Abundance stratification in Type Ia supernovae - V. SN 1986G bridging the gap between normal and subluminous SNe Ia
对SN 1986 G进行了详细的光谱分析。SN 1986 G是正常和次发光Ia型超新星（SNe Ia）之间的“桥梁”。丰度层析成像技术用于确定喷出物中元素的丰度分布。SN 1986 G是一个低能量的大爆炸。其动能为标准W7模型的70%（0.9 × 10 $^{51}$ erg）。氧在从最外层到$\sim$ 9000 kms $^{-1}$的喷出物中占主导地位，中等质量元素（IME）在从$\sim$ 9000 kms $^{-1}$到$\sim$ 3500 kms $^{-1}$中占主导地位，Ni和Fe在内层$<\sim$ 3500 kms $^{-1}$中占主导地位。喷出物中主要元素的最终质量为O=0.33M，IME=0.69M，NSE=0.21M，$^{56}$ Ni=0.14M。碳质量的上限设定为C=0.02M。SN 1986 G的光谱几乎完全由单电离物质组成。SN 1986 G可以被认为是Ia型超新星主体的低光度延伸，有一个大的爆燃阶段，产生比标准Ia型超新星更多的IME。
2016-08-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2015bp: adding to the growing population of transitional type Ia supernovae
本文介绍了2015 bp Ia型超新星的光度和光谱观测结果，时间跨度为$\sim -6$至$\sim +141$ $\sim +141$天，距$B$带极大值。还提供了未发表的Ia型iPTF 13 ebh在$-11$至$B$谱带最大值后+34天之间的HCT谱。SN 2015 bp显示与$Δm_{15}(B)=1.72 \pm 0.04$的快速下降的光曲线。$I$ -带光变曲线显示了一个清晰的次峰和在$B$ -带最大值之前的峰，将SN 2015 bp置于SNe Ia的过渡类别。SN 2015 bp的光谱演化类似于其他的过渡型超新星Ia，而不是类似1991 bg的事件。在SN 2015 bp和iPTF 13 ebh中都检测到C~{ \sc ii} $λ6580$特征，尽管在SN 2015 bp的情况下，C~{ \sc ii}在$B$带最大值出现之前一直存在。Si~{ \sc ii} $λ6355$的速度梯度将SN 2015 bp和iPTF 13 ebh归入FAINT亚类，而Si~{ \sc ii}特征的伪等效宽度将它们归入SNe Ia的Cool（CL）亚类。SN 2015 bp的辐射热光变曲线表明，$^{56}$ Ni的$\sim 0.2$ M $_{\odot}$是在爆炸中合成的，总喷射质量为$\sim 0.9$ M $_{\odot}$，这表明它是一个亚克拉塞卡质量的白矮星祖先。
2016-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Low luminosity Type II supernovae -- IV. SN 2020cxd and SN 2021aai, at the edges of the sub-luminous supernovae class
本文给出了两颗低光度型IIP超新星（LL SNe IIP）的光度和光谱数据。SN 2020 cxd在爆炸后两天达到绝对星等峰值$M_{r}$ = -13.90 $\pm$ 0.05等，随后在$\sim$稳定120天。通过后期光变曲线尾部的光度，我们推断合成的$^{56}$ Ni质量为（1.8 $\pm$ 0.5）$\times$ 10 $^{-3}$ M $_{\odot}$。在早期的演化阶段，光谱显示了蓝色的连续（$T$ $>$ 8000 K）与广泛的巴耳末线显示P天鹅座配置文件，而在后期阶段钙II，铁II，钪II和钡II线占主导地位的光谱。流体动力学模型的观测产生$R$ $\simeq$ 575 $R_{\odot}$的祖星，与$M_{ej}$ = 7.5 M $_{\odot}$和$E$ $\simeq$ 0.097福在爆炸期间发出。这种低能量的事件起源于低质量的祖星，与红超巨星（RSG）的爆炸和超渐近巨星分支星产生的电子捕获超新星是相容的。SN 2021 aai的最大亮度为$M_{r}$ = -16.4等（修正$A_{V}$ =1.9等），并显示了一个非常长的平台期（$\sim$ 140天）。估计的$^{56}$ Ni质量为（1.4 $\pm$ 0.5）$\times$ 10 $^{-2}$ M $_{\odot}$。膨胀速度与其他LL SNe IIP（几个10 $^{3}…
2022-03-08 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
Models of pulsationally assisted gravitationally confined detonations with different ignition conditions
在过去的几十年里，许多Ia型超新星的爆炸场景已经被提出和研究，包括不同质量的白矮星中的各种组合的爆燃和爆炸，最大质量为克拉塞卡质量。其中之一是重力约束爆轰模型。在这种情况下，一个微弱的爆燃燃烧到表面，包裹在束缚的核心周围，并在对极碰撞。随后在碰撞区域引爆。由于这种情况下的参数空间，即不同的中心密度和点火几何形状，还没有被详细研究，我们使用纯爆燃模型的以前的参数研究致力于Iax型超新星作为初始模型，调查重力约束爆炸的情况。我们的目标是判断这个通道是否可以解释Ia型超新星的许多亚群之一，甚至是正常事件。为此，我们采用了一个全面的管道三维Ia型超新星建模，包括流体动力学爆炸模拟，核网络计算，和辐射转移。然后将从辐射转移中提取的观测值与观测到的光变曲线和光谱进行比较。这项研究产生了一个广泛的合成56镍质量范围从0.257到1.057 $M_\odot$，因此，可以潜在地解释亚发光以及过发光Ia型超新星的亮度。然而，与观测到的光变曲线和光谱的粗略一致性只能在类91T天体中找到。虽然仍然存在一些差异，我们的结论是，重力约束爆炸模型不能被排除作为一种机制，以产生91 T类物体。然而，这些模型并不能很好地解释正常的Ia型超新星或Iax型超新星。
2022-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Confronting double-detonation sub-Chandrasekhar models with the low-luminosity suppression of Type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）可能是碳氧（CO）白矮星（WD）的热核爆炸，但它们的祖先系统仍然难以捉摸。最近，Sharon和Kushnir（2022）使用Zwicky瞬态设施明亮瞬态调查构建了合成的$^{56}$ Ni质量，$M_\text{Ni56}$，SNe Ia的分布。他们发现低光度（$M_\text{Ni56}\approx0.15\,M_{\odot}$）SNe Ia的比率比更常见的$M_\text{Ni56}\approx0.7\,M_{\odot}$事件低$\sim10$的一个因子。我们在这里表明，为了双爆轰模型（DDM，其中一个传播热核爆轰波，TNDW，在一个薄的氦壳周围的一个sub-masekhar质量CO核心触发TNDW的核心）来解释这种低光度抑制，低质量（$\approx0.85\,M_{\odot}$）WD爆炸的概率应该是$\sim100$ -倍低于高质量（$\approx1.05\,M_{\odot}$）WD。一个可能的解释是，低质量的CO核心的点火以某种方式被抑制。我们使用精确的一维数值模拟表明，如果TNDW能够在氦壳层内传播，那么CO核心内的点火是有保证的（这里首次在全星模拟中解决），即使是$0.7\,M_{\odot}$ WD，也不能为低光度抑制提供自然的解释。DDM可以解释低光度抑制，如果在密近双星的主要WD的质量分布是显着不同的字段分布;如果氦壳点…
2023-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inferencing Progenitor and Explosion Properties of Evolving Core-collapse Supernovae from Zwicky Transient Facility Light Curves
我们分析了一个样本的45个II型超新星从Zwicky瞬态设施（ZTF）的公众调查使用网格的流体动力学模型，以评估理论驱动的预测是否可以智能地指导后续观测支持全天调查警报流。我们估计了几个祖属性和爆炸物理参数，包括零龄主序（ZAMS）质量，质量损失率，动能，56 Ni合成质量，主机灭绝，和爆炸的时间。使用完整的光变曲线，我们获得了我们的样本中的34个事件的置信表征，其余11个事件的推断受到约束数据或模型网格边界的限制。我们还通过比较我们的模型网格与不完整光变曲线的各个阶段（t小于25天，t小于50天，所有数据）来模拟警报流数据的实时表征，并发现某些参数在早期比其他参数更可靠地指示真实值。具体来说，ZAMS质量，爆炸时间，陡度参数β，和主机灭绝的合理约束与不完整的光变曲线数据，而质量损失率，动能和56镍质量的估计一般需要完整的光变曲线跨度大于100天。我们的结论是，实时建模的瞬态，支持多波段合成光变曲线量身定制的调查通带，可以用作一个强大的工具，以确定关键时期的后续观察。我们的研究结果是相关的，以确定，优先级，并协调有效的后续瞬态发现的维拉C。鲁宾天文台。
2022-11-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence from stable isotopes and Be-10 for solar system formation triggered by a low-mass supernova
大约46亿年前，一些事件扰乱了一团气体和尘埃，引发了导致太阳系形成的引力坍缩。核心坍缩的超新星，其冲击波能够压缩这样的云，是引发事件的明显候选者。这一假设可以得到验证，因为超新星也会产生短寿命放射性核素的指示模式，这些模式今天将作为同位素异常保存下来。以前对法医证据的研究一直是不确定的，发现了一种与传统超新星模型不同的同位素模式。在这里，我们认为，这些困难不会出现或减轻，如果初始超新星是一种特殊类型，低质量和爆炸能量。我们的结论的关键是证明，短寿命的Be-10可以很容易地在这样的超新星中通过中微子相互作用合成，而稳定同位素的异常被抑制。
2016-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia supernovae from chemically segregated white dwarfs
本文利用一维超新星程序研究白矮星内部化学分离对Ia型超新星核合成产额的影响，发现其对$^{56}$Ni等主要性质影响较小，但会显著改变锰等诊断同位素产额及与前身星金属丰度和质量相关的观测指标。
2024-01-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthetic post-processing of Type Ia supernovae with variable tracer masses
被动平流拉格朗日示踪粒子的后处理仍然是获得Ia型超新星（SN Ia）流体动力学模拟的详细核合成产额预测的最常用方法。历史上，采用恒定质量的示踪粒子。然而，中间质量元素，例如Ne、Mg、Al或Si，通常在SNe Ia的外层中合成，其中由于较低的初始密度，恒定质量的示踪剂分布导致丰度分布的空间形态的分辨率差。我们将展示如何缓解这个问题，一个适当选择的分布的可变示踪粒子的质量。我们还提出了结果的收敛性的综合核合成产率与示踪粒子数的增加。我们发现，最丰富的物种（质量分数> 10 E-5）的产量是合理的，以及预测的示踪剂数量小到32每个轴和方向。收敛的同位素产生的区域中，一个恒定的示踪剂质量的实施结果在空间分辨率差，可以通过适当地选择示踪剂的可变质量。
2010-12-21 astro-ph.SR
All known Type Ia supernovae models fail to reproduce the observed bolometric luminosity-width correlation
本研究针对Ia型超新星爆炸机制争议，提出用爆炸后30天热光度与峰值光度比作为宽度指标，发现所有已知Ia型超新星模型均无法复现观测到的热光度-宽度相关性，为模型改进提供了观测约束。
2025-06-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evaluating Systematic Dependencies of Type Ia Supernovae: The Influence of Deflagration to Detonation Density
我们探讨的影响爆燃到爆轰过渡（DDT）的密度对生产的Ni-56的热核超新星爆炸（Ia型超新星）。在DDT范式中，跃迁密度决定了爆炸爆燃阶段的膨胀量，因此也决定了产生的核统计平衡（NSE）物质的量。我们采用了一个理论框架，一个良好的控制统计研究的二维模拟热核超新星与随机的初始条件，可以与特定的选择过渡密度，产生类似的平均值和范围内的Ni-56质量从观察推断。在这个框架内，我们利用一个更现实的“慢炖”白矮星祖先模型，结合火焰模型和能量学方案，计算了一系列模拟爆炸合成的Ni-56和NSE材料的量，其中跃迁密度在1- 3 × 10^7 g/cc范围内变化。我们发现NSE产量的过渡密度，这是由羽上升和恒星膨胀之间的竞争的日志上的二次依赖。通过考虑金属丰度对跃迁密度的影响，我们发现对于太阳金属丰度评估的1个太阳金属丰度增加，NSE产额减少0.055 +/- 0.004太阳质量。对于金属丰度的相同变化，这一结果转化为Ni-56产额的0.067 +/- 0.004太阳质量减少，略强于由于电子分数从初始组成的变化。观测测试的金属丰度的产量的依赖性仍然有些模糊，但我们发现的依赖性是从一些研究中推断的。
2010-07-07 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosive nucleosynthesis in core-collapse supernovae
通过快速中子俘获（r-过程）产生比铁重的一半元素的具体机制和天体物理学位置仍有待发现。为了重现太阳系和古老晕星的丰度，至少需要两种成分：重r-过程核（A>130）和对应于较轻重核（A<130）的弱r-过程。在这项工作中，我们提出了核合成研究的基础上的轨道流体动力学模拟核心坍缩超新星和随后的中微子驱动的风。我们表明，弱的r-过程元素可以产生中微子驱动的风，我们把它们的丰度从新生的中子星的中微子发射。根据最新的流体动力学模拟，重r过程元素不能在中微子驱动的风中合成。然而，通过人为地增加风熵，可以制造高达A=195的元素。用这种方法，人们可以模拟出发生r过程的喷出物的一般行为。我们用它来研究核物理输入（核质量，中子俘获截面，β-延迟中子发射）和长期动力学演化对最终丰度的影响。
2010-12-22 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Confronting 2D delayed-detonation models with light curves and spectra of Type Ia supernovae
我们比较模型Ia型超新星（SN Ia）的光变曲线和光谱与广泛的观测。这些模型来自Kasen，Roepke和Woosley（2009）计算的44个二维延迟爆轰模型的最新调查，每个模型都从多个方向观察。这些数据包括来自天体物理中心的251 SNe Ia和2231低色散光谱的光学光变曲线，以及来自文献的数据。该分析使用了观测者使用的标准技术，包括MLCS 2k 2、SALT 2和SNooPy用于光变曲线分析，以及Blondin & Tennis的超新星识别（SNID）代码用于光谱比较，以评估模型与数据的匹配程度。我们发现，模型，最好的匹配观测到的光谱系统地躺在观测到的宽度-光度关系。相反，我们拒绝了具有高度不对称点火条件和大量（> 1M_sun）合成的56 Ni的六个模型，这些模型产生与观察到的SN Ia光谱的差匹配。比较的更微妙的特征包括模型在早期匹配U波段通量的一般困难，这是由热电离喷出物引起的，它影响了随后在较长波长处通量的重新分布。我们研究的方式，其中的渐近动能的爆炸影响预测的速度和速度梯度的Si II和Ca II线。模型与不对称分布的56镍被发现导致在一个较大的变化的光度和光谱特性与视角，无论初始点火设置。我们讨论更一般是否高度各向异性的点火条件被排除的意见，以及如何详细的模型和观测之间的比较，包括光变曲线和光谱可以导致更好地了解超新星Ia爆炸机制。
2011-06-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Late-time Spectroscopy of Type Iax Supernovae
我们研究了Iax型超新星（SNe Iax）的后期（峰值亮度后t > 200天）光谱，这是一种低光度、低能量的热核恒星爆炸，在观测上与Ia型超新星相似，但又不同。我们提出了SN 2014 dt的新光谱，从而产生了SN Iax最完整的晚期光谱序列。在晚期，SNe Iax具有大致相似的光谱，都具有相似的连续形状和强禁止线发射。然而，也有显着的多样性，其中一些晚时间SN Iax光谱显示窄P-Cygni功能和连续指示光球除了强窄禁线，而其他人没有明显的P-Cygni功能，强宽禁线，弱窄禁线。最后，一些SNe Iax的光谱介于这两个品种之间，具有弱的P-Cygni特征和类似强度的宽/窄禁止线。我们发现，SNe Iax与强大的广泛的禁止线也往往是更明亮，并有更高的速度喷出物在峰值亮度。我们估计黑体和运动学半径的后期光球，发现后者的数量级大于前者。我们提出了一个两个组件的模型，解决了这种差异，并解释了多样性的晚时间光谱的SNe Iax。在这个模型中，宽的禁止线来自SN喷出物，而光球，P-Cygni线和窄的禁止线则来自从祖先白矮星的残骸发射的风，并由残留在残骸中的新合成物质的放射性衰变驱动。这两个分量的相对强度解释了晚时间SN Iax谱的多样性。这个模型也解决了光球寿命长和SNe Iax后期缓慢下降的难题。（节录）
2016-01-22 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Slowly fading super-luminous supernovae that are not pair-instability explosions
最近在红移为0.1-4的暗星系中发现了超亮超新星，其峰值亮度超过每秒10^44尔格。有些演化缓慢，类似于“对不稳定”的超新星模型。这些模型涉及原始质量为太阳140-260倍的恒星，现在有65-30太阳质量的碳氧核心。在这些恒星中，阻止引力坍缩的光子被转换成电子-正电子对，引起快速收缩和热核爆炸。许多太阳质量的56 Ni被合成;这种同位素通过56 Co衰变为56 Fe，提供明亮的光变曲线。这种巨大的祖先预计是在早期宇宙中由贫金属气体形成的。最近，在一个红移为0.127（大爆炸后约120亿年）的星系中的超新星2007 bi，其金属丰度是太阳的三分之一，被观察到看起来像一颗衰落的对不稳定超新星。在这里，我们报告了两个缓慢褪色的超亮超新星的观测结果，它们显示出相对较快的上升时间和蓝色，这与对不稳定模型不相容。它们的后期光变曲线和光谱与超新星2007 bi相似，这让人们对该事件的性质产生了疑问。我们早期的光谱非常类似于典型的快速下降的超亮超新星，它们不是由放射性提供动力的。用10-16个太阳质量的磁星激发的喷出物模拟我们的观测，证明了一种共同爆炸机制的可能性。附近没有明确的成对不稳定事件表明，它们的局部发生率小于核心坍缩率的6 × 10 ^-6倍。
2016-10-10 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic Studies of Type Ic Supernovae SN 2020akf and SN 2021mxx
Pt. Ravishankar Shukla University（普特·拉维尚卡尔·舒克拉大学）；Sant Guru Ghasidas Govt. Post Graduate College（圣古鲁·加希达斯政府研究生学院）；The ICFAI University, Raipur（赖布尔英法伊大学）；University of Chile（智利大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学李政道研究所）
对Ic型超新星SN 2020akf和SN 2021mxx进行光学测光和中分辨率光谱综合分析，涵盖其在B波段最大值前后的演化，给出光度、速度、动能等参数，分析表明SN 2020akf是过渡型，SN 2021mxx是正常型。
2026-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stable nickel production in Type Ia supernovae: A smoking gun for the progenitor mass?
目前，有强烈的迹象表明，质量远低于克拉塞卡极限（MCh ~ 1.4 Msun）的白矮星（WD）恒星贡献了相当大一部分的Ia超新星祖先。在爆炸中合成的稳定铁族元素的相对分数已被建议作为MCh和亚MCh事件之间的可能的判别。特别是，它被认为是高密度喷出物的MCh WD，这有利于合成稳定的同位素镍，结果在后期的光谱突出[Ni II]线。我们研究了爆炸性核合成稳定的镍在SNe Ia导致MCh和亚MCh祖细胞。我们探索潜在的[镍II]线在7378毫米和1.94微米的后期光谱作为诊断的爆炸WD质量，使用非局部热力学平衡辐射传输模拟与CMFGEN代码。我们发现，辐射质子捕获反应57 Co（p，γ）58 Ni是占主导地位的生产模式58 Ni在MCh和sub-MCh模型，而α-捕获反应54 Fe的最终58 Ni产量的影响可以忽略不计。更重要的是，我们表明，缺乏[Ni II]线在晚时间光谱的次MCh事件并不总是由于下丰富的稳定镍，而是，它导致从较高的电离镍在内部喷出物。相反，当56 Ni与最内层充分混合时，我们的1D MCh模型中预测的强[Ni II]线被完全抑制，最内层富含稳定的铁族元素。[Ni II]线在晚的时间SN Ia光谱有一个复杂的依赖于丰富的稳定镍，这限制了它们的使用中区分MCh和亚MCh祖细胞。然而，我们认为，一个低光度的超新星Ia显示强大的[镍II]线将最有可能导致从一个rasekha…
2022-03-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Off-centre ignition of sub-Chandrasekhar white dwarfs does not resolve the tension with the observed $t_0$-$M_{\rm{Ni}56}$ relation of type Ia supernovae
本研究通过二维数值模拟验证亚钱德拉塞卡质量白矮星偏离中心点火的双爆轰模型，发现其t0-MNi56关系仍与观测存在矛盾，未解决该问题。
2025-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
WFST Supernovae in the First Year: II. SN 2024aedt: Systematical Study of a Transitional Type Ia Supernova
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Institute of Deep Space Sciences, Deep Space Exploration Laboratory（深空探测实验室深空科学研究所）；Kyoto University（京都大学）
研究SN 2024aedt的过渡型Ia超新星，通过光谱和光度观测揭示其过渡特性及演化机制。
2026-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational signatures of thermonuclear electron-capture supernovae -- Ne II line strengthening and color evolution as traces of the explosion mechanism
Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天体物理中心，理论天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Sapienza Università di Roma, Dipartimento di Fisica（罗马智慧大学，物理系）；Trinity College Dublin, The University of Dublin（都柏林三一学院，都柏林大学）；GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung（GSI亥姆霍兹重离子研究中心）
通过辐射传输模拟，研究热核电子俘获超新星（tECSN）的合成观测特征，发现其与CO白矮星纯爆燃模型在颜色演化和Ne II谱线强度上存在差异，但缺乏明确区分两者的唯一特征。
2026-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
A low-luminosity core-collapse supernova very similar to SN 2005cs
我们对低光度II-P型超新星（LL SN IIP）PSN J17292918+7542390进行了观测和分析。观察到的此类事件的样本仍然很少，其性质仍在辩论中。这类超新星与SN 2005 cs类似，SN 2005 cs是一个观测良好的低光度II-P型事件，具有低膨胀速度，喷出的$^{56}$ Ni质量很小。我们已经开发了一个强大的和相对快速的蒙特卡罗代码，适合半解析模型的核心坍缩超新星的光变曲线。这使得最重要的物理参数的估计，如祖星的半径，弹出的包层的质量，在爆炸过程中合成的放射性镍的质量，等等。PSN J17292918+7542390的原始半径、喷出物质量、动能和膨胀速度分别为$R_0 = 91_{-70}^{+119} \cdot 10^{11} \;\text{cm}$、$M_\text{ej} = 9.89_{-1.00}^{+2.10} \; M_{\odot}$、$E_{\mathrm{kin}} = 0.65_{-0.18}^{+0.19} \;\text{foe}$、$v_{\mathrm{exp}} = 3332_{-347}^{+216}$ km s $^{-1}$。PSN J17292918+7542390的初始镍质量为$1.55_{-0.70}^{+0.75} \cdot 10^{-3} M_{\odot}$。在最早观测阶段测得的光球速度为7000 km/…
2020-07-15 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Abundance stratification in Type Ia Supernovae - IV: the luminous, peculiar SN 1991T
本文用“Abstract Tomography”方法，模拟了奇异的明亮Ia型超新星（SNIa）1991 T爆发前至爆发后一年的光谱，获得了其喷出物中元素的丰度分布。SN 1991 T与其他慢衰的Ia型超新星（如SN 1999 ee）的不同之处在于，它在极大值之前具有较弱的Si II 6355线和较强的铁族元素特征。到SN的距离与丰度和密度剖面一起进行了研究。在最大值附近发生的电离跃迁对光度设定了严格的上限。对W7和WDD 3延迟爆轰模型进行了试验。发现WDD 3提供稍微更好的拟合。在这个模型中，喷出物的核心主要是稳定的铁，其质量约为0.15太阳质量，就像大多数Ia超新星一样。在v~10000 km/s（~0.78太阳质量）的范围内，上层主要是56 Ni。大量的56 Ni（~ 3%）位于外层中。在10000 km/s和~12000 km/s之间的狭窄层主要由中等质量的元素（IME），约0.18太阳质量。这对于超新星Ia来说是很小的。高光度和高电离度，以及在高速下的高56 Ni丰度解释了SN 1991 T独特的早期光谱。外层主要是氧，约0.3太阳质量。碳谱线从未被探测到，因此C的上限为0.01太阳质量。用W7密度模型得到的丰度在性质上与WDD 3模型相似。不同的元素以适度的混合分层，类似于延迟爆炸。
2014-08-30 astro-ph.SR
Impacts of the $^{12}\rm{C}\left(α,γ\right)^{16}\!\rm{O}$ reaction rate on $^{56}{\rm Ni}$ nucleosynthesis in pair-instability supernovae
本研究利用MESA代码探讨$^{12}\rm{C}\left(α,γ\right)^{16}\\!\rm{O}$反应率不确定性对双不稳定性超新星核合成与爆炸能量的影响，发现该反应率通过碳预热决定核心浓度，进而显著影响镍产量与黑洞质量上限。
2024-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
A Mismatch in the Ultraviolet Spectra between Low-Redshift and Intermediate-Redshift Type Ia Supernovae as a Possible Systematic Uncertainty for Supernova Cosmology
我们通过21颗Ia型超新星（SNe Ia）的光谱，在斯隆数字巡天-II（SDSS-II）SN巡天期间发现的红移范围为0.11 < z < 0.37，平均红移为0.22，展示了凯克高质量的休息框架紫外（UV）。使用SDSS调查的宽带测光，我们能够重建的SN主机星系光谱能量分布（SED），允许在SN Ia光谱的主机星系污染的校正。将由17个高质量光谱组成的子样本与由具有相似性质的低红移样本组成的合成光谱进行比较，结果表明凯克/SDSS SNe Ia平均具有非常相似的静止框架光谱，但显示出UV通量过剩。通过比较各个光谱的合成宽带颜色证实了这一观察结果，显示了各种UV颜色在2.4 - 4.4 sigma水平下的平均颜色差异。我们进一步看到SNe与低质量和高质量宿主星系之间的UV光谱形状略有不同。此外，我们检测到的流量比在2770和2900 A和峰值亮度，从低红移观察到的不同之间的关系。我们发现，在观测到的色散范围内，改变Ia型超新星的UV SED可以改变推断的距离模量~0.1 MAG。这种效应只发生在数据探测静止帧UV时。我们认为，这种差异可能是由于两个SN样本的宿主星系人口的差异或小样本统计。
2012-02-14 astro-ph.CO astro-ph.SR
Matter mixing in aspherical core-collapse supernovae: a search for possible conditions for conveying $^{56}$Ni into high velocity regions
我们进行了二维轴对称流体动力学模拟的物质混合在非球面核心坍缩超新星爆炸的16.3 $M_{\odot}$星与紧凑的氢信封。SN 1987 A的观测提供了证据，证明由爆炸核合成合成的$^{56}$ Ni混合到爆炸恒星中快速移动的物质（$\gtrsim$ 3，500 km s $^{-1}$）中。为了阐明再现这种高速度的$^{56}$ Ni的关键条件，我们重新审视了非球面核塌缩超新星爆炸中的物质混合。通过在铁芯和富硅层之间的界面周围注入热能和动能，人为地引发爆炸。径向速度中5%或30%幅度的扰动在几个时间点引入。我们发现，没有高速$^{56}$镍可以得到，如果我们考虑双极爆炸与扰动（5%振幅）的前超新星起源。如果在冲击波到达氢包层之前的后期阶段，由于某种未知机制而引入或存在大的扰动（30%振幅），则可以获得速度为3，000 km s的$^{-1}$的$^{56}$ Ni。本文研究了初始激波中具有团簇结构的沿赤道面不对称的非球形爆炸。我们发现，团块大小影响$^{56}$ Ni的渗透。最后，我们报告说，一个非球面爆炸模型，是不对称的赤道平面与多个扰动的前超新星起源可能会导致穿透的$^{56}$镍块到3,000公里的快速移动的物质$^{-1}$。我们表明，这两个非球面爆炸与cluerous结构和扰动的前超新星起源可能是必要的复制所观察到的高速度的$^{56}$镍。为了证实这一点，需要更强大的…
2013-06-18 astro-ph.SR
XRF 100316D / SN 2010bh and the Nature of Gamma Ray Burst Supernovae
我们提出了基于地面和HST的XRF 100316 D/ SN 2010 bh的光学和红外观测。可以看出，SN 2010 bh的光学光变曲线演化速度比原型GRB-SN 1998 bw快，但与SN 2006 aj（一颗与XRF 060218光谱相关的超新星）和与非GRB相关的Ic型SN 1994 I相似。我们从我们的光学数据估计这个事件的休止帧消光为E（B-V）=0.18 +/- 0.08马格。我们发现SN 2010 bh的V波段绝对星等为M_{V} =-18.62 +/- 0.08，这是迄今为止观测到的光谱证实的GRB-SNe的最暗峰值V波段星等。当我们在t- t_{o} =0.598天的流量调查的起源，它表明，光的起源不是同步辐射，但可能来自超新星冲击爆发。然后，我们使用我们的光学和红外数据来创建SN 2010 bh的准测辐射热光变曲线，我们用一个简单的分析公式进行建模。我们的模拟结果表明，SN 2010 bh合成的M_{Ni} \approx 0.10 M_{sun}的镍质量，喷出的M_{ej} \approx 2.2 M_{sun}，爆炸能量为E_{k} \approx 1.4 x 10^{52} erg。最后，对于样本22 GRB-SNe，我们检查R波段中的拉伸因子和光度因子之间的相关性，并得出结论，不存在显著的相关性。
2011-07-18 astro-ph.SR
Nuclear physics uncertainties in neutrino-driven, neutron-rich supernova ejecta
核心坍缩超新星（CCSNe）中的中子驱动喷出物提供了一个有趣的天体物理场景，其中Sr和Ag之间的较轻的重元素可以合成。以前的研究强调了（$α,n$）反应在这些元素的产生中所起的重要作用，特别是在富中子和富α环境中。本文研究了在不同天体物理条件下元素丰度对特定（$α,n$）反应速率不确定度的敏感性。在蒙特卡洛核合成研究超过36个代表性的天体物理风条件下，我们已经确定了最重要的反应的基础上，他们对最终元素丰度的影响。对这些反应的实验研究将减少核合成的不确定性，并有可能利用观测来了解较轻重元素的起源及其形成的天体物理条件。
2020-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Collapsars as Sites of r-process Nucleosynthesis: Systematic Near-Infrared Follow-up of Type Ic-BL Supernovae
本研究通过对25颗Ic-BL超新星的光学/近红外光变曲线进行系统分析，发现无r-过程模型能更好拟合观测数据，未发现坍缩星中存在r-过程核合成的有力证据。
2024-02-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2008jb: A "Lost" Core-Collapse Supernova in a Star-Forming Dwarf Galaxy at ~10 Mpc
介绍了在矮不规则星系ESO 302-14中发现的一颗核坍缩超新星SN 2008 jb的发现和跟踪观测。这种瞬变被银河系目标调查所遗漏，只在CRTS和ASAS获得的存档光学图像中发现。它在爆炸后不久被探测到，并达到明亮的光学极大值，Vmax = 13.6等（M_Vmax ~ -16.5）。光变曲线的形状显示了100天的平台期，随后在V波段下降了1.4 mag，以近似的Co 56衰变斜率下降，与爆炸中合成的Ni 56的0.04 Msun一致。爆炸2年后获得的光谱显示出宽的方形的H α发射线，这在IIP型超新星中是不寻常的。我们在爆炸后8-14个月获得的Spitzer和WISE档案图像中检测到超新星，这些图像显示了温暖尘埃排放的明显迹象。矮不规则宿主星系的气相氧丰度很低，为12 + log（O/H）= 8.2（~1/5 Solar），类似于SMC和长伽马射线暴和发光的核心坍缩超新星的宿主。我们研究了宿主环境，使用GALEX FUV，R-波段和Halpha图像，发现超新星发生在一个大型恒星形成复合体中。Halpha发射的形态表现为围绕FUV和光发射的大壳（R = 350 pc）。我们估计该恒星形成复合体的年龄约为900万年，总质量约为2 x 10^5 Msun。这些性质与在附近经过充分研究的矮星系中观察到的膨胀的Halpha超壳层一致，这是大质量星风和超新星累积效应反馈的迹象。对恒星形成区…
2011-10-11 astro-ph.CO astro-ph.SR
