Supernovae Ia in 2019 (review): a rising demand for spherical explosions
我回顾了2019年以来对Ia型超新星（SNe Ia）的新研究，并利用这些研究来改进五种Ia型超新星双星情景之间的比较。新的低偏振测量结果证实了大多数超新星Ia爆炸是全球球对称的（团块是可能的）。由动力学过程引起的爆炸，例如发生在双简并（DD）场景中的两颗白矮星（WD）合并过程中的爆炸，或者发生在双爆轰（DDet）场景和单简并（SD）场景中的吸积过程中的爆炸，导致非球形爆炸，与正常的Ia超新星的观测相矛盾。我认为，这些（DD，DDet，SD）的情况下，主要占奇特的超新星Ia。一个Mch的爆炸WD（爆燃到爆轰过程）有一个全球性的球形结构，这是与观测兼容。为了达到球形爆炸，Ia型超新星的设想方案应考虑到Mch-WD形成与爆炸之间的时间延迟。因此，我将DD方案拆分为没有合并到爆炸延迟（MED）时间的通道（其主要形成特有的SNe Ia），以及具有MED的通道，DD-MED通道（方案）。我推测，正常的超新星Ia的主要贡献者是核心简并（CD）的情况下，DD-MED的情况下，都有Mch的球形爆炸，和DD的情况下，亚Mch的非球形爆炸。
2020-05-06 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
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
Thermonuclear explosions of rapidly differentially rotating white dwarfs: Candidates for superluminous Type Ia supernovae?
观测到的“超亮”Ia型超新星的子类缺乏令人信服的理论解释。如果这类天体的辐射完全是由爆炸中形成的镍-56放射性衰变提供动力，那么就需要一颗不旋转的白矮星的母星质量接近或甚至超过克拉塞卡极限。显著超过该极限的质量可以通过差动旋转来支撑。因此，我们探索爆炸和预测不同的情况下产生的差异旋转的碳氧白矮星接近各自的稳定极限的观测值。具体来说，我们已经研究了一个提示爆震模型，爆炸后的初始爆燃阶段（“延迟爆震”模型），和一个纯爆燃模型。在后处理步骤中，我们进行了核合成和三维辐射转移计算，这使我们能够第一次从我们的模型中一致地获得合成观测值。我们发现，所有涉及爆炸的爆炸场景产生非常明亮的事件。然而，对它们的观测预测与任何已知的Ia型超新星的子类都不一致。纯粹的爆燃类似于2002 cx型超新星，可能是这类超新星的一部分。我们讨论了我们的发现的爆炸机制和差异旋转的白矮星作为超新星祖先的存在的影响。
2018-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
From Jets to Failed Supernovae: Morphologies and Gravitational-Wave Signatures in Two-Dimensional Magnetorotational Core-Collapse Supernovae
Department of Physics and Astronomy, North Carolina State University（北卡罗来纳州立大学物理与天文系）
研究二维磁旋转核心坍缩超新星的形态及引力波特征，探讨磁场和旋转对超新星爆炸的影响，发现不同爆炸形态及引力波信号特征。
2026-03-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae Ia in 2017: a long time delay from merger/accretion to explosion
我使用最近的观测和理论研究Ia型超新星（SNe Ia），以进一步限制可行的超新星Ia的情况下，并认为必须有一个相当大的时间延迟之间的结束合并的白矮星（WD）与同伴或结束质量吸积到WD和其终端爆炸。这种合并/吸积爆炸延迟（MED）是必要的，以允许二元系统导致或多或少的球形爆炸，并防止爆炸前电离辐射。考虑到这些最新的结果和所需的MED，我的结论是核心简并的情况下是更有利的其他方案，其次是双简并的情况。虽然单一简并的情况也是可行的，但它不太可能解释共同的（正常的）Ia型超新星。由于所有的方案都需要大量的MED，MED已经从核心简并方案的缺点变成了理论应该克服的挑战。我希望，对MED的要求将激发对不同的超新星情景的讨论以及对这些情景的相互比较。
2017-12-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Viewing explosion models of type Ia supernovae via the insight from terrestrial cellular detonation
本文通过高分辨率二维模拟量化富氦白矮星包层爆轰的胞状结构，证明地面爆轰起爆与淬灭标准可解释既有流体动力学结果，为理解 Ia 型超新星双爆轰模型提供新视角。
2024-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Including Neutrino-driven Convection into the Force Explosion Condition to Predict Explodability of Multi-dimensional Core-collapse Supernovae (FEC+)
本研究将中微子驱动对流纳入解析力爆炸条件FEC，得到适用于多维核坍缩超新星模拟的FEC+，其临界条件较原模型降低约30%，可准确预测多维模拟的爆炸条件，深化对爆炸机制的理解。
2023-11-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-dimensional core-collapse supernovae with complex magnetic structures: I. Explosion dynamics
磁场可以在与伽马射线暴和超新星等剧烈事件相关的突出爆炸的动力学中发挥重要作用，因为它们提供了一种自然机制，可以利用中央原中子星的旋转能量和通过恒星祖星的动力相对论喷流。由于这种场的结构是相当不确定的，大多数MHD驱动的核心坍缩超新星的数值模型都认为初始磁场是一个对齐的偶极子，而实际上场的形态可能要复杂得多。我们提出了三维模拟的核心坍缩超新星与更现实的磁结构，如四极场，并首次，赤道偶极场。除了对准的偶极子之外的其他偶极子产生较弱的爆炸和较少的准直流出，但同时可以更有效地从PNS提取旋转能量。然后，这些能量被储存在PNS的周围，而不是为极地喷气机提供动力。一个显着的轴向偶极组件也产生的模型开始与四极场，指向一个有效的发电机机制在附近的PNS表面操作。
2021-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light Curves of Core-Collapse Supernovae with Substantial Mass Loss using the New Open-Source SuperNova Explosion Code (SNEC)
我们提出了超新星爆炸代码（SNEC），一个开源的拉格朗日代码的流体动力学和平衡扩散辐射输运的超新星膨胀信封。给定一个祖星的模型、爆炸能量和放射性镍的数量和分布，SNEC生成辐射热光变曲线，以及假设黑体发射的不同宽波段的光变曲线。作为SNEC的第一个应用程序，我们认为爆炸的网格15 Msun（在零年龄的主序星）的氢信封剥离到不同程度，并在不同的点在其演变。如果剩余的富氢物质>~1.5-2 Msun，则所得的光变曲线显示出持续约20-100天的平台，如果剩余的富氢物质较少，则没有平台。如果这些较短的平台长度在自然界中的IIP型超新星中看不到，这表明至少对于零年龄主序质量<~ 20 Msun，氢的质量损失是一个全有或全无的过程。这也许指出了双星相互作用在产生观测到的质量剥离超新星中所起的重要作用（即，Ib/c类事件）。这些光变曲线也不同于通常所见的IIL型超新星，认为简单地改变质量损失的量不能解释这些事件。最剥离的模型开始显示类似于IIb型超新星的双峰光变曲线，证实了以前的工作，这些超新星可以来自具有少量氢和半径约500 Rsun的祖先。
2015-10-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosion Energies for Core-collapse Supernovae I: Analytic, Spherically Symmetric Solutions
最近对核心坍缩超新星的多维模拟正在产生成功的爆炸和爆炸能量预测。在一般情况下，爆炸能量的演变是单调的，相对平滑，这表明一个可能的解析解。我们推导出解析解的增益区的扩展下，以下假设：球对称，一区壳，并由中微子和$α$粒子复合供电。我们考虑两个假设：爆炸能量由中微子和$α$复合提供动力，II）爆炸能量仅由中微子提供动力。在这些假设下，我们推导出基本的无量纲参数和解析标度。对于只有中微子的假设（II），渐近爆炸能量标度为$E_{\infty} \approx 1.5 M_g v_0^2 η^{2/3}$，其中$M_g$是增益质量，$v_0$是激波处的自由落体速度，$η$是加热时间标度和动力学时间标度的比值。包括中微子和复合（假设I），渐近爆炸能量是$E_{\infty} \approx M_g v_0^2 (1.5η^{2/3} + βf(ρ_0))$，其中$β$是无量纲复合参数。我们使用贝叶斯推断，以适应这些分析模型的模拟。这两种假设都符合对倾向于球形爆炸的最低祖先质量的模拟。拟合不倾向于假设I或II;然而，先前的研究表明$α$重组是重要的。正如预期的那样，这两种假设都不适合表现出非球面爆炸的更高质量的模拟。总之，这种爆炸能量理论与低原始质量的球形爆炸是一致的;与更高原始质量的模拟不一致表明，它们的理论必须包括非球形动力学。
2021-09-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
An aspherical distribution for the explosive burning ash of core-collapse supernovae
基于最大剥离包层核心坍缩超新星晚期光谱样本，发现约半数爆发显著偏离球对称，其氧燃烧灰烬与未燃烧氧空间分布反相关，支持双极爆发模型，并揭示非球对称程度随碳氧核质量增大而增加。
2023-10-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
PUSHing core-collapse supernovae to explosions in spherical symmetry IV: Explodability, remnant properties and nucleosynthesis yields of low metallicity stars
在本系列的第四篇论文中，我们使用参数化的球对称爆炸方法PUSH对两组非旋转恒星祖先模型进行了系统的研究。我们的研究包括爆炸前的模型与金属丰度Z=0和Z=Z $_{\odot}\times 10^{-4}$和覆盖的祖质量范围从11到75 M $_\odot$。我们提出并讨论了所有模型的爆炸性质，并预测在这种方法内的残余物（中子星或黑洞）的质量分布。我们还进行了系统的核合成研究，并预测详细的同位素产量作为祖质量和金属丰度的函数。我们提出了我们的核合成结果与观测派生的$^{56}$镍喷出物从正常的核心坍缩超新星和铁族丰度的贫金属星HD~84937的比较。总的来说，我们的爆炸能量，剩余质量分布，$^{56}$镍质量，和铁组产率的结果是一致的正常CCSNe的观察。我们发现，在低和零金属丰度的恒星祖先更容易BH的形成比那些在太阳的金属丰度，这允许在LIGO/VIRGO观察到的质量范围内的BH的形成。
2020-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry: Nucleosynthesis Yields
核心坍缩超新星（CCSNe）是大质量恒星的极高能量死亡。它们在宇宙中许多重元素的合成和传播中起着至关重要的作用。在过去，CCSN核合成计算依赖于人工爆炸方法，无法充分捕捉恒星最内层的物理现象。PUSH方法以SN 1987 A为基准进行校准，利用原中子星（PNS）发射的重味中微子的能量来触发参数化爆炸。这使得有可能遵循PNS的一致演变，并确保更准确地处理喷出物的电子分数。在这里，我们提出了铁组核合成的核心塌陷超新星，爆炸与PUSH，为两个不同的祖先系列的结果。计算出的收益率观测贫金属星数据的比较。核合成产率将计算所有元素和广泛的祖细胞质量。这些产率对于星系化学演化的模型非常有用。
2017-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Force Explosion Condition for Spherically Symmetric Core-collapse Supernovae
了解哪些恒星爆炸后留下中子星，哪些恒星坍缩形成黑洞仍然是一个基本的天体物理学问题。本文导出了球对称核坍缩超新星爆发的解析条件。推导从精确的控制方程开始，考虑积分力的平衡，包括重要的无量纲参数，并包括一组显式的自洽近似。力爆炸条件是$\tilde{L}_ντ_g - 0.06 \tildeκ > 0.38$，并且仅取决于两个无量纲参数。第一个比较的中微子功率沉积在增益区的吸积功率，$\tilde{L}_ντ_g = L_ν τ_g R_{\rm NS}/ ( G \dot{M} M_{\rm NS})$。第二，$\tildeκ = κ\dot{M} / \sqrt{G M_{\rm NS} R_{\rm NS}}$，参数化的中微子光学厚度的吸积物质附近的中子星表面。多年来，许多人提出了近似的爆炸条件：临界中微子光度，antisonic和时标条件。我们能够从力爆炸条件导出这些其他条件，力爆炸条件统一了它们。使用数值，稳态和完全流体动力学的解决方案，我们测试的爆炸条件。这些试验的成功在两个方面是有希望的。第一，力爆炸条件有助于阐明爆炸的基本物理学。第二，这种情况可能是一个有用的爆炸诊断更现实的，三维辐射流体动力学核心崩溃模拟。
2022-09-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Common envelope to explosion delay time distribution (CEEDTD) of type Ia supernovae
我使用最近的观测资料的拱星物质（CSM）周围Ia型超新星（SNe Ia），估计SNe Ia爆炸成行星状星云（PN）的分数，并建议一个新的延迟时间分布从共同的信封演变（CEE）的SNe Ia爆炸后不久发生的CEE。假设CSM是由CEE引起的，我粗略地估计大约50%的Ia超新星是PNE内的Ia超新星（SNIP），并且大多数SNIP的爆炸发生在CEE到爆炸延迟（CEED）的时间内，不到一万年。我还估计SNIP的爆炸率，即，CEED时间分布（CEEDTD）在一万年的时间尺度内大致恒定。短CEED时间表明，一小部分SNIP来自核心简并（CD）场景，其中核心与白矮星的合并发生在CEE结束时。我提出我的观点，即大多数SNIP来自CD方案。我列出了一些可能支持或拒绝我的主张的进一步观察结果，以及理论研究所面临的挑战，即找到一个过程来解释长达一万年左右的合并爆炸延迟（MED）时间。长MED也适用于双简并情况。
2022-01-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Value of Progenitor Radius Measurements for Explosion Modeling of Type II-Plateau Supernovae
使用恒星天体物理学实验模块（MESA）+STELLA，我们表明，非常不同的物理模型可以充分再现一个特定的观察到的II型高原超新星（SN）。我们考虑了SN 2004 A、SN 2004 et、SN 2009 ib、SN 2017 eaw和SN 2017 gmr，富镍（$M_\mathrm{Ni}>0.03M_\odot$）事件，这些事件具有测热光变曲线和从平台下降的良好采样。这些事件也有限制的祖半径，通过祖图像，或在SN 2017 GMR的情况下，半径从拟合冲击冷却模型。在一般情况下，许多爆炸跨越参数空间的祖先可以产生良好的光变曲线和Fe线速度协议，证明成功的标度律激励模型匹配高原属性为一个给定的半径和突出的高原亮度和速度之间的模型和观察到的事件，可以跨越超过50%的喷出物的质量，半径和爆炸能量的简并。这有助于解释使用不同模型计算的同一事件报告的爆炸特性的差异。我们的计算产生爆炸属性时，结合爆炸前的祖半径测量或强大的理解最外层的$<0.1\,M_\odot$的材料，量化的祖半径从SN观测爆炸后几天。
2020-05-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Implosion-explosion in supernovae
大质量恒星的超新星爆炸现在被认为是两步过程的结果，最初的引力核心坍缩，然后是物质在核心上反弹后的膨胀。这一设想遇到了若干困难。我们表明，这不是唯一可能的：一个简单的模型的基础上的流体力学和稳定性的平衡态表明，一个也可以有一个同时向内/向外运动的早期阶段的不稳定的超新星。当考虑能量守恒约束下的平衡态时，这表现在鞍心分岔的缓慢扫过。我们首先讨论弱非线性政权的Painlevé I方程。然后，我们表明，强非线性政权显示的核心崩溃的自相似行为。最后，作为一个等熵的过程，导致冲击形成的残余物的膨胀被重新审视。
2019-09-08 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
Ejecta masses in Type Ia Supernovae -- Implications for the Progenitor and the Explosion Scenario
基于28颗Ia型超新星的观测数据，推断出大多数超新星抛射物质量低于钱德拉塞卡极限，支持亚钱德拉塞卡爆炸模型，同时部分与近钱德拉塞卡爆炸兼容。
2024-08-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Core-Collapse Supernovae from 9 to 120 Solar Masses Based on Neutrino-powered Explosions
核合成，光变曲线，爆炸能量，和残余质量的计算网格的超新星产生的大质量恒星与太阳的金属和质量从9.0到120太阳质量。使用多达2000个原子核的自适应反应网络进行完整的进化。调查的一个新方面是使用一维中微子传输模型的爆炸。这个爆炸模型已经被校准，以给出SN 1987 A的观测能量，使用几个标准的祖先，并为蟹状星云超新星使用9.6太阳质量的祖先。由于使用校准的中央引擎，超新星的最终动能是可变的，并且对超新星爆发前恒星的结构敏感。许多具有扩展核心结构的祖星并没有爆炸，而是变成了黑洞，爆炸恒星的质量也不会形成一个单连通集。由此产生的核合成与太阳相当吻合，前提是Ia型超新星的合理贡献也是允许的，但缺乏轻s过程同位素。由此产生的中子星IMF的平均引力质量接近1.4太阳质量。如果只有氦核坍缩，平均黑洞质量约为9个太阳质量，如果整个前超新星恒星坍缩，则为14个太阳质量。只有约10%的超新星来自质量超过20个太阳的恒星，其中一些是Ib型或Ic型。探讨了IIp型光变曲线的一些有用的系统学。
2016-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Properties of Thorne-Zytkow object explosions
索恩-齐特科天体是具有中子星核心和扩展的富氢包层的恒星。当维持其结构的核反应因种子元素耗尽而终止时，大质量索恩-齐特科物体将爆炸。在本文中，我们研究的观测性质的可能的Thorne-Zytkow对象爆炸。我们发现，索恩-Zytkow对象爆炸观察到持续数年的长时间瞬态。如果触发爆炸的吸积盘不持续很长时间，索恩-齐特科夫天体爆炸会有一个持续几年的光度平台，大约为1 e39 erg/s，然后突然变得暗淡。它们会在一个持续数年的明亮阶段后被观测为消失的恒星。如果吸积盘持续很长时间，Thorne-Zytkow天体爆炸会变得像超新星一样明亮。它们将被观测为超新星，上升时间为几百天。我们发现它们的光球速度最多为2000 km/s，比超新星中的速度小得多。具有极长上升时间的超新星，如HSC 16 aayt和SN 2008 iy，可能与索恩-齐特科夫天体的爆炸有关。
2021-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The r-process nucleosynthesis in the various jet-like explosions of magnetorotational core-collapse supernovae
研究了核心坍缩超新星（CC-SNe）中的r过程核合成，重点讨论了旋转和强磁场引起的爆炸情况。核合成计算进行磁流体动力学爆炸模型的基础上，具有广泛的初始旋转和磁场的参数。爆炸模型分为两种不同类型：即，磁喷流和延迟磁喷流，它们的原中子星（PNS）在坍缩过程中的磁场较强，在核反弹过程中的磁场相对较弱。根据每个爆炸模型的流体动力学轨迹，我们证实了r-过程成功地发生在反磁喷流中，它产生了包括锕系元素在内的重核。另一方面，延迟磁喷流中的r过程被抑制，其仅合成直到第二峰（$A \sim 130$）的核。因此，延迟磁喷流中的r过程只能解释在贫金属恒星中观察到的“弱r过程”模式，而不能解释太阳丰度所代表的“主r过程”。我们的研究结果表明，核心坍缩超新星是可能的重r过程元素的天文来源，如果他们的磁场足够强，而较弱的磁爆炸可能会产生“弱r过程”图案（$A \lesssim 130$）。我们展示了磁旋转超新星对于解释银河系化学演化的潜在重要性和必要性，以及r过程增强的贫金属星的丰度。我们还研究了由于弱相互作用，决定了最终的中子丰富的喷出物的PNS的性质剩余的不确定性的影响。此外，我们简要讨论了初级射流中的放射性同位素产率（例如，$^{56}$ Ni），以及SNe的几次光学观测和相关的高能天文现象。
2015-08-31 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
Circumstellar and explosion properties of Type Ibn supernovae
通过分析Ibn型超新星的辐射热光变曲线，研究了它们的拱星和爆炸性质。Ibn型SNe的辐射热光变曲线通常在峰值光度和后期光度之间有很大的对比度，这比56 Ni动力的SNe大得多。因此，它们中的大多数可能是由SN喷出物和致密的星周介质之间的相互作用提供动力的。此外，Ibn型SNe的下降速度比IIn型SNe快得多，这表明Ibn型SNe中的相互作用比IIn型SNe中的更早停止。因此，我们认为，Ibn型SN祖细胞在爆炸前的短时间内经历了高质量损失率，而IIn型SN祖细胞具有长时间持续的高质量损失率。此外，我们表明，上升时间和峰值光度的类型Ibn和类型IIn SNe是相似的，因此，它们具有类似的爆炸性质和星周密度。这两类超新星的星周密度相似，可能表明Ibn型超新星的质量损失率普遍高于IIn型超新星，因为在Ibn型超新星中，由窄谱分量推断的风速普遍较高。我们还表明，56Ni的质量和爆炸能量的类型Ibn SNe可能小于其他剥离信封SNe，可能是因为他们往往遭受大的回落或其中一些可能甚至不是终端恒星爆炸。
2016-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational Predictions for Sub-Chandrasekhar Mass Explosions: Further Evidence for Multiple Progenitor Systems for Type Ia Supernovae
本文介绍了亚阿布拉塞卡质量白矮星（WD）爆炸的数值参数测量。碳-氧WDs吸积氦壳层有可能在亚克拉塞卡质量状态下爆炸。以往的研究表明，氦壳层的点火既可以直接点燃核壳界面处的WD，也可以将冲击波传播到核中，引起中心点火。我们研究了0.6 - 1.2 M $_\odot$的WD与0.01，0.05和0.08 M $_\odot$的氦壳层的爆炸。不同的观测签名的sub-Brachasekhar质量WD爆炸预测两类壳的大小。较厚的壳层模型显示出早期的通量过剩，这是由于氦壳层的灰烬中存在放射性物质造成的，并且由于这些灰烬在紫外线中通过光谱的蓝色部分产生了显着的线覆盖而导致红色。薄壳模型再现了几个典型的Ia型超新星特征。我们确定了硅II速度和光度之间的关系，这是第一次，确定了一个子类的观察到的超新星是符合这些模型。这一亚类的大气层中不含碳元素。我们认为，高速和正常速度的Ia型超新星之间的选择性完全消光比的差异不是由于这些事件周围的尘埃的性质的差异，而是一个人工制品的应用一个单一的消光校正两个本质上不同的超新星种群。
2019-01-07 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
Delay Times and Rates for Type Ia Supernovae and Thermonuclear Explosions from Double-detonation Sub-Chandrasekhar Mass Models
我们提出的理论延迟时间和热核爆炸率，被认为是生产Ia型超新星，包括双爆子Bracrasekhar质量模型，使用人口合成二进制演化代码StarTrack。如果在白矮星表面的氦积累层中爆炸后，亚克拉塞卡质量的碳氧白矮星的爆炸（“双爆炸”模型）能够产生与超新星Ia相似的热核爆炸，那么这些亚克拉塞卡质量的爆炸至少可以解释观测到的超新星Ia速率的一部分。不管是否所有的双爆炸看起来像“正常”的超新星Ia，在任何情况下，爆炸预计是明亮的，因此可能被检测到。此外，我们发现，双爆轰的子-Brachasekhar质量超新星Ia的延迟时间分布可以分为两个不同的形成通道：“即时”氦星通道的延迟时间<500百万年（所有的子-Brachas的10%），和“延迟”双白矮星通道，延迟时间>800百万年跨越到哈勃时间（~90%）。这些发现与最近的观测得出的延迟时间分布相吻合，后者揭示了大量的超新星Ia的延迟时间小于5亿年，而相当一部分的延迟时间也跨越了~1 Gyr到哈勃时间。
2011-06-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Triggering jet-driven explosions of core-collapse supernovae by accretion from convective regions
我们发现坍缩的大质量恒星核的对流区具有足够的随机角动量，可以在新生的中子星（NS）或黑洞（BH）周围形成间歇性的吸积盘，这符合核坍缩超新星爆炸的抖动喷流模型的要求。为了得出这一结论，我们推导了恒星对流层中随机比角动量的近似表达式，并利用混合长度理论将其应用于四个恒星模型的核心坍缩时期。在所有使用恒星演化代码MESA演化的模型中，对流氦层有足够的角动量形成一个吸积盘。NS或BH周围可形成吸积盘的质量为0.1- 1.2 Mo;根据抖动喷流模型，这个质量的随机吸积可以形成间歇性的吸积盘，喷射出足够强大的喷流来爆炸恒星。我们的结果表明，即使核内~2- 5 Mo吸积到NS或BH（质量取决于恒星模型）上后没有发生爆炸，核外层的吸积最终也会导致高能超新星爆炸。
2014-02-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light curves of the explosion of ONe WD+CO WD merger remnant and type Icn supernovae
本文通过模拟氧氖与碳氧双白矮星并合残余物爆炸的光变曲线，考察抛射物质量、爆炸能量、Ni56质量及CSM参数，发现该模型可解释SN 2019jc，为Icn型超新星提供新前身星通道。
2024-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing Explosion Geometry of Core-collapse Supernovae with Light Curves of the Shock Breakout
研究了核心坍缩超新星中非球面能量沉积对超新星激波爆发光变曲线的影响。我们进行了二维流体动力学计算的非球面超新星爆炸时，在恒星内部产生的冲击波到达恒星表面在每个径向方向上的时间。利用计算结果，以近似的方式导出了冲击破裂过程中的光变曲线。我们发现，在冲击爆发的光变曲线可以是一个很强的指标，核心坍缩超新星的非球面属性。
2010-06-09 astro-ph.HE
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
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
Matter Mixing in Aspherical Core-collapse Supernovae: Three-dimensional Simulations with Single Star and Binary Merger Progenitor Models for SN 1987A
我们对SN 1987A的非球面核坍缩超新星进行了三维流体动力学模拟。研究了四种前超新星模型和参数化非球面爆炸的影响。四个超新星前模型包括一个蓝超巨星（BSG）模型，该模型基于最近为SN 1987A的祖先开发的缓慢合并场景（Urushibata et al. 2018）。另外两个是基于单星演化的BSG模型和两个红超巨星（RSG）模型。在调查的爆炸（模拟）模型中，一个模型与二进制合并祖模型和不对称的双极爆炸，它调用一个喷流爆炸，最好的再现约束的质量高速$^{56}$镍，推断从观察到的[Fe II]线配置文件。二元并合先驱体模型的优点是C+O核和氦层的$ρ\,r^3$轮廓平坦且延伸较少，这可能是由于氦核质量小。从最佳爆炸模型出发，预测了双极爆炸轴的方向（最强爆炸方向）、中子星（NS）反冲速度及其方向。其他相关的影响和未来的展望也被给出。
2019-12-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for bipolar explosions in Type IIP supernovae
本研究通过对SN 2021yja等多颗IIP型超新星的多波段观测分析，发现其偏振等特征符合双极爆炸模型，为揭示核心坍缩超新星的爆炸机制提供了观测证据。
2024-06-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Applications of Machine Learning to Predicting Core-collapse Supernova Explosion Outcomes
大多数现有的标准来自核心坍缩超新星的祖属性是不是很准确地预测爆炸的结果。我们提出了一个新的看识别核心塌陷超新星的爆炸结果使用机器学习方法。通知样本的100个二维轴对称超新星模拟进化与天炉座，我们训练和评估的随机森林分类器作为爆炸预测。此外，我们研究基于物理的功能集，包括紧凑性参数，Ertl条件，和一个新开发的集，其特征在于硅/氧界面。从9 $-$ 27 M $_{\odot}$超过1500超新星祖先，我们另外训练自动编码器直接从祖先密度分布提取物理不可知的功能。我们发现，仅密度分布包含有意义的信息，其爆炸性。硅/氧和自动编码器功能都能预测爆炸结果，精确度为$\approx$ 90\%。在更大的多维模拟集的预期中，我们确定了机器学习应用程序在爆炸结果预测之外的未来方向。
2022-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the rotation properties of a post-explosion helium-star companion in Type Iax supernovae
最近的研究表明，Iax型超新星（SNe Iax）很可能是由一颗质量为100亿克拉塞卡的白矮星与一颗氦（He）星伴星的双星系统中的一次微弱爆燃爆炸产生的。假设大多数SNe Iax是从这种情况下产生的，在这项工作中，我们扩展了我们以前的工作的三维流体动力学模拟的喷出物同伴相互作用，通过考虑的祖先系统的轨道和自旋速度。然后，我们使用一维恒星演化代码\textsc{MESA}跟踪一个幸存的He星同伴的撞击后演化。我们的目的是调查后爆炸旋转性质的氦星伴星在SNe Iax。我们发现，由于相互作用过程中的质量剥离和激波加热引起的角动量损失和膨胀，氦星伴星在碰撞后自旋下降。这就导致了这样一种情况，即幸存的伴星在撞击后几年膨胀到最大半径时，其表面旋转速度可以下降到爆炸前的三分之一。随后，恒星收缩，一旦储存的能量被释放，它就会再次旋转。SNe Iax幸存的He星同伴的这种自旋开关特征可能有助于在未来的观测中识别此类物体。
2022-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The intermediate r-process in core-collapse supernovae driven by the magneto-rotational instability
基于磁旋转不稳定性引起的一种新的爆炸机制，我们研究了磁旋转超新星中的r过程核合成。详细的微观物理，包括中微子加热的轴对称磁流体动力学模拟进行了一系列，数值解决磁旋转不稳定性。以中子加热为主的爆炸，在磁场的增强下，显示出温和的富含中子的喷出物产生高达$A \sim 130$的原子核（即弱r过程），而具有较强磁场的爆炸模型则再现了类似太阳的r过程模式。在我们的模型中更常见的丰度模式是在弱和规则的r过程之间，产生较轻和中等质量的核。这些{ \it中间r-过程}表现出多种丰度分布，与r-过程增强的贫金属星中的几种丰度模式兼容。Eu喷出物的量$\sim 10^{-5} M_\odot$在磁驱动的喷流同意在早期星系的化学演化的预测值。相比之下，中微子加热主导的爆炸有大量的Fe（$^{56}{\rm Ni}$）和Zn，分别与常规超新星和超超新星相当。这些结果表明，根据爆炸动力学的不同，磁旋转超新星可以产生从铁族到r过程元素的各种重核。
2017-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiation Hydrodynamic Simulations of Low-Energy Explosions of Red and Yellow Supergiants
本文通过一维辐射流体动力学模拟研究红、黄超巨星低能量爆发的光变曲线，给出平台光度和持续时间的拟合公式，并验证 NGC 6946 和 M31 中失败超新星候选体与能量约 10^47–10^49 erg 的模型一致。
2025-09-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploding Core-Collapse Supernovae by Jets-Driven Feedback Mechanism
利用2.5维流体动力学模拟研究了核心坍缩超新星（CCSNe）抖动喷流爆炸模型中的流动结构，发现该模型中的流动满足爆炸的一些基本要求。在抖动喷流模型中，喷流由围绕新生中子星的间歇性吸积盘以随机方向发射。它们将自己的动能储存在坍缩的核内，并通过喷射外核引发爆炸。喷流的吸积和发射是由一个反馈机制控制的：当喷流设法喷射核心时，吸积停止。我们发现，即使当射流的方向围绕对称轴变化时，它们也会膨胀热气泡，设法将气体向各个方向排出。我们还发现，虽然大部分的环境核心气体向外喷射，足够的质量来提供动力的射流吸积（0.1Mo），主要是从赤道面方向。这与作为反馈机制的抖动射流爆炸机制是兼容的。
2013-11-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Post-explosion evolution of core-collapse supernovae
我们用二维流体动力学模拟和简单的中微子处理研究了核心坍缩超新星的爆炸后阶段。后者允许我们进行46次模拟，并在几秒钟内跟踪32次成功爆炸的演变。我们提出了一个广泛的研究的基础上的三个祖先（11.2 $M_\odot$，15 $M_\odot$，和27 $M_\odot$），不同的中微子加热效率，和各种旋转速率。我们发现，冲击波复苏后的第一秒决定了最终的爆炸能量，残余质量和喷射物质的性质。我们的研究结果表明，持续的质量吸积增加了爆炸能量，即使在后期。我们把晚期质量吸积与初始条件联系起来，如爆炸时的旋转强度和冲击变形。只有我们的一些模拟产生了一种中微子驱动的风，这种风能持续几秒钟。这表明中微子驱动的风并不是每次成功爆炸后的标准特征。即使我们的中微子处理是简单的，我们估计核合成的爆炸模型的15 $M_\odot$祖后，修正中微子的能量和光度，得到一个更现实的电子分数。
2021-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Light curve analysis of ordinary type IIP supernovae based on neutrino-driven explosion simulations in three dimensions
II型坪超新星（SNe IIP）是起源于大质量恒星的核心坍缩SNe中数量最多的子类。在中微子驱动爆炸机制的框架下，我们研究了红超巨星祖先模型的SN爆发性质，并将相应的光变曲线与普通IIP型SN 1999 em的观测结果进行了比较。三维（3D）模拟（参数触发）中微子驱动的爆炸进行（显式，有限体积，欧拉，多流体流体动力学）代码PROMETHEUS，使用前超新星模型的15 Msun星作为初始数据。在接近同系膨胀，流体动力学和组成变量的3D模型映射到一个球对称的配置，并继续与（隐式，拉格朗日辐射流体动力学）代码CRAB的模拟，以遵循爆破波的演变过程中SN爆发。我们的3D中微子驱动爆炸模型的爆炸能量约为0.5 × 10^51尔格，产生的Ni-56与通过拟合SN 1999 em的放射性动力光变曲线尾部推导出的数量大致一致。所考虑的前超新星模型，三维爆炸模拟和光变曲线计算可以解释SN 1999 em的基本观测特征，除了那些与外恒星层的前超新星结构有关的特征。我们的三维模拟表明，富镍物质在速度空间中的分布是不对称的，具有较强的偶极子分量，这与SN 1999 em的观测结果一致。普通SNe IIP中从平台到放射性尾的单调光度下降是He/H组分界面强烈湍流混合的表现。
2017-08-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in thermonuclear supernovae
热核（Ia型）超新星的爆炸能量来自于轻“燃料”核（主要是碳和氧）爆炸融合成以铁和硅族元素为主的更紧密结合的核“灰”时释放的核结合能的差异。同样的爆炸性热核聚变事件也是促成重元素，特别是铁族元素核合成的主要过程之一。例如，太阳及其行星系统中的大多数铁和锰都是在热核超新星中产生的。本文综述了碳氧白矮星材料中爆炸热核燃烧的物理过程，以及利用流体动力学爆炸模型计算预测核合成的方法。虽然主要的爆炸情景仍不清楚，但核燃烧和核合成的许多方面对所有模型都是共同的，必须以某种形式发生，以产生观测到的产量。我们总结了现有爆炸模型的预测核合成产量，特别强调不同的建议方案导致Ia型超新星的核合成签名的特征差异。在此之后，我们将讨论这些签名如何与几个单独的超新星，遗迹，以及我们的星系和星系团中的物质组成的观察比较。
2017-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
3D Simulations of Strongly Magnetised Non-Rotating Supernovae: Explosion Dynamics and Remnant Properties
我们研究了强初始磁场对非旋转前体超新星核心坍缩的影响，模拟了一颗16.9 Msun恒星在强磁场和弱磁场情况下的坍缩和爆炸，假设扭曲环面场的初始中心场强为~1012 G和~106 G。强场模型是根据磁星形成的化石场情景建立的，并模拟了可能发生在合并形成的大质量恒星中的崩溃前场配置。该模型在反弹后100 s就经历了激波复活，在310 ms时达到了9.3 x 10^50 erg的爆炸能量，与弱场模型中延迟更长、能量更低的爆炸形成对比。强烈的磁场有助于在早期触发中微子驱动的爆炸，这导致爆炸能量的快速上升和饱和。动态地，强的初始场导致在增益区域中快速建立磁场，达到40%的动力学均分，并且还产生相当大的冲击前冲压压力扰动，已知该扰动有利于非对称冲击膨胀。对于强场模型，我们发现一个外推的中子星踢~350公里/秒，自旋周期~70毫秒，没有自旋踢对齐。模拟结束时，原始中子星的偶极场强为2 × 10^14 G，并有下降趋势。令人惊讶的是，弱场模型中的表面偶极场更强，这与坍缩前场和中子星诞生磁场之间的直接联系相矛盾。
2022-11-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetorotational explosions of core-collapse supernovae
核心坍缩的超新星伴随着中子星的形成。引力能转化为爆炸的能量，观测到SN II，SN Ib，c型超新星。本文给出了二维MHD模拟的结果，其中能量来源是旋转，磁场作为旋转能量转化为爆炸能量的“过渡带”。由于差动旋转，磁能的环形部分最初随时间线性增长。当扭曲的环形分量强烈超过极向场时，磁旋转不稳定性发展，导致磁能增长急剧加速。最后，一个快速的MHD激波形成，产生超新星爆炸。对于类偶极型的初始场，产生了轻度准直的射流。在非常高的初始磁场下，未发现MRI显影。
2014-08-11 astro-ph.HE
The Nucleosynthetic Yields of Core-Collapse Supernovae, prospects for the Next Generation of Gamma-Ray Astronomy
虽然中微子驱动的对流模型的核心坍缩爆炸机制得到了强有力的支持，在最近几年的爆炸参数仍然有很多不确定性-如爆炸能量，残余质量，和生命终结的恒星丰度作为初始条件。使用一组广泛的球对称的核心崩溃模拟，我们研究这些关键参数对爆炸核合成和最终爆炸产量的影响。通过核合成网格（NuGrid）核网络对ZAMS 15、20和25太阳质量祖先的反弹后温度和密度演化进行后处理，以获得详细的爆炸产额。特别是，这项研究的重点是对下一代伽马射线天文观测特别感兴趣的放射性同位素：43 K，47 Ca，44 Sc，47 Sc，48 V，48 Cr，51 Cr，52 Mn，59 Fe，56 Co，57 Co，57 Ni。这些核素可能是通过探测爆炸发动机参数来加深我们对核心坍缩超新星内部运作的理解的关键。我们发现，作为爆炸能量强指标的同位素是43 K，47 Ca，44 Sc，47 Sc和59 Fe，那些依赖于祖先结构的是48 V，51 Cr和57 Co，而那些既不探测也不探测的是48 Cr，52 Mn，57 Ni和56 Co。我们讨论了在超新星遗迹中观测这些放射性核素的前景。
2019-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Low-luminosity type IIP supernovae: SN 2005cs and SN 2020cxd as very low-energy iron core-collapse explosions
SN 2020cxd是低能量、低亮度的IIP型超新星（SNe）家族的代表，Yang等人最近报告了对它的观测和分析。在这里，我们重新评估的诊断SN属性的观测数据，采用流体动力学爆炸模型的9 MSun红超巨星祖铁的核心和崩溃前的质量为8.75 Msun。恒星的爆炸是通过中微子驱动机制在三维（3D）中完全自洽模拟得到的。多波段光变曲线和光球的平台阶段的速度计算与一维辐射流体动力学程序STELLA，应用到球形平均的三维爆炸模型，以及在不同方向的3D模型的球形径向轮廓。我们发现，我们的SN模型可以很好地再现测辐射热光变曲线的整体演化、平台期的持续时间以及多带发射的基本性质，其爆炸能量仅为0.7 × 10^50 erg，喷出物质量为7.4 Msun。这些数值远低于先前报道的数值，但它们与解释SN 2005cs原型低光度的基本观测特性所需的数值是一致的。由于我们的光球速度与SN 2005cs确定的线速度具有良好的兼容性，我们得出结论，SN 2020cxd的线速度可能被高估了约3倍。SN 2005cs的线速度的演变与光球速度相比，在不同的爆炸方向可能指向SN喷出物的内在不对称性。
2022-05-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Collapse and Three-Dimensional Explosion of Three-Dimensional, vis à vis One-Dimensional, Massive-star Supernova Progenitor Models
核心坍缩超新星的爆炸结果和诊断敏感地依赖于恒星祖先的性质，但迄今为止，大多数研究都只集中在一维，球对称的大质量恒星祖先。我们提出了一些第一个核心坍缩超新星模拟的三维大质量恒星超新星的祖先，一个12.5-和15-M $_{\odot}$模型，在三维演化从崩溃反弹通过爆炸与辐射流体动力学代码F{ \sc{ornax} }。我们比较使用那些从三维祖细胞的三维模拟的球对称，一维祖细胞相同的质量。我们发现，在大质量恒星演化的最后阶段，三维演化的模型更容易发生爆炸。在这些多维初始模型中产生的湍流作为种子湍流，促进激波复活。对引力波和中微子信号的探测可以揭示反弹前湍流的特征。
2022-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
The imprints of the last jets in core collapse supernovae
分析了3颗核塌缩超新星遗迹（CCSNRs）的形态特征和其它核塌缩超新星遗迹中喷流的能量以及Ib/Ic/IIb型超亮超新星（SLSNe）中喷流的能量，认为这些性质可以用核塌缩超新星（CCSNe）喷流反馈爆炸机制中最后一次喷流事件来解释。存在两个相对的突起，称为耳朵，和我们的比较CCSNR的形态与行星状星云的形态加强主张，射流中发挥了重要作用的爆炸机制的CCSNe。我们粗略地估计了两个CCSNR中耳朵膨胀所需的能量，并假设耳朵是由喷气机膨胀的。我们发现，在11个CCSNRs中膨胀耳朵的喷流的能量范围与某些高能CCSNe（SLSNe）中的喷流的能量范围相似，并且只有最后一次喷流的能量远小于爆炸能量。这一发现与CCSNe的射流反馈爆炸机制是一致的，在CCSNe中，预计只有最后的射流会影响喷出物的外部部分，而这些射流携带的总能量只占早期射流携带的总能量的一小部分。我们再次呼吁CCSNe从中微子驱动到喷气驱动爆炸模型的范式转变。
2017-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bright Supernovae from Magnetar Birth
在最初的爆炸（可能是由磁相互作用或中微子引发的）之后，根据经典的偶极子公式辐射的旋转磁星可以为非常明亮的超新星提供动力。虽然在最初的爆炸中可能会产生一些56镍，但I型超新星的光变曲线峰值与其质量没有直接关系。事实上，峰值亮度对磁星的偶极场强度最为敏感。光变曲线的尾部可能在一段时间内类似于放射性衰变，但假设脉冲星的辐射被完全捕获，最终会更亮。根据初始爆炸能量的不同，高速度和中等速度都可能伴随着非常明亮的光变曲线。
2009-11-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on Explosion Timescale of Core-Collapse Supernovae Based on Systematic Analysis of Light Curves
核心坍缩超新星的爆炸机制尚未完全了解。在这项工作中，我们给出的爆炸时标的基础上的$^{56}$镍合成的超新星爆炸的约束。首先，我们系统地分析了82颗剥层包层超新星（SESNe）的多波段光变曲线，获得了热光变曲线，这是由多波段光谱能量分布导出的SESNe热光变曲线的最大样本之一。我们测量了光变曲线的衰减时间尺度和峰值亮度，并估算了喷出物质量（$M_{\rm ej}$）和$^{56}$ Ni质量（$M_{\rm Ni}$），将观测到的性质与爆炸物理联系起来。然后，我们进行一维流体力学和核合成计算，不同的祖质量和爆炸的时间尺度。根据计算，我们表明$^{56}$ Ni供电的SNe可以达到的最大$^{56}$ Ni质量表示为$M_{\rm Ni} \lesssim 0.2 \ M_{\rm ej}$。比较从观测和计算的结果，我们表明，爆炸时间尺度短于0.3秒解释了合成的$^{56}$ Ni质量的大部分SESNe。
2022-05-02 astro-ph.HE
Models for Type Ia supernovae and related astrophysical transients
我们给出了一个概述，最近的努力，模型Ia型超新星和相关的天体物理瞬变所造成的热核爆炸在白矮星。特别是，我们指出的挑战所造成的多物理多尺度性质的问题，并讨论可能的数值方法，以满足他们在流体动力学爆炸模拟和辐射转移建模。我们给出的例子，这些方法是如何应用到几个爆炸的情况下，已提出解释不同的子集，或在某些情况下，大多数观察到的事件。如果我们评论这些方案的一些成功和缺点，并强调重要的悬而未决的问题。
2018-05-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Blue supergiants as a progenitor of intermediate-luminosity red transients
本研究探究蓝超巨星的其他爆发情景，通过模拟不同参数下的爆发光变曲线，发现其爆发可产生两类超新星，解释了相关观测与预期占比的差异，拓展了对蓝超巨星爆发多样性的认知。
2024-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiative-transfer modeling of nebular-phase type II supernovae. Dependencies on progenitor and explosion properties
核心坍缩超新星（SNe）的星云相位谱提供了关于大质量恒星及其爆炸的关键和独特的信息。本文给出了一组II型超新星爆炸后300 d的一维稳态非局域热力学平衡辐射转移计算。引导的结果为一个大的恒星演化模拟，我们工艺的II型SNe从12，15，20，和25 Msun星爆炸的喷出物模型。喷出物的密度结构和动能，56 Ni的质量，和化学混合的水平被参数化。我们的模型光谱是敏感的，采用线多普勒宽度，一种现象，我们与铁II和OI线与Lyalpha和Lybeta的重叠。我们的光谱显示出对56Ni混合的强烈敏感性，因为它决定了衰变功率被吸收的位置。即使在爆炸后300天，富氢层也对来自内部富金属层的辐射进行再加工。在一个给定的祖先模型中，56 Ni质量和分布的变化会影响喷出物的电离，从而调节所有谱线的强度。这种电离位移可以淬灭CaII线发射。在我们的一组模型中，OI 6300双重峰强度是祖细胞质量的最稳健特征。然而，我们强调，对流壳合并在祖大质量恒星内部可以污染富O壳钙，这将削弱OI 6300的双重通量在由此产生的星云SN II光谱。这一过程可能发生在自然界中，在更高质量的祖细胞中发生得更多，并可以部分解释从星云光谱推断的17 Msun以下的祖细胞质量的优势。
2020-07-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
