据，随机或稳定的变化，在U，B，V，或R-波段。我们的限制将变异性限制在不超过祖细胞预期R波段亮度的大约5-10%。这些极限与麦哲伦星云中红超巨星观测到的变化相当。基于这四个事件，在90%置信度下，II型P/L祖源在氧气点火后具有扩展爆发的概率<37%。我们的观察不能排除短暂的爆发，其中的祖先返回到其静态流量的10%以内的时间尺度上的几个月，没有尘埃的形成。
2018-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ibn supernovae from ultra-stripped supernova progenitors
本研究揭示极剥离超新星前身星在核心坍缩前因剧烈硅燃烧损失质量并形成致密星周物质，导致其爆发被观测为Type Ibn超新星，为这类超新星起源提供新解释。
2025-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
A database of spectral energy distributions of progenitors of core-collapse supernovae
本文介绍了一个数据库的光谱和光度光谱能量分布（spec-SED和photo-SED）的祖先的核心坍缩超新星（CCSNe）。双星和单星祖先都包括在数据库中。该数据库包括初始金属丰度（$Z$）范围0.0001- 0.03，质量范围8- 25 \dsm{}，二元质量比范围0- 1，轨道周期范围0.1- 10000天。数据库中包括单星和双星CCSN祖星的低分辨率光谱SED和光SED。这些数据可用于研究基本参数，例如，CCSN祖细胞的金属丰度、年龄、初始和最终质量。该方法也可用于研究不同因素对CCSN祖细胞参数测定的影响。利用该数据库拟合双星CCSN祖星的SED时，建议事先确定其金属丰度和轨道周期，而对单星祖星则不需要。
2021-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Synthetic observables for electron-capture supernovae and low-mass core collapse supernovae
质量在8到10个太阳质量之间的恒星预计会产生两种类型的超新星（SNe），电子捕获超新星（ECSNe）或核心坍缩超新星（CCSNe），这取决于它们以前的演化。任何一个相关联的祖保留扩展和大量的富氢信封，这些SNe的可观测性，因此，预计是相似的。在这项研究中，我们探讨了这两种类型的SNe的差异。具体来说，我们调查了三种不同的祖模型：一个太阳金属丰度ECSN祖与8.8太阳质量的初始质量，一个零金属丰度祖与9.6太阳质量，和一个太阳金属丰度祖与9太阳质量，进行辐射转移模拟这些祖。我们提出了这些模型的光变曲线。这些模型表现出非常低的光球速度变化约2000公里/秒，因此，这可能是一个方便的指示低质量SNe。ECSN在宽波段有非常独特的光变曲线，特别是U波段，与目前观察到的SN不相似。这个ECSN祖先是双星的一部分，将失去它的包络，因此光变曲线变得很短，无法检测。来自9.6太阳质量祖先的SN也表现出相当不寻常的光变曲线，这可以解释为初始成分中没有金属。人工铁污染的9.6太阳质量模型表明光变曲线更接近正常的SNe IIP。来自9个太阳质量祖先的SN仍然是所谓的低光度SNe IIP的最佳候选者，如SN 1999 br和SN 2005 cs。
2021-02-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light-travel-time diagnostics in early Supernova spectra: substantial mass loss of the IIb progenitor of SN 2013cu through a superwind
IIb型超新星（SNe）的祖先被认为在直接的前SN阶段几乎完全失去了它们的富氢包层。最近，第一个“闪光光谱”的SN IIb（SN 2013 cu）已经提出，采取足够早，以研究其直接拱星介质（CSM）。与Groh（2014）之前的研究类似，我们使用非LTE模型大气分析了光学厚度CSM的结构和化学成分。这是我们第一次考虑到光的传播时间（LTT）对光谱形成的影响，这会影响可观察到的发射线的形状和强度，以及推断的SN光度。根据新的CSM参数，我们估计CSM质量的下限为~0.3Msun，比以前的估计高出10-100倍。光谱拟合意味着CSM的形式是均匀和球对称的超风，其质量损失率超过了两个数量级的共同预期。衍生的化学成分与一个刚刚离开或即将离开红超巨星（RSG）阶段的祖先一致，证实了SNe IIb起源的标准图片。由于其极端的质量损失，SN的前身可能会出现极端的RSG，亮蓝变星（LBV）或黄超巨星（YHG）。直接探测到的超级风，以及高推断CSM质量表明，恒星风质量损失可能在SNe IIb的形成中发挥重要作用。
2015-09-30 astro-ph.SR
Search for precursor eruptions among Type IIb supernovae
几颗IIb型超新星（SNe）的祖星显示出扩展氢包层的迹象。这些包层可能是明亮的高能爆炸前事件的结果，即所谓的前兆爆发。我们使用的Palomar瞬态工厂（PTF）爆炸前的27个附近的IIb型SNe的样本观察，寻找这样的前体在最后几年的SN爆炸之前。结合15天仓的观测结果，没有发现任何前兆，我们计算了前兆率的绝对震级依赖上限。在90%的置信水平下，IIb型超新星在爆炸前的最后3.5年内和最后一年的$<0.56$事件中，平均$<0.86$前兆与绝对$R$ -带星等$-14$一样亮。相比之下，SNe IIn中的前体具有高$\gtrsim 5$倍的速率。解开一个低质量恒星包层所需的动能与几周前体的辐射能量相当，而在我们的样本中，最近的SNe可以探测到。因此，质量喷射，如果他们是常见的，在这样的SNe，是辐射效率低，或有持续时间超过几个月。实际上，当使用60天的箱时，在SN 2012 cs之前检测到微弱的前体候选物（$\sim2$ %假警报概率）。我们还报告了SN 2011 dh的前身的检测，在爆炸前的最后两年中没有显示出可检测的变化。SN 2012 P的前身仍然存在，因此可能是一个紧凑的星团，或者是一个不相关的物体。
2015-08-19 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
Thermonuclear (Type Ia) Supernovae and Progenitor Evolution
热核（Ia型）超新星是明亮的恒星爆炸，其独特的性质是光变曲线可以标准化，使它们能够用作宇宙学研究的距离指标。然而，关于这些事件的许多基本问题仍然存在。我们提供了一个批评我们目前的理解，这些和目前的模拟结果，假设单退化的祖先模型组成的白矮星，已获得质量从恒星的同伴。我们目前的结果从全三维模拟对流与弱反应，包括A=23 Urca过程中的祖白矮星。
2019-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Late-time spectral line formation in Type IIb supernovae, with application to SN 1993J, SN 2008ax, and SN 2011dh
我们调查线形成过程中的IIb型超新星（SNe）爆炸后100至500天，使用光谱合成计算。模型确定了核燃烧层和产生主要发射线的物理机制，以及这些的诊断潜力。我们将模型计算结果与迄今为止观测到的三个最佳IIb型超新星SN 1993 J、SN 2008 ax和SN 2011 dh的数据进行了比较。氧核合成敏感地依赖于恒星的主序星质量，[O I] 6300、6364谱线的模拟将这三个SNe的祖先限制在M_ZAMS=12-16 M_sun范围内（喷出的氧质量为0.3-0.9 M_sun），SN 2011 dh位于该范围的下端，SN 1993 J位于该范围的上端。来自M_ZAMS >= 17 M_sun祖星的高喷出物质量产生比观测到的更亮的星云相位发射线。因此，核合成分析支持IIb型SNe的低/中等质量祖细胞的情况，并暗示起源于二元系统。我们演示了如何氧和镁复合线可以结合起来，以诊断在SN喷出物中的镁质量。对于SN 2011 dh，导出的镁质量为0.02-0.14 M_sun，这给出了与太阳值一致的Mg/O产生比。在我们的模型中，Hoc燃烧留下的He包层中的氮给出了强的[N II] 6548，6583发射线，其在H-α发射中占主导地位。IIb型SNe的氢包层太小太稀，在150天后无法产生任何明显的H-α发射或吸收，在6550 A附近看到的星云相发射在许多情况下可能是由[N II] 6548，6…
2014-12-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Analyzing the Largest Spectroscopic Dataset of Stripped Supernovae to Improve Their Identifications and Constrain Their Progenitors
利用最大的剥离包络核坍缩超新星（剥离SNe）的光谱数据集，我们提出了一个系统的调查的光谱性质的IIb型SNe（SNe IIb），Ib型SNe（SNe Ib），和Ic型SNe（SNe Ic）。以前的研究是基于单个对象或小样本。在这里，我们分析了14个SNe IIb的227个光谱，21个SNe Ib的258个光谱和17个SNe Ic的207个光谱，这些光谱是基于Modjaz等人（2014）的剥离SN数据集和其他已发表的单个SNe的光谱。我们样本中的每个SN都有一个安全的光谱ID，$V$波段最大光的日期，以及不同相位的多个光谱。我们分析这些光谱作为一个功能的亚型和相位，以改善SN的识别方案和约束的祖先不同类型的剥离SNe。通过比较SNe IIb和SNe Ib的光谱，我们发现H $α$的强度可以用来定量区分这两种亚型在所有时期。此外，我们发现在观测性能之间的连续性SNe IIb和Ib。我们解决的问题，隐藏的他在SNE IC通过比较我们的观察与各种模型的预测，无论是包括隐藏的他或他已被烧毁。我们的研究结果有利于SNe Ic的无He祖细胞模型。最后，我们构建连续划分的平均光谱作为子类型和相位的函数来量化不同类型的剥离SNe的光谱多样性。
2016-07-31 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
A low mass, binary-stripped envelope for the Type IIb SN 2024abfo
DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间中心）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Department of Astronomy, University of Cape Town（开普敦大学天文学系）；Department of Physics, Stellenbosch University（斯泰伦博斯大学物理系）；Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University（拉德堡德大学天体物理学/IMAPP系）；Department of Particle Physics and Astrophysics, Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所粒子物理与天体物理系）
SN 2024abfo是具有直接前身体检测的最暗淡IIb型超新星，其低质量氢包层可能由二元系统导致，光谱特征与SN 2008ax相似，但无双峰光变曲线。
2025-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors of Supernovae Type Ia
尽管Ia型超新星（SNeIa）在天体物理学的许多领域都具有重要意义，但SNeIa缺乏理论解释。标准的场景包括碳/氧白矮星接近克拉塞卡质量的热核爆炸;要么是来自伴星的吸积，要么是两颗白矮星的合并。我们调查的贡献，从两个渠道的SNIa率与二进制人口合成（BPS）代码SeBa，以约束二进制过程，如质量保留效率的WD吸积和共同的信封演变。我们确定的理论速率和延迟时间分布的SNIa祖细胞，特别是研究假设如何影响预测率。
2013-02-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor Mass Distribution for 22 Historic Core-Collapse Supernovae
我们推断的祖先质量分布的22个历史核心坍缩超新星（CCSNe）使用贝叶斯分层模型。对于这个推论，我们使用本地恒星形成历史来估计每个超新星（SN）的年龄。这些恒星形成的历史往往表现出多个恒星形成的爆发，我们的模型假设，一个爆发是与SN祖和其他恒星形成的随机爆发。主要的推论是祖先的年龄分布。由于有限的历史SNe和高度不确定的恒星形成在年轻的年龄，我们限制我们的推断的年龄分布的斜率和最大年龄的CCSNe。使用单星演化模型，我们将祖先的年龄分布转化为祖先的质量分布。在这些假设下，CCSNe的最小质量为${M_\textrm{min}}~=~8.60^{+0.37}_{-0.41} \ M_\odot$，祖细胞质量分布的斜率为$α= -2.61^{+1.05}_{-1.18}$。祖细胞质量分布的幂律斜率与标准Salpeter初始质量函数（$α= -2.35$）一致。这些值与以前使用前兆成像和年龄测定技术的估计是一致的，进一步证实了使用SN和超新星遗迹周围的恒星星族是推断祖星质量的可靠方法。
2021-06-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Investigation of the Progenitors of the Type Ia Supernovae Associated With the LMC Supernova Remnants 0505-67.9 and 0509-68.7
虽然Ia型超新星由于其在宇宙学距离估计中的用途而受到了严格的审查，但我们仍然无法确定整个种群的祖先。虽然已经为某些特定系统提供了答案，但仍然难以找到完整的解决方案。我们观测了大麦云云中的两个超新星遗迹（SNR），SNR 0505-67.9和SNR 0509-68.7，我们已经确定了遗迹的中心和99.73%的包容中心区域，超新星爆发后留下的任何伴星都必须位于该区域。这两个遗迹在其中心附近都有一些潜在的前伴星;所有可能的单和双退化祖先模型仍然适用于这两颗超新星。未来的观察可能能够识别这两种残留物的真正前伴侣。
2015-01-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors of type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）的祖先的性质尚未澄清。关于所谓的单简并（SD）或双简并（DD）情景或其他任何情景是否可以解释Ia型SNe的主要群体，已经进行了长时间的深入讨论，但尚未得出结论。近年来，随着观测数据的不断增加和理论的不断创新，Ia超新星的起源研究得到了迅速发展，并取得了许多新的认识。本文的目的是提供一个总结的现状，关于超新星Ia祖细胞，在理论和观测。这似乎很难解释的新出现的多样性，通过一个单一的人口观察SNe Ia，我们强调，这是重要的是要澄清不同的祖先的情况和不同的SNe Ia亚类之间的联系。
2016-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on the Progenitor System of SN 2016gkg from a Comprehensive Statistical Analysis
IIb型超新星（SNe）提供了一个独特的机会，了解剥离信封（SE）SNe的祖先作为恒星祖先的几个IIb型SNe已被确定在爆炸前的图像。在本文中，我们使用贝叶斯推断和一个大网格的非旋转太阳金属丰度单和二进制恒星模型推导出相关的概率分布的IIb型SN 2016 gkg的单和二进制的祖先，使用现有的观测约束。我们发现，潜在的双星祖先有较小的前SN氢信封和氦核心的质量比潜在的单星祖先通常由0.1 Msun和2 Msun，分别。我们发现，一个双星伴星，如果存在的话，是一个主序星或红巨星。除此之外，我们没有发现对伴星性质的强约束。我们证明，从观测推断的祖氦核心质量的范围可以帮助改善对祖的约束。我们发现，SN 2016gkg的祖先是一个二进制的概率是22%，当我们只使用的祖先光度和有效温度的约束。根据SN光变曲线推断出的SN前身氢包层质量和半径的范围，其前身是双星的可能性增加到44%。然而，对于二元祖细胞没有明确的偏好。这与目前最受欢迎的IIb型SNe形成通道的双星形成形成对比。我们的分析表明，统计推断方法的重要性，以约束祖通道。
2018-08-22 astro-ph.SR
Binary progenitor systems for Type Ic supernovae
本文通过比较II型与Ic型超新星所处环境的分子气体密度，推断Ic型超新星前身星大多经历双星相互作用，而非单一极高质量恒星坍缩，为改进宇宙学模拟中的反馈与化学混合提供了依据。
2024-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing Shock Breakout and Progenitors of Stripped-Envelope Supernovae through Their Early Radio Emissions
我们研究了来自剥层包层超新星（IIb/Ib/Ic型）的早期射电辐射的性质。我们认为，在它们的射电性质中存在一类剥离包络超新星，包括光学上研究得很好的Ic型超新星（SNe Ic）2002 ap和2007 gr，它们在10天内迅速上升到射电峰值，达到低光度（至少比大多数SNe IIb/Ib/Ic暗一个数量级）。它们的谱指数相似，但峰值后的下降幅度比其它谱指数要小。我们发现，所有这些属性都很自然地解释，如果拱星材料（CSM）密度低，因此向前冲击膨胀到CSM没有减速。由于在这种情况下的前向激波速度，从无线电特性估计，仍然记录的最大速度的SN喷出物后的冲击爆发，观察这些SNe在无线电波长提供了新的诊断性质的爆发和祖，否则需要一个相当快速的后续工作在其他波长。推测的SNe Ic 2002 ap和2007 gr的冲击后爆发速度是次相对论的，~0.3c。这些都高于SN II 1987 A的推断，与建议的紧凑型祖细胞一致。然而，这些低于Wolf-Rayet（WR）祖细胞的预期。它可能反映了爆炸前祖先的一个尚未解决的性质，我们认为WR祖先信封可能已经膨胀，这可以迅速降低最大喷出物速度从初始冲击爆发速度。
2012-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
The effects of Thomson scattering and chemical mixing on early-time light curves of double peaked type IIb supernovae
本研究通过辐射流体动力学模拟，探究汤姆逊散射与化学混合对双峰IIb型超新星早期光变曲线的影响，发现忽略二者的简化前身星结构推断方法会引入较大不确定性。
2023-10-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical color of Type Ib and Ic supernovae and implications for their progenitors
本研究通过文献数据与STELLA辐射流体力学模型发现Ib型超新星在V波段峰值时比Ic型更蓝，并论证了前身星氦含量的二分性是造成这一光学颜色差异的主要原因。
2023-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamics of core-collapse supernovae and their progenitors
多维流体流动在大质量恒星的核心坍缩超新星爆炸中起着至关重要的作用。近年来，这些现象的三维（3D）模拟已经显着成熟。通过中微子驱动机制确定激波复活的成分已经取得了相当大的进展，并且已经在一些自洽的3D模型中获得了成功的爆炸。然而，这些进步也带来了新的挑战。由于需要增加物理真实性和有意义的模型验证，超新星理论现在正朝着一个更综合的观点发展，该观点将坍缩前后期对流燃烧阶段的多维现象，爆炸引擎和超新星包层中的混合不稳定性联系起来。在这里，我们回顾了我们目前的理解多维流体流动的核心坍缩超新星和他们的祖先。我们首先概述了核心坍缩超新星和后期对流燃烧阶段的流体动力学模拟所面临的具体挑战。然后，我们讨论了最新的进展和开放的问题，在理论和模拟。
2020-06-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
A possible evolutionary scenario of highly magnetized super-Chandrasekhar white dwarfs: progenitors of peculiar type Ia supernovae
最近发现的几个奇特的Ia型超新星似乎需要一个全新的形成理论，这可能有助于解释它们与标准Ia型超新星之间令人困惑的差异。观测分析中最引人注目的方面是有必要援引质量约为2.1- 2.8 M_sun（M_sun是太阳的质量）的超级钱德拉塞卡白矮星作为它们最有可能的祖先。强磁化的白矮星具有超克拉塞卡质量，已经被认为是奇特的Ia型超新星的潜在候选者。由于朗道量子化的基础电子简并气体，理论结果产生了观测推断的质量范围。在这里，我们勾勒出一个可能的进化场景，通过吸积到一个通常观察到的磁化白矮星上，可以形成超级白矮星白矮星，引发通量冻结现象。这就开启了多种可能的演化，最终以质量在上述范围内的超级白矮星白矮星的超新星爆炸而告终。我们指出，我们的建议有观测支持，如最近发现的大量磁化白矮星的SDSS。
2013-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrogen-Poor Circumstellar Shells from Pulsational Pair-Instability Supernovae with Rapidly Rotating Progenitors
在一定的质量范围内，大质量恒星可以经历由电子/正电子对不稳定性引发的剧烈脉动，这种不稳定性会使物质膨胀，但不会完全破坏恒星。在一次或多次这样的脉动之后，这些恒星预计会经历核心坍缩，引发超新星爆炸。如果母星的金属丰度非常低，并且旋转速度足够快，可以进行几乎均匀的演化，那么对这种脉动现象敏感的质量范围可能低至50-70 Msun。脉动中喷射出的物质的质量、动力学和成分是决定爆炸后续观测特征的重要方面。我们研究了恒星模型和旋转速率的样本的动态，并讨论了第一批恒星的影响，LBV样的现象，和超亮超新星。我们发现，快速旋转的先驱体（>30%的临界值）的脉动对不稳定事件喷射的壳层是贫氢和氦和氧丰富。
2012-10-05 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
Progenitors of ultra-stripped supernovae
近距离双星中超剥离恒星的爆炸可能解释了新发现的微弱和快速的光学瞬变。我们已经证明，中子星（NS）的氦星伴星在爆炸时可能会演化成低至~1.5 Msun的裸露金属核，仅略高于卡拉塞卡质量极限。在这里，我们提出了一个新的系统的调查祖先的演变，导致这种超剥离超新星（SNe），在某些情况下产生前SN信封小于0.01 Msun。我们讨论了这些SNe（电子捕获与铁核坍塌）的性质和它们的观测光变曲线特性。超剥离SNe与双星系统以及LIGO/VIRGO对合并NS的引力波探测高度相关，因为这些事件预计将主要产生质量范围为1.10-1.80 Msun的低反冲NS。
2015-10-27 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
On the nature of rapidly fading Type II supernovae
有人认为，具有快速衰减的光变曲线的II型超新星（也称为“超新星”）。IIL型超新星）是具有低质量富氢包层的祖先爆发，其数量级为1 Msun。我们调查的光变曲线性质的超新星从这样的祖先。我们证实，这样的祖先导致迅速褪色的II型超新星。我们发现，超新星的光度从这样的祖先与典型的爆炸能量为1 e 51尔格和56 Ni质量为0.05 Msun可以暂时增加之前不久，所有的氢在信封重组。因此，在其光曲线中会出现凹凸。隆起的出现是因为56 Ni的核衰变产生的热量可以使喷出物中富含氢的层的底部电离，因此光球层可以在那里停留一段时间。我们发现，当爆炸能量较大（>~ 2 e51 erg）、56 Ni质量较小（<~ 0.01Msun）、56 Ni夹杂在喷出物中或母源半径较大时，光变曲线的隆起变得不那么明显。氦在富氢层中的混合使光变曲线下降率变大，但无助于减少光变曲线的凸起。由于我们在光变曲线模型中发现的光变曲线凸起在快速衰落的II型超新星中没有观察到，它们可能不仅具有低质量的富氢包层，而且具有更高的爆炸能量，更大程度的56 Ni混合，和/或比缓慢衰落的II型超新星更大的祖先半径，因此光变曲线凸起不会变得显着。
2015-10-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass discrepancy analysis for a select sample of Type II-Plateau supernovae
对超新星（SNe）及其前身的详细研究可以更好地了解大质量恒星的演化以及它们如何结束生命。尽管它的重要性，最常见的爆炸类型，II型超新星（SNe II）的物理参数范围仍然是未知的。特别是，以前的研究II型高原超新星（SNe II-P）的祖先群众之间的差异，推断从流体动力学模型和档案图像中的直接检测分析确定。我们的目标是导出物理参数通过对选定的一组6 SNe II-P的光变曲线和膨胀速度演变进行流体动力学建模，（SN 2004 A、SN 2004 et、SN 2005 cs、SN 2008 bk、SN 2012 aw和SN 2012 ec），符合以下三项标准：1）它们有足够的光度和光谱监测，可以进行可靠的流体动力学建模; 2）有直接的原始探测; 3）通过原始物质在爆炸后图像中的消失，确认了原始物质的身份。然后，我们比较了我们的流体动力学模型所获得的质量与直接检测的祖细胞，以测试这种差异的存在。与以前的一些作品相反，我们发现这两种方法之间有很好的一致性。
2019-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The diverse lives of progenitors of hydrogen-rich core-collapse supernovae: the role of binary interaction
富氢超新星，被称为II型（SNe II），是大质量恒星核心坍缩后观察到的最常见的爆炸类型。我们使用分析估计和人口合成模拟来评估SNe II祖细胞的分数，预计已交换质量与同伴爆炸前。我们估计，1/3到1/2的SN II祖星在爆炸前与双星伴星有质量交换的历史。导致SN II祖星的主要双星通道涉及双星的合并。合并预计将产生多样性的SN II祖先的特点，这取决于进化的时间和合并的属性。另一种可能是，来自相互作用的双星的SN II祖先可能从它们的伴星吸积了质量，然后在伴星爆炸后被从双星系统中弹射出来。我们表明，SN II的祖先，预计经历了二元相互作用的整体分数是强大的对我们的模型中的主要物理不确定性。然而，不同的二元进化通道的相对重要性受到改变物理假设的影响。我们进一步讨论的方式，二进制可能有助于观察到的多样性SNE II考虑潜在的观测签名所产生的每个二进制通道。对于在爆炸时具有大量富氢包层的超新星（即，除了IIb型SNe外，一颗幸存的非致密伴星通常表明超新星的前身星是一颗宽的、没有相互作用的双星。我们认为，即使是II-P型SNe的一个显着的一部分，预计已获得质量的同伴爆炸前。
2019-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-collapse Properties of Superluminous Supernovae and Long Gamma-Ray Burst Progenitor Models
我们分析了42个快速旋转、低金属丰度、准化学均匀演化的恒星模型在核心坍缩时质量范围在4到45 $\,\mathrm{M}_\odot$之间的性质。这种模型被认为是超亮超新星（SLSNe）和长持续时间伽马射线暴（IGRB）以及与它们相关的Ic-BL型超新星（SNe）的祖先。我们的研究结果表明，无论这些模型产生磁星驱动的SLSN爆炸或近临界旋转的黑洞（BH）是不是初始质量的单调函数。相反，一旦化学均匀性被打破，它们的爆炸性根据晚期核心演化而非单调地变化。使用不同的爆炸性标准，我们发现，我们的模型有一个明显的偏好，以产生SLSNe在较低的质量，和IGRB在较高的质量，但发现几个例外，预计IGRB形成的恒星低至10 $\,\mathrm{M}_\odot$，和SLSNe的祖先质量为30 $\,\mathrm{M}_\odot$。在一般情况下，我们的模型再现预测的角动量，喷出物的质量和磁场强度在核心崩溃推断SLSNe和IGRB，并建议显着的相互作用与他们的拱星介质，特别是低喷出物质量的爆炸。
2020-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor models of supernovae interacting with their binary companions
Argelander Institut für Astronomie（阿尔根德天文学研究所）
研究核心坍缩超新星受前身与双星伴星相互作用的影响，利用恒星演化模型网格预测超新星类型频率等，还研究了新生致密天体与伴星相互作用，结果有助于识别此类超新星及限制单双星演化模型中的不确定物理。
2026-07-29 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
