Luminous supernovae associated with ultra-long gamma-ray bursts from hydrogen-free progenitors extended by pulsational pair-instability
我们发现与超长伽马射线暴（GRB）相关的发光超新星（SNe）可能与脉动对不稳定性扩展的无氢祖先爆炸的缓慢冷却有关。在随附的论文（Marchant & Moriya 2020）中，我们已经证明，一些经历脉动对不稳定性的快速旋转的无氢GRB祖细胞可以保持由脉动对不稳定性引起的扩展结构，直到核心崩溃。这些先驱体的半径超过10朗日，有时在核心坍缩时超过1000朗日。因此，它们是有希望的超长伽玛暴的祖先。在这里，我们执行的光变曲线模拟的一个扩展的无氢祖半径为1962 Rsun的爆炸。由于大的原始半径，当爆炸能量大于1 e52 erg时，即使没有56 Ni核衰变的能量输入，喷出物在冲击波爆发后也经历缓慢冷却，并在光学上迅速演化（<~ 10天）发光（>~ 1 e43 erg/s）SNe。当~（56）Ni质量在1 Msun左右时，~（56）Ni衰变能量输入可以影响光变曲线峰值后的光变曲线，使光变曲线衰减变慢。它们也有超过10，000 km/s的快速光球速度和超过10，000 K的高温光球温度。我们发现SN 2011 kl的光学光变曲线中的快速上升和发光峰，这与超长GRB 111209 A有关，可以解释为扩展的祖先的冷却阶段。Marchant & Moriya（2020）提出的超长GRB祖先可以解释超长GRB持续时间和伴随的SN特性。当伽玛暴喷流离轴或被阻塞时，可以观察到发光的SNe作为快速的蓝色光…
2020-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsational pair-instability supernovae in very close binaries
对不稳定性和脉动对不稳定性超新星（PPISN）至今还没有被明确地观测到。然而，他们是最重的二元黑洞（BBH）合并检测到的祖先有希望的候选人。如果这些BBH是双星演化的产物，那么PPISNe可能发生在非常接近的双星中。出于这一动机，我们讨论了PPISN发生与密切的二进制伴侣的影响，以及这些事件对合并BBH通过二进制进化的形成有什么影响。为此，我们用\texttt{MESA}软件计算了一组贫金属（$Z_\odot/10$）单氦星模型。对于脉冲前质量为$>50M_\odot$的PPISN祖星，我们发现，脉冲后，恒星各层的热量沉积在保持束缚的恒星中，导致其膨胀到超过$100R_\odot$，膨胀周期为$10^2-10^4\;$ ~yrs，这取决于祖星的质量。这导致长寿命阶段的罗氏瓣溢出，甚至共同的包络事件，如果有一个密切的双同伴，导致额外的电磁瞬变与PPISN爆发。如果我们忽略这些相互作用的影响，我们发现，从PPISNe的质量损失减少了最终的黑洞自旋的$\sim 30\%$，诱导偏心率低于阈值的LISA天文台的可探测性，并可以产生一个双峰分布的测量啁啾质量在BBH合并地面探测器观察。
2020-07-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsational Pair-instability Supernovae. II. Neutrino Signals from Pulsations and their Detection by Terrestrial Neutrino Detectors
脉动对不稳定性超新星（PPISN）是由质量为$\sim 80$ - 140 $M_{\odot}$的大质量恒星演化而来的，它是在恒星核内的He流体静力燃烧结束后产生的电子-正电子对不稳定性。在[Leung等人，ApJ 887，72（2019）]（论文I）我们研究了这类恒星的演化轨迹和脉动质量损失历史。本文通过分析PPISNe的实验历史，探讨了PPISNe的中微子观测值。我们计算了脉动过程中中微子的光变曲线和光谱。我们研究这些恒星的详细中微子发射轮廓。然后，我们估计不同的地面中微子探测器的预期中微子探测计数，包括，例如，KamLAND和Super-Kamiokande最后，我们比较了中微子模式的PPISN与其他类型的超新星的基础上，一个典型的10千吨探测器。预测的中微子信号可以为望远镜追踪早期光信号提供预警。中微子物理的预期检测的影响进行了讨论。
2020-07-16 astro-ph.HE
Flame fronts in Supernovae Ia and their pulsational stability
本文讨论了Ia型超新星的爆燃燃烧锋的结构。得到了火焰的参数：法向速度和厚度。所得结果与前人的工作一致。研究了平面扰动下火焰的脉动不稳定性问题。首先，与人工系统与关闭流体动力学的可能性的二次反应，以稳定的前显示。其次，考虑到流体力学、真实状态方程和热传导，我们可以在人为增加Zeldovich数的情况下获得脉动。给出了临界Zeldovich数。这些结果表明，在Ia型超新星的火焰对脉动的稳定性，因为它的有效Zeldovich数是小的。
2013-08-13 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Pulsational pair-instability supernovae in gravitational-wave and electromagnetic transients
本文利用binary_c群体合成模拟双黑洞并合，研究脉动对不稳定性超新星对黑洞质量分布的影响，发现35 M⊙峰难以由PPISNe解释，除非将CO核心质量范围下移约15 M⊙，但这与恒星模型和超亮超新星观测存在张力。
2023-09-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Two-Dimensional Simulations of Pulsational Pair-Instability Supernovae
大质量恒星的氦核在35到65 Msun之间，由于重复出现的对不稳定性，它们会产生重复的热核爆发。在其中一些事件中，太阳质量的物质以多次重复爆发的方式喷射出来，每次10 $^{50}$ erg。这些壳层之间的碰撞有时会产生非常明亮的瞬变，从可观测宇宙的边缘可以看到。以前对这些事件的一维研究产生了薄的，高密度的壳，因为一个喷射进入另一个。在这里，在这些碰撞的第一个多维模拟中，我们表明，瑞利-泰勒不稳定性的发展截断了高密度尖峰的增长，并驱动壳之间的混合。它的前身是一颗太阳金属丰度为110 Msun的恒星，在早期的工作中被证明会产生一颗超亮超新星。这个更真实的模型的光曲线具有与1D模型相似的峰值亮度和持续时间，但结构更平滑。
2014-07-06 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Multidimensional Radiation Hydrodynamics Simulations of Pulsational Pair-Instability Supernovae
该研究首次用CASTRO代码开展脉动对不稳定超新星的二维与三维辐射流体动力学模拟，揭示壳层碰撞后的结构、光变特征及光谱识别标志，表明多维方法适用于所有壳层碰撞型超新星建模。
2023-07-21 astro-ph.HE
The Detonation Mechanism of the Pulsationally-Assisted Gravitationally-Confined Detonation Model of Type Ia Supernovae
我们描述的爆轰机制，包括“脉动辅助”引力约束爆轰（GCD）模型的Ia型超新星SNe Ia。这个模型是类似于以前的GCD模型报告在约旦等。（2008年）;然而，所选择的初始条件产生了实质上不同的爆炸机制，这是由于在爆燃阶段释放了更大的能量。由此产生的最终动能和镍-56产量符合更好的观测值比“经典”的GCD模型的情况。在目前的模型中，爆燃阶段的点火导致上升的燃烧的灰烬羽流。这些灰从白矮星的表面爆发出来，围绕恒星横向流动，并在爆发点的对跖点处的碰撞区域聚集。在爆燃阶段释放的能量足以使恒星迅速膨胀，因此当灰烬到达对跖点时，表面密度太低而无法引发爆炸。相反，当火山灰流入碰撞区域（同时与表面燃料混合）时，恒星达到最大膨胀状态，然后收缩。恒星收缩的作用是增加恒星的密度，包括碰撞区域的密度。这既提高了碰撞区域中燃料-灰混合物的温度和密度，又最终导致Zel'dovich梯度机制产生爆震所必需的热力学条件。我们证明了这种情况下的可行性与三个3维（3D），全明星模拟这个模型使用FLASH代码。我们的特点是在爆燃阶段释放的能量，范围从38%到78%的白矮星的结合能的模拟。我们表明，爆炸的必要条件，在所有三个模型实现。
2012-09-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Prediction of Multiple Features in the Black Hole Mass Function due to Pulsational Pair-Instability Supernovae
本研究通过模拟发现脉动对不稳定超新星导致黑洞质量函数出现双峰，其中肩效应可解释GWTC-3目录中约35倍太阳质量的黑洞峰。
2023-12-20 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The final core collapse of pulsational pair instability supernovae
我们提出了3D核心坍缩超新星模拟的大规模流行III祖星在过渡到脉动对不稳定制度。我们用LS 220、SFHo和SFHx状态方程模拟了两个初始质量分别为$85\,\mathrm{M}_{\odot}$和$100\,\mathrm{M}_\odot$的前体模型。$85\,\mathrm{M}_{\odot}$的前身经历了一个与核心坍缩同时发生的对不稳定脉冲，而$100\,\mathrm{M}_{\odot}$的前身在坍缩前$1\mathord,500$年已经经历了一系列的四个脉冲，在这些脉冲中，它喷出了它的H和He包层。$85\,\mathrm{M}_{\odot}$模型经历了激波复苏，然后由于数百毫秒内的持续吸积而延迟坍缩成黑洞（BH）。在SFHx模型中，初始爆炸的诊断能量可达$2.7\times10^{51}\,\mathrm{erg}$。由于金属核的高结合能，BH塌缩最终是不可避免的，但部分质量喷射是可能的。在模拟结束时，$100\,\mathrm{M}_\odot$模型还没有实现激波复苏或发生BH崩溃。所有的模型都表现出相对较强的引力波发射在高频g-模式发射带和低频。SFHx和SFHo模型显示出明显的辐射来自于吸积激波不稳定性。对于我们的模型，我们估计最大探测距离高达$\mathord{\sim}46\,\mathrm{kpc}$与LIGO和$\mathord{\sim} 85…
2021-02-26 astro-ph.HE
Rotational Dynamics in Pulsational Pair-Instability Supernovae: Implications for Mass-Loss and Transient Events
本研究通过1D演化模型揭示转动对脉动对不稳定超新星质量损失的影响，并模拟壳层碰撞产生的暂现事件，发现快速转动可降低质量抛射并产生与SLSN-I相似的贫氢暂现事件。
2025-07-28 astro-ph.HE
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
Pulsational pair-instability supernovae: gravitational collapse, black-hole formation, and beyond
我们研究了旋转和非旋转的脉动对不稳定超新星祖先的最终崩溃与零年龄主序列质量为60，80，和115 $\mathrm{M}_\odot$和铁的核心之间的2.37 $\mathrm{M}_\odot$和2.72 $\mathrm{M}_\odot$的二维流体力学模拟。使用广义相对论NADA-FLD程序和能量依赖的三味中微子通过通量限制扩散的输运，使我们能够跟踪瞬态形成的中子星（NS）坍缩成黑洞（BH）的时刻之后的演化，在所有情况下，中子星坍缩成黑洞发生在反弹后的350 $-$ 580 ms内。由于高中微子光度和平均能量，中微子加热导致在所有情况下，除了快速旋转的60 $\mathrm{M}_\odot$模型，在$\lesssim$反弹后250 ms内的激波复兴。在后一种情况下，离心效应使NS质量增加10%，但辐射中微子的光度和平均能量分别减少了$\sim$ 20%和$\sim$ 10%，中微子加热速率与非旋转的中微子相比大约减少了2倍。BH形成后，中微子亮度急剧下降，但由于中微子和激波加热物质的非球面吸积，中微子亮度持续在1 $-$ 2个数量级的低水平上，持续了几百ms，直到外祖壳层的最终球形坍缩将中微子发射抑制到可以忽略的值。在所有的激波复活模型中，BH吸积吞噬了整个中微子加热的物质，爆炸能量在几秒钟内从大约1.5 $\times$ 10 $^{51}$尔格的最大值下降到零。尽管如此…
2022-03-15 astro-ph.HE
SN 1961V: A Pulsational Pair-Instability Supernova
我们探讨了各种模型，其中SN~ 1961 V，有史以来观测到的最神秘的超新星（SNe）之一，是一个脉动对不稳定超新星（PPISN）。成功的模型再现了主爆发的热光度曲线，在某些情况下，再现了爆发前一年和爆发后几年的排放量。所有模型都有富氦喷出物，散装氢的速度接近2000公里秒$^{-1}$，总动能从4到8 $\times 10^{50}$尔格。每一个最终都会留下一个黑洞遗迹。PPISN模型的三个子类进行了探讨，每个有两个不同的选择氦燃烧后的碳丰度。碳是一个重要的参数，因为壳碳燃烧可以削弱爆炸。这三个子类对应的情况下，SN~ 1961 V和它的直接余辉是：a）一个单一的事件; b）两个或两个以上的脉冲事件的第一个相隔几十年或几百年;或c）一个复杂的爆炸，已经持续了一年或更长时间的后期阶段。在低碳的情况下，SN~ 1961 V的前身的主序质量应该是100到115 \Msun ;它的前SN氦核质量是45到52 \Msun ;最后的黑洞质量是40到45 \Msun。对于高碳情况，这些值大约增加20%至25%。在一些PPISN模型中，一个$\sim10^{40}$ erg的$^{-1}$恒星状物体可能仍然在SN~ 1961 V的位置发光，但它更有可能被一个巨大的吸积黑洞所取代。
2022-05-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Natal Kicks of Stellar-Mass Black Holes by Asymmetric Mass Ejection in Fallback Supernovae
雷佩托、戴维斯和西古德森最近对银河势中包含黑洞的低质量X射线双星的轨道进行了积分，结果表明，只有当黑洞受到明显的出生踢时，才能解释银河平面上方某些系统的大距离。令人惊讶的是，他们发现黑洞反冲速度的分布（而不是动量的分布）应该与中子星相似。在这里，我认为，这个结果可以理解，如果中子星和黑洞踢是一个后果，大规模的不对称性创造的超新星喷出物的爆炸机制。非对称排出物质的各向异性引力不仅通过“引力拖船机制”加速新生中子星。它也可以导致延迟黑洞的形成，因为初始喷出物的最慢部分不对称地回落到瞬时存在的中子星上，在此过程中，黑洞的动量可以随着回落质量的增加而增加。因此，黑洞反冲速度不会像由新生中子星的各向异性中微子发射引起的反冲那样，因中子星与黑洞质量之比而减小。
2013-05-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
A physical model of mass ejection in failed supernovae
在大质量恒星的核心坍缩过程中，质子中子星的形成伴随着大量质能（$\sim 0.3 \, M_{\odot}$）以中微子的形式发射。这种质量能量损失产生了向外传播的压力波，在恒星表面附近变陡成冲击波，可能为与否则失败的超新星相关的微弱瞬变提供动力。我们分析研究这种质量损失引起的波的产生和传播。启发式参数提供了一个准确的估计量的能量包含在传出的声音脉冲。然后，我们开发了一个一般的形式主义分析的恒星集中质量损失的线性微扰理论的响应。为了建立直觉，我们将这种形式主义多变恒星模型，找到定性和定量的模拟和启发式的论点协议。我们还将我们的结果应用于现实的前坍缩大质量恒星祖先（包括巨星和致密星）。我们的分析结果的声音脉冲能量，激发半径，和陡峭的恒星信封是在良好的协议与全时变流体动力学模拟。我们表明，{前}的声音脉冲到达恒星光球，光球已经达到速度$\sim 20-100 \%$的本地声速，从而可能适度降低恒星的有效温度之前，恒星消失。我们的研究结果提供了重要的限制失败的超新星的物理性质和观测外观。
2017-10-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsational mass loss from supermassive stars creates the compact shells of Little Red Dots
Center for Astrophysics, Harvard and Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Department of Physics and Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学物理与天文系）；Department of Astronomy, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文系）；Cosmic Frontier Center, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校宇宙前沿中心）；Instituto de Alta Investigación, Universidad de Tarapacá（塔拉帕卡大学高级研究所）
研究通过分析超大质量恒星晚期脉动性质量损失，揭示其形成小红点致密壳层的机制，发现最终爆发是主要贡献者，且具有氮丰富、碳氧比独特的化学特征。
2026-06-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Modelling type IIP/IIL supernovae interacting with recent episodic mass ejections from their presupernova stars with MESA & SNEC
我们展示了红超巨星外部的星周气体的致密离散壳层如何影响以SN 2013 ej为例的II-P/II-L型SNe的光学光变曲线。早期的文献中使用了人造星周介质（CSM）缝合到演化恒星的表面，该恒星没有经历后期的严重质量损失阶段，本质上，这是CSM的来源。相比之下，我们允许增强的质量损失率从建模的明星在$^{16}$ O和$^{28}$ Si燃烧阶段，并构建CSM从由此产生的质量损失的历史，在一个自洽的方式。一旦这种演化的前SN恒星爆炸，我们发现，与冲击波和密集的CSM之间的早期相互作用的模型再现的光变曲线远远好于那些没有质量损失，因此没有密集的，附近的CSM。与没有CSM的那些相比，具有致密CSM的祖细胞所需的爆炸能量减少了几乎两倍。我们的模型，一个更现实的CSM配置文件和presupernova和爆炸参数，更好地拟合观测数据，在整个上升，高原和放射性尾阶段相比，以前的研究。这表明这是一种介于II-P/II-L型和II-n型SNe之间的超新星，具有同时出现紫外和光学峰、峰后缓慢下降和较长的平台期的特征。
2017-11-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass Ejection in Failed Supernovae: Variation with Stellar Progenitor
我们研究了在恒星核坍缩过程中，当停滞的激波不复活而形成一个黑洞时，物质的喷射。在质子中子星阶段的中微子发射导致核心的引力质量减少，导致向外的声音脉冲在穿过恒星时变陡成冲击波。我们探索这种质量喷射机制的性质在一系列的恒星祖先使用球对称的，时间依赖的流体动力学模拟参数化处理中微子质量损失，并遵循整个恒星的冲击传播。我们发现，所有类型的恒星祖先可以通过这种机制喷射质量。喷出的质量是恒星表面重力的递减函数，范围从红超巨星的几个$M_\odot$到蓝超巨星的$\sim 0.1M_\odot$和沃尔夫-拉叶星的$\sim 10^{-3} M_\odot $。我们发现，在表面的最终冲击能量是一个减少的核心紧凑性的函数，并在所有情况下是$\lesssim 10^{47}-10^{48}$ erg。在具有足够大的包封、高的核心致密性或两者的组合的祖细胞中，声脉冲不能使质量分离。成功的物质抛射伴随着显著的回退吸积，可持续数小时至数年。我们预测的冲击爆发和热坪发射产生的蓝超巨星和沃尔夫-拉叶祖否则失败的超新星的外壳喷射的属性。
2018-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
A Parameterized Neutrino Emission Model to Study Mass Ejection in Failed Core-collapse Supernovae
一些大质量恒星以\textit{failed}核心坍缩超新星（CCSNe）的形式结束生命，并成为黑洞（BH）。虽然在这类现象中，停滞的超新星激波不会复活，但外层恒星包层仍然可以被部分地喷射出来。这是因为质子中子星（PNS）的引力质量损失破坏了恒星的流体动力学平衡。我们开发了一个简单的模型，模拟PNS演化和中微子发射，并用它来模拟失败的CCSNe在球对称的广泛的祖星。我们的模型使我们能够研究失败的CCSNe的大量排出，其中PNS在$\sim100\,{\rm ms}$内塌陷成BH，直到$\sim10^6\,{\rm s}$。我们进行失败的CCSNe模拟262个不同的前SN祖细胞，并确定如何喷出物的能量和质量取决于祖细胞的属性和状态方程（EOS）的致密物质。在未来失败的CCSN观测的情况下，在我们的模拟中获得的趋势可以用来限制前SN祖特征，EOS，并在BH形成时间的PNS属性。
2022-09-29 astro-ph.HE
SN 2016iet: The Pulsational or Pair Instability Explosion of a Low Metallicity Massive CO Core Embedded in a Dense Hydrogen-Poor Circumstellar Medium
我们提出了SN 2016 iet的光学光度学和光谱学，这是一个前所未有的I型超新星（SN）在$z=0.0676$，在现有文献中没有明显的类似物。奇特的光变曲线有两个亮度大致相等的峰值（$\approx -19$ mag），相隔100天，随后在650个静止帧天内缓慢下降5 mag。光谱主要由钙和氧的发射线，只有$3400$公里的$^{-1}$的宽度，叠加在一个强大的蓝色连续在第一年，并与大比例的$L_{\rm [Ca\,II]}/L_{\rm [O\,I]}\approx 4$在晚些时候。没有明确的证据表明氢或氦在任何阶段与SN有关。我们模拟的光变曲线与几个潜在的能源：放射性衰变，中央引擎，和星周介质（CSM）的相互作用。不管模型如何，推断的祖细胞质量接近其寿命的终点（即，CO核质量）为$\gtrsim 55$ M $_\odot$，最大为$120$ M $_\odot$，将事件置于脉动对不稳定超新星（PPISNe）或对不稳定超新星（PISNe）的区域。CSM相互作用的模型为光变曲线和光谱提供了最一致的解释，并且要求CSM质量为$\approx 35$ M $_\odot$在爆炸前的最后十年中喷出。我们进一步发现SN 2016 iet与其低金属丰度矮宿主星系（$Z\approx 0.1$ Z $_\odot$，$M\approx 10^{8.5}$ M $_\odot$）的距离异常大…
2019-04-15 astro-ph.HE
On the Origin of Mass Ejection in Failed Supernovae
Syracuse University（雪城大学）
研究探讨了失败超新星中弱冲击波的传播及稳定性，发现大马赫数解不稳定，而小马赫数解稳定，揭示了质量喷射与相对质量损失及恒星密度梯度的关系。
2026-05-06 astro-ph.HE
Tidal Tail Ejection as a Signature of Type~Ia Supernovae from White Dwarf Mergers
在两颗白矮星合并之前，可能会有一些物质以“潮汐尾”的形式喷射出来，从而在系统周围形成一种星周介质。我们认为，从这种材料，这取决于合并的开始和最终的爆炸（假设发生一个）之间的滞后时间的系统在Ia型超新星的各种观测签名。如果时间差相当短，超新星喷出物与尾部的相互作用可能会导致在无线电，光学和/或X射线波长上可检测到的冲击波发射。在稍后的时间，尾巴产生相对较宽的NaID吸收线，速度宽度为白矮星逃逸速度（$\sim 1000$ \kms）的数量级。在正常的Ia型SNe中没有检测到这些特征，这限制了滞后时间要么非常短（$\lesssim 100$ s），要么相当长（$\gtrsim 100$ yr）。如果尾巴在$\sim 10^4$ yr的时间尺度上膨胀和冷却，它们可以通过光谱中狭窄的NaID和CaII H&K吸收线观察到，这在Ia超新星的某些部分中可以看到。使用三维和一维流体动力学代码的组合，我们模拟的质量损失从潮汐相互作用的二元系统，以及随后的相互作用与星际介质，产生一个缓慢移动，致密的气体壳。我们合成NaID线配置文件通过这个壳的射线投射，并表明，在某些情况下，潮汐尾可能是负责窄的反射类似于观察到的。
2013-04-17 astro-ph.HE
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
A Precursor Plateau and Pre-Maximum [O II] Emission in the Superluminous SN2019szu: A Pulsational Pair-Instability Candidate
本文研究超亮超新星SN2019szu，发现其爆炸前约40天平台和上升期[O II]等禁戒发射线，提出早期脉动对不稳定性抛射低密度富氧物质并碰撞产生前兆平台，是该机制迄今最佳候选体之一。
2024-01-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pair-instability mass loss for top-down compact object mass calculations
星族合成依赖于半解析公式来确定坍缩恒星核心（氦或碳氧）中致密天体的质量。这些公式是在跨越不同爆炸机制的质量范围内结合起来的，有可能在致密物体质量分布中引入人为特征。这种人为现象削弱了对引力波观测结果的解释。我们提出了一个“自上而下”的残余质量处方，我们删除质量从每一个可能的质量损失机制的恒星，而不是依赖于回落到一个“原紧凑对象”，以获得最终的质量。对于这些质量损失的机制之一，我们适合的金属度依赖的质量损失的脉动对不稳定超新星的数值模拟。通过在没有脉冲的情况下不施加质量损失，我们的方法在低质量端恢复了现有的紧凑物体质量处方，并确保了整个核心崩溃/脉冲对不稳定制度的连续性。我们的剩余质量处方可以扩展到包括最终坍缩时的其他质量损失机制。
2022-01-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Energetic feedback and $^{26}$Al from massive stars and their supernovae in the Carina region
我们研究了船底座区域的大质量恒星的种群及其能量反馈和$^{26}$ Al的喷射。我们对船底座星云几度范围内的年轻星团中的恒星星族进行了普查。对于每颗恒星，我们根据光谱类型和主星系团年龄估计了质量。我们用布居合成方法计算了大质量恒星及其超新星爆炸风中$^{26}$ Al的能量反馈和抛射。我们使用7年的INTEGRAL观测来测量该地区的$^{26}$ Al信号。积分$^{26}$ Al信号不显著，最佳拟合值约为1.5 e-5 ph/cm^2/s，约为康普顿伽马射线天文台（CGRO）公布结果的一半，但与CGRO最新估计一致。我们对年轻星团中的恒星星族的分析导致了预期信号为观测值的一半，但结果在2 σ内是一致的。我们发现，在沃尔夫-拉叶风中喷出的$^{26}$铝的分数是高的，所观察到的信号是不太可能造成的$^{26}$铝在超新星单独喷出，表明一个强大的风喷出的$^{26}$铝。由于缺乏突出的O型星，年龄$\gtrsim$ 10百万年的地区往往被忽视的OB协会的研究。我们发现，在船底座地区，这样的集群贡献显着的恒星质量和该地区的能量。
2012-02-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Very massive stars, pair-instability supernovae and intermediate-mass black holes with the SEVN code
理解大质量（$\gtrsim 30$ M $_{\odot{}}$）恒星黑洞（BH）和它们的祖先恒星之间的联系是解释引力波事件观测的关键一步。在本文中，我们讨论了超大质量恒星（VMSs）的最终命运，与零年龄主序（ZAMS）质量$>150$ M $_{\odot}$，占脉动对不稳定超新星（PPISNe）和对不稳定超新星（PISNe）。我们描述了一个更新版本的人口合成代码SEVN，在其中，我们添加了恒星演化轨道VMSZAMS质量高达$350 $ M $_{\odot{}}$，我们包括PPISNe和PISNe的分析处方。我们使用新版本的SEVN来研究不同金属丰度$Z$下的BH质谱，范围从$Z=2.0\times 10^{-4}$到$Z=2.0\times 10^{-2}$。PPISNe和PISNe的主要作用是有利于第一次引力波事件（GW 150914）质量范围内的BH的形成，而它们阻止质量为60 - 120 M PDMATHAMN的残留物的形成。特别是，我们发现，PPISNe显着提高质量损失的金属贫乏（$Z\leq 2.0\times 10^{-3}$）与ZAMS质量$60\leq $ M $_{\mathrm{ZAMS}}/$ M $_{\odot{}}\leq 125$的恒星。相比之下，PISNe仅对中度贫金属（$Z<8.0\times 10^{-3}$）VMS有效。具有M $_{\…
2017-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-Time 2D Simulations of Fallback Supernovae: A Systematic Investigation of Explosions Dynamics and Mass Ejections
本研究针对60-95倍太阳质量的零金属丰度前身星开展二维回落超新星模拟，揭示爆炸能量、遗迹质量等演化规律，探讨多信使信号与中微子探测可能性。
2024-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The impact of stellar rotation on the black hole mass-gap from pair-instability supernovae
对不稳定性超新星（PISNe）模型预测$\sim 45M_\odot-120M_\odot$之间的黑洞（BH）质量间隙，称为上部BH质量间隙。随着引力波天体物理学的出现，检验这一预测已经成为可能，并且有一个重要的相关努力来理解是什么理论上的不确定性改变了这个间隙的边界。在这项工作中，我们研究旋转的PISNe，没有留下紧凑的残留物，以及脉动PISNe（PPISNe），经历热核爆发形成一个紧凑的对象之前的演变的流体力学的影响。我们在贫金属环境$(Z_\odot/50)$中模拟了非旋转和快速旋转的剥离氦星，以解决上质量隙的下边缘。我们发现，我们的模拟的结果是依赖于角动量传输的效率，与模型，包括有效的耦合通过Spruit-Tayler发电机移动的质量间隙的下边缘向上的$\sim 4\%$，而不包括这种效果的模拟移动它向上的$\sim 15\%$。由此，我们预计上质量隙的下边缘依赖于BH自旋，这可以通过观察到的BH合并的数量增加来测试。此外，我们表明，恒星经历PPISNe扩展信封（$R\sim 10-1000~R_\odot$）在铁芯崩溃，使他们有希望的祖先超长伽马射线暴。
2020-07-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-dimensional neutrino-driven supernovae: Neutron star kicks, spins, and asymmetric ejection of nucleosynthesis products
我们提出了三维模拟的超新星（SN）爆炸的非旋转恒星，触发的中微子加热机制与适当的选择的核心中微子光度。结果表明，流体动力学不稳定性引起的非对称物质抛射可以通过“引力拖船机制”将中子星（NS）加速到超过700 km/s的反冲速度，这足以解释大多数观测到的脉冲星速度。相关的NS自旋周期约为100 ms至8 s，自旋和反冲幅度或方向之间没有任何相关性。这表明，更快的自旋和可能的自旋-反冲对准可能需要在坍缩之前在祖核中的角动量。我们的模拟第一次证明了NS踢的大小和各向异性喷射的冲击后面的爆炸燃烧所产生的重元素之间的明确的相关性。在大NS反冲的情况下，与反冲矢量相反的爆炸明显更强。因此，大部分Fe族元素，特别是镍，大多数以大团块的形式逆着反冲方向喷射。这与低反冲速度的情况形成对比，在低反冲速度的情况下，富Ni团块更各向同性地分布。中等质量的原子核比Si（如Ca和Ti）重也表现出显着的增强在半球的方向相反的快速NS运动，而C，O和Ne的分布不受影响，和Mg只有轻微的。映射的空间分布的重元素与确定的脉冲星运动的SN残留物可能提供一个重要的诊断测试的踢机制。与基于各向异性中微子发射的反冲方案不同，我们的流体动力学加速模型预测了Fe族元素及其核前体在与NS反冲相反的方向上的增强喷射。（节略）
2013-02-08 astro-ph.HE hep-ph
Mass ejection in failed supernovae: equation of state and neutrino loss dependence
一颗失败的核心坍缩超新星来自非旋转的祖先，由于质子中子星的中微子发射导致引力减弱，它可以喷射出质量。这种机制产生了可观察到的瞬变，并为黑洞（BH）残余物的质量设定了上限。然而，先前对这一机制的全球模拟包括了中微子损失的参数化，直接影响了喷出物的质量和能量。在这里，我们发展的内部超新星核心的球对称，广义相对论中微子辐射流体动力学代码，直到BH形成。然后，我们将结果用于牛顿代码中，该代码遵循恒星外层对重力变化的响应，并解析表面压力刻度高度。我们发现，稠密物质状态方程（EOS）可以引入一个因素$\sim 2$变化的引力质量损失中微子，与刚性EOS匹配以前的参数结果，和软EOS产生较低的喷出物的质量和能量的几个因素。这种差异主要是由于在较硬的EOS中形成BH的时间较长。在软状态方程下，如果不包括氢复合能，我们的红、黄超巨星祖先就不能解除质量束缚。使用中微子的质能损失时间的线性斜坡（具有适当的参数）产生的恒星响应与使用中微子损失的详细历史所获得的响应在$\sim 10\%$范围内。我们的研究结果意味着定量的，但不是定性的修改，以前的预测，冲击爆发，高原排放，并最终BH群众从这些事件。
2021-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Related progenitor models for long-duration gamma ray bursts and Type Ic superluminous supernovae
我们在质量范围$5\,\rm{M}_{\odot}\dots 100\,\rm{M}_{\odot}$内模拟了快速旋转的沃尔夫-拉叶星的晚期演化和质量损失历史。我们发现，准化学均匀演化的单星计算增强混合保留非常少或没有氦，并与类型\，Ic超新星兼容。在我们的低质量模型中，更有效地去除核心角动量和预期的更小的紧凑物体质量，导致核心自旋在磁星驱动的超亮超新星的范围内。我们的更大规模的模型保留了更大的特定核心角动量，预计长时间的伽马射线暴在银河系的情况。由于没有明显的氦包层，核心氦耗尽后迅速增加的中微子发射导致整个恒星加速收缩，导致强烈的自旋上升，并在核心坍缩前的最后几年到几十年以高达$10^{-2}\,\rm{M}_{\odot}~\rm{yr^{-1}}$的速度离心驱动质量损失。由于我们的低质量模型中的角动量输运增强了包络自旋，因此它们显示了离心强制质量损失的最大相对量，即，高达预期喷出物质量的25%。我们最大的质量模型演化到脉动对不稳定状态。因此，对于喷出物质量低于$\sim 10\,\rm{M}_{\odot}$的~Ic型超亮超新星和喷出物质量高于$\sim 30\,\rm{M}_{\odot}$的最大质量的发动机驱动爆炸，我们可以预期它们与富含C/O的星周介质相互作用的特征。这种相互作用的迹象应该在超新星爆发的早期就可以观察到，并且可能与在超亮超新星的光变曲线中观察到的隆起有关…
2018-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Model for Fast Blue Optical Transient AT2018Cow: Circumstellar Interaction of a Pulsational Pair-instability Supernova
ATLAS 18qqn（AT2018cow）的光变曲线与超亮超新星一样明亮，但上升和下降速度要快得多。我们在前人研究的PPISN模型的基础上，通过脉动对不稳定性（PPI）超新星（SN）模型的星周相互作用来模拟这种光变曲线。我们专注于42 $M_\odot$ He星（80 $M_{\odot}$星的核心），它有质量为0.50 $M_\odot$的拱星物质。利用参数化的质量截断和爆炸动能$E$，我们对PPISN模型的核合成和光学光变曲线进行了流体力学计算。用$E = 5 \times 10^{51}$ erg对$42 ~M_{\odot}$ He星的星周物质进行激波加热，很好地再现了AT2018 cow的第一个$\sim$ 20天的光学光变曲线.在第20天之后，通过0.6 $M_\odot$ $^{56}$ Co的放射性衰变再现光变曲线，该放射性衰变是$^{56}$ Ni在爆炸中的衰变产物。我们还研究了光变曲线形状如何取决于各种模型参数，如CSM结构和组成。我们还讨论了（1）其他可能的能源及其限制，（2）所观察到的高能辐射的起源，以及（3）我们的结果如何依赖于辐射传递代码。基于我们成功的AT 2018奶牛模型和CSM质量与$20 ~M_\odot)$一样大的SLSN模型，我们提出了工作假设，即如果CSM质量足够大，PPISN会产生SLSNe，如果CSM小于$\sim 1 ~M_\odo…
2021-03-12 astro-ph.HE
A Superluminous Supernova Lightened by Collisions with Pulsational Pair-instability Shells
本文通过长期观测超亮超新星SN 2017egm，发现其复杂光变曲线由抛射物与多个脉动对不稳定性壳层连续相互作用驱动，揭示了重黑洞形成的重要机制。
2023-05-21 astro-ph.HE
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
Predicted spatial and velocity distributions of ejected companion stars of helium accretion-induced thermonuclear supernovae
热核超新星（SNe），其中一个子集是非常重要的SNe类型，Ia，仍然是现代天体物理学中了解较少的现象之一。近年来，单一的简并氦（He）供体通道，其中一个白矮星（WD）吸积富氦物质从一个氢耗尽的伴星，已成为这些事件的一个有前途的候选祖先场景。在这种情况下，一个悬而未决的问题是伴星的命运，这将是明显的失控热亚矮星（He sdO/B）在SN事件的后果。以前的研究表明，弹射伴星的运动学特性提供了一个机会，更仔细地检查SN祖系统的属性。然而，由于观测到的物体数量与理论预测不符，这种机制的可行性受到质疑。在这项研究中，我们首先合成了一个人口的伴星弹出上述机制，考虑到预测的喷射速度，推断人口密度在银河系（Gal.）质量分布和随后的运动学在Gal。潜力然后，我们讨论这个人口的天体测量性质。我们提出了$10^{6}$个人弹射轨迹，数值计算与一个新开发的，轻量级的仿真框架。预计在Gal方向上会出现近距离物体密度分布的峰值。中心如果实现了整个考虑的质量范围，径向速度分布应在500 \kms处显示峰值。如果仅考虑接近的US 1，708类似物，则在（$\sim750-850$）\kms处应存在峰。我们发现，令人费解的缺乏确认幸存的伴星的热核SNe，虽然可能是一个观测相关的选择效应，可能表明选择对高质量的捐助者在SD的他捐助者通道。（-abridged-）
2021-01-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on the physical properties of Type Ia supernovae from photometry
我们基于2016年至2018年在匈牙利Konkoly天文台Piszkesteto山站拍摄的多色（Bessell BVRI）数据对17颗Ia型超新星（SNe）进行了光度研究。我们使用公开的LC-fitter SNooPy 2分析光变曲线（LC），以获得距离和红化信息。利用辐射扩散Arnett模型对测辐射热液晶进行拟合，得到了对喷出物的光学不透明度、喷出物质量和膨胀速度等物理参数的约束条件。通过与标准延迟爆轰模型和脉冲延迟爆轰模型的比较，我们还研究了前极大值（B-V）颜色的演化，并表明拟合（B-V）颜色的模型的Ni 56质量与测热LC拟合的结果一致。我们发现喷出物参数（例如喷出物质量或Ni 56质量与下降率）之间存在类似的相关性，如Scalzo等人（2019）最近发表的。
2020-02-18 astro-ph.HE
Helium stars exploding in circumstellar material and the origin of Type Ibn supernovae
Ibn型超新星（SNe）是一类神秘的瞬变现象，其光谱呈现持续狭窄的HeI线，其热光变曲线通常快速演化，相对于标准的Ibc型SNe，在峰值处过亮。我们探索的相互作用的情况下，这种类型的伊本SNE进行辐射流体动力学和辐射传输计算。我们发现，标准能量的氦星在密集的风状星周物质（CSM）中爆炸，在白天的时间尺度上可以达到几个10^44 erg/s的峰值光度，让人想起像AT 2018 cow这样的特殊事件。类似的相互作用，但风力较弱，可以导致Ibc型SNe，具有双峰光变曲线和峰值光度范围在~10^42.2到~10^43 erg/s之间。相比之下，大多数Ibn型SNe的窄谱线和适度的峰值亮度表明，一颗初始小于~5 Msun的氦星发生了低能爆炸，很可能是由相互作用的双星产生的，并与一颗大质量的富含氦的、可能是类似喷射物的CSM在~ 10 ^15 cm处发生碰撞。对由相互作用产生并提供动力的缓慢移动致密壳层的非局域热力学平衡辐射传输模拟与Ibn SNe型（例如2006 jc、2011 hw或2018 bcc）在后期相比有利，并建议由约50%的氦组成，太阳金属丰度和总喷出物/CSM质量为1- 2兆太阳。一个较低的分数氦丰度导致弱或缺乏氦线，从而排除了更大规模的配置观察型伊本SNe。此外，铁II排放低于5500 A的优势，在伊本SNe型在晚些时候没有预测在低金属丰度。因此，尽管它们有很好的性质，但来自…
2021-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of Double Neutron Star systems as implied by observations
双中子星（DNS）必须在两颗超新星中幸存下来，并且仍然保持束缚。这对这些系统中第二次崩溃的性质设定了严格的限制。我们认为DNS人口的质量和轨道参数，并直接从观测约束质量喷射和反冲速度的两个分布，没有先验假设有关的演化模型和/或类型的超新星。我们发现，有两种不同类型的超新星在这些系统中，在大多数观察到的系统中的第二次崩溃涉及小质量喷射（$ΔM\lesssim 0.5M_{\odot}$）和相应的低反冲速度（$v_{k}\lesssim 30 $ km\，s $^{-1}$）的强有力的证据。这种形成的情况是兼容的，例如，与电子捕获超新星。只有少数系统是通过标准SN方案形成的，该方案涉及较大质量的$\sim 2.2 M_{\odot}$喷射和高达$400$ km\，s $^{-1}$的反冲速度。由于大多数DNS中通常较小的反冲（这反映在相当低的自行上），我们预测这些系统中的大多数都靠近银河系盘。特别是，这意味着更多的NS-NS合并发生在银道面附近。这可能对DNS的估计合并率和LIGO / VIRGO检测率有重要影响。
2016-01-10 astro-ph.HE
Mind the gap: The location of the lower edge of the pair instability supernovae black hole mass gap
引力波探测现在开始探测恒星质量黑洞（BH）的质量分布。需要恒星模型的可靠预测来解释这些。理论预测，由于对不稳定性超新星，BH质量分布中存在间隙。间隙下方的最大BH质量是脉动质量损失的结果。我们使用开源的MESA恒星演化代码，通过大质量氦星的晚期流体动力学演化阶段来演化大质量氦星。我们发现，在45 $M_\odot$的质量差距的下边缘的位置是非常强大的金属丰度（$\approx 3M_\odot$）的变化，治疗的内部混合（$\approx 1M_\odot$），恒星风质量损失（$\approx 4M_\odot$），使其成为最强大的预测大质量恒星演化的最后阶段。原因是不稳定性的开始是由接近最终的核心质量决定的，而核心质量又决定了由此产生的BH质量。然而，在其$1σ$不确定度范围内改变$^{12}C\left(α,γ\right)^{16}O$反应速率会改变$40M_\odot$和$56M_\odot$之间的间隙位置。我们提供更新的分析适合人口合成模拟。我们的研究结果表明，合并黑洞的检测可以提供核天体物理的约束。此外，对金属丰度的鲁棒性表明，有一个普遍的最大值的位置的下边缘的差距，这是不敏感的形成环境和红移的第一代黑洞。这是有希望的可能性使用的差距的位置作为一个“标准警报器”在整个宇宙。
2019-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetorotational supernovae: A nucleosynthetic analysis of sophisticated 3D models
磁旋转超新星是一种罕见的核心坍缩超新星，其中磁场和旋转在爆炸动力学中起着核心作用。我们提出了后处理的核合成的国家的最先进的中微子MHD超新星模型，遵循爆炸后的几秒钟的演变。我们发现了三种不同的动力学机制来产生重r过程元素：i）在核心反弹之后立即喷射物质，ii）由于质子中子星形状的重新配置而在后期喷射的富含中子的物质，iii）在射流中心喷射出少量具有高熵的质量。我们研究了总的喷出物产额，包括不稳定核，如$^{26}$ Al，$^{44}$ Ti，$^{56}$ Ni和$^{60}$ Fe。获得的$^{56}$ Ni质量在$0.01 - 1\,\mathrm{M_\odot}$之间变化。后一个极大值与超新星观测相符。此外，我们所有的模型合成Zn质量与旧的贫金属恒星的观察。我们计算简化的光变曲线，以调查我们的模型是否可以成为超亮超新星的候选者。仅考虑核加热得到的峰值亮度达到几个$\sim 10^{43} \,\mathrm{erg\,s^{-1}}$。在一定条件下，我们发现一个显着的影响$^{66}$镍衰变链，可以提高峰值亮度高达$\sim 38\%$相比，模型只包括$^{56}$镍衰变链。这项工作加强了磁旋转超新星的关键作用的理论证据，以了解发生的超新星，超亮超新星，重元素的合成。
2022-11-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The initial mass-remnant mass relation for core collapse supernovae
本文利用均匀恒星演化网格和HYPERION超新星爆炸模拟，系统研究了核心坍缩超新星初始质量与致密遗迹质量的关系，揭示了旋转、金属丰度和脉动对不稳定性判据对黑洞质量上限的影响，并提供了可直接用于种群合成代码的拟合公式。
2025-01-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of Ubiquitous Circumbinary Matter in Hot Subdwarfs Formed from Common-Envelope Ejections
本研究通过分析LAMOST-LRS巡天中727颗热亚矮星的Ca II K吸收线，证实145颗恒星周围存在源于共包层抛射的星周物质，揭示了CE事件后能形成长期稳定的星周环境，为理解致密双星演化提供了新见解。
2025-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Common envelopes in massive stars III. The obstructive role of radiation transport in envelope ejection
本文通过三维辐射流体力学模拟研究大质量红超巨星共有包层演化，发现辐射输运显著抑制包层抛射，抛射质量约为绝热模拟的一半，支持动力学旋入后存在非绝热演化阶段。
2025-07-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Faint supernovae and hyper-runaway white-dwarfs from single He-detonation in double HeCO-white-dwarf mergers
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；California Institute of Technology（加州理工学院）
通过三维流体动力学模拟，研究双HeCO白矮星并合的氦爆轰过程，发现其可产生暗弱快速演化的热核瞬变，或解释部分暗弱超新星，还可能形成高速PG-1159型恒星，拓展了对白矮星并合的认知。
2026-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effects of Rotation on the Minimum Mass of Primordial Progenitors of Pair Instability Supernovae
哪些恒星可能达到电子/正电子对形成不稳定性的条件，这一问题对于理解第一批恒星和当代恒星的最终演化具有重要意义。在密度和温度上进入对不稳定区的判据基本上由氧核的质量控制。产生一个给定的氧核心质量的主要序列质量，反过来，取决于金属丰度，质量损失，对流和旋转引起的混合。我们研究了大质量恒星的演化，以确定可能遇到对不稳定效应的最小主序星质量，无论是脉动对不稳定（PPISN）还是成熟的对不稳定超新星（PISN）。我们专注于零金属丰度恒星没有质量损失的史瓦西标准对流不稳定性，但也探讨太阳的金属丰度和质量损失和勒杜标准。正如预期的那样，对于足够强的旋转引起的混合，最小的主序质量遇到的条件，有效地诱导均匀的演变，使原来的质量几乎完全转换为氦，然后到氧。在这种情况下，我们发现，最小的主序质量是约40 Msun遇到PPISN和约65 Msun遇到PISN。当考虑质量损失时，PPISN的质量极限为~50 Msun，PISN祖细胞的质量极限为~80 Msun。这些结果的第一个恒星和当代超新星的影响进行了讨论。
2012-01-14 astro-ph.HE
Properties of Core Collapse Supernovae from Binary Population Synthesis
McWilliams Center for Cosmology & Astrophysics, Department of Physics, Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学麦威廉斯宇宙学与天体物理学中心及物理系）
本文通过双星人口合成模拟，研究核心塌缩超新星的性质，探讨不同演化参数对超新星类型分布和延迟时间分布的影响。
2025-11-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Parametric Study of Flow Patterns behind the Standing Accretion Shock Wave for Core-Collapse Supernovae
在这项研究中，我们进行三维流体动力学模拟系统地调查吸积激波，通常形成在核心坍缩超新星的反弹后阶段后面的流动模式。添加小扰动的球对称，稳定，冲击吸积流，我们计算随后的演变，找到什么样的流型出现的流体动力学不稳定性，如对流和站立吸积激波不稳定性（SASI）的结果，为不同的中微子光度和质量吸积率。根据这两个控制参数，确实实现了各种流型。我们将它们分为三种基本模式和两种中间模式：前者包括晃动运动（SL），螺旋运动（SP）和多浮泡形成（BB）;后者包括螺旋运动与气泡形成（SPB）和螺旋运动与脉动变化的旋转速度（SPP）。虽然冲击后的流动是高度混乱的，但在图案实现中有明显的趋势。晃动和螺旋运动往往是占主导地位的高吸积率和低中微子光度，和多个浮力气泡占主导地位的低吸积率和高中微子光度。有趣的是，在临界光度附近的半非线性和非线性相位之间的主导模式并不总是相同的;在后一种情况下实现了中间情况。运行几个不同的随机扰动的模拟，我们确认，在大多数情况下，流动模式的实现是强大的。
2014-03-19 astro-ph.HE
An extremely energetic supernova from a very massive star in a dense medium
超新星与星周介质（CSM）的相互作用可以通过将动能转化为热能而显著增加发射光度。在IIn型超新星（SLSNe）中--因光谱中的窄氢线而命名--综合发射可以达到$\sim 10^{51}$尔格，这是通过热化传统SN的大部分动能而实现的。活动星系中心的一些瞬变现象显示出类似的光谱和更大的能量，但很难与超大质量黑洞的吸积区分开来。在这里，我们提出了一个新的事件，SN 2016 aps，从一个低质量星系的中心偏移，辐射$\gtrsim 5 \times 10^{51}$尔格，需要一个超高能超新星爆炸。我们发现一个总的（SN喷出物$+$ CSM）质量可能超过50-100 M $_\odot$，能量$\gtrsim 10^{52}$ erg，与一些对不稳定超新星（PISNe）或脉动PISNe的模型一致-理论上预测的氦核$>50$ M $_\odot$热核爆炸。独立于爆炸机制，这一事件证明了极其高能的恒星爆炸的存在，在非常高的红移处可以检测到，并提供了对最大质量恒星中致密CSM形成的深入了解。
2020-04-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova interaction with dense mass loss
IIn型超新星（窄线）似乎是爆炸，在事件发生前有强烈的质量损失，因此光学光度是由星周相互作用提供动力的。如果质量损失区域具有光学深度$>c/v_s$，其中$v_s$是冲击速度，则冲击破裂发生在质量损失区域中，并且爆炸能量的显著部分可以被辐射。超亮SN 2006gy和正常光度SN 2011ht的发射可以合理地归因于风中的冲击爆发，SN 2011ht是一个低能事件。I型超亮超新星的光度可能来自与有限范围的质量损失区的相互作用。然而，在I型事件中没有清楚地观察到温度升高到最大亮度的独特现象。强烈的质量损失的机制包括脉动对不稳定性，在燃烧后期阶段的不稳定性产生的重力波，和二元效应。
2013-04-19 astro-ph.HE
Magnetorotational Mechanism of the Explosion of Core-Collapse Supernovae
磁旋转爆炸机制的思想是，在坍缩过程中形成的中子星的旋转能量通过磁场转化为膨胀冲击波的能量。在二维的情况下，这种转变的时间依赖于弱的初始强度的极向磁场，因为磁旋转的不稳定性的发展。差动旋转导致环向磁场分量的扭曲和增长，其变得比极向分量强得多。在磁场的初始位形接近偶极位形的情况下，物质的喷射具有喷射特征，而在四极位形的情况下，出现赤道喷射。在这两种情况下，能量释放都足以解释观测到的超新星爆炸的平均能量。随着坍缩和快速旋转的中子星的形成，中微子被发射出来。此外，由于额外的旋转能量损失，在磁旋转爆炸过程中会产生中微子辐射。为了解释SN 1987 A两次中微子信号间隔4.5小时的现象，有必要假设新形成的旋转中子星的磁转动不稳定性减弱，初始磁场较小（10（9）-10（10）G）。SN 1987 A残骸中黑洞的存在可以解释爆炸中心没有任何可见的点状源。
2019-03-29 astro-ph.HE
Radial pulsation runaway in massive red supergiants in late evolutionary stage and implications to hydrogen-rich supernovae
本研究使用Mesa模拟大质量红超巨星演化，发现高质量模型晚期发生强烈径向脉动导致包层抛射，并确定了脉动驱动质量抛射的光度-质量比条件，解释了IIP型超新星前身星的观测限制。
2025-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Initial Flash and Spectral Formation of Type Ia Supernovae with An Envelope: Applications to Over-luminous SNe Ia
过亮的Ia型超新星（SNe Ia）显示出特殊的观测特征，基于它们的高光度和缓慢的光变曲线演化，有人认为这是一颗超过经典的克拉塞卡极限质量的超大质量白矮星（WD）的爆炸。然而，它们的观测特征是多种多样的，有几个非常特殊的特征，其起源尚未澄清;强烈和持续的C II线，晚时间加速光度下降和红色光谱，以及一个亚日时间尺度的初始闪光，到目前为止，至少有三个过亮的Ia型超新星被清楚地识别出来。在目前的工作中，我们提出了一个方案，提供了一个统一的解决方案，这些特点，通过流体动力学和辐射传输模拟与分析的考虑;一个C+ O丰富的信封（~0.01 - 0.1 Msun）连接到爆炸WD。强的C II线在冲击包络内产生。尘埃的形成是可能的，在后期阶段，提供了足够的光学深度之后。这里考虑的包层质量的范围预测初始闪光的时间尺度为~0.5 - 3天。因此，该方案可以通过不同的包络量来解释一些关键的不同观测特性，但还需要其他因素;我们认为包络分布在盘状结构中，并且喷出物的特性，例如，WD的质量起着关键作用。在假设的背景下，超amerasekhar质量WD的情况下，我们推测提出了一个祖先WD的演变，包括自旋吸积阶段，然后由自旋下降的质量喷射阶段。
2023-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
