Modeling of interactions between supernovae ejecta and aspherical circumstellar environments
大质量恒星的特征是通过球对称的恒星风或爆炸前的脉冲，或通过非球面形式的星周物质（CSM），如双极叶或流出的星周赤道盘，显著损失质量。大多数大质量恒星中有相当一部分以核心坍缩结束生命;超新星（SNe）总是位于由其祖先创造的星周包层内。我们研究的动态和热效应之间的碰撞膨胀喷出物的SNe和CSM，可能形成的过程中，例如，sgB[e]星阶段，一个明亮的蓝色可变阶段，周围的PopIII恒星，或各种形式的吸积。对于随时间变化的流体动力学建模，我们使用我们自己的有限体积法构建的代码。该程序对于计算具有较大不连续性的激波和物理流是非常有效的。盘的初始几何形状对应于在开普勒轨道上运行的材料的密度结构。我们研究的行为的密度，压力，膨胀速度，和温度结构的相互作用区下的各种几何构型的致密赤道盘。我们的“低密度”模型显示出显着的非球面的磁盘质量损失率$\dot{M}_\text{csd}=10^{-6}\,M_\odot\,\text{yr}^{-1}$的情况下。模型还显示了SN -盘接触区域中的过密度区，并表明盘与盘外更自由膨胀的材料之间的剪切区内的开尔文-亥姆霍兹不稳定性的发展。
2019-04-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
The new carbon symbiotic star IPHAS J205836.43+503307.2
我们正在使用IPHAS、对北银河平面的INT Halalpha调查和后续观测来搜索共生星。候选共生星的基础上选择他们的IPHAS和近红外颜色，光谱和测光获得，以确定其性质。我们在这里提出的共生恒星候选人IPHAS J205836.43+503307.2的观测。光谱显示了许多发射线的组合，其中包括[OIII]，HeII，[Ca V]和[Fe VII]的高激发物质，以及具有碳星序列冷端恒星特征的红色连续谱。星云成分是空间分辨的：对光谱中[NII]6583线的空间轮廓的分析表明，沿东西方向的线性尺寸约为2.5角秒。它的速度结构表明一个非球面形态。在1999年特别强烈的近红外线辐射，显示该系统中也有厚厚的星周尘埃壳。在过去的十年里，碳星在红色和近红外波长处变亮了2到4个星等。从2010年11月到2011年1月的60天光度监测显示光度缓慢下降0.2等。从观测到的分光光度特性和变化，我们得出结论，来源是一个新的银河系共生星的D型，罕见的那种，包含一个碳星，可能是一个碳米拉。在银河系中，只有另外两个已知的这种类型的系统。
2011-04-07 astro-ph.SR
The Local Group Symbiotic Star Population and its Weak Relation with Type Ia Supernovae
本研究评估了本星系群共生星族群规模，发现其并非Ia型超新星的主要前身星，仅有极少数超新星源于共生系统。
2023-09-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for multiple origins of fast declining Type II supernovae from spectropolarimetry of SN 2013ej and SN 2017ahn
II型超新星（SNe）的不同光变曲线形状的起源，以及它们是否来自相似或不同的祖先，已经被积极讨论了几十年。在这里，我们报告了两个快速下降的II型（IIL型）SNe：SN 2013 ej和SN 2017 ahn的分光偏振。SN 2013 ej从爆炸后不久到放射性尾阶段表现出高连续极化，极化角随时间变化。这种偏振行为的起源可以解释为两种不同的非球面结构的组合，即SN喷出物与星周物质（CSM）的非球面相互作用和固有的非球面爆炸。非球形爆炸是缓慢下降的II型（IIP型）SNe的共同特征。相比之下，SN 2017 ahn不仅在光球相，而且在放射性尾相都显示出低偏振。这种在尾相的低偏振，以前从未在其他类型的IIP/L SNe中观察到，表明SN 2017 ahn的爆炸几乎是球形的。这些观测结果意味着IIL型超新星至少有两个不同的起源：它们来自具有不同爆炸性质和/或不同质量损失过程的恒星。这一事实可能表明，13 ej-like IIL型SNe起源于与伴随着非球面CSM相互作用的IIP型SNe相似的祖先，而17 ahn-like IIL型SNe来自更大质量的祖先，其包层中的氢更少。
2021-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Tidally enhanced stellar wind: a way to make the symbiotic channel to Type Ia supernova viable
在Ia型超新星（SNe Ia）的单简并共生（或WD+RG）通道中，爆炸发生在恒星形成后相对较长的时间。如果没有某种机制来提高白矮星的吸积速率，这个通道的诞生率将太低，无法解释所有观测到的Ia超新星。潮汐增强的恒星风，这种类型的恒星风被假定用来解释与双星系统中巨星演化有关的许多现象，可以做到这一点。与质量剥离相比，该模型将超新星Ia祖细胞的空间扩展到更长的轨道周期，从而将共生通道的出生率提高到约$0.0069\,{\rm yr^{-1}}$。两个共生星，T CrB和RS Oph，被认为是最有可能的祖先SNe Ia通过共生通道，是很好的周期内-同伴质量空间预测我们的模型。
2011-06-07 astro-ph.SR
Identification of new Galactic symbiotic stars with SALT. I. Initial discoveries and other emission line objects
我们介绍的第一个结果，从一个正在进行的，系统的调查，新的共生星选择从AAO/UKST超级宇宙H $α$调查（SHS）。该调查旨在识别和描述现存星表中未充分代表的较暗的共生星种群。共生星中的吸积白矮星（WD），由它们的红巨星施主以高质量损失率的风提供燃料，使它们成为Ia型超新星的有希望的候选者。几个候选者被南部非洲大望远镜（SALT）观测到。总共确定了12颗真正的恒星和3颗可能的共生星。最显著的例子是一颗罕见的富碳共生星，它显示出日冕[Fe X] $λ$ 6375发射，这表明它可能是一个具有大质量WD的超软X射线源。附录中列出了其他几个具有类似共生星的近红外线颜色的发射线天体，包括6颗B [e]星、4颗行星状星云（PNe）、2颗可能的Be星、一颗PN的[WC 9] Wolf-Rayet（WR）中心星和一颗WC 9 WR星。这些初步发现将有助于塑造和完善候选选择标准，我们预计随着调查的进展，将发现更多的共生星。
2014-02-10 astro-ph.SR
An X-Ray and Optical Light Curv Model of the Eclipsing Symbiotic Binary SMC3
一些演化为Ia型超新星的双星包括在演化后期演化为共生超软X射线源的长周期双星。然而，在白矮星（WD）表面具有稳定氢燃烧的共生星非常罕见，其X射线特征也不为人所知。SMC3就是这样一个罕见的例子，也是理解共生星演化为Ia型超新星的关键对象。SMC 3是一颗食共生双星，由一颗巨大的WD和一颗红巨星（RG）组成，在小麦哲伦星云中的轨道周期为4.5年。长期的V光变曲线的变化被复制为轨道变化的照射RG，其大气填充其罗氏瓣，从而支持的想法，RG供应物质的WD的速度足够高，以保持稳定的氢燃烧的WD。我们还提出了一个日食模型，其中WD周围的X射线发射区域几乎完全被RG肿胀的罗氏瓣上的拖尾侧，虽然它总是被一个长的螺旋形尾巴的中性氢周围的轨道平面部分掩盖。
2012-11-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Progenitors of Type Ia Supernovae: II. Are they Double-Degenerate Binaries? The Symbiotic Channel
为了使白矮星（WD）达到克拉塞卡质量M_C，并爆发为Ia型超新星（SNIa），它必须与另一颗恒星相互作用，要么吸积物质，要么与之合并。如果我们要利用SNeIa的全部潜力来阐明基本的宇宙学和物理学原理，就需要解决这个问题。在单简并模型中，WD以高速率吸积和燃烧物质。质量接近M_C的核燃烧WD（NBWD）是一种高温发光的超软X射线源（SSS）。在以前的工作中，我们表明，在质量增加的大部分关键阶段，> 90-99%的所需数量的祖细胞不会出现SSS。显然，双退化（DD）双星形成的主要类的祖先。然而，我们在本文中表明，许多二进制文件，后来成为DD必须通过一个长寿命的NBWD阶段，在此期间，他们有可能检测到的SSS。因此，SSSS的缺乏并不是支持DD模型的有力论据。那些作为DD双星祖先的NBWD很可能以共生双星的形式出现，其间隔大于10^6年。事实上，无论WD最终是否产生SNeIa，共生的前DD应该是常见的。解决祖细胞问题的关键在于理解NBWD的出现。大多数人在大多数时候不会出现SSS。因此，我们考虑NBWD的演变，以解决它们的外观可能是什么以及我们如何希望检测到它们的问题。
2010-04-07 astro-ph.CO astro-ph.SR
Symbiotic stars in the era of modern ground- and space-based surveys
本综述总结现代地面和空间巡天对共生星发现、分类与变率研究的进展，并指出长期演化、物质转移及作为Ia型超新星前身星等未解问题。
2025-04-23 astro-ph.SR
Evidence for bipolar explosions in Type IIP supernovae
本研究通过对SN 2021yja等多颗IIP型超新星的多波段观测分析，发现其偏振等特征符合双极爆炸模型，为揭示核心坍缩超新星的爆炸机制提供了观测证据。
2024-06-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Local Group Symbiotic Star Population and its Tenuous Link with Type Ia Supernovae
本文结合经验分布约束与双星演化理论，估计银河系及本星系群矮星系的共生系统数量，并发现其通过单简并通道对Ia型超新星的贡献仅约1%。
2025-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Type Ic core-collapse supernova explosions evolved from very massive stars
我们调查的可能性，一个超发光的Ic型核心坍缩超新星产生大量的56镍。主序星质量大于100 Msun且金属丰度为0.001 < Z < 0.004的超大质量恒星，预计会爆发为超亮的Ic型超新星。质量约为110 - 150 Msun且Z < 0.001的恒星，如果在脉动对不稳定性过程中失去了整个H和He层，则会爆炸为Ic型脉动对不稳定性超新星。我们评估的总喷出物的质量和产量的56镍，O和硅的核心坍缩超新星演化的非常大质量的恒星。我们采用43.1和61.1 Msun WO星Z=0.004的超新星祖先预计爆发的Ic型核心坍缩超新星。这些祖先在零年龄的主序中有110和250 Msun的质量。爆炸能量大于2 e52 erg的球形爆炸产生超过3.5 Msun 56 Ni，足以重现SN 2007 bi的光变曲线。爆炸的非球面性影响总喷出物质量以及56 Ni、O和Si的产率。110和250 Msun模型的非球形爆炸重现了SN 2007 bi的56 Ni产额。这些爆炸也将显示出大的速度分散。SN 2007 bi的爆炸可能是由一颗非常大质量的恒星演化而来的非球形核心坍缩超新星。
2013-12-26 astro-ph.SR
Circumstellar Shell Formation in Symbiotic Recurrent Novae
我们提出的模型球对称经常性新星壳相互作用的拱星物质的共生系统组成的红巨星驱逐风，和一个白矮星吸积从这种材料。周期性爆发的新星会周期性地以高速（$\gtrsim 10^3$ km/s）将物质喷射到红巨星风剖面中，当星周物质被卷起时，会产生减速冲击波。高的星周物质密度导致冲击风和喷出物的冷却时间非常短，只有几天到几周。因此，壳层的后期演化由动量守恒而不是能量守恒决定。我们计算和显示的演变轨迹壳减速，以及冲击后的结构。在扫过所有红巨星风后，壳以$\sim 100$ km/s的速度滑行，这取决于系统参数。这些速度类似于共生新星RS Oph的蓝移星周物质，以及一些显示星周物质证据的Ia型超新星，如2006 X，2007 le和PTF 11 kx。在这样的系统中发生的超新星可能不会显示出星周物质的相互作用，直到内部的新星壳被超新星喷出物击中，爆炸后几天到几个月。
2012-10-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectropolarimetry of Type II supernovae (II) Intrinsic supernova polarization and its relations with the photometric/spectroscopic properties
研究15颗富氢核坍缩超新星的内在偏振与测光和光谱性质的关系，发现爆炸不对称性与爆炸能量成正比，全局不对称结构（如喷流）可能是实现高能超新星爆炸的关键。
2023-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulations of the symbiotic recurrent nova V407 Cyg. I. Accretion and shock evolutions
通过三维流体力学模拟研究了共生双星系统中红巨星喷出物与风的激波相互作用及其演化。我们特别模拟了2010年3月共生周期新星V407~Cygni从静止阶段到爆发阶段的爆发。详细研究了风-白矮星相互作用引起的星周密度增强。发现密度增强效率取决于轨道速度与红巨星风速的比值。与另一颗周期性新星RS~Ophiuchi不同，我们没有观察到强烈的盘状密度增强，而是观察到非球面密度分布，赤道面的$\sim 20\%$密度高于两极。为了模拟2010年的爆发，我们考虑了几个物理参数，包括红巨星质量损失率，新星爆发能量和喷出物质量。对激波相互作用和演化的详细研究表明，激波与红巨星风的相互作用产生了强烈的瑞利-泰勒不稳定性。此外，伴星的存在和星周密度的增强极大地改变了新星阶段的激波演化。在清除了大部分的星周介质后，喷出物的速度减小到$\sim 100-300$ km-s $^{-1}$，这与2011年4月观测到的[N~II]谱线的扩展向红发射一致。
2015-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The progenitors of type Ia supernovae in the semidetached binaries with red giant donors
上下文爆炸的碳氧白矮星（CO WD）的同伴产生Ia型超新星（SNe Ia）仍然没有最终确认。一颗红巨星（RG）被认为是WD爆炸的质量供体，被称为共生通道。然而，以前对该通道的研究给出了相对较低的SNe Ia率。目标。我们的目标是系统地调查的参数空间，银河系速率和延迟时间分布的超新星Ia的共生通道，采用修订的质量转移处方。方法.采用积分传质公式计算了从RG星到WD星的传质过程。在这个公式中，传质速率随局部物质状态而变化。结果我们演化了大量的WD+RG系统，发现WD+RG系统产生Ia超新星的参数空间显著扩大。这条通道可以产生中、老年龄的Ia超新星，最多占银河系Ia超新星总数的5%。我们的模型将该通道的SN Ia速率增加了5倍。我们认为，共生系统RS Oph和T CrB是SNe Ia的祖先的强有力的候选人。
2018-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wind-mass transfer in S-type symbiotic binaries IV. Indication of high wind-mass-transfer efficiency from active phases
本研究通过分析S型共生双星爆发期轨道平面的中性风，发现巨星质量损失率比常规推导高约10倍，证实风向轨道平面聚焦且转移效率高，解决了白矮星能量输出与燃料供给的矛盾，支持其为Ia型超新星前身星的可能。
2023-10-19 astro-ph.SR
Wind Roche Lobe Overflow as a way to make type Ia supernova from the widest symbiotic systems
共生星是具有最长轨道周期的相互作用的双星。由于它们可以包含一颗具有高吸积率的大质量白矮星，它们被认为是可能的Ia型超新星（SNe Ia）的祖先。在共生双星中，有些系统包含Mira供体，其轨道周期可以为几十年甚至更长。这类共生星由于它们之间的距离很大，通常不被认为是有希望的Ia超新星祖先。我们分析了一个研究得很好的共生星与Mira供体，V407 Cyg的演化。我们表明，标准演化模型预测该系统不会成为Ia型超新星。然而，通过简单地增加一个风洛希叶溢出作为一个质量转移模式，我们预测，在V407天鹅座的白矮星将达到40-200百万年的卡拉塞卡极限。
2018-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia Supernova Progenitors and Surviving Companions within the Symbiotic Channel
本文通过MESA对1260个共生双星系统进行数值模拟，系统研究了Ia型超新星前身星及其幸存伴星的冲击后演化，并依据伴星演化阶段划分了四类前身系统。
2025-07-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Symbiotic Stars (Including T Corona Borealis) Are Not Immediate Progenitors of Normal Type Ia Supernovae
Louisiana State University（路易斯安那州立大学）
研究发现，正常Ia型超新星的直接前体并非共生星系统，189个样本中均未发现红巨星伴星的证据。
2025-11-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Where are the missing symbiotic stars? Uncovering hidden Symbiotic Stars in public catalogues
银河系共生星（SySts）人口的理论预测与目前已知的人口高度不一致。尽管在过去几十年中付出了巨大的努力，但观测结果仍然远远低于预测。到目前为止，大多数已知的SySts是根据光学制度中建立的选择标准确定的。最近发现的SU Lyn具有非常微弱的光学发射线，揭示了一个只具有吸收白矮星的SySts亚群。在这种特殊的情况下，发光的红巨星可能会使暗淡的白矮星伴星黯然失色。提出了一种新的方法来寻找这个亚组的SySts，采用GALEX UV和2MASS/AllWISE IR光度法。FUV-NUV颜色指数是直接或间接的指示剂，用于指示热致密伴体的存在。通过对超新星全天自动巡天获得的变星III星表与GALEX、2MASS和AllWISE星表的交叉比对，得到了814个潜在的SySt候选星。其中，105个源具有FUV和NUV波段的光度测量，35个源的FUV-NUV <1，与已知SySts的预期相似。发现了五个已知的SySts，而在检测到典型发射线后的光谱跟踪观测中发现了两个新的真正的SySts。
2023-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The aspherical explosion of the Type IIP SN 2017gmr
IIP型超新星（SNe IIP）是最常见的核心坍缩（CC）SNe类型，在进入尾相后，连续偏振迅速增加。这一特征可以用高度不对称的氦核来解释，当氢包层变得透明时，氦核就会暴露出来。在这里，我们报告的情况下，一个SN IIP（SN~ 2017 GMR），显示了一个不寻常的早期上升的极化，$\gtrsim 30$天前开始的尾相。这意味着SN~ 2017 gmr是一个具有非常扩展的非球面性的SN IIP。这种不对称性并不局限于氦核，而是延伸到了氢外壳的重要部分，因此清楚地表明CC爆炸的非球面结构具有明显的内在多样性。这些观测结果对爆炸机制提供了新的约束，可行的模型必须能够产生这种偏离球面对称的扩展偏差，并解释观测到的几何多样性。
2019-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-band polarization of Type IIP supernovae due to light echo from circumstellar dust
IIP型超新星（SNe IIP）在晚期常表现出相对较高的连续极化（$\sim 1$）。这种偏振特征通常被认为是由于在后期阶段揭示的内部非球面核心，而这种偏振特征也可以由SN周围的星周（CS）尘埃的偏振散射回波的影响所贡献。在本文中，我们提出了一个独特的方法来区分偏振从SN喷出物和从光回波。我们定量研究波长依赖性的散射回波的各种几何形状和CS尘埃量的偏振。发现在$U$带中的极化具有特征性特征，即，偏振出现在比较长波长更早的相位，具有更高的偏振度。这是由于$U$波段光变曲线的快速演变以及尘埃在较短波长下的较高光学深度。除了$U$带之外，在平台阶段之后偏振增加，并且对于较短的波长，偏振度通常较高。这些偏振特性可以很容易地与非球面纤芯预期的偏振区分开来，非球面纤芯预测几乎没有波长依赖性。此外，我们表明，SNe IIP的多波段偏振观测可以约束CS尘埃质量和距离SNe的参数空间。因此，我们鼓励多波段极化观测SNe IIP。
2018-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Role of Binary Configuration in Shaping Nova Evolution via Wind Accretion in Symbiotic Systems
Ariel University（阿里埃勒大学）；Azrieli College of Engineering Jerusalem（耶路撒冷阿兹里埃利工程学院）
本文通过调控共生双星的三个关键参数模拟BHL风吸积过程，发现该机制下轨道长期扩张、白矮星质量持续降低，这类系统无法成为Ia型超新星前身。
2025-11-18 astro-ph.SR
CHARA Array Observations of the Evolved Components in Symbiotic Star Systems
The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；New Mexico Institute of Mining and Technology（新墨西哥矿业理工学院）；Adam Mickiewicz University（亚当·密茨凯维奇大学）；University of Michigan（密歇根大学）
本研究利用CHARA阵列观测4个共生星及相关系统的冷巨星，结合光谱分析检验洛希瓣几何，发现3颗恒星有表面特征，3个系统充满因子低于1，为理解共生星质量转移机制提供观测依据。
2026-08-31 astro-ph.SR
Optical studies of SN 2009jf: A type Ib supernova with an extremely slow decline and aspherical signature
本文报道了Ib型超新星SN 2009 jf在$B$极大值的$\sim -15$ ~+250天期间的光学$UBVRI$光度学和中等分辨率光谱学。光变曲线很宽，衰减非常缓慢。$V$带的早期极大后衰减率与SN 2008 D相似，但晚期衰减率比其他研究的Ib型超新星慢。SN 2009 jf的绝对星等为$M_{V} = -17.96\pm0.19$等，是一颗正常亮度的超新星。峰值辐射热光度和通过$^{56}$ Ni $\rightarrow$ $^{56}$ Co链的能量沉积速率表明，在爆炸过程中，$^{56}$ Ni的$\sim {0.17}^{+0.03}_{-0.03}$ M $_{\odot}$被喷出。在$\sim -15$日的第一个光谱中，在速度为$\sim 16000$ km sec $^{-1}$时，可以清楚地识别出He I 5876 γ线。在星云光谱中看到的[O\，I] 6300-6364线具有多峰和不对称的发射轮廓，其中蓝色峰更强。这条线中的估计通量意味着$\ga 1.34$ M $_\odot$氧被排出。SN 2009 jf的光变曲线的缓慢演变表明存在大量的喷出物。早期阶段的高膨胀速度和星云阶段较宽的发射线表明它是一次具有大动能的爆炸。一个简单的定性估计导致喷出物质量M $_{\rm ej} = 4-9$ M $_\odot$，和动能E $_{\rm K} = 3-8 \…
2011-01-11 astro-ph.SR
Recurrent novae as progenitors of Type Ia supernovae
复发新星是一种双星，里面有一颗质量很大的白矮星，质量和克拉塞卡质量一样大，因为它们的复发周期很短，只有10-100年。因此，复发新星被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的候选祖先。事实上，超新星Ia PTF 11 kx的证据表明，它的祖先是一颗共生的复发新星。我们已经很好地确定了复发新星的双星参数，特别是对于那些经常爆发的新星，U Sco和RS Oph，这为双星演化到SNe Ia的基本过程提供了有用的信息。因此，我们使用它们作为二元演化模型的测试平台。例如，原来的双简并（DD）方案不能再现RS Oph型复发新星，而Hachisu等人（1999）提出的新的单简并（SD）方案自然可以。我们回顾SD和DD方案之间的主要区别，特别是他们的基本过程的二进制演变。我们还讨论了每个物理过程的观测支持。原始的DD方案是基于20世纪80年代的物理学，而SD方案是基于更近期的物理学，包括新的不透明度，WD的质量增长效率，以及在新星爆发中发展的光学厚风。
2012-12-11 astro-ph.SR
Pair-Instability Supernovae of Fast Rotating Stars
我们提出了对不稳定的超新星在爆炸阶段考虑快速旋转的二维模拟。最近对Pop III恒星形成的研究表明，这些恒星可能以大约100 Msun的质量尺度诞生，并具有强烈的自转。根据恒星演化模型，这些大质量的Pop III恒星可能是作为高能量的对不稳定超新星而死亡的。我们进行二维计算，以调查对不稳定超新星的旋转的影响。我们的研究结果表明，旋转导致非球面爆炸由于各向异性崩溃。如果第一批恒星在它们的对不稳定性爆炸之前，氧核的开普勒旋转速率为50%，那么整体镍的产生量可以显着减少约两个数量级。一个极端的情况下，100%的开普勒旋转率显示了一个有趣的功能，沿赤道面的流体不稳定性所造成的非同步和各向异性点火的爆炸，使冲击运行到下降的气体和产生的Richtmyer-Meshkov不稳定性。
2015-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
First Stars -- Type Ib Supernovae Connection
在极贫金属（EMP）恒星中观察到的非常特殊的丰度模式不能用普通的超新星核合成来解释，但可以通过超高能和超非球面爆炸中的核合成来很好地再现，即，超新星（HNe）。在此之前，这种HNe只在Ic型超新星中被观测到。在这里，我们研究了最近的Ib型超新星（SNe Ib）的性质。特别是，SN Ib 2008 D与发光的X射线瞬变080109相关联，被发现是一个比正常的核心坍缩超新星更具能量的爆炸。我们估计其母星的主序星质量为20- 25 M_sun，爆炸的动能约为6 × 10^{51}尔格。这些性质介于正常超新星和与伽马射线暴有关的超新星之间。这种高能的超新星Ib可能对早期宇宙的化学富集做出重要贡献。
2009-05-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
V1047 Cen: The first Z And-type outburst observed in the classical nova binary
本研究证实经典新星V1047 Cen 2019年的异常爆发为仅在共生双星中观测到的Z And型，通过光谱能量分布拟合验证参数匹配，揭示该类爆发也可发生在短周期激变变星中，对理解Ia型超新星起源有重要意义。
2025-03-19 astro-ph.SR
Using nebular near-IR spectroscopy to measure asymmetric chemical distributions in 2003fg-like thermonuclear supernovae
本研究通过分析三颗2003fg型Ia超新星的晚期近红外光谱，发现其[Fe II]谱线存在不对称性，证实内部化学分布非球形，为前身星系统与爆炸机制研究提供了观测约束。
2025-03-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Symbiotic stars and other Halpha emission line stars towards the Galactic Bulge
共生星是具有最长轨道周期的相互作用双星，其多组分结构使其成为丰富的天体物理实验室。高质量损失率的红巨星风吸积到白矮星（WD）上，使它们成为有希望的Ia型超新星（SNe Ia）祖先。对新的银河系共生星进行系统的调查对于识别新的有希望的超新星Ia祖先（例如RS Oph）以及更好地估计总人口规模以与超新星Ia比率进行比较至关重要。后一个目标的核心是建立一个完整的人口普查的共生恒星对银河系隆起。在这里，我们报告了对覆盖35度^[2]的H α发射线恒星进行系统观测的结果。它的区别在于深层光谱学和长期光变曲线的结合，这提高了我们分类的确定性。共发现了20颗真正的共生星（13颗S型，6颗D型和1颗D '型），其中35%的共生星具有特定的拉曼散射OVI发射带，还有15颗可能的共生星（6颗S型和9颗D型）需要进一步研究。光变曲线显示了各种各样的变化，包括恒星脉动（半规则和Mira），轨道变化和由于尘埃造成的缓慢变化。确定了5个S型的轨道周期和3个D型的脉动周期。最显著的D型是H1-45和它的Mira碳星，脉动周期为408.6天，对应的距离为6.2 ± 1.4kpc，M_K=-8.06 ± 0.12mag.如果H1-45属于银河系膨胀区，那么它将是第一颗真正发光的银河系膨胀区碳星.突出部缺乏发光的碳星是一个长期未解决的问题。对H1-45的一个可能的解释可能是碳增强是从WD伴星的祖先吸积而来的。还发现了…
2013-05-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Counterparts of Far Eastern Guest Stars: Novae, supernovae, or something else?
瞬态的历史观测对于研究其长期演变至关重要。本文是一系列论文的一部分，我们在这些论文中开发了用于分析瞬态事件的古代数据及其在现代科学中的可用性的方法。其他作者在这方面的研究主要集中在寻找历史上的超新星，而我们早期的工作主要集中在作为经典新星的灾变双星上。在这项研究中，我们考虑行星状星云，共生星，超新星遗迹和恒星在我们的测试样本的搜索领域。我们提出的可能性，这些对象类型的视觉爆发，给他们的分布在全球范围内的概述，并讨论在我们的搜索领域的对象单独。为了总结我们的结果，我们提供了一个表格，在我们的测试样本中最有可能识别的历史目击事件，并概述了我们的方法，以便在未来的工作中将其应用于进一步的历史记录。我们的研究结果的亮点包括重新解释两个独立的目击事件作为一个超新星观测从公元667年5月到668年6月，其残余可能是SNR G160.9+02.6。我们还建议经常性的新星U Sco作为891年在天蝎座和蛇夫座之间观察到的外观的候选者，这可能指向喷发幅度的长期变化。此外，我们发现，1431年的“闪亮的明亮”观测可以与共生双星KT Eri联系起来，后者在2009年爆发为肉眼可见的经典新星。
2020-06-11 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.hist-ph
Supernova PTF12glz: a possible shock breakout driven through an aspherical wind
我们提出了超新星PTF 12 glz的可见光和紫外（UV）观测。SN是在近紫外和R波段发现和监测的，这是GALEX和Palomar瞬态工厂联合活动的一部分。它是迄今为止观测到的能量最高的IIn型超新星之一（~10^{51} erg）。如果辐射能量主要来自激波动能的热化，我们证明PTF 12 glz在爆炸死亡前被~1太阳质量的星周物质（CSM）所包围。PTF 12 glz显示了一个令人困惑的特性：在早期，虽然自由膨胀的喷出物可能被光学厚的CSM所掩盖，但最适合观测的黑体半径以约7000 km/s的速度增长。这样的速度是快速移动的喷出物的特征，而不是光学厚CSM。这一阶段的径向膨胀发生在任何光谱特征的膨胀喷出物出现在光谱，而光谱数据和测辐射热光度似乎表明，CSM是光学厚。我们提出了一个几何解决方案，这个难题，涉及一个非球面结构的CSM周围PTF 12 glz。通过模拟辐射扩散通过一个板的CSM，我们表明，一个非球面几何形状的CSM可以导致在不断增长的有效半径。这个简单的模型也使我们能够恢复PTF 12 glz的黑体温度下降。SLAB-Diffusion是我们编写的用于模拟光子通过CSM板的辐射扩散并评估所观察到的半径和温度的代码，可以在线使用。
2020-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Chemical Yields from Supernovae and Hypernovae
我们回顾了恒星演化的最后阶段，超新星的性质，以及化学产额作为祖先质量M的函数。(1)当O+Ne+Mg核由于电子俘获而坍缩时，8 - 10 Ms星是超AGB星。这些AGB型超新星可能是类SN 2008 S的IIn型超新星。这些恒星几乎不产生α元素和Fe峰元素，但它们是Zn和轻p核的重要来源。(2)10 - 90 Ms恒星经历Fe核坍缩。非球面爆炸中的核合成很重要，因为它可以很好地再现在极端贫金属恒星中观察到的丰度模式。(3)90 - 140 Ms恒星在不同的核燃烧阶段经历脉动核不稳定性，包括O和Si燃烧。(4)140 - 300 M的恒星成为对不稳定超新星，如果质量损失足够小。(5)质量超过300 M的恒星会发生核心坍缩，形成中等质量的黑洞。
2009-05-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Eruptive novae in symbiotic systems
本研究通过模拟宽距共生系统中的新星喷发，发现白矮星质量和间距影响吸积率与轨道演化，并识别出可增质的弱喷发新星，可能作为Ia型超新星前身。
2023-11-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Radio Light Curve of the Gamma-Ray Nova in V407 Cyg: Thermal Emission from the Ionized Symbiotic Envelope, Devoured from Within by the Nova Blast
我们提出了多频无线电观测的2010年新星事件的共生二进制V407天鹅座，获得与卡尔G。Jansky超大型阵列，覆盖1-45 GHz，发现后17-770天。这颗新星-第一次在伽马射线中被探测到-显示了一条由米拉巨伴的风主导的射电光变曲线，而不是新星喷出物本身。当风被新星爆发电离时，射电光度增加，当风被新星激波从内部猛烈加热时，射电光度减弱。这项研究标志着这种物理机制首次被证明主导了天体物理瞬变的射电光变曲线。我们没有观察到新星喷出物的热信号或激波的同步辐射，因为这些成分隐藏在米拉风的吸收屏后面。我们估计Mira风的质量损失率为Mdot_w ~ 10^-6 M_sun/yr。我们还介绍了在2010年新星之前唯一对天鹅座V407的无线电探测，这是从未发表的1993年VLA档案数据中收集的，它表明即使在平静期，米拉风的无线电光度也会变化>~20倍。虽然天鹅座V407可能拥有一颗巨大的吸积白矮星，使其成为Ia型超新星的候选祖先系统，但围绕着天鹅座V407的致密且径向连续的环双星物质与大多数Ia型超新星的观测环境不一致。
2012-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-Radial Instabilities and Progenitor Asphericities in Core-Collapse Supernovae
由于核心坍缩超新星模拟仍然难以在3D中产生强大的中微子驱动的爆炸，因此有人提出，由祖先对流引起的非球面性可能会通过增强激波后区域非径向流体动力学不稳定性的活动来促进激波复兴。我们深入研究这种情况下，使用42个相对论二维模拟与多群中微子输运检查的速度和密度扰动的影响，在祖不同的扰动几何形状，遵守基本的物理约束（如滞弹性条件）。作为分析我们的结果的框架，我们引入半经验的标度律中微子加热，在增益区的平均湍流速度，和冲击变形的非径向不稳定性的饱和极限。湍流马赫数的平方<Ma^2>反映了增益层中非球面运动的剧烈程度，当<Ma^2>为~0.3时会发生爆炸性失控，这对应于临界中微子光度与一维相比降低了~25%。根据这一理论，先驱体的非球面性主要通过在激波上产生各向异性的质量流来帮助激波恢复：差分入流有效地将先驱体中的速度扰动转化为初始对流马赫数Ma量级的激波处的密度扰动（Delta rho/rho）。各向异性的质量通量和冲压压力使激波变形，从而放大激波后的湍流。大尺度（l=2，l=1）模态证明最有利于激波复苏，而小尺度扰动则需要不切实际的高对流马赫数。原始星系中的初始密度扰动只有Ma ^2量级，因此起着次优势作用。
2015-03-02 astro-ph.SR
Large Late-time Asphericities in Three Type IIP Supernovae
II型坪超新星（SNe IIP）是红超巨星爆炸的结果，是核心坍缩超新星中最常见的子类。过去的观测表明，SNe IIP喷出物的外层大部分是球形的，但非球形的程度向核心增加。我们提出的证据表明，在最近的三个SNe IIP（SNe 2006 my，2006 ov和2007 aa）的内核高度的非球面性，揭示了晚时间的光学偏振光谱。这三个物体都被选择为具有非常低的星际偏振（ISP），这最大限度地减少了ISP去除的不确定性，并允许我们使用连续偏振作为非球面性的示踪剂。这三个天体在测光平台结束后的观测中具有0.83-1.56%的内在连续偏振，在强发射线的波长处偏振几乎下降到零。我们对SN 2007 aa早期的观测，在测光平台上进行，显示出相对较小的连续偏振（~0.1%）。SN 2006 ov的晚期H-α和[O I]线剖面为内部喷出物的非球面性提供了进一步的证据。在非常普通的核心坍缩超新星中，如此高的核心极化提供了进一步的证据，基本上所有的核心坍缩超新星爆炸都是高度非球面的，即使喷出物的外部只显示出与球面对称性的微小偏差。
2010-04-20 astro-ph.CO astro-ph.SR
Spectropolarimetry of SN 2011dh in M51: geometric insights on a Type IIb supernova progenitor and explosion
我们介绍了M51中IIb型超新星（SN）2011 dh的七个分光偏振测量时代，跨越了86天的演化。第一个纪元是在爆炸后9天获得的，当时光球层仍然在剥离的包层祖先的耗尽氢层中。连续极化是安全地检测到的P~0.5%的水平，通过第14天，并出现减少到第30天，这是从其他核心崩溃SNe的研究所提出的普遍趋势不同。在P和位置角的时变调制检测跨P-Cygni线功能。H-α和HeI极化峰值后30天，并表现出位置角大致与早期的连续一致，而OI和CaII似乎是几何不同的。我们讨论了几种可能性来解释的连续谱和线偏振的演变，包括潮汐变形的祖星的潜在影响，非球面放射性加热快速上升的羽流的Ni-56从核心，斜激波爆发，或散射的星周物质。虽然这些可能性是合理的，并受到理论预期的指导，但它们并不是数据的唯一解决方案。需要构建更详细的流体动力学和辐射传输模型，其中包含复杂的非球面几何形状，以进一步阐明SN 2011 dh和其他IIb型超新星的偏振辐射的性质。
2015-09-05 astro-ph.SR
Theoretical Studies of Accretion of Matter onto White Dwarfs and the Single Degenerate Scenario for Supernovae of Type Ia
我们提出了一个简单的总结的单一简并方案的Ia型超新星的祖先，它是假设一个低质量的碳-氧白矮星的质量增长的结果，吸积从一个紧密的双星系统中的第二颗恒星。最近对太阳物质在不混合的情况下吸积到白矮星上的流体动力学模拟总是会产生热核失控，并且不会发生稳定的燃烧。对于宽范围的WD质量（0.4太阳质量到1.35太阳质量），最大的喷射物质发生在1.25太阳质量序列，然后随着白矮星质量的减少而减少。因此，白矮星的质量会随着太阳物质的吸积而增加，只要吸积的物质没有与核心物质混合。相比之下，热核失控的吸积富氢层的低光度WD在紧密的二元系统的核心物质与吸积材料的混合发生的爆发机制为经典，复发和共生新星。这些系统特征的差异可能是WD质量和质量吸积速率。氯化萘喷出物中从碳到硫的各种元素高度富集，这证实有来自WD核心的物质被挖掘出来，使它们能够促进星际介质的化学富集。因此，对CNe的研究可以加深对银河核合成、太阳前颗粒的来源以及河外距离尺度的理解。爆发的特征取决于白矮星的质量、光度、质量吸积速率以及吸积物质和WD物质的化学成分。突出的性质也取决于何时，如何，以及如果增生层与WD核心混合和混合机制仍然是未知的。
2012-10-22 astro-ph.SR
Type Ia Supernovae from Merging White Dwarfs II) Post-Merger Detonations
碳氧（CO）合并的白矮星是Ia型超新星（SN Ia）的一个有希望的祖先系统，但爆炸的基本物理和时间仍然存在争议。如果爆炸发生在副恒星完全分裂之后，爆炸的主星将膨胀成一种致密的CO介质，这种介质可能仍然具有盘状结构。这种相互作用将使喷出物减速并变形。在这里，我们进行了多维模拟的“夯实”SN Ia模型，使用粒子和网格为基础的代码来研究合并和爆炸动力学，和一个辐射转移代码来计算合成光谱和光变曲线。我们发现，合并后的爆炸表现出沙漏形的不对称性，导致光变曲线与视角的强烈变化。影响结果的两个最重要的因素是盘的标度高度，这敏感地取决于二进制的质量比，和总${}^{56}$ Ni产量，这是由残余核心的中心密度。合成的宽带光变曲线上升和下降非常缓慢，光谱通常看起来很奇特，具有中等质量元素的微弱特征，但相对较强的碳吸收。我们还考虑了残余物的粘性演化的影响，并表明合并和爆炸之间的较长的时间延迟可能会导致较大的${}^{56}$ Ni产量和更对称的残余物。我们讨论的相关性，这类非球面的“夯实”的超新星Ia解释类的“超超克拉塞卡”的超新星Ia。
2013-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modelling the circumstellar medium in RS Ophiuchi and its link to Type Ia supernovae
最近对在一些Ia型超新星中检测到的窄的、可变的吸收线的解释表明，它们的祖先被致密的星周物质包围。在共生的复发新星系统RS Oph中检测到类似的变化，该系统每20年经历一次热核爆发，使其成为研究这些线起源的理想候选者。为此，我们提出了多个质量转移新星周期在RS Oph的模拟。我们发现，静态传质产生了密集的，赤道流出，即，向双星轨道平面集中，在白矮星周围形成吸积盘。球状新星爆发与这些非球状星周结构的相互作用产生了双极外流，类似于2006年HST爆发的图像。为了产生与观测一致的电离结构，红巨星的质量损失率必须达到$5 \times 10^{-7}\,\mathrm{M}_{\odot}\,\mathrm{yr}^{-1}$。模拟还产生了极吸积流，这可能解释了静态H α线和硬X射线的宽翼。通过比较模拟的吸收线剖面观测2006年爆发，我们能够确定哪些组件出现在风中，哪些是由于新星。我们探讨可能的行为的吸收线轮廓，因为他们可能会出现超新星发生在一个系统，如RS Oph。我们的模型显示出与SN 2006 X等超新星的相似性，但需要高质量损失率（$\dot{M} \sim 10^{-6}$到$10^{-5}\,\mathrm{M_\odot}\,\mathrm{yr}^{-1}$）来解释SN 2006 X的变化。
2016-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Minimum Dilution Scenario for Supernovae and Consequences for Extremely Metal-Poor Stars
到目前为止，还没有任何不含金属的恒星被直接观测到。限制其性质的最常见方法是搜索最贫金属恒星的光谱，以寻找第一批恒星及其超新星中产生的化学元素。在这种方法中，模拟的超新星产率与在极端贫金属恒星中观察到的丰度模式进行了比较。该方法通常仅使用丰度比，即，将产率稀释至观察到的水平。按照通常的球对称假设，我们计算了一个简单的超新星可以混合的质量下限，发现它与所有已发表的星际介质早期化学富集的模拟结果一致。对于三种不同的情况下，我们证明了这个稀释限可以改变丰度拟合的结论。有一个很大的差异之间的稀释度在模拟小晕SN爆炸和稀释度假设在许多丰度拟合。限制稀释可以显着改变超新星可能是观测到的CEMP-无恒星的祖先的可能性。特别是，一些微弱的，非常低的产量SNe，已被建议作为SMSS 0313 -6708丰度模式的模型，不能解释测量的金属丰度，因为它们的预测金属产量太小了两个数量级。总之，这里提出的新的稀释模型强调需要更好地了解非球面SNe的混合和稀释行为。
2020-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Circumstellar Light Echo as a Possible Origin of the Polarization of Type IIP Supernovae
IIP型超新星（SNe IIP）是最常见的核坍缩型超新星。它们往往在后期表现出偏振度的快速增加。这种时间演化通常被认为起源于内部非球面核的出现，而SN周围的星周（CS）尘埃的偏振散射回波的影响也可能对这种偏振特征有很大的贡献。在这项研究中，我们研究散射回波的SN偏振通过辐射转移模拟不同的几何形状和数量的CS尘埃的影响。人们发现，不对称分布的CS尘埃，这通常是推断为红超巨星，可以重现所观察到的偏振特征。我们已经将我们的结果应用到SNe 2004dj和2006ov，推导CS尘埃的几何形状和数量来解释在这种情况下观察到的偏振特征。对于这两个SNe，斑点状或双极分布的CS灰尘，而不是盘状分布是有利的。在SNe 2004 dj和2006 ov的团块模式（双极CS尘埃模式）中，导出的尘埃质量$M_{\mathrm{dust}}$分别为$\sim 7.5 \times 10^{-4}$ M $_{\odot}$（$\sim 8.5 \times10^{-4}$ M $_{\odot}$）和$\sim 5.2 \times 10^{-4}$ M $_{\odot}$（$\sim 1.3 \times10^{-3}$ M $_{\odot}$）。即使在这种情况下，该过程不会在所观察到的偏振信号中发挥主导作用，这种效应原则上应该有助于它，其强度取决于CS尘埃的性质。因此，在通过偏振观测讨论超新星爆发的…
2017-09-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
White dwarf -- red giant star binaries as Type Ia supernova progenitors: with and without magnetic confinement
各种白矮星（WD）双星方案已被提出，试图了解Ia型超新星（SNe Ia）的性质和多样性。在这项工作中，我们研究了碳氧WD -红巨星（RG）双星（包括磁约束的作用）作为可能的SN Ia祖（所谓的共生祖通道）的演变。使用\textsc{mesa}恒星演化程序，我们计算了RG星的结构，风的质量损失，罗氏瓣溢出（RLOF）的质量转移率，极性质量吸积率（在磁约束的情况下）的时间依赖性，以及轨道和角动量的演变。我们考虑的情况下，WD是非磁性的情况下，磁场是强大到足以迫使吸积到两个小极冠的WD。在一个小的区域内的限制吸积允许更有效的氢燃烧，潜在地抑制新星爆发。这使得WD更容易在质量上增长到阿布拉塞卡质量极限，并爆炸成Ia型超新星。与没有磁约束的情况相比，磁约束使Ia型超新星共生通道的初始参数空间向更短的轨道周期和更低的施主质量移动。对低质量He WD或相对低质量的巨星进行重新定位，这些巨星在超新星爆炸中幸存下来，并在SN遗迹中发现，这将为我们理解这种共生通道的贡献提供重要的见解。
2023-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
AREPO-RSG: Aspherical Circumstellar Material and Winds from Pulsating Dusty Red Supergiants in Global 3D Radiation Hydrodynamic Simulations
本研究通过三维辐射流体动力学模拟发现，红超巨星的脉动可产生非球面且致密的星周物质，为富氢超新星前身星环境提供新解释，并提出一维解析模型供观测建模使用。
2025-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
On The Development of Multidimensional Progenitor Models For Core-collapse Supernovae
大质量恒星壳层对流的多维流体动力学模拟表明，铁核坍缩过程中可能会放大非球面扰动的发展。这些扰动通过增加停滞激波后的总应力，对延迟中微子驱动的核心坍缩超新星爆炸机制产生了至关重要的影响。在本文中，我们研究了15 \msun模型在1-，2-和3-维（3D）演化的最后$\sim$ 424秒前的重力不稳定性和铁芯崩溃使用MESA和FLASH模拟框架的属性。我们发现，就在崩溃之前，我们最初扰动完全三维模型达到角平均对流速度大小的$\approx$ 240-260公里秒$^{-1}$在Si和O壳层区域的马赫数$\approx$ 0.06。我们发现大部分的权力在O壳驻留在大尺度，其特征在于球谐阶数（$\ell$）为2-4，而Si壳显示宽光谱上较小尺度的$\ell\approx30-40$。两个对流区在接近崩溃时都显示出$\ell=5$功率的增加。我们表明，1D \texttt{MESA}模型同意与对流速度分布和速度的硅壳相比，我们的最高分辨率的3D模型。然而，在O壳层区域，我们发现\texttt{MESA}预测的速度比我们所有的3D模型建议的速度慢大约\emph{four}倍。在这项工作中考虑的所有八个多维恒星模型都是公开的。
2020-08-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Deep Search for Prompt Radio Emission from Thermonuclear Supernovae with the Very Large Array
对Ia型超新星（SNe Ia）周围星周物质的探测是对Ia型超新星祖先性质的最有力的检验之一，射电观测提供了对这种物质的特别敏感的探测。在这里，我们报告了Ia超新星及其低光度热核表亲的射电观测结果。我们提出了最大的，最灵敏的，光谱多样性的研究提示（Δ t <~ 1年）的85热核SNe的射电观测，包括25个由我们的团队获得的前所未有的深度的卡尔G。Jansky甚大阵。根据这些观测结果，SN 2012 cg与SN 2011 fe和SN 2014 J一起成为一个Ia型SN，具有非常深的射电极限和极好的时间覆盖（6个历元，爆炸后5--216天，Mdot/v_w <~ 5 x 10^-9 M_sun/yr /（100 km/s），假设Bdot_B = 0.1，Bdot_e = 0.1）。所有的观测结果都没有探测到，这对星周物质的存在产生了很大的限制。我们提出的时间和频谱的分析模型，从热核SNe预期从风分层或均匀密度介质的相互作用的即时无线电发射的演变。这些模型使我们能够限制原始物质的质量损失率，假设风速v_w=100 km/s，限制范围为Mdot <~ 10^-9- 10 ^-4 M_sun/yr。我们比较我们的无线电约束与银河系共生双星的测量，得出结论，<10%的热核SNe有红巨星同伴。
2015-10-26 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrogen and helium in the spectra of Type Ia supernovae
我们提出的预测氢和氦发射线光度从拱星物质周围的Ia型超新星（SNe Ia）使用时间依赖的光电离模型。SN Ia 2000 cx的ESO/VLT光学阶梯光栅光谱是在最大值之前和之后70天内拍摄的。我们没有检测到氢和氦线，并假设风速为10 km/s，太阳风丰度为1.3EE{-5}太阳质量，假定风的质量损失率上限为每年1.3EE {-5}太阳质量。在富氦的情况下，限制质量损失的最佳线是He I 10，830 A。我们证实了Patat等人讨论的SN 2000 cx星际Na I和Ca II吸收的细节，而且还发现了银河系中6613.56 A弥散星际带（DIB）吸收的证据。我们讨论的X射线发射的测量超新星喷出物和风之间的相互作用，我们重新评估的SN 1992 A的观测获得16天后的最大Schlegel和Petre。我们发现一个上限为1.3EE{-5}太阳质量每年。这些结果，加上以前的观测工作正常的超新星Ia 1994 D和2001 el，不赞成一个共生星在上质量损失率制度从可能的祖先的情况下，这些超新星。为了限制氢在晚时光谱中的存在，我们给出了超新星Ia 1998 bu和2000 cx极大后251-388天的ESO/VLT和ESO/NTT光学和红外观测结果。我们没有看到在SNe 1998 bu和2000 cx在这些时期的氢线发射，我们认为，从建模，这样的富氢气体的质量必须小于0.03太阳质量的超…
2013-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Searching for swept-up Hydrogen and Helium in the late-time spectra of 11 nearby Type Ia supernovae
直接探测到爆发为Ia型超新星（SN Ia）的恒星系统还没有成功。各种间接方法已被用于研究SN Ia祖细胞系统，但没有产生结论性的结果。单简并模型的一个预测是，来自伴星包层的富氢（或氦）物质应该在爆炸中被SN喷出物卷走。迄今为止，已经分析了七个超新星Ia，在它们的后期光谱中寻找富氢物质的迹象，但没有发现。我们目前的结果，从新的晚时间光谱的11超新星Ia在甚大望远镜使用XShooter和FORS 2。我们提出了SN 2013 ct的H-α发射的试探性检测，对应于剥离/烧蚀伴星材料的~0.007 Msun（在光谱建模的假设下）。这一质量明显低于单简并情景的预期，表明存在>0.1 Msun的富氢，但未观察到。我们在其他10个Ia超新星中没有检测到H-α发射。这使得未检测到（<0.001-0.058 Msun）富氢物质的正常Ia超新星的总样本达到17个事件。对这些未被探测到的天体最简单的解释是，这些天体不是由CO白矮星通过罗氏瓣溢出或共生通道从富氢伴星吸积物质的爆炸造成的。然而，需要进一步的光谱建模来证实这一点。我们也没有发现氦发射特征的证据，但与氦丰富的伴星模型是不可用的地方质量限制。
2016-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling of the nebular-phase spectral evolution of stripped-envelope supernovae. New grids from 100 to 450 days
本研究构建了100-450天的Ibc型超新星星云相光谱演化新模型网格，发现前身星质量损失历史影响初始质量推断，不同超新星前质量对应光谱差异显著，中等质量下非球对称混合可能决定超新星类型。
2023-06-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Progenitor of the Type Ia Supernova that created SNR 0519-69.0 in the Large Magellanic Cloud
Ia型超新星的祖先系统模型可以分为双简并系统和单简并系统，双简并系统包含两颗白矮星，单简并系统包含一颗白矮星和一颗伴星（红巨星、亚巨星或大于1.16 M_sol的主序星）。白矮星在超新星爆炸中被摧毁，但任何非简并的伴星保持完整。我们目前的搜索结果的前伴星SNR 0519-69.0，位于大麦云云，根据哈勃太空望远镜拍摄的图像与极限星等V = 26.05。SNR 0519-69.0是一颗Ia型超新星，根据它的光回波和X射线光谱可以确定。残骸的几何中心（基于H-α和X射线壳层）位于05：19：34.83，-69：02：06.92（J2000）。考虑到测量的不确定性，轨道速度和反冲速度，任何前伴星必须在99.73%的置信水平下在4.7”的范围内。这个圈包含27颗亮度超过V = 22.7的主序星，其中任何一颗都可能是超软源祖星系统遗留下来的前伴星。这个圈不包含后主序星，这排除了所有其他已发表的单简并祖先星（包括共生星、复发新星、氦供体和自旋上/下模型）的可能性。唯一剩下的可能性是SNR 0519-69.0是由超软源或双简并祖先系统形成的。
2012-01-30 astro-ph.SR
The importance of binary stars
该研究指出双星普遍存在且相互作用会改变恒星演化，产生单星模型无法解释的奇异天体，还能约束相关模型并提供恒星参数测量方法，强调了其多方面重要性。
2024-11-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
