Constraints on the density distribution of type Ia supernovae ejecta inferred from late-time light-curve flattening
有限的时间，$τ_{\rm dep}$，其中从$β^{+}$的正电子衰减的$^{56}$ Co存款能量在Ia型超新星喷出物的铅，在正电子被捕获的情况下，以较慢的衰减的辐射热光度相比，指数下降。当喷出物密度下降到$τ_{\rm dep}$等于$^{56}$ Co寿命的值以下时，获得显著的光变曲线平坦。我们提供了一个简单的方法来准确地描述这种“延迟沉积”效应，这是直接用于分析所观察到的光变曲线。我们发现，喷出物加热主要是延迟沉积典型地从600至1200天，只有更晚的寿命较长的同位素$^{57}$ Co和$^{55}$ Fe衰变（假设太阳丰度）。对于通常研究的爆炸模型的相对窄的$^{56}$ Ni速度分布，光变曲线的修改主要取决于$^{56}$ Ni质量加权平均密度，$\langle ρ\rangle t^{3}$。精确的后期测辐射热光变曲线，可以用JWST远红外（远IR）测量获得，因此，将能够通过确定$\langle ρ\rangle t^3$（以及$^{57}$ Co和$^{55}$ Fe丰度）来区分爆炸模型。从最近的观测结果推断，这是不确定的，由于缺乏远红外数据的光变曲线的平坦化，很容易解释的延迟沉积模型与$\langle ρ\rangle t^{3} \approx 0.2\,M_{\odot}\,(10^{4}\, \textrm{km}\,\textrm{s}^{-1})^{…
2020-03-22 astro-ph.HE
Star formation, supernovae, iron, and alpha: consistent cosmic and Galactic histories
最近观测到的宇宙恒星形成历史（SFH）解决了与恒星质量密度历史的不一致。我们表明，修订后的SFH还按比例增加延迟时间分布（DTD）的Ia型超新星（SNe Ia），从观察到的体积SN Ia率的历史，使其与其他场星系SN Ia DTD测量。基于修正SFH的DTD具有$t^{-1.1 \pm 0.1}$形式，哈勃时间积分产生效率为每$1000~{\rm M_\odot}$形成恒星质量的$N/M_\star=1.3\pm0.1$ SNe Ia。使用这些修订的历史和更新的经验铁产量的各种SN类型，我们重新推导宇宙铁积累的历史。核心坍缩的SNe和SNe Ia对今天宇宙中铁的总质量的贡献大致相等。在[ $α$ /Fe]与[Fe/H]丰度比平面上发现了平均宇宙气体元素的轨道。这条轨道与观测到的银河系恒星在这个平面上的主轨迹大致相似，表明银河系（MW）的SFH在形式上与宇宙的SFH相似。我们很容易找到一个简单的MW SFH，使轨道密切匹配这个恒星轨迹。星系团似乎有一个较高的标准化DTD。这个星团DTD，结合一个短爆发MW SFH峰值在$z=3$，产生一个轨道，匹配非常好的观察到的“高$α$“的MW星的轨迹，这表明晕/厚盘人口有一个星系团状的形成模式。因此，一个简单的两个组件SFH，结合经验的DTDs和SN铁产量，足以密切再现MW的恒星丰度模式。
2017-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing the Mass-loss Histories of Type IIn and II-L Supernovae with Late-time Radio Observations
Northwestern University（西北大学）；Gemini Observatory（双子座天文台）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of Arizona（亚利桑那大学）
通过晚期无线电观测研究Ia型II和II-L超新星的物质损失历史，发现其物质分布范围广，且核心塌缩前的物质损失历史影响显著。
2026-05-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solving the gamma-ray radiative transfer equation for supernovae
提出了一个新的相对论辐射传输程序，计算超新星（SN）喷出物中能量小于5 MeV的$γ$射线。此代码计算不透明度、即时发射率（即衰减）和散射发射率，并求解同向移动帧中的强度。由于SN喷出物的大膨胀速度，我们忽略了与热运动相关的再分布效应。通过散射或光电吸收从辐射场移除的能量来计算能量沉积。这个新的代码产生可比的结果，一个独立的蒙特卡罗代码。然而，两者都产生非平凡的差异，从一个纯吸收处理的$γ$-射线传输的结果。一个合成的观察者的框架光谱也产生的CMF强度。在早期，当$γ$-射线的光学深度很大时，合成光谱显示出具有红移吸收的不对称线轮廓，如SN 2014 J所示。这个新的代码集成在CMFGEN，并允许在SN喷出物的衰变能量沉积的准确和快速的计算。
2019-05-14 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
Models of Millimeter and Radio Emission from Interacting Supernovae
这项工作利用建立的模型，同步加速器供电的光变曲线的核心坍缩超新星在密集的拱星环境中，即IIn型和Ibn型，以证明从这些事件中检测毫米发射的潜力。这些超新星的祖先类型仍然是一个悬而未决的问题，但使用同步光变曲线作为拱星环境的探测器可以揭示祖先的质量损失历史，并区分不同的理论。毫米波段的观测特别富有成效，因为它们探测的区域半径较小，环境密度较高，厘米发射往往是自吸收的。在我们应用这些光变曲线的过程中，我们探索了多种祖细胞类型和质量损失曲线，以了解它们对光变曲线形状的影响。此外，我们还将模型参数拟合到IIn型超新星2006jd的8.5GHz光变曲线上，然后利用这些参数创建毫米光变曲线，以显示从这样的事件中检测早期毫米峰的可能性。我们预测，下一代毫米波勘测将具备探测附近和极端事件的能力。然而，迫切需要对光学发现的相互作用的超新星进行毫米级的跟踪，以更完整地对真实的种群进行采样。
2022-06-07 astro-ph.HE
Constraining Type Ia Supernova Delay Time with Spatially Resolved Star Formation Histories
利用MUSE和MaNGA的空间分辨光谱，给出了Ia型超新星（SNe~Ia）的延迟时间分布（DTD）估计.采用基于k-means和EMD的分组算法，将主星系的恒星形成历史（SFH）划分为空间上不同的区域，并采用极大似然方法对超新星Ia祖先的DTD进行约束.当使用$DTD(t)\propto t^{s} (t>τ)$形式的幂律模型时，我们发现SN速率衰减斜率$s=-1.41^{+0.32}_{-0.33}$和延迟时间$τ=120^{+142}_{-83} Myr$。此外，我们测试了其他的DTD模型，如破幂律模型和两个组件的幂律模型，并发现这些替代模型没有统计上显着的支持。
2021-01-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Properties of magnetars mimicking 56Ni-powered light curves in Type Ic superluminous supernovae
许多Ic型超亮超新星在其光度峰值后的光变曲线衰减率接近于56 Co的核衰变率，这与它们由56 Ni和可能的对不稳定超新星提供动力的解释一致。然而，它们的上升时间通常短于对不稳定超新星的预期，并且Ic型超亮超新星通常被认为是由磁星自旋下降提供动力。如果磁星自旋下降实际上是驱动Ic型超亮超新星的主要机制，那么它应该能够相当容易地产生类似于56 Co衰变率的下降率。在这项研究中，我们调查磁星的条件下，他们的自旋下降的能量输入可以表现得像56 Ni核衰变能量输入。我们发现，在一定范围内的初始磁场强度足以保持磁星的能量沉积在几个因素的56 Co衰变能量为几百天。磁星自旋下降需要通过几乎纯的偶极辐射，制动指数接近3，以在宽的参数范围内模拟56Ni。磁星不仅可以再现56 Co衰变光变曲线，而且可以再现大多数56 Ni动力光变曲线的上升时间和峰值亮度。需要超过700天的辐射热光变曲线来区分这两种能源。我们预计，如果它们主要由磁星自旋下降提供动力，那么应该会发现更多上升时间短的缓慢下降的超亮超新星。
2016-12-20 astro-ph.HE
Near-infrared light curves of type Ia supernovae
目标。我们的时间相关的大气模型代码PHOENIX，我们的目标是模拟光变曲线和光谱的流体动力学模型的所有类型的超新星。在这项工作中，我们模拟了Ia超新星的近红外线曲线，并确认了次极大的原因。方法.我们应用一个简单的能量求解器来计算在自由膨胀阶段的超新星Ia信封的演变。求解器中包括由于膨胀引起的能量变化、γ射线的能量沉积以及辐射与材料的相互作用。结果我们计算了几个超新星Ia流体动力学模型在I，J，H和K波段的理论光变曲线，并将它们与观测到的SN 1999ee和SN 2002bo的超新星Ia光变曲线进行了比较。通过改变线散射参数的时间，我们得到了相当合理的拟合所观察到的近红外线曲线。这是一个强烈的暗示，详细的红外线NLTE效应必须建模，这将是我们未来的工作重点。结论.我们发现，红外线散射是非常重要的近红外超新星Ia光曲线建模。此外，Fe III到Fe II和Co III到Co II的复合是近红外波段的次极大值的原因。对于今后的工作，考虑所有线路（包括IR下属线路）的NLTE将是至关重要的。
2012-01-09 astro-ph.HE
Dynamics and observational signatures of core-collapse supernovae with central engines: hydrodynamics simulations with Monte Carlo post-processing
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）
研究核心坍缩超新星中持续能量源对动力学和观测特征的影响，通过流体动力学模拟和蒙特卡洛辐射传输代码分析能量沉积对超新星爆发的影响。
2026-04-29 astro-ph.HE
High $γ$-ray escape time in 2003fg-like supernovae: A challenge to proposed models
针对2003fg型超亮Ia型超新星，研究测算其$\gamma$射线逃逸时间与$^{56}$Ni质量，发现其特征与普通Ia型超新星有显著差异，现有双白矮星并合、单星超钱德拉塞卡极限模型均无法解释，大质量白矮星正面碰撞模型初步符合观测。
2024-07-10 astro-ph.HE
Heavy axion-like particles and core-collapse supernovae: constraints and impact on the explosion mechanism
通过Primakoff过程和光子聚并，在超新星核中可以大量产生质量为$m_a \gtrsim 100$ keV的重类轴子粒子（ALPs）。使用一个国家的最先进的SN模型，我们重新审视的能量损失SN 1987年的轴子光子耦合的界限。此外，我们指出，重ALPs的质量$m_a \gtrsim 100$ MeV和轴子光子耦合$g_{aγ} \gtrsim 4 \times 10^{-9}$ GeV $^{-1}$将衰变成光子背后的冲击波产生的能量沉积，这将促进SN冲击复苏的可能增强。
2020-12-04 astro-ph.HE hep-ph
Thermonuclear explosion of rotating massive stars could explain core-collapse supernovae
人们普遍认为，核心坍缩超新星（CCSNe），即大质量恒星在恒星铁核心坍缩后的爆炸，是由于中微子的能量沉积而产生的。到目前为止，这种情况还没有从基本原理中得到证明。Kushnir和Katz（2014）最近通过一维模拟表明，如果中微子未能爆炸恒星，那么对于某些（调谐的）初始轮廓，外层的热核爆炸是可能的。然而，释放的能量很小，并且获得的喷出的$^{56}$ Ni的量可以忽略不计，这意味着这些一维塌缩诱导热核爆炸（CITE）不太可能代表典型的CCSNe。在这里，我提供的证据支持的情况下，大多数CCSNe是CITE的结果。我使用二维模拟来表明，恒星的坍缩，包括缓慢（百分之几的分裂）旋转$\sim0.1-10\,M_{\odot}$混合氦氧壳，导致热核爆炸波的点燃，解开恒星的外层。对具有不同性质的大质量恒星的模拟表明，CITE是一个稳健的过程，并导致动能在$10^{49}-10^{52}\,\textrm{erg}$范围内的爆炸，$^{56}$ Ni产额高达$\sim\,M_{\odot}$，这是相关的，与大多数CCSNe的观测结果一致。与中微子机制相反，更强的爆炸被预测来自更高质量的祖先，留下更多质量的残余物。中子星产生于弱（$\lt10^{51}\,\textrm{erg}$）爆炸，而强（$\gt10^{51}\,\textrm{erg}$）爆炸留下黑洞残余。
2015-02-10 astro-ph.HE
SN 2024cld: unveiling the complex mass-loss histories of evolved supergiant progenitors to core collapse supernovae
SN2024cld揭示了核心坍缩超新星前身的复杂质量损失历史，通过多组分CSM结构和持续的CSM相互作用，提供了对98S型超新星的深入理解。
2025-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modelling the ionisation state of Type Ia supernovae in the nebular-phase
Ia型超新星（爆炸后100天的$\gtrapprox$）的星云光谱主要由单电离和双电离Fe族核的发射线组成。然而，许多情况下的理论模型预测，非热电离导致多重电离的物种，其复合光子电离和耗尽Fe $^{+}$，导致在可忽略不计的[Fe II]排放。我们调查的方法来确定碰撞激发条件从[Fe II]线比率独立的电离状态，并发现它不能被应用到高度电离的模型，由于重组级联的影响Fe $^{+}$水平的人口。当电离状态被人为降低时，线比（和激发条件）太相似而无法区分爆炸场景。我们调查的变化，以治疗非热能沉积作为一种方式来调和过度电离的理论模型与观测，并发现一个简单的功函数近似提供更接近的协议与数据的子Mch模型比详细的斯宾塞-法诺治疗广泛使用的截面数据。为了量化额外的加热过程的大小，这将需要充分减少从快轻子电离，我们人为地提高能量损失率的自由电子。我们发现，相当于多达8倍的增加等离子体的损失率将需要调和的子Mch模型与观察到的光谱。未来的研究可以区分非热电离率的降低和重组率的增加，例如通过聚集。
2022-03-30 astro-ph.HE
Quantifying How Density Gradients and Front Curvature Affect Carbon Detonation Strength During Type Ia Supernovae
准确地再现Ia型超新星爆炸和由此产生的核合成产额背后的物理学对于解释光谱和遗迹的观测是重要的。所涉及的过程的规模跨越数量级，使得这个问题在计算上不可能在目前和不久的将来完全解决。在恒星的较低密度区域，爆炸前沿的弯曲将减缓爆炸，影响中等质量元素的产生。我们发现，由于密度梯度存在于外层的祖先的冲击加强是必不可少的理解核合成有，与燃烧延伸远低于密度在稳态爆炸是灭绝。我们表明，一个完整的反应网络是不足以获得物理爆轰在高密度和适度的分辨率，由于在未解决的反应前沿的数值混合。在低密度下，低于6 $\times$ 10 $^{5}$ g cm $^{-3}$，有可能达到足够高的分辨率来分离激波和反应区，并获得由完全解析的准稳态计算预测的丰度结构。对于我们目前最好的基准产量，我们利用一种方法，在该方法中，未解决的部分拉格朗日历史重建的基础上完全解决准稳态爆轰计算。这些计算表明，欠分辨模拟同意约，$\sim$ 10\%，在冲击后的温度，压力，密度和丰度值，与预期的爆炸结构足够远离欠分辨区域，但仍有一些改进的空间，在流体动力学的亚网格反应的处理之前，在所有密度下都可以达到优于1 $\%$。
2018-06-20 astro-ph.HE
A new hydrodynamics code for Type Ia Supernovae
介绍了一个用于Ia型超新星（SNIa）模拟的二维流体力学程序。该程序包括五阶激波捕捉格式WENO、详细的核反应网络、火焰捕捉格式和亚网格湍流。对于后处理，我们已经开发了一个示踪粒子计划来记录流体元素的演化历史。我们还提出了一个一维辐射转移代码计算观测信号。该代码解决了拉格朗日流体动力学和力矩积分辐射转移方程。一个本地电离计划和成分依赖的不透明度。各种验证测试，包括在一个和两个维度的标准基准测试。研究了采用纯湍流爆燃模型和延迟爆轰转捩模型的SNIa模型。计算结果与文献结果一致。我们利用示踪粒子的历史计算了详细的化学演化，并根据流体力学结果构造了相应的辐射热光变曲线。我们还使用了图形处理单元（GPU），以加快一些高度重复的子程序的计算。我们实现了加速50倍的一些子程序和一个因素6的全球运行时间。
2015-09-06 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Host Galaxy Effects in the Susy Model for Supernovae Ia
四十多年来，几乎所有关于Ia型超新星（SN Ia）的理论都假设这些爆炸是由于质量从双星系统中的一个伙伴转移到简并恒星。在这些双星模型中，当其中一个伴星的质量接近稳定简并系统的最大值时，融合就可以开始，恒星就会爆炸。然而，现在有许多迹象表明，核聚变可能是由一颗亚阿布拉塞卡白矮星的相变引发的。虽然这些迹象没有提供任何线索，具体的相变引发爆炸，这是可能的，显着的和公认的宿主星系的影响，在目前的工作中考虑可以指向一个特定的能量沉积源。这些宿主星系的相关性乍一看是令人惊讶的，因为白矮星的典型距离尺度是地球半径，而恒星之间的典型距离是光年尺度。通过对延迟时间分布进行最小$χ^2$拟合来固定参数，我们给出了主星系效应的susy相变模型预测。此外，我们讨论了一个susy洞察菲利普斯关系是基本的宇宙学的重要性Ia型超新星。
2018-08-08 astro-ph.HE hep-ph
Progenitor's signatures in Type Ia supernova remnants
Ia型超新星的遗迹可以提供有关其祖先历史的重要线索。我们讨论了两个观察到的超新星遗迹（SNR），据信它们是由Ia型超新星造成的，并使用各种工具来阐明可能的祖先历史。我们发现开普勒的信噪比与一个由白矮星和AGB星组成的共生双星祖先是一致的。我们的水力模拟可以重现所观察到的运动学和形态学特性。对于第谷的残骸，我们使用的X射线光谱和运动学的特点，表明喷出物可能与致密的拱星气体相互作用。
2011-11-03 astro-ph.HE
Shocking and Mass Loss of Compact Donor Stars in Type Ia Supernovae
本文通过Athena++三维流体动力学模拟和MESA恒星演化程序，研究Ia型超新星爆炸对氦星或氦白矮星供体星的激波剥离作用及爆炸后演化，发现约0.01–0.02 M⊙物质被剥离，供体星保持高光度约10^5–10^6年，并与超高速星D6-2的观测性质吻合。
2024-08-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Diversity in Hydrogen-rich Envelope Mass of Type II Supernovae. (III). The mass-loss and evolutionary pathways of the red supergiant progenitors
本文通过MESA+STELLA光变曲线建模和星云光谱分析32颗II型超新星，发现其红超巨星前身星的富氢包层质量在同一光度下差异显著且普遍低于标准星风模型预测，表明SNe II可能源于比标准模型更复杂多样的质量损失与演化路径。
2025-07-19 astro-ph.HE
Local Simulations of the Magneto-rotational Instability in Core-Collapse Supernovae
考虑到核心坍缩超新星的应用，我们研究了磁旋转不稳定性（MRI）的非线性性质的三维模拟的框架内的局部剪切盒近似。通过系统地改变表征初生原中子星（PNS）的差旋程度的剪切速率，导出了磁共振所维持的湍流应力与剪切涡度比之间的标度关系。我们的参数测量表明湍流应力（$<< w_{\rm tot}>>$）和剪切涡度比（$g_q$）之间的幂律标度为$<<w_{\rm tot}>> \propto g_q^δ$及其指数$δ\sim 0.5$。MRI放大的磁能相对于湍流应力具有类似的标度，而麦克斯韦应力具有略小的幂律指数（$\sim 0.36$）。通过模拟MRI湍流引起的粘性加热率的影响，我们发现，较强的磁场或较大的剪切速率最初施加导致较高的耗散率。对于自旋周期为毫秒的快速旋转PNS和$10^{15}$ G的强磁场，能量耗散率估计超过$10^{51} {\rm erg\ sec^{-1}}$。我们的研究结果表明，核坍缩超新星的传统磁流体动力学（MHD）机制可能受到MRI驱动的湍流的影响，我们推测，一方面，由于PNS表面剪切转动能量的耗散，可能会损害MHD驱动的爆炸，另一方面，那里的能量沉积可能有利于中微子加热机制的工作。
2012-09-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Host-Galaxy Properties of 32 Low-Redshift Superluminous Supernovae from the Palomar Transient Factory
我们通过近红外测光法和光谱法对Palomar Transient Factory在2013年之前发现的所有超亮超新星（SLSNe）的宿主星系进行了紫外线测量，并获得了它们的光度，恒星形成率，恒星质量和气相金属丰度的测量结果。我们发现，I型（贫氢）SLSNe几乎只存在于低质量（M <2 × 10^9 M_sun）和贫金属（12+log[O/H] < 8.4）星系中。我们比较了我们的样品的质量和金属丰度分布附近的星系目录的详细和结论，SLSNe-I的比率作为所有SNe的一部分，在金属丰度>0.5 Z_sun的星系严重抑制。不需要极低的金属丰度，并且实际上不提供相对SLSN速率的进一步增加。几个SLSN-I宿主正在经历剧烈的恒星爆发，但这可能只是金属丰度依赖的副作用：矮星系往往有爆发性的恒星形成历史。II型（富氢）SLSNe在整个星系质量和金属丰度范围内都有发现，它们的综合性质并不表明对低质量/低金属丰度星系的强烈偏好。有两个宿主具有不寻常的性质：PTF 10 uhf是一个I型SLSN，位于一个大质量的明亮红外星系中，红移z=0.29;而PTF 10 tpz是一个II型SLSN，位于一个早型宿主的核中，红移z=0.04。
2016-10-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
How multiple supernovae overlap to form superbubbles
我们探讨了在均匀介质中通过多颗超新星（SNe）的能量沉积形成超级气泡。我们使用总能量守恒，3-D流体动力学模拟研究如何SNe相关的空间和时间创造超级气泡。当孤立的SNe由于辐射损失而被$\sim 1$ Myr完全熄灭时，对于实际的团簇大小，后续的SNe很可能在热/稀气泡内熄灭并维持激波直到团簇寿命。对于现实的集群大小，我们发现，只有当，对于一个给定的$n_{g0}$，$N_{\rm OB}$是足够大的气泡保持过压。虽然大部分输入能量仍然以辐射方式损失，但对于ISM密度$n_{g0} \approx 1$ cm $^{-3}$，超级气泡可以以动能+热能的形式保留高达$\sim 5-10\%$的输入能量，直到1000万年。我们发现，机械效率降低较高的密度（$η_{\rm mech} \propto n_{g0}^{-2/3}$）。我们比较了模拟超壳的半径和速度与观察和经典绝热模型。我们的模拟结果表明，超气泡保留只有$\lesssim 10\%$的注入能量，从而解释了观察到的超壳的尺寸较小，膨胀较慢。我们还证实，一个足够大的（$\gtrsim 10^4$）的SNe的数量需要去，以创造一个稳定的风与稳定的终止冲击内的超级气泡。我们表明，机械效率随着分辨率的增加而增加，并且需要显式扩散来获得收敛的结果。
2017-06-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Simulations of light curves and spectra for superluminous Type Ic supernovae powered by magnetars
在过去的十年中，许多Ic型超亮超新星（SLSNe）被发现和监测。其起源的有利机制是来自磁星的持续能量注入。本研究提出了非局部热力学平衡的时间相关的辐射转移模拟的各种单一的富碳沃尔夫-拉叶星爆炸的影响磁星的不同属性和覆盖从几天到一个或两个爆炸后的年。非热处理过程中，规定的磁力沉积配置文件，动力学效应被忽略。在这种情况下，磁星功率的主要影响是在长达一周的时间尺度上提高喷出物的内能，提高喷出物的温度和电离，将光谱能量分布转移到近紫外线（即使对于采用的太阳金属丰度），产生蓝色光学颜色。不同的喷出物和磁星属性会导致光变曲线的不同延伸和移动（上升时间、峰值或星云光度、光变曲线宽度）。在最大限度上，所有模型都显示出光学中存在OII和CII线，而OIII和CIII线则更少。在高亮度阶段，非热效应可以忽略不计。在最大值之后，更高能量的爆炸更热，电离程度更高，产生的光谱在光学上更蓝。聚束是最大值之后的谱分集的来源。成团是必不可少的触发喷出物重组，并产生存在的OI，CaII和FeII线从几个星期后，直到星云的时间最大。Gaia 16 apd的紫外和光谱在最大值处或LSQ 14 an在+410 d处的星云光谱与一些假设没有成团的模型是一致的。然而，大多数观察到的SLSNe Ic似乎需要从早期极大后到星云时间的聚集（例如，SN 2007 bi在+46和+367d; Gaia 16 apd在+43d）。
2018-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light and color curve properties of type Ia supernovae: Theory vs. Observations
利用CSP-I高质量测光方法，研究了Ia型超新星（SNe~Ia）的光学光变曲线（LC）关系。我们重新审视了经典的亮度下降率（$Δm_{15}$）关系和Lira关系，并研究了（$B-V$）颜色和$B(B-V)$的时间演化，它是颜色伸缩关系和颜色-亮度-截距-校准（CMAGIC）的基础。我们的分析是基于爆炸和辐射输运模拟的球对称延迟爆轰模型（DDT）产生正常亮和亚发光SNe~Ia。经验LC关系可以被理解为具有相同的物理基础：即光球层中的不透明度、电离平衡以及从光球层下方到上方随时间变化的放射性能量沉积。在最大值过去3-4周后，光球层退回到类似密度结构的${}^{56}$富镍层，导致类似的颜色演变。一个重要的次要参数是WD的中心密度$ρ_c$，因为在更高的密度下，以${}^{56}$ Ni的产生为代价产生更多的电子捕获元素。这导致正常亮的$Δm_{15}$展度为0.1等，亚亮SNe~Ia的$Δm_{15}$展度为0.7等，Lira关系中的$\approx0.2$展度为0.7等。我们展示了为什么颜色幅度图强调物理状态之间的过渡，并允许构建主要依赖于$Δm_{15}$的模板，在CSP-I样本和我们的DDT模型中几乎没有分散。这使得可以从以$E(B-V)$和$R_{B}$为特征的星际红化中分离出SN~Ia的内在变化。不同爆炸情景的混合导致经验关系的广泛传播，这可能表明一种占主导地位的情景。
2017-08-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revisiting the Mass Step: Environmental Dependence of Type Ia Supernovae in Low-Metallicity Host Galaxies
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；Baylor University（贝勒大学）
本研究重新审视Ia型超新星的光度-质量关系，发现低金属licity环境可能影响其标准化亮度。
2025-12-23 astro-ph.CO astro-ph.HE
Parameterisations of thermal bomb explosions for core-collapse supernovae and 56Ni production
热弹是一种广泛使用的人工触发核心坍缩超新星（CCSNe）爆炸的方法，以确定其核合成或喷出物和残余物的性质。最近，它们在球对称（1D）流体动力学模拟中的使用导致了这样的结果，即与超新星1987 A的观测估计相比，{56，57}Ni和44 Ti大量生产不足，如果爆炸缓慢，即，如果CCSNe的爆炸机制在长时间尺度上释放爆炸能量。得出的结论是，需要快速爆炸才能与观测到的丰度相匹配，即，爆炸机制必须在大约10到100毫秒的时间尺度上几乎瞬时地提供CCSN能量。如果这个结果是正确的，那么它将不利于中微子加热机制，该机制在秒的时间尺度上释放CCSN能量。在这里，我们通过一维流体动力学模拟和核合成后处理证明，这些结论是在热弹模型中忽略恒星核心在炸弹释放爆炸能量之前的初始崩溃的结果。我们证明，当初始崩溃包括在内时，56 Ni产额和能量注入时间尺度的反相关性消失，甚至可以逆转，即，更多的56镍是由较慢的爆炸，当坍缩进行到小半径类似的中微子加热发生在CCSNe。我们还表明，56 Ni生产热弹爆炸是敏感的选择质量削减和固定的质量层或固定的体积的能量沉积只造成二次差异。此外，我们提出了一个最合适的热弹设置。
2022-11-07 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Signatures of Circumstellar Interaction in the Type IIL Supernova ASASSN-15oz
富氢、核心坍缩的超新星通常分为四类：IIP、IIL、IIn和IIb。一般来说，与星周物质的相互作用只被认为是IIn型超新星。然而，最近对IIP和IIL超新星的流体动力学建模需要星周物质来重现它们早期的光变曲线。在这种情况下，IIL超新星在爆炸前经历了大量的质量损失。我们在ASASSN-15 oz上测试了这一假设，这是一颗IIL型超新星。随着X射线、紫外线、光学、红外线和无线电的广泛跟踪，我们提出了我们对相互作用迹象的搜索，以及由它们的检测所指示的质量损失历史。我们发现的证据表明，短暂的激烈的质量损失之前，爆炸的光变曲线建模，相当于在1.5 M $_{\odot}$的材料在1800 R $_{\odot}$的祖先。我们还检测到超新星的无线电，表明质量损失率$10^{-6}-10^{-7}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$之前的极端质量损失期。我们未能在X射线中探测到这颗超新星，在紫外线、可见光和近红外线中也没有窄的发射谱线，这些都与这幅图并不矛盾，并在$<10^{-4}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的极端周期之外设定了质量损失率的上限。本文强调了收集更多II型超新星的全面数据的重要性，以便详细建模的祖星和超新星，可以阐明他们的质量损失历史和包络结构，从而告知恒星演化模型。
2019-01-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Antarctic ice core recording both supernovae and solar cycles
冰芯被认为含有丰富的过去气候信息，它们记录天文现象的可能性也被讨论过。1979年，Rood等人首次提出，在南极冰芯深度剖面中观察到的硝酸根离子（NO3-）浓度峰值可能与已知的历史超新星（SNe），Tycho（AD 1572），Kepler（AD 1604）和SN 1181（AD 1181）有关。然而，他们的发现并没有得到不同小组使用不同冰芯进行的后续检查的支持，结果仍然存在争议和混乱。在这里，我们提出了一个精确的分析冰芯钻在2001年在圆顶富士站在南极洲。它揭示了从10世纪到11世纪的三个非常重要的NO3-峰值。其中两个与SN 1006（AD 1006）和蟹状星云SN（AD 1054）重合，在我们基于已知火山信号的绝对测年的不确定性范围内。此外，通过对测量的NO3浓度变化进行时间序列分析，我们发现了非常明确的证据，表明太阳调制可以解释11年的周期性。这是在伽利略用望远镜进行具有里程碑意义的太阳黑子研究之前的一段时间内首次观察到明显的11年太阳周期之一。这些发现对冰芯和银河系SN和太阳活动历史的定年具有重要意义。
2009-02-19 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
The Zwicky Transient Facility phase I sample of hydrogen-rich superluminous supernovae without strong narrow emission lines
我们展示了2018年至2020年期间来自Zwicky Transient Facility（ZTF）的14颗富氢超亮超新星（SLSNe II）的样本。我们包括所有分类SLSNe的峰值$M_{g}<-20$ mag和观测到的\emph{broad}，但没有窄的巴耳末发射，对应于大约20%的所有富氢SLSNe在ZTF阶段I。我们研究了SLSNe II的光变曲线和光谱，并试图使用光变曲线模型来约束它们的电源。最明亮的事件在光度和光谱上与SN 2008 es原型相似，而其他事件在光谱上更像是非超亮的SNe II，特别是SNe II-L。$^{56}$ Ni衰变作为主要动力源被排除。光变曲线模型一般不能区分拱星相互作用（CSI）和磁星中央引擎，但过量的紫外线（UV）发射表明CSI被认为是在大部分的SNe与UV数据，在广泛的光度特性。同时，最亮的SLSNe II的宽H $α$分布可以通过对称拱星介质（CSM）中的电子散射来解释。在其他没有窄线的SLSNe II中，CSM可能被喷出物限制并完全溢出。CSI，可能涉及在最近的喷发质量损失，被认为是占主导地位的电源在大多数SLSNe II，和属性的多样性可能是不同的质量损失历史的结果。然而，根据它们的辐射能量，最亮的SLSNe II可能需要一个额外的电源--可能是一个与CSI结合的中央引擎。
2022-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
A unified explanation for the supernova rate-galaxy mass dependency based on supernovae discovered in Sloan galaxy spectra
利用一种在星系光谱中发现和分类超新星（SNe）的方法，我们在斯隆数字巡天数据发布9中，在74万个所有类型的星系和21.5万个没有活动星系核的恒星形成星系中，分别探测到91个Ia型SNe（SNe Ia）和16个II型SNe（SNe II）。其中15个Ia型和8个II型超新星为首次发现。我们使用我们的SN样品来测量SN率每单位质量作为星系恒星质量，恒星形成率（SFR）和特定SFR（sSFR）的函数，由MPA-JHU Galspec管道导出。我们发现，SN Ia和SN II率每单位质量和星系恒星质量，SFR，和sSFR之间的相关性可以解释的组合各自的SN延迟时间分布（分布的时间之间经过的形成的恒星星族和所有随后SNe），年龄的调查星系，红移，在它们被观察到，和他们的恒星形成的历史。这个模型最早是由奇石勒等人提出的，用于超新星Ia的速率-质量相关，但在这里扩展到超新星II以及与星系SFR和sSFR的相关。最后，我们测量了体积SN II率在红移0.075的$R_{\rm II,V} = 0.621^{+0.197}_{-0.154}({\rm stat})^{+0.024}_{-0.063}({\rm sys}) \times 10^{-4}$年$^{-1}$兆个人电脑$^{-3}$。假设SNe IIP和IIL占所有核心塌陷（CC）SNe的60%，则CC SN率为$R_{\rm CC,V} …
2015-03-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Metal-enriched Pair-instability supernovae: Effects of rotation
本文重新研究了金属富集的旋转对流不稳定超新星（PISNe）模型，发现旋转速度和Wolf-Rayet质量损失率显著影响PISN质量范围、抛射$^{56}$Ni质量及前身星类型，并指出金属富集PISNe的黑洞质量间隙上限低于Pop III。
2024-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Uncertainties and robustness of the ignition process in type Ia supernovae
人们普遍认为，CO WD核心中爆炸性碳燃烧的开始触发了Ia超新星的点燃。点火特性是超新星Ia爆炸理论中为数不多的自由参数之一。我们探讨了两个不同问题对点火过程的作用：第一，研究了来自不同吸积历史的WD模型中的点火。其次，我们估计如何不同的反应速率的碳燃烧可以影响点火。二维流体动力学模拟的WD核心的温度扰动（“气泡”）与FLASH代码进行。为了评估碳燃烧反应速率对WD模型的影响，使用Lesaffre等人（2006）的演化代码FLASH_THE_TORTOISE。在不同的WD模型中，祖先核心中不同的重力加速度起着关键作用。因此，点火是不利的，在一个大的距离WD中心的模型具有较大的中心密度，从最初更大的祖细胞的演变。在T < 5e8 K时，C反应速率的变化对WD堆芯的点火密度影响不大，而对点火温度几乎没有影响。最近对碳燃烧反应速率的新共振的测量（Spillane等人，2007年）并没有显著影响WD的核心条件。这种简单的分析，在WD核心的温度扰动的功能上进行，应扩展的框架内的国家的最先进的数值工具，研究在WD核心的湍流对流和点火。未来的测量在低能量的碳燃烧反应截面，虽然肯定是有用的，预计不会显着影响我们目前的点火过程的理解。
2010-01-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
r-Process Radioisotopes from Near-Earth Supernovae and Kilonovae
合成r-过程元素的天体物理学地点仍然是个谜：很明显，中子星合并（千中子星（KNe））也有贡献，某些类型的核心坍缩超新星（SNe）也可能是至少较轻的r-过程物质的来源。在地球和月球上发现60 Fe意味着在过去的几百万年里，在地球附近发生了一次或多次天体物理爆炸，可能是SNe。有趣的是，现在已经探测到了244 Pu，大部分与60 Fe脉冲重叠。然而，244 Pu通量可能延伸到1200万年前，指向不同的起源。出于这些意见和困难的r-过程核合成SN模型，我们建议，从KN喷出物丰富的巨大分子云，产生了本地泡沫，太阳居住。加速器质谱（AMS）测量244 Pu并搜索其他活性同位素可以探测r过程的起源和太阳邻域的历史，包括质量分离的触发因素，例如，在泥盆纪末期，激发了我们在这里提出的SNe和KNe中产生的活性r-过程放射性同位素丰度的计算。由于244 Pu的存在，应该存在其他的r-过程物种，如93 Zr，107 Pd，129 I，135 Cs，182 Hf，236 U，237 Np和247 Cm。它们的丰度和良好解决的时间历史可以区分SN和KN的情况下，我们讨论了它们在深海沉积物和月球风化层检测的前景。我们表明，AMS 129 I测量铁锰结壳已经限制了可能的附近KN的情况。
2021-12-24 astro-ph.HE hep-ph nucl-ex
Discovery of 90 Type Ia supernovae among 700,000 Sloan spectra: the Type-Ia supernova rate versus galaxy mass and star-formation rate at redshift ~0.1
利用一种在星系光谱中发现和分类超新星（SNe）的方法，我们在斯隆数字巡天数据发布7中的~ 70万个星系光谱中发现了90个Ia型超新星（SNe Ia）和10个II型超新星，这些光谱具有VESPA衍生的恒星形成历史（SFHS）。我们使用超新星Ia样本来测量每单位恒星质量的超新星Ia速率。我们证实，在样本的中位红移z = 0.1时，每单位质量的超新星Ia速率与星系质量成反比，这是Li et al.（2011 b）先前对局部样本的报道。我们进一步证实，继K <$ler等人（2011）之后，这种关系可以通过星系“缩小”和幂律延迟时间分布（DTD;假设的恒星形成爆发和随后的超新星Ia爆炸之间的时间分布）的组合来解释，其指数为-1，这是双简并祖先场景所固有的。我们使用Maoz等人（2011）的方法，通过比较样本中每个星系所拥有的超新星Ia的数量与VESPA导出的光谱孔径内恒星星族的SFH来恢复DTD。在这个星系样本中，主要是古老的大质量星系，我们恢复了一个“延迟”分量，其DTD为4.5 +/- 0.6（统计）+0.3 -0.5（系统）× 10^-14 SNe Msun^-1 yr^-1，延迟范围> 2.4 Gyr。质量标准化的超新星Ia速率，在我们星系样本中所有质量和红移的平均值，是R（Ia，M，z=0.1）= 0.10 +/- 0.01（统计学）+/- 0.01（系统）SNuM，体积速率为R（…
2012-12-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Measuring nickel masses in Type Ia supernovae using cobalt emission in nebular phase spectra
Ia型超新星（SNe Ia）的光变曲线是由早期$^{56}$ Ni到$^{56}$ Co的放射性衰变和爆炸后~60天$^{56}$ Co到$^{56}$ Fe的衰变提供动力的。我们研究的[Co III] 5892 A发射复合物在星云阶段的超新星Ia与多个星云光谱的演变，并表明，线通量如下的平方的质量的$^{56}$ Co作为时间的函数。这一结果表明，$^{56}$ Co衰变产生的正电子有效地进行了局部能量沉积，星云电离态也长期稳定。我们从文献中收集了25个Ia超新星的77个星云谱，并给出了包括SN 2014 J在内的7个Ia超新星的17个新的星云谱。从这些，我们测量在[Co III] 5892 A线的通量，并删除其良好的表现时间依赖性推断的初始质量的$^{56}$镍（$M_{Ni}$）在爆炸中产生的。然后，我们研究了不同超新星Ia喷射质量的$^{56}$ Ni产额（$M_{ej}$ -使用光变曲线宽度和喷射质量之间的关系计算），并发现SNe Ia的$^{56}$ Ni质量分为两个区域：用于窄光曲线（低拉伸s~0.7-0.9），$M_{Ni}$聚集在$M_{Ni}$ ~ 0.4 $M_\odot$附近，并且随着$M_{ej}$从~1增加到1.4 $M_\odot$而显示出浅的增加;在高拉伸下，$M_{ej}$以1.4 $M_\odot$的质量聚集，而$M_{Ni}$跨越0.6-1.2…
2015-07-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Super Luminous Ic Supernovae: catching a magnetar by the tail
我们报告了迄今为止发现的五个最低红移超亮Ic型超新星（SL-SNe Ic）的广泛观测数据，即PTF 10 hgi，SN 2011 ke，PTF 11 rks，SN 2011 kf和SN 2012 il。在峰值后+50到+230天的瞬态测光成像结合宿主星系减法揭示了四个SL-SNe的发光尾相。来自xshooter的高分辨率、光学和近红外光谱提供了在SN 2012 il的光谱（+50 d）中检测到宽的He I $λ$ 10830发射线，揭示了至少一些SL-SNe Ic不是完全不含氦的。初看起来，我们测量的尾部光度下降率与\co的放射性衰变一致，并且需要1- 4 M的\ni来产生光度。这些\ni质量不能与峰值处的短扩散时间一致，并且确实不足以为峰值亮度提供动力。相反，我们倾向于新生磁星的能量沉积作为这些物体的动力源。一个半解析扩散模型与能量输入的自旋下降的磁星再现广泛的光变曲线数据以及。所需的喷出物的速度和温度的模型预测是在合理的协议，从我们的观察确定。导出了$0.4\lesssim E$（$10^{51}$ erg）$\lesssim6.9$的磁星能量和$2.3\lesssim M_{ej}$（\M）$\lesssim 8.6$的喷出物质量。这里展示的5个SL-SNe Ic的样本，结合SN 2010 gx-迄今为止最好的SL-SNe Ic样本-指向磁星驱动的爆炸，作为所有SL-SNe …
2013-05-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
BlastBerries: How Supernovae Affect Lyman Continuum Escape Fractions and Ionizing Photon Production in Local Analogs of High-Redshift Galaxies
University of Hawaiʻi at Hilo（夏威夷希洛大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Flatiron Institute（平坦研究所）；Gemini Observatory（双子座天文台）；NSF NOIRLab（美国国家科学基金会NOIR实验室）；University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究所）
研究通过分析蓝莓星系中超新星对电离光子逃逸分数和产生效率的影响，探讨超新星反馈在再电离时期的作用。
2026-02-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spectropolarimetric modeling of interacting Type II supernovae. Application to early-time observations of SN1998S
针对II-P/CSM超新星的多样性及前超新星质量损失历史问题，结合HERACLES和CMFGEN等工具建立2D模型，匹配SN1998S早期观测，为相关观测解释和质量损失起源理解提供框架。
2024-09-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
