The physics of asymmetric supernovae and supernovae remnants
我们用四种密度分布来模拟星周介质：双曲线型、幂律型、指数型和高斯型。我们解决解析或数值的四个一阶微分方程中出现的经典薄层近似的框架。还考虑了后掠质量与推进半径的非立方关系。我们在两种情况下导出了狭义相对论中薄层近似的运动方程。选择初始条件是为了模拟SN 1987A超过23年和SN 1006超过1000年的时间演化。我们回顾了对称和不对称的图像形成的基石。
2018-11-15 astro-ph.HE
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
Investigations of supernovae and supernova remnants in the era of SKA
超新星爆炸有两种主要的物理机制：白矮星的热核爆炸（Ia型）和大质量恒星的核心坍缩（II型和Ib/Ic型）。Ia型超新星作为距离指标，导致宇宙加速膨胀的发现。然而，它们的祖先系统的确切性质仍然不清楚。射电辐射之间的相互作用的爆炸冲击波阵面和它周围的CSM或ISM提供了一个重要的探索祖星的最后演化阶段。目前的望远镜还没有探测到Ia型超新星的射电辐射。SKA将有望探测到Ia型超新星的无线电发射，因为它的灵敏度和分辨率要高得多。核心坍缩超新星有一个“超新星率问题”，因为光学暗淡的超新星由于本质上的暗淡和/或由于尘埃遮蔽而被错过。通过SKA 1-MID/巡天应该发现一些被尘埃遮蔽的光学隐藏超新星，特别是那些位于其宿主星系最内部区域的超新星。同时，本征暗淡SNe的检测也将受益于SKA 1。探测率将提供有关当前恒星形成率和初始质量函数的独特信息。超新星爆发会引发冲击波，将周围的CSM和ISM排出并加热，形成超新星遗迹（SNR）。预计SKA将发现更多的SNR。这可能会减少预期和观察到的SNR数量之间的差异。已经证实，几个SNR通过其冲击将质子（宇宙射线的主要成分）加速到非常高的能量。这给我们带来了解决银河系宇宙线起源之谜的希望，通过结合低频（SKA）和甚高频（切伦科夫望远镜阵列：CTA）波段的SNR观测。
2015-01-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of Rotating 25 M$_{\odot}$ Population III star: Physical Properties and Resulting Supernovae
在这封信中，我们报告的1-D建模的旋转25 M $_{\odot}$零年龄主序人口III星的核心崩溃的发病阶段的结果。快速旋转的模型在主序星阶段之后显示出剧烈和零星的质量损失。与太阳金属丰度模型相比，Pop III模型显示出非常小的超新星前半径。此外，在核心崩溃的发病阶段的模型，我们模拟由此产生的超新星的流体动力学模拟。根据相应的旋转和恒星风造成的质量损失，所产生的超新星跨越了从弱II型到Ib/c型的类别。我们发现，由Pop III型恒星产生的核心坍缩超新星的绝对星等比由太阳金属丰度恒星产生的要暗得多。从我们的模拟结果中，我们还得出结论，在爆炸能量和镍质量的考虑范围内，这些瞬态事件是非常微弱的，使得它们很难被检测到在高红移。
2023-02-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Remnants of Subdwarf Helium Donor Stars Ejected from Close Binaries with Thermonuclear Supernovae
一些由白矮星（WD）和热亚矮星（sdB）氦星组成的双星系统将在sdB星的氦燃烧寿命内发生接触。WD上的吸积氦不可避免地经历热核不稳定性，导致爆炸，预计将过渡到WD核心，并导致热核超新星，而施主轨道附近的高速。最近发现的快速移动的对象，占据不寻常的位置上的HR图的动机，我们探讨了热核超新星的捐助者在这个特定的双爆炸的情况下的影响。我们使用MESA模型的二进制爆炸的时刻，然后三维雅典娜++模型的超新星喷出物与施主星的流体动力学相互作用，计算的质量被剥离的量和熵沉积在深恒星内部的强冲击，横穿it.We表明，这些施主残余物喷出的速度主要由其轨道速度：$700-900\ \rm km\ s^{-1}$。我们通过在MESA模型中引入激波熵来模拟残骸的长期热演化。作为对这种熵变的反应，施主残余物会膨胀并变亮，时间跨度从$10^6-10^8$年不等，这给了这些逃逸恒星足够的时间在它们离开银河系之前观察到它们的膨胀状态。即使在表面层被剥离后，一些施主仍保留足够的质量来恢复核心氦燃烧，并进一步延迟衰减超过$10^8$年。
2019-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Energy Conservation in the thin layer approximation: I. The spherical classic case for supernovae remnants
应用于超新星遗迹膨胀的薄层近似假设，所有被扫过的物质都存在于一个薄壳中。因此，在薄层近似的运动规律发现使用动量守恒。在这里，我们介绍的能量守恒的薄层近似的框架。要分析的第一种情况是具有恒定密度的星际介质，第二种情况是相对于爆炸中心的7个密度递减的剖面。分析和数值计算结果适用于4超新星遗迹：第谷，Cas A，天鹅座圈，SN 1006。在星际介质密度不变的情况下，计算了由于辐射损失对运动定律的反作用。
2020-04-29 astro-ph.GA 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
The Interaction of Type Ia Supernovae with Planetary Nebulae: the Case of Kepler's Supernova Remnant
确定Ia型超新星（SNe Ia）未知性质的关键方法之一是寻找SN喷出物与超新星遗迹（SNRs Ia）的星周结构之间相互作用的痕迹。到目前为止，我们从研究良好的SNRs Ia得到的观测值不能用文献中提出的任何模型自洽地解释。在这项研究中，我们认为，被观察到围绕几个SNRs Ia的星周介质（CSM）主要是由起源于一个或两个祖星的行星状星云（PNe）形成的。进行二维流体动力学模拟，我们表明，周围介质的形状由PNe可以占CSM已被发现包围SNE Ia和他们的残余物的几个属性。最后，我们考虑到SN爆炸发生在双极PN内，对开普勒的SNR进行了建模。我们的模拟结果与观测到的开普勒信噪比的形态学和运动学特性吻合得很好。特别是，我们的模型再现了开普勒的SNR，部分相互作用的残余物与密集的CSM在其北部地区，最后在SNR的赤道面存在两个相对的突起（“耳朵”）的当前扩展参数。
2020-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar Binaries That Survive Supernovae
包含黑洞或中子星的双星的数量，关键取决于在超新星爆炸中幸存下来的双星的比例。我们在49个超新星遗迹（SNR）样本中搜索了幸存的恒星加遗迹双星，其中包含23个先前确定的致密遗迹和3个高质量X射线双星（HMXB），没有发现新的相互作用或非相互作用的双星。任何主序星伴星的上限通常小于0.2兆太阳，最坏的情况下小于3兆太阳。这意味着f<0.1的核心坍缩SNR包含一个非相互作用的二进制，f=0.083（0.032<f<0.17）包含一个相互作用的二进制在90%的置信度。我们还发现，HMXB的横向速度很低，现场HMXB的平均速度只有12 km/s，因此幸存的双星通常会在非常靠近爆炸中心的地方被发现。我们将结果与“标准”StarTrack二进制人口合成（BPS）模型进行比较，发现与观测结果合理一致。特别是，BPS模型预测SNe的5%应该留下一颗恒星加残余联星。
2018-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova 1987A: a Template to Link Supernovae to their Remnants
超新星遗迹的辐射反映了超新星前身和周围环境的性质。然而，残留物的复杂形态阻碍了这两种贡献的解开。在这里，我们的目标是确定SN 1987 A在其残骸的X射线发射上的印记，并限制超新星周围环境的结构。我们进行了高分辨率的流体动力学模拟描述SN 1987 A后不久，核心崩溃和以下的三维膨胀的残余物之间的第1天和15000天后的超新星。我们证明，在前250天的演化过程中再现SN 1987 A的主要观测数据的物理模型也再现了随后膨胀的残骸的X射线发射，从而弥合了超新星和超新星遗迹之间的差距。通过模型计算结果与观测值的比较，我们将爆炸能量限定在$1.2-1.4\times 10^{51}$ ~erg范围内，将包络质量限定在$15-17 M_{\odot}$范围内。我们发现，在早期的时代（<15年）的X射线光变曲线和光谱的形状反映了外部喷出物的结构：我们的模型再现的意见，如果最外层的喷出物有一个爆炸后的径向分布密度近似的指数$α= -8$的幂律。在后期，X射线光变曲线和光谱的形状反映了SN 1987 A周围星云的密度结构。这使我们能够确定多热X射线发射的起源，从残余物与环境相互作用的影响中解开超新星对残余物发射的印记，并限制星云的前超新星结构。
2015-08-10 astro-ph.HE
Remnants and ejecta of thermonuclear electron-capture supernovae: Constraining oxygen-neon deflagrations in high-density white dwarfs
电子俘获超新星（ECSNe）的爆炸机制仍然是模棱两可的。我们试图限制爆炸机制（中子星形成内爆或热核爆炸）和ECSNe的发生频率使用核合成模拟后一种情况下，人口合成，太阳丰度分布，太阳前陨石氧化物颗粒同位素比测量和白矮星质量半径关系。示踪剂粒子从3D流体动力学模拟后处理与一个大的核反应网络，以确定完整的组成状态的绑定ONeFe残留物和喷出物，和人口合成模拟进行，以估计ECSN率相对于CCSN率。三维爆燃模拟大大过量产生富中子同位素$^{48}$ Ca，$^{50}$ Ti，$^{54}$ Cr，$^{60}$ Fe和几个Zn同位素相对于它们的太阳丰度。利用太阳丰度分布作为约束条件，我们将热核ECSNe的频率上限定为核心坍缩超新星（FeCCSNe）发生频率的1 $-$ 3~ 1%.这与单颗恒星的ECSNe估计值相当或低1~dex。产率的上限也与我们的人口合成模拟的预测相对较好地一致。喷出物中的$^{54}$ Cr/ $^{52}$ Cr和$^{50}$ Ti/ $^{48}$ Ti同位素比率与最近对极端太阳前陨石氧化物颗粒的测量结果几乎完全匹配，如果喷出物在与星际介质混合之前冷凝，$^{53}$ Cr/ $^{52}$ Cr也可以匹配。这些爆炸的束缚ONeFe WD残余物的理论质量-半径关系显然与几个观测WD候选人一致。
2019-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
The initial mass-remnant mass relation for core collapse supernovae
本文利用均匀恒星演化网格和HYPERION超新星爆炸模拟，系统研究了核心坍缩超新星初始质量与致密遗迹质量的关系，揭示了旋转、金属丰度和脉动对不稳定性判据对黑洞质量上限的影响，并提供了可直接用于种群合成代码的拟合公式。
2025-01-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulations of stripped core-collapse supernovae in close binaries
我们进行平滑粒子流体动力学模拟的爆炸的氦星在一个紧密的双星系统，并研究爆炸的影响的伴星，以及对超新星遗迹上的同伴的存在的影响。通过模拟超新星从核心反弹到残余壳通过恒星伴星的机制，我们能够分离导致最终系统参数的各种影响。在最后一个系统中，我们测量了伴星的质量剥离和烧蚀，以及伴星的速度反冲，以及超新星壳的结构。伴星的存在在膨胀的超新星遗迹中产生了一个圆锥形的空腔，伴星物质的损失导致超新星遗迹的一侧更富含金属，而空腔周围更富含氢（来自伴星物质）。在从伴星中移除质量之后，我们研究了它随后的演化，并将其与未受到超新星撞击的单颗恒星进行比较。
2015-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
WFST Supernovae in the First Year: III. Systematical Study of the Photometric Behavior of Early-phase Core-collapse Supernovae
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）；Central China Normal University（华中师范大学）
研究利用WFST观测数据，通过结合冲击冷却模型和放射性扩散模型，分析早期相核心坍缩超新星的光度行为，确定其前体质量范围及演化途径。
2026-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical tomography of chemical elements synthesized in Type Ia supernovae
我们报告了三个年轻的Ia型超新星遗迹（SNR）的非辐射冲击喷出物的光发射的发现：SNR 0519 - 69.0，SNR 0509 - 67.5和N103B。深积分场光谱观测揭示了广泛的和空间分辨的[Fe XIV] 5303发射。宽线的宽度首次揭示了反向冲击速度。对于其中的两个遗迹，我们可以用演化模型来约束潜在的超新星爆炸。SNR 0519 - 69.0可以很好地解释为一个标准的近亚克拉塞卡质量爆炸，而SNR 0509 - 67.5我们的分析表明一个高能的亚克拉塞卡质量爆炸。随着[S XII]，[Fe IX]和[Fe XV]的检测，我们可以独特地看到爆炸的不同层。我们把这种新的分析技术称为“超新星遗迹断层扫描”。
2019-06-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Energy Conservation in the thin layer approximation: II. The asymmetric classic case for supernovae remnants
在这里，我们扩展的能量守恒的框架内的薄层近似的非对称情况。分析了四种类型的星际介质，它们的密度分布分别为平方反比分布、幂律分布、指数分布和环形分布。在反平方轮廓的情况下，导出了球坐标系中半径作为时间和极角的函数的解析解。分析和数值计算结果被应用到两个超新星遗迹：SN 1987A和SN 1006。由于辐射损失的反反应的情况下，周围介质的平方反比轮廓进行评估。提出了两种成像模型，分别解释了SN 1987A的三环和SN 1006的喷流特征。
2020-07-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Very massive stars, pair-instability supernovae and intermediate-mass black holes with the SEVN code
理解大质量（$\gtrsim 30$ M $_{\odot{}}$）恒星黑洞（BH）和它们的祖先恒星之间的联系是解释引力波事件观测的关键一步。在本文中，我们讨论了超大质量恒星（VMSs）的最终命运，与零年龄主序（ZAMS）质量$>150$ M $_{\odot}$，占脉动对不稳定超新星（PPISNe）和对不稳定超新星（PISNe）。我们描述了一个更新版本的人口合成代码SEVN，在其中，我们添加了恒星演化轨道VMSZAMS质量高达$350 $ M $_{\odot{}}$，我们包括PPISNe和PISNe的分析处方。我们使用新版本的SEVN来研究不同金属丰度$Z$下的BH质谱，范围从$Z=2.0\times 10^{-4}$到$Z=2.0\times 10^{-2}$。PPISNe和PISNe的主要作用是有利于第一次引力波事件（GW 150914）质量范围内的BH的形成，而它们阻止质量为60 - 120 M PDMATHAMN的残留物的形成。特别是，我们发现，PPISNe显着提高质量损失的金属贫乏（$Z\leq 2.0\times 10^{-3}$）与ZAMS质量$60\leq $ M $_{\mathrm{ZAMS}}/$ M $_{\odot{}}\leq 125$的恒星。相比之下，PISNe仅对中度贫金属（$Z<8.0\times 10^{-3}$）VMS有效。具有M $_{\…
2017-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bridging the gap between supernovae and their remnants through multi-dimensional hydrodynamic modeling
超新星遗迹（SNRs）是一种扩散的扩展源，其特征是形态复杂，喷出物分布不均匀。这样的形态反映了原始的结构和特点的祖超新星（SN）和早期的相互作用的SN爆炸波与不均匀的星周介质（CSM）。解读SNRs的观测结果可能会打开研究相互作用的喷出物和冲击CSM的物理特性的可能性。这就需要精确的数值模型来描述从超新星爆炸到残骸发展的演变，并将残骸的发射特性与超新星前身联系起来。在这里，我们展示了如何多维SN-SNR流体动力学模型已经非常有效地破译观测的SNR仙后座A和SN 1987 A，从而揭开了喷出物的结构在SN爆炸后立即和约束的三维前超新星周围的环境的结构和几何形状的祖SN。
2017-05-10 astro-ph.HE
Enhanced mass-loss rate evolution of stars with $\gtrsim 18 M_\odot$ and missing optically-observed type II core-collapse supernovae
我们发展的恒星模型与零年龄的主序（ZAMS）质量的$M_{\rm ZAMS} \gtrsim 18 M_\odot$的假设下，他们经历了一个增强的质量损失率时，在高光度穿越不稳定带，并得出结论，他们中的大多数结束Ibc型超新星（SNe Ibc）或尘埃遮蔽SNe II。我们探讨什么水平的增强质量损失率在不稳定带将是必要的，以解释“红超巨星（RSG）的问题”。这个问题指的是用$M_{\rm ZAMS} \gtrsim 18 M_\odot$观测到的核心坍缩超新星祖先的缺乏。也就是说，我们研究什么增强的质量损失率可以使所有这些恒星实际上爆炸为CCSNe。我们发现，质量损失率至少应该增加约10倍。我们通过分析恒星包层中的氢质量和爆炸时尘埃风的光学厚度得出这一结论，并粗略估计，在我们的假设下，这些恒星中只有大约五分之一爆炸为未被遮蔽的SNe II和SNe IIb。大约10%-15%的SNe II是模糊的，红外线明亮，但明显非常微弱，其余的，大约65%-70%，作为SNe Ibc结束。然而，统计上的不确定性仍然太大，无法决定是否许多具有$M_{\rm ZAMS} \gtrsim 18M_\odot$的恒星不会像中微子驱动爆炸机制所预期的那样爆炸，或者是否所有的恒星都像抖动喷流爆炸机制所预期的那样爆炸为CCSNe。
2020-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
A New Constraint on the Nuclear Equation of State from Statistical Distributions of Compact Remnants of Supernovae
了解物质在最高密度和温度下的行为是核物理学和相对论天体物理学中的一个主要开放问题。这种物理学通常被封装在所谓的高温核物质状态方程中，它影响着致密的双星合并、核心坍缩超新星以及更多的现象。一个这样的例子是大质量恒星核心坍缩的残余物的类型（黑洞或中子星）和质量。对于每六个候选状态方程，我们使用一个非常大的套件的球对称超新星模型，以产生一套这样的残余物的合成人口。然后，我们将这些合成人口与观察到的剩余人口进行比较。因此，我们提供了一个新的高温核物质状态方程的约束条件，并描述EOS候选人或多或少的青睐这个度量。
2022-03-27 astro-ph.HE nucl-th
$^{60}$Fe in core-collapse supernovae and prospects for X-ray and $γ$-ray detection in supernova remnants
我们调查$^{60}$铁在大质量恒星和核心坍缩超新星集中在不确定性，影响其生产的15，20和25 $M_\odot$恒星在太阳的金属丰度。我们发现，$^{60}$ Fe产率是不确定的$^{59}$ Fe $(n,γ)^{60}$ Fe横截面的单调递增函数，并且反应速率降低10倍导致$^{60}$ Fe产率降低8-10倍;而速率增加10倍则使产率增加4-7倍。我们发现，我们已经进行的189个模拟是一致的核心坍缩超新星触发太阳系的形成，只有使用$^{59}$ Fe $(n,γ)^{60}$ Fe截面小于或等于NON-SMOKER模型可以重现所观察到的$^{60}$ Fe/ $^{26}$ Al线通量比在扩散ISM。我们研究了从$^{60}$ Fe衰变产生的$γ$射线发射中探测银河系中古老的核心坍缩超新星遗迹（SNRs）的前景，发现下一代伽马射线任务可能能够发现多达$\sim100$这样的古老SNRs，并测量少数已知银河系SNRs的$^{60}$ Fe产额。我们还预测的X射线光谱，产生的原子跃迁在$^{60}$ Co后，其电离的内部转换，并给出理论X射线线通量作为剩余年龄的函数，以及多普勒和精细结构线加宽效应。X射线发射为解决未来X射线任务的SNR缺失问题提供了一个有趣的前景。
2019-02-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in 2D Core-Collapse Supernovae of 11.2 and 17.0 M$_{\odot}$ Progenitors: Implications for Mo and Ru Production
核心坍缩超新星是银河系历史上第一个重元素污染源。因此，重要的是研究其喷出物的核组成，并了解它们对祖细胞结构的依赖性（例如，质量、致密性、金属性）。在这里，我们提出了一个详细的核合成研究的基础上，两个长期的，二维的核心坍缩超新星模拟的11.2 M的$_{\odot}$和17.0 M的$_{\odot}$星。我们发现，在这两种模型中，核远远超出了铁组（高达$Z \approx 44$）可以产生，并详细讨论了p核$^{92,94}$ Mo和$^{96,98}$ Ru的核合成。虽然我们在两个模拟中观察到在稍微富中子的条件下产生$^{92}$ Mo和$^{94}$ Mo，但$^{96,98}$ Ru只能通过$ν$ p过程有效地产生。此外，在$ν$ p-过程中Ru的产生在很大程度上取决于喷出物中非常富含质子的材料的存在。当比较这些同位素在太阳系和太阳前颗粒中的丰度比时，这种生产机制的解开产生了有趣的后果。
2017-08-28 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
Neutron Stars in Supernovae and Their Remnants
中子星的磁场范围很大（~ 3e 10 - 1 e15 G）。可能有一种倾向，即更高磁化的中子星来自更大质量的恒星祖先，但其他因素也一定起作用。当与中子星可能的初始周期相结合时，磁场意味着一种覆盖范围很大的自旋下降功率，并且通常由超新星中的其他功率源主导。脉冲星自旋下降的功率输入的显着特点是功率的时间依赖性和在超新星内部创建一个低密度的气泡;在后期阶段的线轮廓没有集中峰值后，显着的脉冲星旋转能量已经沉积。在小于300岁的天体中，缺乏明确的脉冲星能量证据，这可以归因于大的典型脉冲星诞生时的旋转周期。
2010-11-16 astro-ph.HE
Surviving companions of Type Ia supernovae: theory and observations
我们回顾了Ia型超新星（SNe Ia）幸存的同伴的理论背景和观测搜索。理论包括超新星爆发时爆炸的白矮星的恒星双星伴星的特征和爆炸对它们的预期影响，以及它们随后的演化。这包括空间速度，旋转，光度（讨论产生非常微弱的同伴的可能机制）。然后，我们提出的搜索已经在银河系的Ia型超新星遗迹，我们评估的结果，到目前为止，使用地面望远镜和{ \it哈勃太空望远镜}（{ \it HST}）。对于大麦云星云中的这种类型的残留物也是如此。我们指出新的Ia型信噪比，可以研究与地面望远镜，{ \it HST}和{ \it詹姆斯韦伯空间望远镜}（{ \it JWST}），使用各种方法，如通过颜色-星等图的特殊恒星的特性，确定其恒星参数的光谱拟合，和天体测量。{ \it Gaia}也可以提供有用的天体测量信息。这些方法中的大多数已经在已经探测过的Ia超新星遗迹中使用过。未来的目标是扩大样本，以确定哪些恒星系统确实产生了这些爆炸。
2020-01-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The explosion of 9$-$29$M_\odot$ stars as Type II supernovae : results from radiative-transfer modeling at one year after explosion
我们从最先进的爆炸模型出发，通过详细的核合成计算，提出了一组一年前II型超新星（SNe）辐射传输的非局域热力学平衡稳态计算。这个网格覆盖了初始质量在9到29 $M_{\odot}$之间的单星祖先，它们都是在太阳金属丰度和忽略自转的情况下用开普勒演化的。[OI] $λλ$ $6300,6364$线通量通常随祖细胞质量而增长，而H $α$表现出同样强的相反趋势。[CaII] $λλ$ $7291,\,7323$的强度在低$^{56}$ Ni质量、低爆炸能量或结块时增加。这CaII双峰，主要形成在爆炸产生的Si/S区，依赖于祖质量很少，但可能会加强，如果Ca $^+$占主导地位的H-丰富的发射区或如果Ca是丰富的O-丰富的区域。事实上，Si-O壳层合并之前，核心崩溃可能会提高钙双在OI双的代价，因此可能会模仿金属线强度较低的质量祖。我们发现，$^{56}$镍泡效应具有微弱的影响，可能是因为它太弱，导致在各个发射区的电离位移。我们的模拟结果与观测到的SNe II（包括SN 2008 bk）（例如，9 $M_{\odot}$型号）、SN 2012 aw（12 $M_{\odot}$型号）、SN 1987 A（15 $M_{\odot}$型号）或SN 2015 bs（25 $M_{\odot}$型号，无Si-O壳融合）。SNe II与窄线和低$^{56}$ Ni质量很好地匹配的9 $-$ 11…
2021-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The role of jets in exploding supernovae and in shaping their remnants
我回顾研究核心塌陷超新星（CCSNe）和类似的瞬态事件，属性的主要作用，在大多数CCSNe和塑造他们的喷出物射流。我首先回顾了抖动喷气机爆炸机制，我采取权力大多数CCSN爆炸。中微子加热确实在推动喷流方面发挥了作用。我比较了一些CCSN残留物的行星状星云的形态，得出结论，喷射和不稳定性是其喷出物形成的原因。然后，我讨论CCSNe的后代快速旋转坍缩的核心，导致固定轴射流（小抖动），形状双极喷出物。双极型CCSNe中有很大一部分是超亮超新星（SLSNe）。我的结论是，SLSNe光变曲线和光变曲线中的凸起的建模必须包括喷气机，即使考虑高能磁星和/或喷出物与拱星物质（CSM）的相互作用。我将双极CCSNe的性质与普通包层喷流超新星（CEJSNe）联系起来，在CEJSNe中，一颗古老的中子星或一个黑洞盘旋在包层内部，然后进入红超巨星的核心。我讨论如何喷流可以塑造爆炸前的CSM，在超新星1987 A，并可以电源爆炸前爆发（前体）的二元系统的祖先CCSNe和CEJSNe。二元相互作用也促进了爆炸后射流的发射。
2022-12-06 astro-ph.HE
Pulsational Pair-instability Supernovae. I. Pre-collapse Evolution and Pulsational Mass Ejection
我们计算了大质量恒星的演化，当富氧核心形成时，它们会经历脉动对不稳定性（PPI）。计算了初始质量为$80 - 140$ $M_{\odot}$、金属丰度为$Z = 10^{-3} - 1.0$ $Z_\odot$的恒星从主序星到PPI起始的演化。由于质量损失，$Z \leq 0.5$ $Z_\odot$是恒星形成足够大质量的He核所必需的（即，质量$>40 ~M_\odot$）进行PPI。计算了质量为$40 - 62 ~M_\odot$和$Z = 0$的He核从PPI到Fe核开始坍塌的流体动力学演化阶段。在PPI期间，电子-正电子对的产生导致富氧核心的快速收缩，从而引发爆炸性的O燃烧和核心的脉动。我们研究了脉动动力学、热力学和核合成的质量依赖性。对于质量更大的He核，脉动更强，并导致如此大量的质量喷射，例如对于$40 - 62 ~M_\odot$ He核的$3 - 13$ $M_\odot$。这些He核最终经历Fe核坍缩。$64 ~M_\odot$ He核心完全破裂，成为一颗对不稳定超新星。这些氦核周围的无氢拱星物质的质量足以解释所观察到的I型（无氢）超亮超新星与拱星相互作用的光变曲线。我们还注意到，质量喷射将黑洞（BH）的最大质量设置为$\sim 50$ $M_{\odot}$，这与VIRGO和aLIGO最近检测到的BH质量一致。
2019-12-29 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 $^{3}…
2022-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Low X-ray emission challenges supernovae remnants as the source of cosmic-ray electrons
年轻超新星遗迹SN 1006、开普勒、第谷、RCW 86和Cas A的X射线同步辐射大致由$νL_ν\sim 10^{45}\rm{erg}/t$给出，其中$t$是遗迹的年龄。发射X射线发射的电子快速冷却，这意味着X射线发射是量热的，并且等于宇宙射线（CR）电子加速效率的一半（每对数间隔的粒子能量，在多TeV能量下）。假设Sedov-Taylor展开，所得的CR电子产率/SNR估计为$E^2dN_e/dE\approx 6νL_νt \sim 10^{46}\rm erg$。这比解释在$E\sim 10\rm GeV$观测到的电子CR所需的量低了大约两个数量级。可能的解决方案是1。与$E\sim 10\rm TeV$相比，在$E\sim 10\rm GeV$处允许更多能量的软加速度谱，2.在SNR演进的后期阶段增加的加速效率（不太可能），或者3. SNR不是CR电子的来源。
2014-04-19 astro-ph.HE
Genus Statistic Applied to the X-ray Remnant of SN 1572: Clues to the Clumpy Ejecta Structure of Type Ia Supernovae
星团结构是年轻Ia型超新星遗迹（SNRs）的X射线图像中的常见特征。虽然这些团块的确切来源仍然不清楚，但有三种可能性：爆炸期间施加的团块，残余物演变过程中的流体动力学不稳定性，以及周围介质中预先存在的结构。在这篇文章中，我们专注于区分从爆炸产生的聚集分布和使用现有的3D流体动力学模拟从残留物的演变。我们利用这种歧视属统计，将其应用到模拟和{ \it钱德拉} X射线观测的著名的SN Ia残留SN 1572（第谷的SNR）。Tycho的SNR的属曲线强烈地表明喷出物团块的偏斜非高斯分布，并且与初始团块喷出物的模拟的属曲线类似。相比之下，模拟完全光滑的喷出物，其中结块产生的作用，流体动力学不稳定性产生的属曲线，这是类似于一个随机的高斯场，但不同意强烈的属曲线所观察到的图像。我们的结果支持这样一种情况，即观察到的超新星Ia残余物的结构是由爆炸中最初的块状结构引起的。
2019-03-02 astro-ph.HE
Remnant masses of core collapse supernovae in the jittering jets explosion mechanism
我们对初始质量在$11-48 M_\odot$范围内的非自转恒星进行了一维恒星演化模拟，并利用内对流区的角动量涨落判据，根据抖动喷流爆炸机制估算了中子星（NS）残骸的质量.从一维模拟中，我们发现，几个特定的角动量波动$j_{conv} > 2.5 \times 10^{15} cm^2 s^{-1}$的对流区发展的边缘附近的铁芯在所有的模型。对于这种爆炸条件，我们发现NS残余质量在$1.3 -1.8 M_\odot$的范围内，而如果我们需要两倍大的值，即，$j_{conv} > 5 \times 10^{15} cm^2 s^{-1}$，我们发现NS残余质量在$1.4 - 2.8 M_\odot$的范围内（这里的上限值可能形成黑洞）。请注意，一般来说，在抖动喷流爆炸机制中形成黑洞需要一个快速旋转的预塌缩核心，而我们模拟的是非旋转恒星。
2022-04-13 astro-ph.HE
Searching for Triple Systems Unbound by Supernovae
本研究利用 Gaia 搜索8个超新星遗迹中未被超新星瓦解的三合星，未发现候选体，并据此在90%置信度下将此类系统的产生比例限制在11.4%以下。
2024-04-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The neighboring stars of N6946-BH1 and the observational characteristics of failed supernovae
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）
研究通过分析JWST数据，发现N6946-BH1的残余发射及邻近源，对比恒星合并与失败超新星的发光特性，发现合并残骸比其前身亮10-100倍，而失败超新星残骸则暗10倍。
2026-09-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Young Remnants of Type Ia Supernovae and Their Progenitors: A Study of SNR G1.9+0.3
Ia型超新星具有非常均匀的光变曲线和光谱，被用作测量宇宙加速膨胀的蜡烛。然而，它们的祖先仍然难以捉摸。通常的解释是，一颗退化恒星（白矮星）在接近克拉塞卡极限时爆炸，要么是稳定地从伴星吸积质量，要么是与另一颗退化恒星猛烈合并。我们表明，年轻的银河系超新星遗迹的星周相互作用可以用来区分这些单和双退化的祖先的情况。在这里，我们提出了一个新的诊断，表面亮度指数，它可以从理论计算和比较钱德拉和VLA的意见。我们使用这种方法来证明，一个双简并的祖先可以解释几十年之久的流量上升和大小增加的最年轻的已知的银河系SNR G1.9+0.3。我们不赞成单一的退化方案。我们的属性观察到的属性之间的相互作用，陡峭的喷出物配置文件和一个恒定的密度环境。我们建议使用升级的VLA来探测本星系群中历史Ia型超新星遗迹中的星周相互作用。这可能会解决关于它们祖先的长期争论。
2015-10-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
Modeling the Remnants of Core-collapse Supernovae from Luminous Blue Variable stars
LBV是大质量的演化恒星，遭受零星和暴力的质量损失事件。它们被认为是某些核心坍缩超新星的祖先，但由于缺乏直接证据，这一观点仍有争议。由于SNRs的形态可以携带祖先星的指纹以及祖先星雕刻的不均匀CSM，因此对LBV SNRs的研究有助于将核心坍缩SNe与大质量恒星的演化联系起来。我们调查的物理，化学和形态学特性的残余物的SNe起源于LBV，为了寻找签名，揭示的祖先的性质，在喷出物的分布和形态的残余物。作为LBV的模板，我们考虑实际的LBV候选Gal 026.47+0.02。我们选择了一个网格模型，它描述了一个大质量恒星的演化，其性质与Gal 026.47+0.02一致，其最终命运是核心坍缩SN。我们开发了一个3D HD模型，遵循爆炸后的演化的喷出物从爆发的冲击波在恒星表面的相互作用的SNR与CSM的特点是由两个密集的嵌套的环形壳，参数化与多波长观测Gal 026.47+0.02。我们的模型显示了一个强相互作用的爆炸波与CSM，这决定了一个重要的减速膨胀的喷出物在赤道平面的两个壳奠定，确定了高度的不对称的残余。经过10000年的演化，喷出物显示出一个细长的形状，形成一个广泛的喷流状结构所造成的相互作用与壳和取向沿轴的环形壳。
2021-08-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
A systematic study of carbon-oxygen white dwarf mergers: mass combinations for Type Ia supernovae
两颗碳氧（CO）白矮星（WD）的合并被认为是Ia型超新星的祖先。基于光滑粒子流体动力学（SPH）模拟，以前的研究认为，合并的CO WD导致一个超新星Ia爆炸无论是在动态合并阶段或静止旋转合并残留阶段。然而，导致超新星Ia的CO WD的质量范围尚未明确确定。在目前的工作中，我们进行系统的SPH合并模拟WD群众范围从$0.5~M_{\odot}$到$1.1~M_{\odot}$与更高的分辨率比以前的系统调查，并检查是否发生碳燃烧动态或quiescently在每个阶段。我们进一步研究了超新星爆炸的可能性，并估计了导致超新星爆炸的CO WDs的质量范围。我们发现，当两个WD都很大时，即，在$0.9~M_{\odot} {\le} M_{1,2} {\le} 1.1~M_{\odot}$的质量范围内，它们可以在合并阶段爆炸为超新星Ia。另一方面，当质量更大的WD处于$0.7~M_{\odot} {\le} M_{1} {\le} 0.9~M_{\odot}$范围内且总质量超过$1.38~M_{\odot}$时，它们最终会在静止旋转合并残余相中爆炸。我们估计CO WD合并对我们银河系中整个SN Ia速率的贡献为${\lt} 9\%$。因此，用CO WD合并来解释所有的Ia超新星可能是困难的。
2015-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Progenitor of the S147 Supernova Remnant
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Center for Cosmology and AstroParticle Physics (CCAPP)（宇宙学与天体粒子物理中心）
S147超新星残骸的前身质量估计为21.5至41.1倍太阳质量，基于高亮度恒星和双星系统的建模分析。
2025-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Related progenitor models for long-duration gamma ray bursts and Type Ic superluminous supernovae
我们在质量范围$5\,\rm{M}_{\odot}\dots 100\,\rm{M}_{\odot}$内模拟了快速旋转的沃尔夫-拉叶星的晚期演化和质量损失历史。我们发现，准化学均匀演化的单星计算增强混合保留非常少或没有氦，并与类型\，Ic超新星兼容。在我们的低质量模型中，更有效地去除核心角动量和预期的更小的紧凑物体质量，导致核心自旋在磁星驱动的超亮超新星的范围内。我们的更大规模的模型保留了更大的特定核心角动量，预计长时间的伽马射线暴在银河系的情况。由于没有明显的氦包层，核心氦耗尽后迅速增加的中微子发射导致整个恒星加速收缩，导致强烈的自旋上升，并在核心坍缩前的最后几年到几十年以高达$10^{-2}\,\rm{M}_{\odot}~\rm{yr^{-1}}$的速度离心驱动质量损失。由于我们的低质量模型中的角动量输运增强了包络自旋，因此它们显示了离心强制质量损失的最大相对量，即，高达预期喷出物质量的25%。我们最大的质量模型演化到脉动对不稳定状态。因此，对于喷出物质量低于$\sim 10\,\rm{M}_{\odot}$的~Ic型超亮超新星和喷出物质量高于$\sim 30\,\rm{M}_{\odot}$的最大质量的发动机驱动爆炸，我们可以预期它们与富含C/O的星周介质相互作用的特征。这种相互作用的迹象应该在超新星爆发的早期就可以观察到，并且可能与在超亮超新星的光变曲线中观察到的隆起有关…
2018-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Remnant masses from 1D+ core-collapse supernovae simulations: bimodal neutron star mass distribution and black holes in the low-mass gap
本文通过包含混合长度理论中微子驱动对流的1D+球对称模拟，改进了核心坍缩超新星爆发判据，发现中子星诞生质量呈双峰分布，并自然解释了低质量间隙黑洞的观测结果。
2024-12-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical relativity simulations of neutron star merger remnants using conservative mesh refinement
我们研究相等和不等质量的中子星合并通过新的数值相对论模拟，其中广义相对论流体动力学求解器采用的算法，保证质量守恒的计算网格的细化水平。我们考虑了八个具有总质量$M=2.7\,M_\odot$、质量比$q=1$和$q=1.16$、四个不同状态方程的二元组态，以及一个具有刚性状态方程的组态，$M=2.5M_\odot$和$q=1.5$ .我们着重于并合后的动力学，研究了并合残余物、动力学喷出物和并合后引力波谱。虽然大多数合并的残余物形成一个超大质量的中子星坍缩成一个黑洞+磁盘系统的动力学时标，刚性的EOS最终可以产生一个稳定的大质量中子星。喷出物主要在轨道平面周围发射;受到大质量比和较软EOS的青睐。合并后波谱的主要特征是残余物的非轴对称振荡。由$1.5M_\odot$和$1.0M_\odot$中子星组成的刚性物态方程组态显示出相当奇特的动力学。在合并过程中，伴星变形很大，约~ $\sim0.03M_\odot$的静止质量由于力矩而脱离潮汐尾，合并残余物形成稳定的中子星，周围是一个巨大的吸积盘$\sim0.3M_\odot$。类似的配置可能对电磁对应物特别感兴趣。比较有和没有保守的网格细化算法得到的结果，我们发现，合并后的模拟可能会受到系统误差的影响，如果没有强制执行的网格细化策略中的质量守恒。然而，质量守恒还取决于网格细节和人工大气设置。[删节]
2015-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Supernovae and the Galactic Ecosystem
超新星是恒星反馈的主要来源，对星系形成和演化起着重要的调节作用。虽然这种反馈过程仍然很不确定，但它可能不是由于通常观察到的单个超新星遗迹。大多数超新星可能发生在低密度的热气体环境中，如超级气泡和星系凸起，并且通常不会产生持久的明亮残留物。我回顾了最近的观测和理论工作，这种超新星对星系生态系统的影响，特别是在超级气泡和星系球状体的热气。
2014-01-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Failed-Detonation Supernovae: Sub-Luminous Low-Velocity Ia Supernovae and Their Kicked Remnant White Dwarfs with Iron-Rich Cores
Ia型超新星（SNe Ia）起源于碳氧（C-O）白矮星（WD）的热核爆炸。单简并的情况下是一个很好的探索模型的超新星Ia不稳定的热核燃烧开始在吸积，rasekhar质量WD，并形成一个前进的火焰。通过几个提议的物理过程，上升的燃烧物质引发爆炸，随后消耗并释放WD。然而，如果爆炸没有被触发，并且爆燃太弱而无法解开恒星，则会出现完全不同的情况。我们探讨了重力约束爆轰（GCD）机制的SNe Ia的失败，并通过二维和三维模拟演示了失败的爆轰SNe的性质。我们发现，失败的爆炸SNe驱逐几个0.1太阳质量的燃烧和部分燃烧的材料，一小部分的材料回落到WD，污染残留WD与中间质量和铁族元素，可能隔离的核心形成WD的核心是富铁。剩余的材料以与WD的逃逸速度相当的速度不对称地喷射，并且作为响应，WD被踢到几百km/s的速度。这些反冲可能会使双星脱离束缚，并弹出一个失控/超高速WD。虽然爆炸失败的超新星的能量和喷射质量是典型热核超新星的一小部分，但它们很可能是亚发光的低速超新星Ia。因此，这种失败的爆炸可能解释或与所观察到的特殊超新星Ia的分支有关，例如低速亚发光超新星家族（SN 2002 cx/SN 2008 ha-like SNe）。
2012-11-20 astro-ph.HE
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
Pulsational pair-instability supernovae in gravitational-wave and electromagnetic transients
本文利用binary_c群体合成模拟双黑洞并合，研究脉动对不稳定性超新星对黑洞质量分布的影响，发现35 M⊙峰难以由PPISNe解释，除非将CO核心质量范围下移约15 M⊙，但这与恒星模型和超亮超新星观测存在张力。
2023-09-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stripped-envelope stars in different metallicity environments. II. Type I supernovae and compact remnants
条纹包层星可以被观测为沃尔夫-拉叶星（WR），或者是亮度较低的贫氢星，质量损失率较低，有透明风。这两种类型都是I型核心坍缩超新星（SNe）的潜在祖先。我们使用网格的核心崩溃模型从氦星在不同的金属丰度研究的影响，这些恒星产生的瞬变和残留物。我们研究了我们的核心坍塌模型的表面和核心性质，并采用三个标准研究了它们的可爆炸性。在预测爆炸的情况下，我们估计喷出物的质量，爆炸能量，镍质量和中子星（NS）的质量。否则，我们预测产生的黑洞（BH）的质量。我们构造了一个简化的布居模型，发现SNe和紧致天体的性质强烈依赖于金属丰度。喷出物的质量和爆炸能量为Ic型SNe最好的复制模型Z=0.04，表现出强风在核心氦燃烧。这意味着它们的质量损失率被低估了，或者Ic型SN祖先在爆炸前通过其他机制经历了质量损失。喷出物的质量，爆炸能量和镍质量的分布Ib型SNe没有很好地再现与WR质量损失的祖先模型，但更好地再现，如果我们假设没有质量损失的亮度低于最低WR星光度的祖先。我们发现，Ic型SNe变得更常见的金属丰度的增加，和绝大多数的Ib型SNe的祖先必须同向风剥离信封星。我们发现几个模型的崩溃前的CO质量高达$\sim 30 M_{\odot}$可能形成$\sim 3 M_{\odot}$ BH在回退SNe。这可能对我们理解SNe、BH和NS双星系统、X射线双星系统和引力波瞬变产生重要影响。
2022-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Including a Luminous Central Remnant in Radiative Transfer Simulations for Type Iax Supernovae
本研究通过在辐射转移模拟中加入由$^{56}\mathrm{Ni}$衰变供能的中心残骸，改善了Iax型超新星光变曲线和光谱的拟合，发现中光度和暗模型需更低的残骸$^{56}\mathrm{Ni}$质量。
2024-04-19 astro-ph.HE
Electron Capture Supernovae From Close Binary Systems
本文首次详细研究了近距离双星系统中主星的电子俘获超新星通道（ECSN通道）。ECSN的祖先占据超新星祖先的质量谱的低端，被认为是形成白矮星祖先和核心坍缩祖先之间的过渡。由于氦核心的质量转移效应，密近双星系统的ECSN的质量范围被认为比单颗恒星的范围更宽。使用MESA恒星演化程序，我们探索了初始初始质量的参数空间之间的8 $M_\odot$和17 $M_\odot$，使用一个大的网格模型。我们发现，初始质量和质量转移演化是在这个质量范围内的恒星的最终命运的重要因素。在碳燃烧期间和之后，由于罗氏瓣溢出的质量转移导致核心冷却，从而避免氖点火，即使在质量高达1.52 $M_\odot$的无氦核心中也是如此，这在单个恒星中会点燃氖。如果核心能够收缩到足够高的密度，电子捕获开始，我们发现，对于采用勒杜对流标准，初始质量范围为初级演变成ECSN之间的13.5 $M_\odot$和17.6 $M_\odot$。质量比、初始周期和质量损失效率仅略微影响预测范围。
2017-10-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
From Supernova to Remnant: Tracking the Evolution of the Oldest Known X-ray Supernovae
核心坍缩超新星（SNe）扩展到由前SN祖先的风产生的介质中。SN爆炸和产生的冲击波加热周围的等离子体，产生热X射线发射，这取决于发射材料的密度。跟踪X射线光度的变化，在很长一段时间内，从而允许调查的SN冲击波的运动学，周围介质的结构，和祖星的性质。本文分析了五颗已知最古老的X射线超新星SN 1970 G、SN 1968 D、SN 1959 D、SN 1957 D和SN 1941 C的X射线观测资料，目的是重建它们几十年来的光变曲线。对于那些我们可以提取多历元数据的超新星，X射线光度似乎随着时间的推移而下降，尽管误差很大。SN 1970 G的X射线发射在以后的时期没有增加，与以前的报告相反。所有五颗超新星的X射线亮度都相当。我们将这些超新星的晚期X射线光度与银河系中几百年前的超新星遗迹（SNRs）的光度进行了比较，发现当考虑到这种暂时的下降时，本文所研究的老SNe的光度可能会在几百年内下降到一些年轻SNRs的光度以下。然而，X射线亮度应开始增加，作为SNe扩大在Sedov阶段，从而达到所观察到的SNR。
2020-08-20 astro-ph.HE
On the energy source of ultra-stripped supernovae
超剥离超新星（USSN），其喷出物质量相对较低，为$\sim0.1M_\odot$（例如，iPTF 14 gqr和SN 2019 dge）被认为起源于密近双星系统中超剥离的碳氧（CO）核，很可能是双星中子星（BNS）的祖先。在这里，我们进行长期的模拟USSNe从超剥离的祖细胞与各种质量（$1.45\,M_\odot \leq M_\mathrm{CO} \leq 2.0\,M_\odot$）的中微子辐射流体动力学模拟的结果的基础上，一致地计算核合成和SN光变曲线。我们发现，一个USSN从一个更大的祖先有一个更大的喷出物的质量，但较小的$^{56}$镍质量主要是由于回落，这导致光变曲线是暗淡和缓慢。通过比较合成的光变曲线与观测到的光变曲线，我们表明，SN 2019 edge可以单独由在具有$M_\mathrm{CO} \lesssim 1.6\,M_\odot$的祖细胞爆炸期间合成的$^{56}$ Ni提供动力，而iPTF 14 gqr不能由$^{56}$ Ni提供动力的模型解释;从光变曲线拟合推断的$^{56}$ Ni的$\sim 0.05M_\odot$被认为难以合成超剥离的祖细胞。我们认为回落吸积和旋转动力的相对论风从新生的NS作为替代能源，并表明iPTF 14 gqr可以由一个新生的NS与磁场的$B_p \sim 10^{15}\,\mathrm{G}$和初始旋转周期的$P_…
2022-02-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Counting Black Holes: The Cosmic Stellar Remnant Population and Implications for LIGO
我们提出了一个经验的方法来解释引力波信号的双黑洞合并的假设下，基本的黑洞人口来源于恒星演化的残余。利用观测到的星系质量和恒星金属丰度之间的关系，我们预测了黑洞数作为星系恒星质量的函数。例如，我们表明，像银河系这样的星系应该拥有数百万个$\sim 30~M_\odot$黑洞，而像天龙座这样的矮卫星星系应该拥有$\sim 100$这样的残余物，对假设的IMF和恒星演化模型的依赖性很弱。大多数低质量黑洞（$\sim10 M_\odot$）通常位于大质量星系（$M_\star \simeq 10^{11} M_\odot$）中，而大质量黑洞（$\sim 50~M_\odot$）通常位于矮星系（$M_\odot \simeq 10^9 M_\odot$）中。如果大约$1\%$的黑洞参与了一个二元黑洞合并，那么从先进的LIGO报告的合并率密度可以容纳一系列合并的时间尺度，并与$> 50~M_\odot$黑洞合并的检测应该在未来十年内预期。确定合并的宿主星系人口提供了一种方法来限制双中子星或黑洞的形成效率和合并时标分布;如果合并时标与宇宙年龄相比很短，这些事件将主要局限于矮星系，否则将局限于大质量星系。随着更多的合并被检测到，直接通过检测中子星合并的电磁对应物或间接通过事件的各向异性来识别宿主星系人口的前景将成为现实的可能性。
2017-10-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Failed Supernovae Explain the Compact Remnant Mass Function
对于没有更高质量的红超巨星（16.5 Msun < M <25 Msun）作为IIP型超新星（SNe）的祖先的一种解释是，它们在失败的SNe中死亡，产生黑洞。模拟显示，这些失效的SNe仍然会在微弱的瞬变过程中喷射出它们的氢包层，留下一个质量相当于恒星氦核（5- 8兆太阳）的黑洞。在这里，我们表明，这自然地解释了观察到的黑洞的典型质量和中子星和黑洞质量之间的差距，没有任何微调的SN机制超出了它失败的质量范围内，许多祖先模型的密度结构，使爆炸更容易失败。在对SN类型的任何计算中，包括这约20%的SNe失败人群在祖细胞质量功能上没有困难。而且，除了耐心之外，没有任何观测障碍可以检测到这些黑洞形成事件，或者将它们的速率限制在远低于这一预测的水平。
2013-07-31 astro-ph.HE gr-qc
Failed supernovae as a natural explanation for the binary black hole mass distribution
本研究通过提出包含黑洞岛的假设性遗迹函数，探讨失败超新星机制对双黑洞质量间隙及双峰/三峰分布的解释力，发现该机制能较好匹配观测数据，但需更详细模拟以确证。
2023-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Emission line models for the lowest-mass core collapse supernovae. I: Case study of a 9 $M_\odot$ one-dimensional neutrino-driven explosion
很大一部分的核心坍缩超新星（CCSNe），30- 50%，预计起源于低质量端的祖细胞与$M_{\rm ZAMS}~= 8-12~M_\odot$。然而，简并效应使得这类恒星的恒星演化模型具有挑战性，并且很少有人预测它们的超新星光变曲线和光谱。在这里，我们计算的合成星云光谱的9 $M_\odot$ Fe CCSN模型爆炸的中微子机制。该模型预测的发射线的半高宽$\sim$ 1000公里/秒，包括签名从每个深层的金属核心。我们比较这个模型的观测三个亚发光IIP SNe与公布的星云光谱; SN 1997 D，SN 2005 cs和SN 2008 bk。谱线轮廓和光度的预测与SN 1997 D和SN 2008 bk的结果一致。没有调整参数的模型的密切配合提供了强有力的证据，这些对象与低质量的Fe CCSNe的关联。对于SN 2005 cs，解释不太清楚，因为观测覆盖范围在核心的关键诊断线出现之前就结束了。我们进行了一个参数化的研究爆炸稳定的镍的量，并发现这三个SNe没有显示出高$^{58}$ Ni/ $^{56}$ Ni比预测的电子捕获SNe（ECSNe）和ECSN类爆炸的当前模型。结合从O和He壳材料中清晰检测到的线，这些SNe更确切地来源于Fe核祖细胞。我们认为，低质量恒星的自洽爆炸模拟的结果，这使得适合许多关键的观测，强烈表明，类亚发光型IIP SNe是观测对应的最低质量的CCSNe…
2017-10-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
