Oxygen emission in remnants of thermonuclear supernovae as a probe for their progenitor system
热核超新星爆炸数值模拟的最新进展为研究Ia型超新星的祖先提供了一个独特的机会。将最先进的爆炸模型与超新星遗迹演化的详细流体动力学模拟和用于X射线发射计算的最新原子数据相结合，可以为超新星遗迹阶段创建逼真的合成X射线光谱。将这些光谱与超新星遗迹的高质量观测结果进行比较，可以限制爆炸机制和超新星的前身。本研究特别侧重于年轻超新星遗迹中的氧发射线特性，因为不同的爆炸情景预测了这种元素的不同数量和分布。对大麦云云中超新星遗迹的软X射线光谱分析和对不同爆炸情景的遗迹模型的对抗表明，SNR 0509-67.5可能来自延迟爆炸，SNR 0519-69.0可能来自富氧合并。
2015-03-25 astro-ph.HE
The class of supernova progenitors that result from fatal common envelope evolution
我构建了一类超新星和超新星的祖先，导致致命的共同信封演变（CEE）。致命的CEE祖先是恒星双星系统，其中一颗伴星螺旋进入巨星的外壳并与核心合并。伴星可以是一颗中子星（NS;或黑洞），它摧毁了核心，形成了一颗普通的包层喷流超新星（CEJSN），也可以是一颗白矮星（WD），它与核心合并，形成了一颗大质量的WD，后来可能会爆炸成Ia型超新星（核心简并的情况），或者是一颗主序星伴星。在后一种情况下，结果可能是蓝巨星的核心坍缩超新星（CCSN），IIb型或Ib型的CCSN。另一个成员是两颗巨星合并，两个核心相互螺旋，形成一个巨大的核心，后来爆炸为CCSN，带有大量的星周物质（CSM）。我讨论这个类的成员，他们的特点，以及他们的共同属性。我发现，致命的CEE事件占所有CCSNe的$\approx 6-10 \%$，并提出的可能性，一个奇特的和罕见的超新星的结果，从致命的CEE的大部分。对这些超新星祖先的研究将带来对其他类型的超新星祖先以及CEE结果的见解。
2019-03-27 astro-ph.HE
Progenitors of Recombining Supernova Remnants
通常的超新星遗迹要么有电离等离子体，要么有处于碰撞电离平衡的等离子体，即，电离温度低于或等于电子温度。然而，重组超新星遗迹的存在，即，超新星遗迹的电离温度高于电子温度，最近得到证实。一个建议的方法是在超新星爆炸时有一个致密的星周介质，以使超新星遗迹中的等离子体重新组合。如果星周介质足够致密，在超新星遗迹演化的早期阶段就可以建立碰撞电离平衡，激波离开致密星周介质后发生绝热冷却，使电子温度低于电离温度。我们研究了几个超新星祖先周围的星周介质，并显示哪些超新星祖先可以有一个星周介质，这是足够密集的，以建立碰撞电离平衡后不久爆炸。我们发现，红超巨星（特别是大质量红超巨星）周围的星周介质和密度足以形成IIn型超新星的星周介质在爆炸后不久就能建立碰撞电离平衡，并能演化为重组超新星遗迹。沃尔夫-拉叶星和白矮星有可能重组超新星遗迹，但预计比例非常小。由于红超巨星爆炸的发生率远高于IIn型超新星，因此重组超新星遗迹的主要祖先可能是红超巨星。
2012-03-26 astro-ph.HE
On the importance of progenitor asymmetry to shock revival in core-collapse supernovae
核心坍缩超新星（CCSNe）的祖先星在其生命的后期阶段由于湍流对流而不对称波动。前超新星阶段的不对称性最近引起了人们的注意，作为一个新的成分，以促进休克复苏的延迟中微子加热机制。在本文中，我们调查的重要性，祖不对称性休克复苏的半解析方法。自由参数的选择使得激波半径和质量吸积率的时间演化与CCSNe在球对称中的详细数值模拟结果相容。我们首先估计的冲击波复苏所需的冲击波的冲击波前流的脉冲变化的背景下，中微子加热机制的不对称性的振幅，然后转换到相应的振幅在前超新星阶段，考虑到增长的不对称性在下降过程中。我们将我们的模型应用于各种类型的祖先，发现超新星前不对称的必要幅度大约是目前恒星演化模型预测的三倍，除非其他额外的物理成分，如多维流体不稳定性和湍流对流后冲击流援助休克复苏。因此，我们认为，在现实中，祖先不对称性并不能以冲动的方式触发休克复苏，而是起着辅助作用。
2018-11-13 astro-ph.HE
The Impact of Progenitor Mass Loss on the Dynamical and Spectral Evolution of Supernova Remnants
现在有大量的证据表明，一些核心坍缩超新星的祖先在爆炸前经历了增强或极端的质量损失。这种质量损失的印记可以在核心坍缩后数天到数年的时间尺度上在膨胀的冲击波的光谱和动力学中观察到，并且在超新星演化到残余阶段之后，光谱和动力学演化的影响可能会持续很长时间。在本文中，我们提出了第一次，在很大程度上自洽的端到端的模拟大质量恒星的演化，从主序前，通过核心崩溃，并进入残余阶段。我们提出了三个模型，比较和对比祖质量损失的历史如何影响的动力学和光谱演化的超新星和超新星遗迹。我们研究了一个模型，其中只包括稳定的质量损失，一个模型与增强的质量损失超过一段时间的$\sim$ 5000年前核心崩溃，和一个模型与极端的质量损失超过一段时间的$\sim$ 500年前核心崩溃。这些模型并不是为了解决任何特定的超新星或超新星遗迹，而是为了强调祖先进化在超新星和超新星遗迹的可观测质量中所起的重要作用。通过比较这三种不同的祖先演化方案，我们发现，在后期阶段（在核心碳燃烧期间和之后）的质量损失可以有一个深刻的影响的动力学和光谱演化的超新星遗迹几个世纪后的核心崩溃。
2017-08-16 astro-ph.HE
Discovery of Double-Ring Structure in the Supernova Remnant N103B: Evidence for Bipolar Winds from a Type Ia Supernova Progenitor
超新星遗迹（SNR）的几何结构提供了揭示其祖先爆炸前演化的线索。在这里，我们提出了一个X射线研究N103 B（0509-68.7），一个Ia型SNR的大麦云，这是已知的是与密集的拱星物质（CSM）的相互作用。应用我们的新方法进行特征提取深钱德拉观测，我们已经成功地解决了CSM，富铁喷出物，和中等质量元素（IME）喷出物的组成部分，并揭示了他们的空间分布。值得注意的是，IME喷出物组件表现出双环结构，这意味着SNR扩展成沙漏形腔，从而形成双极气泡的喷出物。这种解释是支持更多的定量光谱，揭示了一个明确的双峰的IME喷出物的电离状态的分布。这些观测结果可以自然地解释，如果祖双星系统在爆炸前在轨道平面上形成了一个密集的CSM环面，进一步证明SNR N103 B起源于一个单简并的祖星。
2021-03-13 astro-ph.HE
Observational evidence for high neutronization in supernova remnants: implications for Type Ia supernova progenitors
碳-氧白矮星爆炸成为Ia型超新星（SN Ia）的物理过程仍然非常不确定。超新星Ia喷发物中的中子化程度为这一过程提供了线索，因为它取决于恒星祖先的质量和金属丰度，以及爆炸前的热力学历史。本文报道了一种利用Ia型超新星遗迹X射线谱中的Ca和S谱线来确定喷出物中子化的新方法。应用该方法对银河系中的Tycho、Kepler、3C 397和G337.2 $-$ 0.7以及大麦云云中的N103 B的\textit{Suzaku}数据进行了计算，发现N103 B中喷出物的中子化与Tycho和Kepler的相当，这表明母源金属丰度不是Ia超新星中子化的唯一来源。然后，我们使用一个网格的超新星Ia爆炸模型来推断我们的SNRs的恒星祖先的金属丰度。3C 397，G337.2 $-$ 0.7和N103 B的隐含金属丰度与当地恒星金属丰度分布函数相比是主要的异常值，表明可以排除祖先金属丰度作为这些SNR的中子化起源。虽然喷出物的中子化和等效的祖金属丰度之间的关系是受到来自$^{12}$ C $\,$ + $^{16}$ O反应速率，这会影响Ca/S的质量比的不确定性，我们的主要结果是不敏感的这些细节。
2017-06-28 astro-ph.HE
Violent mass ejection by the progenitors of the brightest planetary nebulae: supernova progenitors
本文通过分析银河系最亮行星状星云的形态，提出剧烈双星相互作用（如公共包层并合）是其主星云的主要抛射机制，并指出此类系统可能是Ia型超新星的前身星。
2023-12-05 astro-ph.HE
It Takes Two: nucleosynthesis in core-collapse supernova simulations of binary-star progenitors
Technische Universität Darmstadt（达姆施塔特工业大学）；GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung GmbH（GSI亥姆霍兹重离子研究中心）；Max-Planck-Institut für Kernphysik（马克斯·普朗克核物理研究所）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Argelander Institut für Astronomie（阿尔兰德天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）
本研究通过模拟单双星前身星核心坍缩超新星，发现双星前身星更易爆炸，且小α链网络可近似能量与镍丰度，但钛铬铁同位素产额受网络大小影响。
2026-10-07 astro-ph.HE
Constraining Type Ia Supernova Progenitor Scenarios with Extremely Late-time Photometry of Supernova SN 2013aa
我们提出了哈勃太空望远镜观测和光度测量Ia型超新星（SN Ia）SN 2013aa爆炸后1500天。在这个时期，光度主要由放射性${}^{57}\textrm{Co}$和${}^{55}\textrm{Fe}$的量决定，而在更早的时期，光度取决于放射性${}^{56}\textrm{Co}$的量。奇数和偶数同位素的比例在很大程度上取决于SN爆炸时祖先白矮星的密度，而这又取决于点火时祖先系统的细节。通过对SN 2013 aa的整个光变曲线的综合分析，我们测量到$0.02^{+0.01}_{-0.02}$的$M({}^{57}\textrm{Co})/M({}^{56}\textrm{Co})$比率，这表明在爆炸时，祖先白矮星的中心密度相对较低，与双简并祖先通道一致。我们估计了$M({}^{56}\textrm{Ni}) = 0.732 \pm 0.151\:\mathrm{M_{\odot}}$，并对${}^{55}\textrm{Fe}$的丰度设定了上限。最近的一项研究报告了$M({}^{57}\textrm{Co})/M({}^{56}\textrm{Co})$和四个Ia型SNe的拉伸之间可能的相关性。然而，SN 2013aa并不符合这一趋势，这表明SN 2013aa要么是一个极端的离群值，要么相关性在更大的样本中不成立。用测光法在极晚期测量的Ia超新星扩展样本的$M({}^{5…
2018-04-13 astro-ph.HE
Double explosions and jet formation in GRB-supernova progenitors
长伽玛暴的前身，以及一般的核心坍缩超新星，可能有两个独立的机制驱动外流：准各向同性中微子驱动的超新星爆炸，然后是由伽玛暴中心引擎、黑洞或磁星驱动的高度准直的相对论外流。我们考虑了GRB驱动的第二次爆炸通过由主超新星激波通过产生的膨胀包层传播的动力学。在中心核之外，在SN激波爆发产生的陡峭密度梯度区域，加速的次级准球形GRB激波变得不稳定，在某些条件下，当流动几乎完全沿着近似圆柱形的准直通道膨胀时，可能形成高度准直的射流，即“烟囱”。因此，弱非球形驱动和/或风腔的非球形初始条件可产生高度非球形的喷射流出。对于亮度恒定的GRB中央引擎，当包线ρ~ r^{-ω}中的密度梯度比ω>4陡时，会出现这种情况。
2010-09-03 astro-ph.HE
Probe for Type Ia supernova progenitor in decihertz gravitational wave astronomy
一般认为Ia型超新星是碳氧白矮星（WD）的热核爆炸。然而，目前对导致爆炸的事件没有达成共识。WD双星（WD-WD）合并可能是Ia型超新星的前身。天基引力波探测器，如DECi-hertz干涉仪引力波观测站，在分赫兹范围内具有相当高的灵敏度，可以直接观测WD-WD合并。因此，进入GWs的deci-Hz波段将使Ia型超新星的多信使观测能够确定它们的祖先和爆炸机制。本文利用邻近星系表和Ia超新星与宿主星系的关系，考虑了WD-WD合并的事件率和每年观测一次WD-WD合并的最小探测距离。此外，我们计算DECIGO的本地化WD-WD合并，并确定群众的二进制合并的能力。我们估计，deci-Hz GW天文台可以检测到GWs的振幅$h\sim10^{-20}[\rm Hz^{-1/2}]$在0.01-0.1 Hz，这是1000倍以上的检测极限的DECIGO。假设Ia超新星的祖先正在合并WD-WD（$1M_{\odot}-0.8M_{\odot}$），DECIGO预计将在$z=0.08$内探测到6600个WD-WD合并，并仅使用GW探测来识别$z\sim0.065$内这种WD-WD合并的宿主星系。
2022-09-14 astro-ph.HE
Diagnosing the Structure of Massive Stars with Galactic Supernova Neutrinos
有人认为，一颗恒星是否爆炸，以及它表现出什么样的爆炸性质，在很大程度上取决于其前身的核心结构。我们提出了101个轴对称的核心塌陷超新星模拟的结果与祖先跨越初始质量的范围从10.8到75太阳质量，并专注于他们的连接到紧凑的祖先的核心。我们的模拟证实了在吸积阶段发射的中微子和祖的紧凑性之间的相关性。我们认为，在前几百毫秒期间观察到的中微子事件的比率可以用来推断祖先的内部质量密度结构。
2018-04-30 astro-ph.HE
Hydrodynamics and Nucleosynthesis of Jet-Driven Supernovae II: Comparisons with Abundances of Extremely Metal-Poor Galaxies and Constraints on Supernova Progenitors
本文通过二维流体动力学模拟喷流驱动超新星，研究前身星质量、质量截断和非球性对元素丰度的影响，并与极贫金属星系观测比较，证明非球形爆炸对其化学演化的重要性。
2024-10-18 astro-ph.HE
Pre-supernova neutrino emissions from ONe cores in the progenitors of core-collapse supernovae: are they distinguishable from those of Fe cores?
旨在区分两种类型的核心坍缩超新星的祖先，即，一个核主要由氧和氖组成（简称ONe核），另一个核主要由铁（或Fe核）组成，我们计算了这两个核在引力坍缩前发射的中微子的光度和光谱，并考虑了中微子振荡。我们发现从ONe核以$\barν_e$形式发射的总能量为$\lesssim 10^{46}\ {\rm erg}$，其远小于Fe核的$\sim 10^{47}\ {\rm erg}$。另一方面，ONe核的平均能量是Fe核的两倍。在ONe核中由等离子体衰变产生的中微子比在两个核中由电子正电子湮没产生的中微子多，但它们的平均能量$\lesssim 1\ {\rm MeV}$低得多。虽然即使ONe核位于距离地球200 $\ $ pc以内也很难探测到超新星前中微子，但我们预计KamLAND和Super-Kamiokande的Fe核分别会发生$ \sim 9 - 43$和$\sim 7 - 61$事件，这取决于前身质量和中微子质量等级。如果我们设想像JUNO这样的下一代探测器，这些数字可能会增加一个数量级。因此，我们将能够通过检测到或未检测到超新星前中微子（如果它们足够接近的话）（$\lesssim1\ {\rm kpc}$）来区分这两种类型的祖先。
2015-06-08 astro-ph.HE
Revival of The Stalled Core-Collapse Supernova Shock Triggered by Precollapse Asphericity in the Progenitor Star
大质量恒星高级核燃烧阶段的多维模拟表明，超新星前恒星的Si/O层与通常假设的超新星前恒星结构的球形对称性有很大的偏差。我们进行了三维核心塌陷超新星模拟与非球面速度扰动，以评估其潜在的影响，在失速激波阶段的超新星流体动力学。我们的研究结果表明，现实的扰动可以定性地改变后反弹的演变，触发爆炸的模型，未能爆炸没有他们。这一发现强调了对恒星演化的前超新星阶段进行多维处理的必要性。
2013-10-16 astro-ph.HE
Discriminating the Progenitor Type of Supernova Remnants with Iron K-Shell Emission
超新星遗迹（SNRs）保留了关于其母爆炸和其祖先留下的星周物质的关键信息。然而，超新星喷出物和周围介质之间相互作用的复杂性往往模糊了这一信息，并且对于经过充分研究的遗迹的基本祖先类型（Ia或核心塌陷）仍然不确定并不罕见。在这里，我们提出了一个强大的新的观测诊断，以区分祖细胞类型和限制周围介质密度的信噪比仅使用铁K壳层X射线发射。我们分析了所有现存的朱雀观测的信噪比和检测铁K α发射从23个年轻或中年的遗迹，包括五个第一次检测（IC 443，G292.0+1.8，G337.2-0.7，N49，和N63 A）。铁K α质心清楚地分开祖类型，富铁喷出物在Ia型遗迹显着低于核心崩溃SNRs电离。在每一个祖先组，铁K α光度和质心是很好的相关性，与更明亮的物体具有更高的电离铁。我们的研究结果表明，爆炸类型和周围的介质密度之间有很强的联系，并建议Ia型超新星的祖先没有实质性地改变其周围的半径高达几个秒差距。我们还检测到的K壳层辐射复合连续的铁在W 49 B和IC 443，这意味着在这些核心崩溃残留物的早期演化阶段的强烈的拱星相互作用。
2014-03-20 astro-ph.HE
Upper limits on the luminosity of the progenitor of type Ia supernova SN2014J
我们分析了钱德拉对SN 2014 J在M82中位置的爆炸前观测的档案数据。在数据中没有检测到这个位置的X射线源，我们计算了祖先亮度的上限。这些上限使我们能够坚定地排除一个清晰的超软X射线源祖光球半径相当于半径的白矮星附近的卡拉塞卡质量（~1.38 M_太阳）和质量吸积率的间隔，稳定的核燃烧可以发生。然而，由于超新星的光学观测暗示了相对较大的氢柱密度，我们不能排除具有较低温度的超软源，kT < 80 eV。我们发现超新星位于一个大的软漫射发射结构的中心，大约200 pc宽。该气体的质量约为3x10^4 M_sun，冷却时间短，tau_cool约为8 Myrs，表明它是一个超新星膨胀的超级气泡，与最近的恒星形成区域有关。如果SN 2014 J确实位于气泡内，它可能属于Ia型超新星的瞬发族群，延迟时间短至约5000万年。最后，我们分析了现有的一个后超新星钱德拉观测，并将超新星本身的X射线光度上限定为~（1-2）10^37 erg/s。
2014-02-12 astro-ph.HE
Exploration of Aspherical Ejecta Properties in Type Ia Supernova: Progenitor Dependence and Applications to Progenitor Classification
经过仔细观察，发现几次热核超新星（SNe Ia）的爆炸都表现出偏离球面对称的现象。例如，INTEGRAL/SPI测量的SN 2014 J的伽马射线线，以及来自更古老遗迹（如第谷）的放射性同位素的形态信息。对Ia型超新星点火几何形状和燃烧形态等参数的影响尚缺乏系统的研究。我们使用一个二维流体动力学程序与后处理核合成和模拟的双重爆轰在亚亚阿布拉塞卡质量的碳-氧白矮星开始的核失控积累的He信封走向中断的白矮星。我们探索潜在的多样性，通过四个触发的情况下，采样主要的不对称驱动程序。我们进一步研究了它们对基于单个元素的喷出物的非球面结构的全球影响。我们将结果应用于观测良好的SN 2014 J和其他最近观测到的SN遗迹，以说明这些新的观测数据与其他观测到的数量一起如何有助于限制超新星Ia的爆炸和祖先。
2021-03-12 astro-ph.HE
Supernova lightCURVE POPulation Synthesis II: Validation against supernovae with an observed progenitor
我们使用的超新星光变曲线人口合成的结果来预测可能的超新星光变曲线的范围所产生的人口的单星祖先，导致IIP型超新星。我们计算了多种不同的初始质量，爆炸能量，镍质量和镍混合模型，然后将其与IIP型超新星进行比较，并提供详细的光变曲线数据和爆炸前成像祖约束。在一个很好的拟合得到的意见，我们能够实现初始的祖和镍质量估计从超新星的光变曲线是可比的精度从祖成像。对于11个IIP超新星中的两个，我们认为我们的拟合很差，这表明在我们的综合中应该包括更多的祖先模型，或者我们的假设，关于恒星质量损失率或恒星演化的快速最后阶段等因素，在某些情况下可能需要重新审视。利用我们的分析结果，我们能够表明，大多数的IIP型超新星的爆炸能量的数量级的log（E_exp/ergs）=50.52+/-0.10和镍的量在超新星和混合的量可能有依赖于初始祖质量。
2019-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio Supernovae: Circum-Stellar Investigation (C.S.I.) of Supernova Progenitor Stars
在爆炸之前，超新星前身在恒星风中慢慢失去大量的氢包层。爆炸后，冲击波与风相互作用产生同步辐射。一年的无线电观测使我们能够探索一千年的祖先进化。EVLA和SKA将代表我们探索大量超新星祖先恒星爆炸前生命的能力的一个数量级以上的改进。它将使我们超越粗糙的光学分类，并对大质量恒星如何生存和死亡有更深的物理理解。
2009-02-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Nebular phase observations of the type-Ib supernova iPTF13bvn favour a binary progenitor
目的。我们提出并分析了晚时间观测的Ib型超新星与可能的前超新星的祖先检测，iPTF 13 bvn，采取在$\sim$ 300天后爆炸，并讨论了这些背景下的约束超新星的祖先。先前的研究提出了两种可能的超新星前身星的性质，即大质量沃尔夫-拉叶星或密近双星系统中的低质量恒星。方法.观测结果表明，该超新星已进入星云相，光谱主要为Mg~I] $λλ$ 4571，[O~I] $λλ$ 6300，6364和[Ca~II] $λλ$ 7291，7324发射线。我们测量了发射线通量，估算了核心氧的质量，并与其他超新星的[O~I]/[Ca~II]线比值进行了比较。结果超新星前身的核心氧质量估计为$\lesssim$ 0.7 M $_\odot$，这意味着最初的前身质量不超过$\sim$ 15 - 17 M $_\odot$。由于推导出的质量太小，不可能使一颗恒星成为沃尔夫-拉叶星，这一结果更支持iPTF 13 bvn的祖星的双星性质。[O~I]/[Ca~II]线比值与其他超新星的比较也表明iPTF 13 bvn似乎与剥离包层和II型超新星的低质量祖先密切相关。
2015-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impact of Axions on the Minimum Mass of Core Collapse Supernova Progenitors
在这项研究中，我们包括在恒星演化模型轴子采用目前最严格的限制，他们的耦合到光子和电子。结果表明，核心坍缩超新星（CCSN）前身星的最小恒星质量上移了近2Mo。这一结果似乎与观测得到的CCSN祖细胞的最小质量存在矛盾。
2017-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Investigation of the Progenitors of the Type Ia Supernovae Associated With the LMC Supernova Remnants 0505-67.9 and 0509-68.7
虽然Ia型超新星由于其在宇宙学距离估计中的用途而受到了严格的审查，但我们仍然无法确定整个种群的祖先。虽然已经为某些特定系统提供了答案，但仍然难以找到完整的解决方案。我们观测了大麦云云中的两个超新星遗迹（SNR），SNR 0505-67.9和SNR 0509-68.7，我们已经确定了遗迹的中心和99.73%的包容中心区域，超新星爆发后留下的任何伴星都必须位于该区域。这两个遗迹在其中心附近都有一些潜在的前伴星;所有可能的单和双退化祖先模型仍然适用于这两颗超新星。未来的观察可能能够识别这两种残留物的真正前伴侣。
2015-01-03 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
The formation of the stripped envelope type II b Supernova progenitors: Rotation, Metallicity and Overshooting
IIb型超新星被认为起源于核心坍缩的祖先，只保留了非常薄的氢包层。我们的目标是探索一些物理因素，如旋转，金属丰度，过冲，和双星的初始轨道周期，显着影响罗氏瓣溢出和IIb型超新星的形成。发现双星是产生质量小于20 $M_{\odot}$的IIb型超新星前身星的主要通道。IIb型超新星前身的形成对初始轨道周期非常敏感。质量较小的氢表示半径较小，有效温度较高，反之亦然。初始周期在300到720天之间的双星系统产生的IIb型祖先是一颗红超巨星。那些初始周期在50到300天之间的产生黄色的超巨星祖先，而那些初始周期短于50天的产生蓝色的超巨星祖先。快速旋转和较大的超调都能增大碳氧核质量，导致坍缩前核温度升高和密度降低。它们也有利于表层氮的富集，但限制了第一次疏浚的效率。具有低金属丰度的SN IIb祖细胞具有比高金属丰度对应物更小的氢包封质量和半径。超剥离双星模型系统地具有较高的核心质量分数$\rm ^{12}C$，这对IIb型祖先的紧凑性有重要影响。
2022-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Possible detection of the progenitor of the Type II supernova SN2023ixf
通过哈勃太空望远镜的爆炸前成像，探测到SN2023ixf的前身星为红超巨星，初始质量约8-10太阳质量，并存在大量尘埃。
2023-06-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The disappearance of the helium-giant progenitor of the type Ib supernova iPTF13bvn and constraints on its companion
我们报告和讨论超新星iPTF 13 bvn爆炸后的观测。我们发现SN在+740天的亮度低于爆炸前的亮度，从而证实了祖星已经消失。我们估计，后期的亮度仍然是由超新星主导的，这限制了可能的伴星的大小和质量低于约10 Msun。反过来，这意味着祖先的初始质量被限制在10到12 Msun之间的狭窄范围内。iPTF 13 bvn的前身可能是一颗氦巨星，而不是沃尔夫-拉叶星。此外，我们认为，2016年获得的足够深的观测现在有机会直接观测伴星。
2016-04-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
A database of spectral energy distributions of progenitors of core-collapse supernovae
本文介绍了一个数据库的光谱和光度光谱能量分布（spec-SED和photo-SED）的祖先的核心坍缩超新星（CCSNe）。双星和单星祖先都包括在数据库中。该数据库包括初始金属丰度（$Z$）范围0.0001- 0.03，质量范围8- 25 \dsm{}，二元质量比范围0- 1，轨道周期范围0.1- 10000天。数据库中包括单星和双星CCSN祖星的低分辨率光谱SED和光SED。这些数据可用于研究基本参数，例如，CCSN祖细胞的金属丰度、年龄、初始和最终质量。该方法也可用于研究不同因素对CCSN祖细胞参数测定的影响。利用该数据库拟合双星CCSN祖星的SED时，建议事先确定其金属丰度和轨道周期，而对单星祖星则不需要。
2021-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inferring Type II-P Supernova Progenitor Masses from Plateau Luminosities
将核心坍缩超新星爆炸的观测结果与其大质量恒星祖先的性质联系起来是超新星科学长期寻求的一个具有挑战性的目标。最近，Barker等人（2022）使用一个有效的模型，从球对称中微子驱动的核心坍缩超新星（CCSN）模拟中提出了一幅祖星景观的热光变曲线。他们发现II-P型CCSN光变曲线的平台光度与祖先的终末铁核质量之间存在密切关系。值得注意的是，这使我们能够单独用光度法来限制祖细胞的性质。我们分析了II-P型CCSN光变曲线的大量观测样本，并使用Barker等人2022的关系估计了铁核质量的分布。推断的分布与恒星演化模型中的铁核质量分布非常匹配，即包含高质量的铁核，表明观测数据中非常大的祖先的贡献。我们使用这种分布的铁核心质量推断的最小和最大质量的祖先的观测数据。使用贝叶斯推断方法来定位最佳的初始质量函数参数，我们发现M $_{\mathrm{min}}=9.8^{+0.37}_{-0.27}$和M $_{\mathrm{max}}=24.0^{+3.9}_{-1.9}$太阳质量的观测数据。
2023-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass-loss histories of Type IIn supernova progenitors within decades before their explosion
我们提出的IIn型超新星的祖先在几十年内，他们的爆炸前的质量损失特性的系统研究结果。本文应用解析光变曲线模型对11个Ⅰ_n型超新星的辐射热光变曲线进行了计算，导出了星周介质的性质。我们重建的质量损失历史的基础上估计的星周介质的属性。估算的质量损失率大多高于1 e-3 Msun/yr，与其它方法得到的结果一致。在爆炸前的几十年内，质量损失率经常很高。这表明存在某种机制来维持IIn型超新星祖先的高质量损失率至少在爆炸前几十年。因此，在一些IIn型超新星祖先中观察到的较短的爆发性质量损失事件并不总是造成其致密的星周介质。此外，我们发现，IIn型超新星的祖先可能倾向于增加他们的质量损失率，因为他们接近爆炸的时间。我们还展示了我们的分析预测和数值结果之间的详细比较。
2014-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Testing Progenitor Models Using the Late-Time Light Curve of Supernova 1992A
Ia型超新星光变曲线的主要放射性能量源预计将在非常晚的时期从$^{56}$ Co衰变到$^{57}$ Co。我们使用爆炸后900多天获得的SN 1992 A的档案HST图像来限制其钴同位素丰度比，并将其与经过充分研究的事件SN 2011 fe进行比较。我们确认了arXiv发现的$0.026\pm 0.004$的SN 2011 fe的$^{57}$ Co / $^{56}$ Co比：1608.01155，与“双简并”祖先情况一致。对于SN 1992 A，我们发现了$0.034\pm 0.010$的比值，但较大的不确定性使我们无法区分祖细胞模型
2020-11-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
How much hydrogen is in Type Ib and IIb supernova progenitors?
核心坍缩的超新星只有很少或没有氢（分别用IIb型和Ib型表示），是大质量恒星失去部分或大部分外层的爆炸。它们如何失去质量尚不清楚，但可能涉及二元相互作用。到目前为止，在爆炸前的成像中已经确定了七个这样的超新星的祖先（五个是IIb型事件，两个是Ib型事件）。在这里，我们发展详细的二进制恒星演化模型，以更好地了解这些祖先的性质。我们发现，在爆炸时留在信封中的氢的量很大程度上取决于后相互作用的质量损失率。剩余的氢反过来又以非平凡的方式强烈影响祖先的性质，如温度和光球半径。再加上前体数据中的消光和距离不确定性，很难从爆炸前成像中推断出准确的前体氢质量。我们量化了这种不确定性，并发现现有的数据是一致的，提出的Ib-IIb型氢质量阈值约为0.033 Msun，这意味着即使是Ib型祖先不是纯氦星。这些结果缓解了SN 2019 yvr的Ib型分类与其候选祖先属性之间的紧张关系。我们还估计了幸存的2019 yvr祖先伴星的亮度，这可能会在未来的观测中被发现。
2022-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
The lowest metallicity type II supernova from the highest mass red-supergiant progenitor
红超巨星已经被证实是大多数富氢II型超新星的祖先。然而，虽然这些恒星的质量大于25 M $_\odot$，但探测到大于18 M $_\odot$的祖先仍然难以捉摸。红超巨星也有望在所有金属丰度下形成，但从低金属丰度祖先爆发的发现很少。在这里，我们报告的II型超新星，SN 2015 bs的观测，我们推断的祖先金属丰度$\leq$ 0.1 Z $_\odot$通过比较光球相光谱模型，和零年龄主序列质量17- 25 M $_\odot$通过比较星云相光谱模型。SN 2015 bs显示出正常的“平台”光变曲线形态和典型的光谱特性，暗示着它是一颗红超巨星的前身。这是第一个这样的高质量祖先的“正常”II型超新星的例子，表明高质量红超巨星爆炸和低金属量祖先之间的联系。
2018-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Immediate dense circumstellar environment of supernova progenitors caused by wind acceleration: its effect on supernova light curves
IIP型超新星的前身通常被致密的星周介质所包围，这可能是由于前身在爆炸前不久的质量损失增强。以前的光变曲线研究表明，质量损失率提高到约0.1 Msun/年，假设风速恒定。然而，在恒星附近的星周介质的密度可以远高于以前推断的一个给定的质量损失率，如果考虑到风的加速度。以SN 2013 fs为例，我们发现风加速度对从IIP型超新星早期光变曲线估算质量损失率有很大的影响。我们进行数值计算的超新星喷出物和拱星介质之间的相互作用，具有恒定的质量损失率，但与β法风速剖面。我们发现，SN 2013 fs的前身的质量损失率在爆炸前不久，这是推断为~ 0.1 Msun/yr的恒定风速为10 km/s的光变曲线模型，可以低至~ 1 e-3 Msun/yr的相同的终端风速为10 km/s，但风速剖面β ~ 5。在这两种情况下，星周介质的质量是相似的（~ 0.5 Msun）。因此，在我们的解释中，祖先的质量损失增加的开始是在爆炸前100年左右，而不是几年。我们的结果表明，II型超新星祖先的直接致密环境可能会受到风加速的显著影响。
2017-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the nature and detectability of Type Ib/c supernova progenitors
许多II型超新星的祖先已经被观测确认，但对Ibc型超新星（SN Ibc）祖先的搜寻迄今为止还没有成功，尽管人们期望它们是明亮的沃尔夫-拉叶星（WR）。我们研究了大质量氦星的演化如何影响它们的视觉外观，并讨论了SN Ibc祖先的可探测性的影响。大质量WR星通过星风质量损失迅速失去氦包层，当其有效温度（与流体静力表面相关）超过150 kK时，它们的生命结束。在超新星爆发前阶段，它们的表面性质类似于WO亚型的热银河系WR星。与银河系WR星（Mv < -4）相比，尽管它们的热光度（log L/Lsun = 5.6 ~ 5.7）很高，但它们的窄波段视星等Mv = -1.5 ~-2.5，在视觉上是暗淡的。相比之下，相对低质量的氦星保留了厚厚的氦包层，在光学波段看起来相当明亮，这取决于最终的质量和在演化后期的包层膨胀历史。我们的结论是，SNE IBC观测到目前为止还没有提供强有力的约束祖先测辐射热光度和质量，即使最深的搜索。我们还认为，在任何光学图像中，识别Ic祖细胞比识别Ib祖细胞更具挑战性。
2012-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary progenitor systems for Type Ic supernovae
本文通过比较II型与Ic型超新星所处环境的分子气体密度，推断Ic型超新星前身星大多经历双星相互作用，而非单一极高质量恒星坍缩，为改进宇宙学模拟中的反馈与化学混合提供了依据。
2024-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear (Type Ia) Supernovae and Progenitor Evolution
热核（Ia型）超新星是明亮的恒星爆炸，其独特的性质是光变曲线可以标准化，使它们能够用作宇宙学研究的距离指标。然而，关于这些事件的许多基本问题仍然存在。我们提供了一个批评我们目前的理解，这些和目前的模拟结果，假设单退化的祖先模型组成的白矮星，已获得质量从恒星的同伴。我们目前的结果从全三维模拟对流与弱反应，包括A=23 Urca过程中的祖白矮星。
2019-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revisiting the progenitor of the low-luminosity type II-plateau supernova, SN 2008bk
更新的红超巨星大气模型的可用性和单星和双星恒星演化模型的改进，以及以前未发表的数据，促使我们重新审视低光度II型高原超新星SN 2008 bk的祖先。利用中红外数据结合尘埃模型，我们发现高温（4250-4500 K），高消光（E（B-V）>0.7）的解决方案与数据不兼容。因此，我们倾向于一个凉爽的（~3500-3700 K）的祖先与亮度的log（L/Lsun）~4.53。通过与演化轨迹的比较，我们推断出祖先的质量在8-10 Msun范围内，这与前人的一些研究结果一致。这一质量与观测到的低光度IIP型超新星的模式一致，该模式来自RSG在核心坍缩的下极值处的爆炸。我们还提出了多时代的数据的祖先，但没有找到明确的证据的变化。
2020-12-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation pathway for lonely stripped-envelope supernova progenitors: implications for Cassiopeia A
我们探索一种新的方案，生产剥离信封超新星的祖先。在我们的假设中，剥离包层超新星是双星中的第二颗超新星，其中次级超新星的包层在其红超巨星阶段被第一颗超新星的撞击所移除。通过二维流体动力学模拟，我们发现只要超新星爆发前的轨道间距是恒星半径的$\lesssim5$倍，包层的$\sim$ 50-90 $\%$就可以被解开。重组能在解结合中起着重要作用，尤其是对于相对高质量的系统（$\gtrsim18M_\odot$）。我们预测，超过一半的未结合质量应该分布在大约$\sim$ 10- 100 pc远离第二个超新星站点作为一个单侧壳。我们讨论了可能的应用已知的超新星遗迹，如仙后座A，RX J1713.7-3946，G11.2-0.3，并找到有前途的协议。预测发生率为核心塌陷人群的$\sim$ 0.35-1 $\%$。这种新的情况可能是一个主要的通道，为剥离信封或IIL型超新星的子类，缺乏同伴检测像仙后座A。
2020-08-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Type Ibn Supernova 2019kbj -- Indications for Diversity in Type Ibn Supernova Progenitors
Ibn型超新星（SNe）是一类罕见的恒星爆炸，其祖先系统尚未很好地确定。我们提出并分析了Ibn SN 2019 kbj的观测结果，并对其光变曲线进行了建模，以限制其祖先和爆炸参数。SN 2019 kbj在达到峰值后的第一个月内显示出大致恒定的温度，这表明有一个动力源（可能是星周物质相互作用）使连续辐射保持在约15，000 K的高温。事实上，我们发现，Ni 56的放射性衰变是不利的，作为唯一的功率源的辐射热光变曲线。另一方面，一个放射性衰变+环星物质（CSM）相互作用模型，没有再现辐射热发射。由于稳定的质量损失风，拟合更喜欢均匀密度的CSM外壳，而不是CSM，类似于其他类型的Ibn SNe。均匀密度CSM壳模型需要约0.1太阳质量的Ni 56和约1太阳质量的总喷出物来重现光变曲线。SN 2019 kbj与另一个具有导出物理参数的Ibn型SN SN SN 2019 uo不同，后者的Ni 56质量低一个数量级，喷出物质量更大。这表明SN Ibn祖系统和爆炸可能存在多样性。
2023-02-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust in a Type Ia Supernova Progenitor: Spitzer Spectroscopy of Kepler's Supernova Remnant
对Ia型超新星的祖先系统了解相对较少，这在天体物理学中非常重要，特别是考虑到这些超新星所扮演的重要宇宙学角色。开普勒的超新星遗迹是Ia型超新星的结果，显示了与致密的星周介质（CSM）相互作用的证据，表明这是一个单简并的祖先系统。我们目前7.5-38 $μ$ m红外（IR）光谱的残留物，获得与{ \it斯皮策太空望远镜}，主要是从温暖的尘埃排放。在10和18 $μ$ m处的宽光谱特征，与各种硅酸盐颗粒一致，贯穿始终。这些硅酸盐很可能是在AGB演化阶段从祖星系统流出的恒星中形成的，并意味着富氧化学。除了硅酸盐尘埃，第二个组成部分，可能是碳质尘埃，是必要的帐户的短波IRS和IRAC数据。这可能意味着在祖先系统的大气中存在混合化学。然而，硅酸盐颗粒内的非球形金属铁夹杂物提供了另一种解决方案。传播到CSM的快速冲击（$>$ 1000 km s $^{-1}$）的碰撞加热尘埃发射模型可以再现与非辐射细丝相关的大部分发射，其中尘埃温度为$\sim 80-100$ K，但无法解释检测到的最高温度，超过150 K。我们发现，较慢的冲击（几百公里秒$^{-1}$）到中等密度的材料（$n_{0} \sim 50-250$ cm $^{-3}$）是唯一可行的热源，这个最热的尘埃。我们证实了整体密度梯度的发现，在北部的密度是一个数量级大于南部。
2012-06-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Type Ia Supernova Explosions from Hybrid Carbon-Oxygen-Neon White Dwarf Progenitors That Have Mixed During Cooling
有人提出了“混合”白矮星的产生，它是由一个在O-Ne壳层中的C-O核心组成的，研究表明，富C中心区域的点火使这些可行的热核（Ia型）超新星的祖先。最近的研究发现，当白矮星在吸积之前冷却时，C-O核心与周围的O-Ne混合，这导致大质量祖星中的中心C分数低于先前的假设。为了进一步研究混合白矮星作为热核超新星祖先的有效性，我们从一系列新的混合祖先中模拟了热核超新星，其中包括冷却过程中的混合效应。前身白矮星模型是用一维恒星演化程序MESA建立的，它代表了一颗恒星经过不稳定的内部混合阶段，然后是吸积，直到达到碳燃烧的点火条件。然后将MESA模型映射到FLASH模拟爆炸的二维初始条件。为了比较，对传统的C-O祖先白矮星进行了类似的模拟。通过比较爆炸的产率，我们发现，与早期的研究一样，与传统的C-O祖先相比，混合祖先中较低的C丰度导致56 Ni的平均产率较低。虽然未混合的混合WD也表现出类似的减少，在总铁族产率，混合的情况下，不和产生一个较小的分数的铁族元素的形式56镍。我们把这归因于点火所需的较高的中心密度和爆燃点火的中心或偏离中心的位置。
2019-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing the Structure of Jet Driven Core-Collapse Supernova and Long Gamma Ray Burst Progenitors with High Energy Neutrinos
高能中微子的到达时间编码了关于其来源的信息。我们证明了在相对论喷流中中微子发射的起始时间的能量依赖性可以用来提取有关超新星/伽马射线暴祖先结构的重要信息。我们研究了不同超新星和伽马射线暴的祖先，包括红色和蓝色的超巨星，氦核，沃尔夫-拉叶星，和化学均匀的恒星，具有各种质量和金属丰度的能量和时间的依赖性。对于扼流射流，我们计算的截止可观察到的中微子能量取决于半径的射流是失速。此外，我们展示了如何使用这种能量和时间依赖性来识别和区分祖细胞，少至一个或两个观察到的事件，在有利的条件下。
2012-09-20 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Seeking Core-Collapse Supernova Progenitors in Pre-Explosion Images
我总结了我们所知道的关于恒星的本质，最终爆炸为核心坍缩超新星从检查之前采取的爆炸图像。通过记录超新星爆发前和超新星爆发后的图像，通常使用天基光学探测器或配备激光导星自适应光学系统的地基红外探测器以高分辨率拍摄，现在已经有近36颗核心坍缩超新星的祖先恒星的性质被直接测量或（更常见的）通过建立光度上限来限制。这些研究可以直接与恒星演化模型进行比较，从而可以对祖星的物理特征进行估计。我回顾祖特性（或限制）推断，从这项工作中的每一个主要的核心坍缩超新星类型（II-高原，II-线性，IIb，IIn，Ib/C），特别侧重于所使用的分析技术和过程中，通过得出的结论。还提供了一些个别事件的简要讨论，包括SN 2005 gl，一个IIn型超新星，被证明有一个非常明亮的-因此非常巨大的-在一个暴力的，明亮的蓝色变星样喷发阶段后不久爆炸的祖先，与标准的理论预测相反。
2009-08-13 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolutionary Models for Type Ib/c Supernova Progenitors
Ib/c型超新星（SNe Ib/c）标志着缺氢大质量恒星的死亡。SNe Ib/c祖先的演化情景涉及许多重要的物理过程，包括风引起的质量损失及其金属丰度依赖性、恒星自转和双星相互作用。这使得SNe Ib/c成为恒星演化理论的一个极好的试验平台。我们回顾了文献中SN Ib/c祖细胞进化模型的主要结果及其与最近观察的对抗。我们认为，SN Ib/c祖细胞的性质可以显着不同的单和二进制系统，和二进制演化模型可以解释喷出物的质量来自SN Ib/c光变曲线，SN Ib/c网站在其宿主星系的分布，和光学幅度的暂定祖候选人的iPTF 13 bvn。我们强调的重要性，早期观测的光变曲线和光谱，准确测量的氦质量在SN Ib/c喷出物，和系统的研究SN Ib/c属性的金属丰度依赖，以更好地约束理论。
2015-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Signature of a Windy Radio Supernova Progenitor in a Binary System
II型超新星的前身预计会在爆炸前在密集的恒星风中释放出大量的物质。当前身星是双星的一员时，轨道运动调节了这股风的密度。当原始物质爆炸时，高速喷出物与调制风碰撞，从而产生调制无线电信号。本文导出了在大杆件质量比极限下无线电信号调制参数与二进制参数之间的一般解析关系。我们使用这些关系来推断SN 1979c的半长轴和伴星质量的下限。我们进一步约束的分析估计使用AMUSE框架的数值模拟。在这些计算中，我们模拟的祖先双星系统，包括风和伴星的引力效应。模拟输出与超新星SN 1979C中观测到的无线电信号进行了比较。我们发现它一定是一个轨道周期约为2000年的双星。如果爆炸的恒星是从太阳金属度下的$\sim 18 M_{\odot}$零年龄主序星演化而来，我们推导出轨道离心率低于0.8的伴星质量为$5$到$12 M_{\odot}$。
2019-01-29 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
Estimating the core compactness of massive stars with Galactic supernova neutrinos
我们建议未来的银河系核心坍缩超新星中微子的检测可以用来推断祖先的内部质量密度结构。我们给出了20个轴对称的核心坍缩超新星的模拟结果，这些结果的初始质量在11- 30 Msun之间，并集中在它们与祖先致密性的联系上。致密性是衡量原始堆芯质量密度分布的一个指标，最近的研究表明，致密性与堆芯坍塌的结果有着显著的联系。我们的模拟证实了在吸积阶段发射的中微子和祖的紧凑性之间的相关性，并且在前几百毫秒期间观察到的中微子事件的比率提供了对祖的内部结构的有希望的处理。在吸积阶段的中微子味混合仍然是一个很大的不确定性来源。
2017-09-05 astro-ph.HE hep-ex
Type Ib/c supernovae in binary systems I. Evolution and properties of the progenitor stars
我们调查的Ib/c型超新星（SN Ib/c）的祖先在近距离双星系统的演化，使用新的演化模型，包括旋转的影响，初始质量为12 - 25 Msun的主要组成部分，和单氦星的初始质量为2.8 - 20 Msun。我们发现，尽管潮汐相互作用对主恒星的旋转的影响，在不同的二元模型序列中的超新星前阶段的核心中保留的角动量的量收敛到一个类似于以前的单星模型中发现的值。这个量大到足以产生毫秒磁星，但太小了，不能产生磁星或长伽马射线暴。我们采用最新的估计沃尔夫-拉叶质量损失率，其影响SN Ib/c祖详细讨论。在恒星结构方面，在双星系统中的SN Ib/c祖星被预测有很大的最终质量范围，甚至可以达到7 Msun，氦包层为0.16 - 1.5 Msun。我们的研究结果表明，如果缺乏氦线的光谱中的SNe Ic是由于少量的氦，分布的初始和最终的质量的SNIc祖细胞应该是双峰。此外，我们发现，薄的氢层（0.001 - 0.01 Msun），预计将存在于许多SN Ib祖在presupernova阶段。我们表明，氢的存在下，连同一个相当厚的氦信封，可以导致一个显着的膨胀的一些SN Ib/c祖超新星爆炸的时间。这可能对冲击爆发和超新星光曲线产生重要影响。我们还认为，通过AB/B转移产生的薄氢层的一些SN祖细胞可能与IIb型超新星祖细胞相对较小的半径约为10 Rsun。
2010-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Influence of Stellar Rotation in Binary Systems on Core-Collapse Supernova Progenitors and Multi-messenger Signals
本文利用MESA和二维超新星模拟，研究双星系统中恒星自转对核坍缩超新星前身星的影响，发现初始轨道周期显著改变前身星结构及中微子与引力波信号，并在部分失败爆发模型中观测到恒星级黑洞形成。
2024-01-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova Progenitors, Their Variability, and the Type IIP Supernova ASASSN-16fq in M66
我们在哈勃太空望远镜（HST）的存档数据中发现了附近IIP型超新星ASASSN-16 fq（SN 2016 cok）的爆炸前对应物。该源似乎是几颗恒星的混合物，这妨碍了获得准确的测光。然而，在对恒星温度和灭绝的合理假设下，几乎可以肯定的是，这颗恒星的初始质量M<17 Msun，并且很可能在8- 12 Msun之间。一旦ASASSN-16 fq褪色，观察将没有困难准确地确定祖先的属性。在8年的大双筒望远镜（LBT）的数据，没有显着的祖先的变化被检测到的RMS限制约0.03马格。6个附近的SN低水平的变化，SN 1987 A，SN 1993 J，SN 2008 cn，SN 2011 dh，SN 2013 ej和ASASSN-16 fq的限制，只有缓慢衰落的SN 2011 dh的祖先表现出明确的变化的证据。不包括SN 1987 A，这些源暗示的SN之前的过去十年中持续时间超过0.1年（FWHM）且亮度超过M_R<-8等的爆发次数的90%置信限约为N<3。我们持续的LBT监测计划将稳步改善对SN前祖先变异的限制，其幅度远低于SN调查所能达到的幅度。
2016-08-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
