Growing evidence that SNe Iax are not a one-parameter family: the case of PS1-12bwh
在这项研究中，我们提出了一个Iax型超新星，PS1- 12 bwh，发现在泛星1 3 $π$调查。我们的分析是由以前看不见的前最大值，光谱异质性。虽然PS1- 12 bwh的光变曲线和极大后光谱与已被充分研究的Iax型超新星SN 2005 hk几乎相同，但PS1- 12 bwh的$-$ 2天光谱与SN 2005 hk在可比历元上的光谱并不相似;相反，我们发现它与SN 2005 hk一周前（$-$ 12天）的光谱相匹配。我们能够排除的原因是不正确的相位，并认为这是不符合现有的爆炸模拟预测的方向效应。为了研究这种差异的潜在来源，我们对这两颗超新星进行了辐射转移建模。我们发现PS1- 12 bwh的前极大光谱与一个由高速（$\gtrsim$ 6000 km~s $^{-1}$）喷出物中密度比SN 2005 hk低的模型产生的合成光谱很好地匹配。SN 2005 hk和PS1- 12 bwh之间观测到的差异可能主要归因于高速喷出物本身的差异，而低速喷出物的可比密度可以解释几乎相同的极大值后光谱。这两颗超新星进一步突出了SNe Iax类的多样性，以及光谱识别和定相这些物体的挑战，特别是在早期。
2017-01-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Producing type Iax supernovae from a specific class of helium-ignited WD explosions?
最近有人提出，Ia型超新星的一个子类（SNe Ia）既有足够的区别，又有足够的共同性，可以从SNe Ia的主体中单独分类，并建议在SN 2002 cx之后命名为“Iax型超新星”（SNe Iax）。然而，它们的祖先仍然不确定。我们研究是否可以理解这一类的人口属性，如果事件起源于一个子集的submassasekhar大规模爆炸。在这个潜在的祖先群体中，一颗碳-氧白矮星（CO WD）从一颗非简并的氦星上积累了一层氦;氦层的点燃导致CO WD的点燃。我们将详细的二元进化计算的祖先系统到一个二元人口合成模型，以获得此类事件的速率和延迟时间。根据我们的标准模型，预测的这些爆炸的银河系事件速率为~1.5 \times 10^{-3}{yr}^{-1}，与SNe Iax的测量速率非常一致。此外，预测的延迟时间约为7000万年-80000万年，这与大多数SNe Iax都是在晚型星系中发现的事实相一致。如果爆炸被假定为双爆轰--遵循当前的模型预期--那么基于爆炸时的CO WD质量，我们还估计了由此产生的SN亮度的分布（-13 M_{bol}-19 mag），这可以再现SNe Iax的经验多样性。我们推测，为什么非简并捐助者的恒星双星可能会导致SNE IAX，如果类似的系统与简并捐助者不。我们建议，高质量的氦层点火所需的吸积率较低，通常提供非简并捐助者可能是必要的，以产生SN 2002 CX样的特性，…
2013-10-08 astro-ph.SR
Type Iax Supernovae
Iax型超新星（SN Iax），也被称为SN 2002 cx-like超新星，是最大的一类奇特的白矮星（热核）超新星，已知有超过50个成员。SN Iax比正常的Ia型超新星（SN Ia）具有更低的喷出物速度和更低的光度，并且这些参数的范围更广。超新星Iax在光谱上类似于一些超新星Ia，但在所有超新星中，它们的晚期光谱是独一无二的，永远不会变成完全的星云。SN Iax绝大多数发生在晚型宿主星系中，这意味着相对年轻的人口。SN Iax 2012 Z是唯一一颗被探测到爆炸前祖星系统的白矮星超新星。人们提出了各种各样的模型，但最主要的一种假设是：Iax型超新星可能是一颗碳氧（或碳氧氖混合）白矮星的纯爆燃爆炸，由氦吸积到拉塞卡质量引发，不一定完全破坏恒星。
2017-08-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Properties of Type Iax Supernova 2019muj in the Late Phase: Existence, Nature and Origin of the Iron-rich Dense Core
Iax型超新星（SNe Iax）是一类特殊的Ia型超新星，其早期光谱与典型的Ia型超新星具有相同的主要谱线特征，但具有更高的电离度和更低的线速度。它们的后期行为在许多方面与通常的Ia型超新星不同，Ia型超新星在几百天内一直显示光球光谱，光度下降非常缓慢。在目前的工作中，我们研究了SN Iax 2019 muj的后期光谱，包括一个新出现的光谱，在~500天。光谱仍然由允许的跃迁主导，但具有较低的电离态，可能检测到[O I]6300、6363。通过全面考察允许跃迁的光谱形成过程，（Fe II，Fe I和Ca II NIR三重态）和禁戒跃迁（[Ca II]7292，7324和[O I]），我们定量地限制了最内层区域的性质，发现它不同于外层喷出物;最里面的组分的质量约为0.03 Msun，主要是Fe（最初可能是56 Ni），以约760 km/s的速度膨胀。我们认为，内部组件的性质是失败/弱白矮星热核爆炸的情况下解释。我们建议，一小部分的56 Ni-丰富的材料最初局限于（信封）的绑定残余物可以以后被弹出的能量输入通过56 Ni/Co/Fe衰变，形成的“第二”未绑定的喷出物组件，表现为内部致密的组件中看到的后期阶段。
2022-10-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
A luminous, blue progenitor system for a type-Iax supernova
Iax型超新星（SN Iax）是一种恒星爆炸，在最大亮度下的光谱与某些Ia型超新星（SN Ia）相似，只是喷出物的速度较低。它们也以较低的光度区分。在晚期，它们的光谱性质与其他SN不同，但它们的组成（主要由铁族和中等质量元素组成）表明它们与正常的Ia型SN有物理联系。这些并不罕见; SN Iax的发生率为正常SN Ia发生率的5%至30%。SN Iax的主要模型是碳氧白矮星的热核爆炸，这并没有完全解除恒星的束缚，这意味着它们是正常SN Ia的“不太成功”的表亲，在那里观察到完全的破坏。在这里，我们报告的发光，蓝色祖系统的类型Iax SN 2012 Z在深爆炸前成像检测。SN 2012 Z的光度、颜色、环境，以及与银河系氦新星船尾座V445的相似性，都表明SN 2012 Z是一颗白矮星从氦星伴星吸积而来的爆炸。在SN 2012 Z消失后的几年里，观测可以验证这一假设，或者表明这颗超新星实际上是一颗大质量恒星的爆炸死亡。
2014-08-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double-detonation explosions as progenitors of type Iax supernovae
最近有人提出，Ia型超新星的一个子类（SNe Ia）既有足够的区别，又有足够的共同性，可以从SNe Ia的主体中单独分类，并建议在SN 2002 cx之后命名为“Iax型超新星”（SNe Iax）。我们表明，这一类的人口属性可以理解，如果事件起源于氦双爆子Brachasekhar质量爆炸，其中碳-氧白矮星（CO WD）积累的氦层从非简并氦星。我们已经纳入了详细的二进制进化计算的祖先系统到一个二进制人口合成模型，以获得出生率和延迟时间等事件。预测的银河系事件发生率为$\sim$ $0.6-1.8\times 10^{-3}\,{\rm yr}^{-1}$，与SNe Iax的测量率非常一致。此外，预测的延迟时间为$\sim$ 70\，Myr $-$ 710\，Myr，这与SNe Iax迄今为止只在晚型星系中发现的事实相一致。基于爆炸时的CO WD质量和以前的爆轰模型，我们还估计了由此产生的SN亮度（$-13 \gtrsim M_{\rm bol} \gtrsim -19$ mag）的分布，这可以再现SNe Iax的经验多样性。我们推测，为什么非简并捐助者的恒星双星可能会导致SNE Iax，如果类似的系统与简并捐助者不，并建议，较高的质量的氦层点火所需的吸积率较低，通常提供从非简并捐助者可能提供的解释。
2013-07-12 astro-ph.SR
Long-term evolution of surviving companion stars of Type Iax supernovae
Iax型超新星（SNe Iax）的起源和爆炸机制至今仍是一个谜。最近有人提出，由质量近1000亿克拉塞卡的白矮星（WD）不完全纯爆燃爆炸形成的单简并（SD）系统可能产生SNe Iax，其中的非简并伴星有望从SN爆炸中幸存下来。在这项工作中，我们集中在主序列（MS）供体SD祖系统。通过将从三维流体动力学模拟的抛射物-伴星相互作用计算出的伴星模型映射到一维恒星演化程序MESA中，我们通过追踪它们在撞击后的演化，研究了SNe Iax中幸存的MS伴星的长期外观和观测特征。根据不同的MS伴星模型，发现在10- 1 e4年的时间尺度上，受冲击后幸存的伴星可以显著膨胀并演化为更明亮的（5-500 Lsun）。与观测到的SN Iax（SN 2005 hk）的后期光变曲线相比，我们认为SN Iax的幸存MS同伴预计在爆炸后约1000天，SN本身已经褪色。
2020-11-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2020udy: a SN Iax with strict limits on interaction consistent with a helium-star companion
本文通过早期多波段观测研究邻近 Iax 型超新星 SN 2020udy，利用其早期光变曲线排除主序伴星并限定氦星伴星角度范围，支持近钱德拉塞卡质量碳氧白矮星的不完全爆燃模型。
2023-04-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational properties of a bright type Iax SN 2018cni and a faint type Iax SN 2020kyg
研究通过光学测光与光谱分析对比明亮 SN 2018cni 和暗弱 SN 2020kyg，约束其镍质量、抛射物结构及白矮星爆燃起源。
2023-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2024bfu, SN 2025qe, and the early light curves of type Iax supernovae
本研究通过对两颗爆炸后极早期被发现的Iax型超新星的观测及样本对比，发现该类超新星上升时间更短、上升指数更低，符合纯爆燃爆炸模型的相关预测。
2025-09-30 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
A Single Binary May Host Recurrent Thermonuclear Supernovae
Iax型超新星（SNe Iax）最普遍被接受的前身系统是一颗质量接近600亿塞卡的白矮星（WD）从一颗非简并的氦供体恒星吸积而产生的部分爆燃，爆炸后留下一个束缚的残余物。在本文中，我们调查WD残留是否可以在系统的生命周期中经历多个SNe。我们使用模块在天体物理学实验（MESA）发展各种单简并双星，以确定可能会经历多个SNe Iax由于多个氦吸积阶段。我们还调查了双WD系统形成后，随后的Ia型SN的可能性。我们的工作的结论是，相对高质量的捐助者密切的双星产生的几个热核SNe的概率最高。
2023-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
A dynamical model for IRAS 00500+6713: the remnant of a type Iax supernova SN 1181 hosting a double degenerate merger product WD J005311
本文构建动力学模型解释 IRAS 00500+6713 的 X 射线形态，支持其为 Iax 型超新星 SN 1181 残骸，并揭示 WD J005311 为双简并并合产物。
2024-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The extremely low-luminosity Type Iax SNe 2022ywf and 2023zgx
University of Szeged（塞格德大学）；HUN-REN-SZTE Stellar Astrophysics Research Group（匈牙利研究网络-塞格德大学恒星天体物理学研究组）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Rutgers, the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）；Purdue University（普渡大学）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；National Central University（中央大学）；Las Cumbres Observatory（拉斯坎伯斯天文台）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；Astronomical Observatory, University of Warsaw（华沙大学天文台）
通过光谱层析成像和光变曲线分析，研究了两个极低光度Iax型超新星2022ywf和2023zgx的抛射物物理性质，发现纯爆燃模型能再现其主要特征，支持它们与较亮Iax样本具有相似内在属性。
2026-02-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Tomography analysis of the intermediate-luminosity Type Iax SN 2024pxl
University of Szeged（塞格德大学）；HUN-REN-SZTE Stellar Astrophysics Research Group（匈牙利研究网络-塞格德大学恒星天体物理研究组）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA)（天体物理学跨学科探索与研究中心）；Rutgers, the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica, Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所，布雷拉天文台）；Department of Astronomy, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校天文学系）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Gemini Observatory/NSF’s NOIRLab（吉米尼天文台/美国国家科学基金会NOIRLab）；Las Cumbres Observatory（拉斯孔布伦斯天文台）；Department of Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校物理系）
对中等光度Iax型超新星SN 2024pxl进行丰度层析成像分析，利用TARDIS合成光谱拟合前100天光谱演化，揭示其抛射物分层结构，并论证Iax型超新星在光度上具有连续性，共享相同前身星与爆炸起源。
2026-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
A new study on a type Iax stellar remnant and its probable association with SN 1181
本文报道了对SN~1181~AD可能的遗迹--~Iax型超新星Pa 30的恒星遗迹和推测的双简并的观测和模拟。它是唯一已知的束缚恒星SN遗迹，也是唯一具有沃尔夫-拉叶特征的恒星，既不是行星状星云的中心恒星，也不是大质量的Pop I祖先。我们将具有宽而强的O~{ \sc vi}和O~{ \sc viii}线的独特发射线光谱模拟为快速恒星风和冲击热气体。非LTE风模型表明质量损失率为$\sim 10^{-6}\,\rm M_\odot\,yr^{-1}$，终端速度为$ \sim$ 15，000 km\，s $^{-1}$，与早期结果一致。O~{ \sc viii}线表示$T \simeq 4\,$ MK的冲击气体温度。我们推导出磁场上限为$B<2.5\,$ MG，低于先前的建议。光度表明残余质量为1.0- 1.65\，\rm M $_\odot$，喷出物质量为$0.15\pm0.05\,\rm M_\odot$。档案测光表明，恒星残骸在100年内变暗了$\sim$ 0.5等。低Ne/O $\,<0.15$反对O-Ne白矮星的合并。冷尘埃壳只是SN Iax中第二次探测到尘埃，也是第一次探测到冷尘埃。我们对残骸的喷出物质量和动能的估计与Iax型河外源一致。
2023-01-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Iax SNe as a few-parameter family
利用一维蒙特卡罗辐射转移程序TARDIS对5颗Iax型超新星（SNe）进行了直接光谱模拟。丰度层析成像技术被用来映射SN大气的化学结构和物理性质。通过用自洽的喷出物模型拟合多个光谱历元，我们可以约束喷出物中某些元素的位置。最佳拟合模型的合成光谱能够再现整个样品的通量连续和主要吸收特征。我们发现，使用与文献中的爆燃模型相似的密度分布，IGE和IME的质量分数表现出向大气外部区域减小的趋势。氧是唯一的元素，在较高的速度下可能占主导地位。分层丰度结构矛盾的纯爆燃模型预测的混合化学配置文件。基于导出的密度和丰度，为SN Iax类创建模板模型大气，并与观测光谱进行比较。自由参数是密度剖面的标度、丰度模板的速度位移和峰值亮度。这项测试的结果支持了这样的观点：所有SNe Iax都可以用类似的内部结构来描述，这表明此类爆炸有一个共同的起源。
2018-08-01 astro-ph.SR
Possible Detection of the Stellar Donor or Remnant for the Type Iax Supernova 2008ha
Iax型超新星（SNe Iax）是与SNe Ia相关的热核爆炸，但物理上不同。最重要的区别是超新星Iax的光度明显较低（为典型超新星Ia的1% - 50%），喷出物质量较低（约0.1 - 0.5 M_sun），并可能留下一个结合的残余物。最极端的SN Iax是SN 2008 ha，其峰值为M_V = -14.2等，比典型的SN Ia低约5等。在这里，我们展示了哈勃太空望远镜（HST）拍摄的SN 2008 ha的宿主星系UGC 12682的图像，该图像是在SN 2008 ha达到峰值亮度后4.1年拍摄的。在这些深度高分辨率的图像中，我们探测到一个与SN 2008 ha的位置重合的源（0.86 HST像素; 0.043”; 1.1 sigma），M_F814 W = -5.4 mag。我们确定这个源不太可能是偶然重合，但这种情况不能完全排除。如果这个辐射源与SN 2008 ha直接相关，那么它要么是前白矮星的发光的束缚残余物，要么是它的伴星。该源与演化的>3 M_sun初始质量恒星一致，并且比SN Iax 2012 Z祖系统（第一个检测到的热核SN祖系统）红得多。如果这个来源是SN 2008 ha的伴星，那么SN Iax的祖先系统就有多样性，这可能与SN Iax爆炸的多样性有关。如果辐射源是白矮星的束缚残留物，那么它一定已经显著膨胀了。不管这个来源的性质如何，我们将SN 2008 ha…
2014-08-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Deflagrations in hybrid CONe white dwarfs: a route to explain the faint Type Iax supernova 2008ha
恒星演化模型预测了混合白矮星（WD）的存在，其核心是碳氧，周围是氧氖地幔。由于双星系统中的混合WDs的质量约为1.1 Msun，因此很容易通过吸积接近Mrachasekhar质量（MCh）并引起热核爆炸。在这里，我们调查了一个偏离中心的爆燃在近MCh混合WD的假设下，核燃烧只发生在富碳材料。进行流体动力学模拟的爆炸和详细的核合成后处理计算，我们发现，只有0.014兆太阳的物质被喷射，而其余的质量保持约束。喷出物主要由铁族元素O、C、Si和S组成。我们还计算了我们的模型的合成观测值，并找到了合理的协议与暗淡的Iax型SN 2008公顷。这首次表明，近MCh WD的爆燃原则上可以解释观察到的Iax型超新星的多样性。留下一个近MCh约束残留物打开了经常性爆炸或随后的吸积引起的暗弱Iax型超新星坍缩的可能性，如果进一步的吸积事件发生。从二进制人口合成的计算，我们发现混合WD接近MCh的速度是在1%的银河系超新星Ia率的顺序。
2015-04-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Panchromatic JWST Observations and Models of the Dim Type Iax Supernova 2024vjm at 200 days
Planetary Science Institute（行星科学研究所）；Hamburger Sternwarte（汉堡天文台）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Institute for Astronomy, University of Hawai’i at Manoa（夏威夷大学马诺阿分校天文学研究所）；Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona（亚利桑那大学月球与行星实验室）；Embry-Riddle Aeronautical University（埃姆布里-里德尔航空大学）；Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构天文台）；Las Campanas Observatory, Carnegie Observatories（拉斯坎帕纳斯天文台，卡内基观测站）；Aarhus University（奥胡斯大学）
本研究基于 JWST 观测 2024vjm 暗弱 Iax 型超新星爆发后 200 天的光谱与测光，用 PHOENIX/1D 模型开展研究，揭示了其尘埃、元素组成等特性，为 Iax 型超新星前身系统参数提供了严格约束。
2026-08-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Evolution of Helium Star Plus Carbon-Oxygen White Dwarf Binary Systems and Implications for Diverse Stellar Transients and Hypervelocity Stars
氦吸积引起的CO白矮星（WD）爆炸被认为是许多观测到的恒星瞬变类型的有希望的候选者，包括Ia型和Iax型超新星（SNe）。然而，一个明确的最喜欢的结果还没有出现。我们探讨了白矮星中氦的点火条件，以及氦星-WD双星的最终命运与它们的初始轨道周期和组分质量的函数关系。我们计算274模型二进制系统的二进制演化代码（BEC），其中两个组件都完全解决。恒星和轨道的演化是同时计算的，包括质量和角动量转移，潮汐，和引力波发射，以及差分旋转和内部流体动力学和磁角动量输运。我们发现，氦爆炸预计只有在系统的最短的初始轨道周期，并为初始质量的白矮星（MWD > 1.0 MSun）和较低的质量施主（Mdonor < 0.8 MSun），积累的氦层大多超过0.1 MSun。爆炸后，这些系统将释放捐助者作为超高速前WD失控的明星，我们预测的运动学和恒星性质的预期范围。具有更大质量供体或初始周期超过1.5小时的系统在积累0.1 - 0.001 MSun的氦后可能会发生氦爆燃。在氦供体星低于-0.6 MSun的系统中，白矮星中的氦点火被避免，并导致三组明显不同的双白矮星系统。氦爆炸的参数空间大小仅相当于银河系超新星Ia速率的3%和超新星Iax速率的10%，而预测的大量氦（>0.1 MSun）在祖先中并不容易与原型超新星Ia的观测相一致。...
2019-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2020udy: A new piece of the homogeneous bright group in the diverse Iax subclass
本文通过光学观测与TARDIS丰度层析建模研究明亮Iax型超新星SN 2020udy，揭示其外层抛射物分层、晚期铁族元素主导及光球近似持续至+100天等特征，支持碳氧白矮星爆燃起源。
2024-01-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-explosion companion stars in Type Iax supernovae
Iax型超新星（SNe Iax）被认为是Ia型超新星的一个新的子类，因为它们的观测性质与Ia型超新星的大部分有足够的区别。从数量和发生率来看，Iax型超新星是所有类型的奇特超新星中最常见的，估计其发生率约为Ia型超新星总发生率的5-30%。然而，SNe Iax的祖先系统仍然不确定。分析SNIax位置的爆炸前图像提供了一种直接的方式来对SNIax的祖系统的性质施加强约束。在这项工作中，我们预测的爆炸前的性质，在各种潜在的祖先系统进行详细的二元演化计算与一维恒星演化程序STARS。这将有助于从爆炸前的观测中限制SNe Iax的祖先系统。通过对SN~ 2012 Z-S1双星演化的计算，发现大质量C/O WD（> 1.1太阳质量）和C/O/Ne混合WD的非简并氦伴星都可以解释SN~ 2012 Z-S1的观测，但混合WD+He星的情况更有利。
2015-07-29 astro-ph.SR
SN 2019muj -- a well-observed Type Iax supernova that bridges the luminosity gap of the class
我们提出了SN 2019 muj（= ASASSN-19 tr）的早期（$t < +50$天）观测，这是特殊SN Iax类中观测最好的成员之一。紫外和光学光度以及光学和近红外光谱跟踪从最大光照前5天的$\sim$开始（$58707.8$ MJD上的$t_{max}(B)$），并涵盖光球阶段。早期的观测使我们能够估计喷出物的物理性质，并描述可能的分歧，从一个统一的化学丰度结构。估计的测辐射热光变曲线在1.05 $\times$ 10 $^{42}$ erg s $^{-1}$处达到峰值，并表明仅产生0.031 $M_\odot$的$^{56}$ Ni，使SN 2019 muj成为Iax类中等光度天体，峰值绝对星等为$M_{V}$ = -16.4等。估计爆炸日期为$t_0 = 58698.2$ MJD，意味着上升时间很短，为$t_{rise}$ = 9.6天在$B$ -乐队。我们通过合成光谱拟合光谱数据，通过辐射传输代码TARDIS计算。采用基于较亮SNe Iax的部分分层丰度模板提供了与SN 2019 muj的良好匹配。然而，如果没有早期的光谱，除了碳之外，大多数元素都不能说明分层的必要性，碳只允许出现在外层。SN 2019 muj提供了一个独特的机会，将极低光度的SNe Iax与经过充分研究的更明亮的SNe Iax联系起来。
2020-11-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2022xlp: The second-known well-observed, intermediate-luminosity Iax supernova
研究分析了SN 2022xlp这颗中等光度Iax型超新星，通过光变曲线和光谱层析成像等方法，填补了光度间隙，支持该子类物理性质连续变化的假设。
2025-09-09 astro-ph.SR
An Excess of Mid-Infrared Emission from the Type Iax SN 2014dt
Iax型超新星（SNe Iax）比典型的热核爆炸能量更低，亮度更低。一个建议的解释，观察到的特点，这个子类是一个二元祖系统组成的一个CO白矮星主要吸积从氦恒星的同伴。一个单一的简并爆炸通道可能会导致致密的星周介质（CSM），尽管还没有证据表明这种CSM在这个子类中被观察到。在这里，我们提出了最近的斯皮策观测的SN Iax 2014 dt的SPIRITS计划获得近一年后爆炸，揭示了一个强大的中红外超过预期的流量更正常的SNe Ia。这种过量与新形成的尘埃的1 E-5 M_solar相一致，这将是第一次观察到新形成的尘埃形成正常的Ia型。然而，过量也与可能在爆炸前质量损失中形成的尘埃CSM一致，从而表明单一的简并祖先系统。与其他表现出显著激波相互作用（SNe Ia-CSM）和相互作用的核心坍缩事件（SNe IIn）的Ia型超新星相比，SN 2014 dt中的尘埃壳质量较小。我们认为，这样一个预先存在的尘埃壳的祖系统，包括一个双星系统的质量捐助者，是一个红巨星，红超巨星，和一个渐近巨星分支的影响。
2015-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early and Extensive Ultraviolet Through Near Infrared Observations of the Intermediate-Luminosity Type Iax Supernovae 2024pxl
本文通过早期紫外至近红外测光与光谱观测，揭示中等光度 Iax 型超新星 2024pxl 的上升幂律光变、均匀颜色及混合抛射物速度结构，支持其起源于 CO 白矮星爆燃热核瓦解。
2025-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Expansion properties of the young supernova type Iax remnant Pa 30 revealed
本研究利用Keck KCWI光谱仪的IFU观测，分析了Iax型超新星遗迹Pa 30的3D结构和速度，发现其抛射物呈弹道式自由膨胀，内部存在巨大空腔及视轴方向不对称性，有力证实其起源于SN 1181。
2024-10-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Over 500 Days in the Life of the Photosphere of the Type Iax Supernova SN 2014dt
本文利用TARDIS辐射转移代码对SN Iax 2014dt从+11天到+562天的光谱时间序列进行建模，发现其光球层速度在+64至+148天放缓，与偏离正常SN Ia光谱演化的阶段重合，支持弱爆燃爆炸模型并揭示晚期准稳态风的减弱迹象。
2023-05-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comprehensive Observations of the Bright and Energetic Type Iax SN 2012Z: Interpretation as a Chandrasekhar Mass White Dwarf Explosion
本文介绍了Iax型超新星2012 Z的紫外-近红外宽带测光、光学和近红外光谱。该数据集包括早期和晚期观测，包括光谱分类SN Iax获得的第一个晚期近红外光谱。简单的模型计算其热光度曲线表明SN 2012 Z产生了约0.3 M太阳的（56）Ni，喷射出约10^51 erg的物质，爆炸能量约为10^51 erg，使其成为迄今观测到的最明亮和最具能量的SN Iax之一。SN 2012 Z的晚期近红外光谱被发现与正常超新星Ia的类似历元光谱大致相似;然而，与其他超新星Iax一样，其相应的可见光波长光谱与所有超新星类型相比有很大不同。来自IME分布的限制，例如硅和镁，表明外部喷出物在燃烧期间或之后没有经历显著的混合，并且后期近红外线轮廓表明大部分（56）Ni是在高密度燃烧期间产生的。SN 2012 Z的各种观测性质与理论预期一致，即一颗质量为白矮星的祖先经历了一次脉冲延迟爆炸，在爆燃燃烧阶段产生了太阳质量的十分之几的（56）Ni，在爆炸阶段产生了很少（或没有）（56）Ni。在这种情况下，只有适度的瑞利-泰勒混合发生在爆燃和回落阶段的脉动，和分层结构的IME是一个产品的后续denotation阶段。超新星Iax星群并不遵循与超新星Ia类似的紧密的亮度-衰减关系，这一事实可以在脉动反弹期间混合量的变化和早期亚音速膨胀阶段（56）Ni产生量的变化的框架内理解。
2014-08-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impact of Type Ia Supernova Ejecta on a Helium-star Binary Companion
通过高分辨率的二维流体动力学模拟研究了Ia型超新星喷出物对氦星伴星的影响。对于一系列的氦星模型和初始的二元分离，它被发现，在相互作用中，$δM_{\rm ub}$，未结合的质量有关的初始的二元分离，$a$，由一个幂律的形式$δM_{\rm ub} \propto a^{m}$。根据氦星的质量，这个幂律指数在-3.1到-4.0之间变化。这个指数的小范围括号的值以前发现的富氢的同伴，这表明轨道分离的非束缚质量的依赖性并不强烈敏感的性质的二进制同伴。反冲速度也与初始的双星分离有关，指数在-2.7到-3.3之间，但幂律指数与先前研究中发现的富氢伴星不同。在超新星爆发前的双星系统中，超新星爆发后伴星的空间运动受其轨道速度的支配。由于超新星喷出物的通过而导致的伴星的Ni/Fe污染水平很难估计，但发现结合镍的质量上限为$\sim 5\times 10^{-4}\ M_\odot$。
2010-04-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The type Iax supernova, SN 2015H: a white dwarf deflagration candidate
我们目前的结果是基于SN 2015 H的观测，它属于类似SN 2002 cx的一小群天体，也被称为Iax型超新星。爆炸前深层成像的可用性使我们能够对爆炸时期进行严格的限制。我们的观测活动大约在爆炸后一天开始，并在最大光照后持续了约150天，使其成为迄今为止观测到的此类天体之一。我们发现峰值幅度M $_r$ = -17.27 $\pm$ 0.07，α（$Δm_{15})_r$ = 0.69 $\pm$ 0.04。比较我们的观察到的合成光谱产生的模拟燃烧的Kracrasekhar质量的碳-氧白矮星，我们发现合理的协议与模型的弱爆燃，导致约0.2 M $_{\odot}$的材料含有约0.07 M $_{\odot}$的56镍喷射。然而，模型光变曲线的演变速度比观测结果更快，这表明更高的喷出物质量是有利的。然而，伪测辐射热光变曲线的经验模型表明，$\lesssim$ 0.6 M太阳的物质被喷射出来，这意味着白矮星没有完全被破坏，并且很可能是一个结合的残余物。
2016-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
OISTER Optical and Near-Infrared Observations of Type Iax Supernova 2012Z
我们报告了Iax型超新星（SN Iax）2012 Z在光学和近红外波长下的观测结果，从爆炸后立即到$\sim$ $260$天后的最大亮度，使用光学和红外协同望远镜教育和研究（OISTER）的机会目标（ToO）计划和斯巴鲁望远镜。我们发现，近红外（NIR）光变曲线的演变和颜色的演变是类似的SNe Iax 2005香港和2008公顷。近红外绝对星等（$M_{J}\sim-18.1$ mag和$M_{H}\sim-18.3$ mag）和光变曲线的下降速率（$Δ$ $m_{15}$（$B$）$=1.6 \pm 0.1$ mag）与SN 2005 hk非常相似（$M_{J}\sim-17.7$ mag、$M_{H}\sim$ $-18.0$ mag和$Δ$ $m_{15}$（$B$）$\sim1.6$ mag），但与SNe 2008 ha和2010 ae（$M_{J}\sim-14 - -15$ mag和$Δ$ $m_{15}$（$B$）$\sim2.4-2.7$ mag）显著不同。估计上升时间为$12.0 \pm 3.0$天，明显短于SN 2005 hk或任何其他Ia SNe。快速上升表明$^{56}$ Ni分布可能延伸到外层或有效不透明度可能低于正常SNe Ia。晚相光谱比SN 2005 hk的发射谱线宽6- 8倍。如此高的发射线速度表明内部喷出物的密度分布比SN 2005 hk延伸得更…
2015-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical and near infrared observations of SN 2014ck: an outlier among the Type Iax supernovae
我们提出了一套全面的光学和近红外光度和光谱观测SN 2014 ck，从前极大到六个月后。这些数据表明SN 2014 ck在光度上几乎与SN 2002 cx相同，后者是名为SNe Iax的特殊瞬变类的原型。与SN 2002 cx相似，SN 2014 ck的亮度达到峰值$M_B=-17.37 \pm 0.15$等，并有一个后最大下降速率$Δm_{15} (B) = 1.76 \pm 0.15$等。然而，光谱序列显示出与SN 2008 ha相似的地方，后者比SN 2008 ha暗三个等，下降速度更快。特别是SN 2014 ck显示出极低的喷出物速度，最大值为$\sim 3000$ km s $^{-1}$，接近SN 2008 ha的测量值，是SN 2002 cx推断值的一半。SN 2014 ck的测热光变曲线与$^{56}$ Ni的$0.10^{+0.04}_{-0.03} M_{\odot}$的产生一致。几个铁峰特征的光谱识别，特别是在近红外线的钴II线，提供了一个明确的链接到超新星Ia。此外，窄Si，S和C功能的前最大光谱的检测表明热核爆炸机制。后期的相位谱显示出复杂的重叠允许和禁止的Fe，Ca和Co线。强[Ca~II] $λλ$ 7292、7324的出现再次反映了SN 2008 ha和SN 2002 cx的晚期光谱。与SN 2002 cx的光度相似性和与SN 2008 ha的光谱相…
2016-03-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modelling Type Ic Supernovae with TARDIS: Hidden Helium in SN1994I?
超新星（SNe）的光球光谱没有氢和氦的特征，通常被归类为Ic型超新星（SNe Ic）。然而，关于氦是否可以隐藏在超新星Ic的喷出物中（也就是说，氦存在于喷出物中，但在光谱中没有明显的特征）仍有争论。我们提出的第一个应用程序的快速，1-D辐射转移代码TARDIS的SN IC，我们调查的问题有多少氦可以隐藏在外层的SN IC喷出物。我们生成TARDIS模型附近，观察良好，广泛建模的SN IC 1994 I，我们执行一个代码比较不同的，完善的蒙特卡罗辐射传输代码。代码比较表明，TARDIS产生一致的合成光谱相同的喷出物模型的SN 1994 I。此外，我们进行了一个系统的实验，添加不同质量的外He壳到我们的SN 1994 I模型。我们发现，只有$0.05M_{\odot}$的外层He壳产生强烈的光学和近红外He光谱特征的SN 1994 I，这是不存在的观测，从而表明SN 1994 I喷出物几乎是完全缺乏He相比，典型的He-丰富的SN祖先的质量。最后，我们表明，我们的建模光谱的SN 1994 I的He I $λ$ 20851线伪等效宽度可以用来推断外He壳质量，这表明SNe Ic的NIR光谱后续将是至关重要的，以解决隐藏的氦问题的统计样本的SNe Ic。
2020-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wait for it: Post-supernova winds driven by delayed radioactive decays
在大多数天体物理学情况下，56 Ni到56 Co的放射性衰变通过电子捕获发生，固定半衰期为6.1天。然而，当原子核被完全电离时，这种衰变速率显著减慢，因为K壳层电子无法被捕获。在本文中，我们探讨了这些延迟衰变对可能在Ia型和Iax型超新星（SNe Ia和SNe Iax）中幸存的白矮星（WD）的影响。56 Ni和56 Co的延迟放射性衰变释放的能量驱动了幸存的WD表面的持续风，这有助于在大部分SN喷出物的发射消失后这些SNe的后期外观。我们使用恒星演化程序MESA计算了这些风的流体动力学演化和由此产生的光变曲线。我们的后SN Ia模型与SN 2011fe的后期观测相冲突，但我们初始条件的不确定性使我们无法排除幸存的WD供体的存在。更好的协议与观察是实现与我们的后SN Iax绑定残留物模型，提供证据表明，这些爆炸是由于爆燃吸积WD未能完全解开WD。未来的辐射转移计算和风模型利用爆炸模拟更准确的初始条件将扩展我们的研究放射性供电的风从后SN幸存的WD，并使其成为强大的判别各种SN Ia和SN Iax祖场景。
2016-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hubble Space Telescope and Ground-Based Observations of the Type Iax Supernovae SN 2005hk and SN 2008A
我们介绍了哈勃太空望远镜（HST）和地面光学和近红外观测SN 2005 hk和SN 2008 A，典型的Iax型超新星（SNe）的成员。在这里，我们专注于后期观测，这些对象偏离所有其他SN类型最显着。与其他超新星在后期阶段观测到的主要星云发射谱线不同，SNe 2005 hk和2008 A的光谱显示了Fe II、Ca II和Fe I超过最大光一年的谱线，以及窄的[Fe II]和[Ca II]发射。我们利用光谱特征来限制喷出物的温度和密度，并在后期发现了高密度，n_e >~ 10^9 cm^-3。如此高的密度应该会增强喷出物的冷却，使这些物体成为观察预期的“红外灾难”的良好候选者，这是超新星Ia模型的一个通用特征。然而，我们对SN 2008 A的HST测光与红外灾难的预测不符。此外，我们的HST观测排除了“完全爆燃”，完全破坏了这些奇特的SNe的白矮星，没有证据表明在后期有未燃烧的物质。爆燃爆炸模型，留下一个绑定的残留物可以匹配一些观察到的属性SNe Iax，但没有公布的模型是一致的，我们所有的观察SNe 2005香港和2008 A。
2014-04-25 astro-ph.CO astro-ph.SR
Dimming the Lights: 2D Simulations of Deflagrations of Hybrid C/O/Ne White Dwarfs using FLASH
本研究使用 FLASH 软件对混合 C/O/Ne 白矮星前体星的爆燃过程进行 2D 模拟，探讨其作为 Iax 型超新星模型的可行性，发现模拟的 Ni 产量与观测相符但总产量和动能偏低。
2023-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Progenitor System of the Type Iax Supernova 2014dt in M61
我们呈现了M61中Iax型超新星（SN Iax）2014 dt爆炸前和爆炸后的哈勃太空望远镜图像。在对这些图像进行天体测量校准后，我们在爆炸前图像中SN的位置没有检测到任何恒星源，相对较深的极限（M_F438W > -5.0等和M_F814W > -5.9等的3西格玛极限）。这些极限与SN 2012 Z的前身系统（M_F435 W = -5.43 +/- 0.15和M_F814 W = -5.24 +/- 0.16等）的光度相似，这是SN Iax爆炸前图像中唯一可能探测到的前身系统，事实上，任何白矮星超新星都是如此。SN 2014 dt与SN 2012 Z所建议的C/O白矮星/氦星伴星祖先系统一致，尽管可能有一个稍微小一些或热一些的供体。这些数据也与SN 2014 dt有一颗低质量红巨星或主序星伴星相一致。这些数据排除了M_init > 16 M_sun的主序星和M_init > 8 M_sun的大多数演化恒星是SN 2014 dt的祖先。热的沃尔夫-拉叶星也是允许的，但是附近缺乏明亮的光源使得这种情况不太可能发生。SN 2014 dt距离我们很近（D = 12 Mpc），因此是长期观测的理想目标，大约2年内的图像可能会探测到伴星或其前身白矮星的发光残骸。
2014-12-02 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The early phases of the type Iax supernova SN 2011ay
我们提出了一个特殊的超新星2011 ay的早期阶段的详细研究的基础上获得的BVRI测光在Konkoly天文台，匈牙利，和光学光谱所采取的Hobby-Eberly望远镜在麦当劳天文台，得克萨斯州。使用SYN++和SYNAPPS进行的光谱分析证实SN 2011 ay属于最近定义的SNe Iax类，这也得到了它的光和颜色曲线的支持。最大亮度附近的光球温度估计值为T_{phot} ~ 8，000 K，低于大多数Ia型超新星，这导致SN 2011 ay的光谱中出现强烈的Fe II特征，即使在早期阶段也是如此。我们还表明，强烈的混合与金属功能（钛II，铁II，钴II）的直接分析的广泛的光谱特征非常困难，这可能是真实的所有SNE IAX。我们发现两种光谱模型都能充分描述观测到的光谱，但它们的光球速度至少相差3,000 km/s。通过对SN~ 2011 ay的紫外-可见光谱能量分布的积分，拟合了SN~ 2011 ay的准测辐射热光变曲线。用修正的Arnett模型拟合L_{bol}（t），得到爆炸时刻和其它物理参数，即达到最大值的上升时间、^{56}Ni质量和总喷出物质量分别为t_{rise} ~14 +/-1天、M_{Ni} ~0.22 +/-0.01 M_{sol}和M_{ej} ~0.8 M_{sol}。
2015-08-03 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
SN2025aico: An Interesting Case Of $^{56}$Ni Mixing, Ejecta Asymmetries, and Dust Formation in a Type IIb Supernova
The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Institute of Science Tokyo（东京科学大学）
本研究通过多波段观测揭示IIb型超新星SN2025aico中$^{56}$Ni有限混合、抛射物不对称及新尘埃形成，连接了前身星演化与爆炸物理。
2026-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of knots in the supernova type Iax remnant Pa 30
Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学与技术研究所）
通过双子座北望远镜窄带成像，发现超新星Iax遗迹Pa 30的喷出物纤维由级联结节构成，并测得中心恒星无大横向冲力，为纤维起源演化模型提供新约束。
2026-10-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Observations of the low-luminosity Type Iax supernova 2019gsc: a fainter clone of SN 2008ha?
本文介绍了从g波段最大值到最大值后50天的光度学和光谱学观测结果，这一期间内，Iax型SN 2019 gsc的视r波段亮度为22.48+/-0.11等。SN 2019 gsc的最大亮度仅为M_g = -13.58 +/-0.15等。这些光变曲线参数与SN 2008 ha的实测值相当，峰值时M_g = -13.89 +/-0.14 mag，Δ（m_15）_g = 1.80 +/- 0.14 mag SN 2019 gsc的光谱特征也类似于SN 2008 ha的光谱特征。这包括极低的喷出物速度在最大，约3,000公里/秒，并在后期（相位+54天）强禁止铁和钴线，以及禁止和允许钙的功能。此外，与SN 2008 ha类似，SN 2019 gsc的热辐射光变曲线与0.003 +/- 0.001 Msol的镍产量一致。爆炸参数M_ej = 0.13 Msol，E_k = 12 x 10 E48 erg，与SN 2008 ha的爆炸参数相似。我们估计SN 2019 gsc的宿主星系在太阳下的氧丰度，（12 + log 10（O/H）= 8.10 +/- 0.18 dex），与SN 2008 ha同样的贫金属环境一致。总而言之，我们的SN 2019 gsc数据集表明，这是一个小型但不断增长的极端SN Iax组的成员，包括SN 2008 ha和SN 2010 ae。
2020-06-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Iax Supernovae: A New Class of Stellar Explosion
我们描述了Iax型超新星（SNe Iax）的观测性质，包括SNe观测类似于其原型成员SN 2002 cx。该类目前有25名成员，我们目前的光学光度学和/或光学光谱学，他们中的大多数。超新星Iax在光谱学上与超新星Ia相似，但具有较低的最大光速（2000 < |v| < 8000 km/s），典型的峰值星等较低（-14.2 > M_V，峰值> -18.9等），并且大多数都有热光球。相对于Ia型超新星，Iax型超新星由于其光变曲线的形状而具有较低的光度。光度和光变曲线形状之间存在着相关性，类似于Ia型超新星，但偏离Ia型超新星，散射更大。尽管主星系的形态分布高度偏向于晚型星系，在椭圆星系中没有发现任何SNe Iax，但有几个迹象表明祖星是白矮星（WD）：在最大光光谱中有C/O燃烧的证据，喷出物质量低，后期光谱中有强的Fe线，缺乏X射线探测，以及SN位置对大质量恒星和恒星形成的深度限制。然而，两个SNe Iax在它们的光谱中显示出强的He线。祖系统和爆炸模型，最适合所有的数据是一个二元系统的C/O WD吸积物质从一个他的明星，并有显着的爆燃。至少在某些时候，这种爆炸不会扰乱WD。我们估计，在给定的体积中，每100个SNe Ia产生31^+17_-13 SNe Iax，并且在z = 0时，SNe Ia产生的每1 M_sun的铁，SNe Iax产生0.052^+0.017_-0.014 M_…
2013-02-04 astro-ph.CO astro-ph.SR
Traces of Helium Detected in Type Ic Supernova 2014L
Michigan State University（密歇根州立大学）；University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Agile Robots AG（敏捷机器人股份公司）
研究通过光谱建模和贝叶斯推断，发现Ia型超新星2014L中存在氦，推翻了无氦的分类标准，揭示了外层物质密度分布特征。
2026-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Circumstellar properties of Type Ia supernovae from the helium star donor channel
我们研究了具有非简并氦恒星供体的Ia型超新星祖先系统的预测拱星性质。有人认为，由碳+氧白矮星和氦星组成的系统可能导致Ia型超新星爆炸。氦星施主通道的双星演化计算预测，在Ia型超新星爆炸时，这样的祖先系统要么处于稳定的氦壳燃烧阶段，要么处于弱的氦壳闪光阶段。通过从我们以前的研究中采取的二进制演化模型，我们表明，大部分的祖先系统与氦星供体有足够低的密度来解释目前未检测到的射电发射Ia型超新星。在Ia型超新星爆发时，大多数处于弱氦壳闪光阶段的祖星系统，可能主导了瞬时（短延迟时间）的Ia型超新星种群，它们的星周密度都很低，并且有一颗微弱的氦星施主，这是SN 2011 fe和SN 2014 J没有探测到射电辐射和爆炸前伴星的原因。我们还发现了一些祖先系统，这些系统与在Iax SN 2012 Z型爆炸位置确定的伴星候选者的性质一致。
2019-07-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-LTE analysis for Helium and Strontium lines in the kilonova AT2017gfo
Kilonova光谱记录了中子星合并中合成元素的有价值的信息。在与GW 170817相关的千诺瓦（kilonova）AT 2017 gfo中，以8000埃为中心的光谱特征被解释为由单离子化锶产生的P-天鹅座轮廓。最近，Perego等人（2022）提出氦10833线可以作为该特征的另一种解释。在这里，我们研究了非局部热力学平衡下的谱线特征。我们发现，通过阻止放射性衰变产物使喷出物电离，可以显著增强谱线形成区附近的电离态。我们计算的kilonova谱的假设下，球对称和均匀的元素分数的线形成的区域。我们发现，当喷出物中的氦质量分数为0.2%时，在观测到的$1.43$ -$4.40$天的光谱中，可以再现天鹅座的特征。质量分数为$1\%$的锶也能够在$\sim 1.5\,$天产生吸收特征，但由于放射性衰变产物的电离，其随时间变弱。He线签名的强度敏感地取决于前两个时期的UV强度。通过$r$工艺元件对UV线覆盖的进一步建模以及光$r$工艺元件的光学性质对于区分氦和锶特征将是至关重要的。He的质量分数是一个很好的指标，喷出物熵，使我们能够探测质量喷射机制。
2023-02-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass Loss and Subsequent Thermal Evolution of Surviving Helium White Dwarfs Shocked by Thermonuclear Supernovae
本文通过三维流体动力学模拟和MESA演化模型，研究Ia型超新星冲击下幸存氦白矮星伴星的质量损失与后续热演化，建立了质量损失比例与压力比的关系，并用于解释观测到的超高速白矮星及约束超新星遗迹。
2025-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Physics-driven Explosions of Stripped High-Mass Stars: Synthetic Light Curves and Spectra of Stripped-Envelope Supernovae with Broad Lightcurves
本研究通过辐射转移模拟分析了剥离包层超新星，发现高抛射物质量模型的光变曲线与观测一致但峰值光度不符，且常用解析公式高估抛射物质量，而Haynie方法将误差降至20%，同时氦谱线强度受多种因素复杂影响。
2024-12-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Helium Abundance in the Ejecta of U Scorpii
天蝎座U是一颗周期性的新星，已经在10次爆发中被观察到，最近一次是在2010年。我们目前的近红外光谱和光学光谱的2010年爆发的U斯科。从同时进行的光学和近红外观测中，发现U Sco的红化为$E(B-V) = 0.14\pm0.12$，与以前的测定一致。光谱显示的线宽和配置文件的演变与以前的爆发是一致的。发现宽分量中的速度高达14000 kms $^{-1}$，窄线分量中的速度高达1800 kms $^{-1}$，由于光学深度的变化，窄线分量在第8天左右变得可见。从光谱中，我们从最可靠的谱线中得出了氦丰度$N$（He）/ $N$（H）$ = 0.073\pm0.031$;这低于大多数其他估计值，并表明次级并不像以前的研究所建议的那样富含氦。
2011-09-13 astro-ph.SR
On the fate of the secondary white dwarf in double-degenerate double-detonation Type Ia supernovae
Ia型超新星的起源系统和爆炸机制仍然是未知的。目前最受青睐的祖先包括双简并系统，由两个碳氧白矮星和薄氦壳组成。在双爆方案中，剧烈的吸积导致氦在质量更大的主白矮星上爆炸，在其核心变成碳爆炸并将其爆炸。我们研究了次级白矮星的命运，重点是如果次级白矮星也爆炸而不是幸存下来，爆炸的喷出物和可观测量的变化。我们模拟了一个$1.05\,\mathrm{M_\odot}$和一个$0.7\,\mathrm{M_\odot}$碳氧白矮星的双星系统，每个都有$0.03\,\mathrm{M_\odot}$氦壳。我们遵循系统自洽地从螺旋到点火，通过爆炸，到合成观测。我们证实，主要的白矮星爆炸自洽。然而，第二颗白矮星周围的氦爆炸并没有引发碳爆炸。我们重新开始模拟点燃二级白矮星中的碳爆炸，并比较两次爆炸的喷出物和可观测量。我们发现在$v~>~15\,000$ \，km\，s $^{-1}$处的外层喷出物是不可分辨的。直到爆炸后的$\sim~40\,\mathrm{d}$，光变曲线和光谱都非常相似，喷出物比猛烈合并模型更接近球形。内部喷出物的差异显着减缓的下降速率的测辐射热的光变曲线后，最大的模型与二次爆炸的$\sim20$百分之。我们预计未来的合成三维星云光谱，以确认或排除任何一种模型。
2022-10-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Still Brighter than Pre-Explosion, SN 2012Z Did Not Disappear: Comparing Hubble Space Telescope Observations a Decade Apart
Iax型超新星是最大的一类奇特的白矮星超新星。NGC 1309中的Iax SN~ 2012 Z型超新星是唯一一颗在爆炸前观测中发现的具有祖先系统的白矮星超新星。SN~ 2012 Z之前拍摄的深\textit{Hubble Space Telescope}图像显示了一个明亮的蓝色光源，我们将其解释为爆炸的白矮星的氦星伴星（供体）。我们在这里提出的晚时间\textit{HST}的意见采取$\sim$ 1400天后爆炸，以测试这个模型。我们发现SN光变曲线可以经验地用星等单位的指数衰减模型拟合。拟合的渐近亮度在我们最新测量的$10\%$范围内，大约是爆炸前光源亮度的两倍。光变曲线的下降太慢，不能由$^{56}$ Co或$^{57}$ Co衰变提供动力：如果放射性衰变是主要的动力源，则它必须来自半衰期较长的物质，如$^{55}$ Fe。与星周物质的相互作用可能有助于光变曲线，也可能是伴星的激波加热。伴星模型低估了观测到的光通量，在这些时期产生了大部分紫外光通量。白矮星部分分裂后留下的放射性加热的束缚残余物也能够产生观测到的过量晚期通量。我们的分析表明，总的喷出物+残余质量是一致的Iax型超新星的范围内的Erasekhar质量。
2021-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium in Double-Detonation Models of Type Ia Supernovae
双爆轰爆炸模型一直被认为是解释天体物理瞬变与广泛的光度范围的候选人。在这个模型中，一颗碳氧白矮星在表面氦层爆炸后爆炸。这种爆炸机制的一个潜在特征是在外部喷出物中存在未燃烧的氦，这些氦是从表面氦层遗留下来的。在本文中，我们提出了简单的近似估计的光学深度的重要的He I线在喷出物的双爆轰模型。我们使用这些近似计算合成光谱，包括他我线，从流体动力学爆炸模拟获得的双爆轰模型。具体来说，我们专注于光球相位预测的近红外10830 ~和2 $μ$ m线的He I。我们首先考虑一个光度大致对应于正常超新星Ia的双爆轰模型。这个模型有一个爆炸后未燃烧的He质量为0.03 $M_{\odot}$，我们的计算表明，2 $μ$ m的功能预计将非常弱，但10830 ~功能可能有适度的不透明度在外部喷出物。因此，我们认为，一个中等到弱的He I 10830 π ~功能可能会形成在双爆轰爆炸时代周围的最大光。然而，模型预测的未燃氦的高速（$\sim 19,000$ ~km~s $^{-1}$）意味着He I 10830 Å~特征可能与以较低速度形成的C I 10690 Å~线混淆或混合。我们还提出了一个较低质量（低光度）的双爆轰模型，它有一个爆炸后的He质量为0.077 $M_{\odot}$的He I 10830 ~和2 $μ$ m线的计算。在这种情况下，我们考虑的He I特征都很强，可以提供双爆轰机制的明确…
2016-11-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-LTE Ionization Modeling for Helium and Strontium in Neutron Star Merger Ejecta
Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文研究所）；Division for the Establishment of Frontier Sciences, Organization for Advanced Studies, Tohoku University（东北大学先进研究组织前沿科学部）；Center of Gravitational Physics and Quantum Information, Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University（京都大学汤川理论物理研究所引力物理与量子信息研究中心）；Frontier Research Institute for Interdisciplinary Sciences, Tohoku University（东北大学跨学科科学前沿研究所）；Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理研究所（爱因斯坦研究所））；Research Center for the Early Universe, Graduate School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学研究科宇宙早期现象研究中心）
研究通过非局部热力学平衡离子化模型分析中子星并合喷射物中的氦和锶，确定其对1μm吸收特征的贡献，揭示r过程核合成的条件。
2026-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
