Asymmetries in core-collapse supernovae from maps of radioactive $^{44}$Ti in CassiopeiaA
不对称性是大多数恒星核心坍缩爆炸的数值模拟所必需的，但它的形式在不同的模型中有很大的不同。放射性44 Ti的空间分布，在一颗爆炸的恒星中合成，靠近物质落回坍缩核心和喷射到周围介质之间的边界，直接探测爆炸的不对称性。仙后座A是一个年轻的，附近的，核心崩溃的残余物，其中44钛发射先前已被检测到，但没有成像。爆炸中的不对称性已经间接地从观测到的44 Ti发射与估计的56 Ni发射的高比率、从光学光回波以及从X射线和光学喷出物中看到的射流状特征中推断出来。本文报道仙后座A中44Ti的空间分布图和光谱性质。这可能解释了44Ti和铁X射线发射之间出人意料的缺乏相关性，后者仅在冲击加热的材料中可见。所观察到的空间分布排除了对称爆炸，即使有高水平的对流混合，以及高度不对称的双极爆炸所造成的快速旋转的祖。相反，这些观测结果为核心坍缩超新星中低模式对流不稳定性的发展提供了强有力的证据。
2014-03-19 astro-ph.HE
Titanium hidden in dust
仙后座A是最有趣的银河系超新星遗迹之一，一直是许多观测工作的目标，包括ALMA，哈勃，赫歇尔，斯皮策，NuSTAR，Integral和其他天文台的最新观测。我们使用最近的伽马射线线观测的放射性产物的Cas A超新星爆炸核合成以及光谱能量密度推导出Cas A在红外波长推测放射性44 Ti被锁定到大尘埃颗粒的可能性。这一说法也得到了意大利天文学家G.D.的支持，他可能在公元1671年观测到一次超新星爆发前的爆发，比实际的Cas A超新星爆发早了大约80年。卡西尼号这种情况的可解释性也讨论了最近的超新星，并在银河系的整体尘埃生产的核心塌陷超新星的贡献。
2019-02-06 astro-ph.HE
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
GRB 161219B / SN 2016jca: A low-redshift gamma-ray burst supernova powered by radioactive heating
自1998年首次发现具有长持续时间伽马射线暴（GRB）的宽线Ic型超新星（SN）以来，迄今为止发现的伽马射线暴超新星（GRB-SNe）还不到50颗。中等光度的雨燕GRB 161219 B和它的超新星SN 2016 jca，发生在z=0.1475的红移，代表了在1 Gpc内发现的第七个GRB-SN，因此提供了一个很好的机会来研究这些非常难以捉摸和罕见的SN类型的观测和物理特性。因此，我们提出了GRB 161219 B和SN 2016 jca的光学到近红外光度学和光谱学，这是自发现以来的前三个月。GRB 161219 B在一个边缘螺旋星系的圆盘中爆炸，距离银河系中心的投影距离为3.4 kpc。GRB 161219 B本身是Amati关系的一个异常值，而SN 2016 jca的静止帧峰值绝对V带星等为M_V =-19.0，它在静止帧12.5天后达到。我们发现SN 2016 jca的热辐射特性与其他作者提出的仅由磁星中央发动机提供动力的情况不一致，并证明它可能完全由镍和钴的放射性衰变沉积到其子产物中的能量提供动力，这些子产物是在其前身经历核心坍塌时核合成的。我们发现需要0.22个太阳质量的镍才能重现SN 2016 jca的峰值亮度，并且我们将喷出物的质量限制为5.8个太阳质量，动能约为5 x 10^52 erg。最后，我们报告了一个彩色的，前最大颠簸的g波段光变曲线，并讨论其可能的起源。[…
2017-04-20 astro-ph.HE
Directed searches for broadband extended gravitational-wave emission in nearby energetic core-collapse supernovae
核心坍缩的超新星是中子星和恒星质量的黑洞的工厂。Ib/c型超新星可能起源于相对紧凑的恒星双星，其分支比约为1%，成为长伽马射线暴。最具能量的事件可能来自于包含快速旋转黑洞的中心引擎，其中，回退物质的吸积下降到内部最稳定圆轨道（ISCO）为{ \em宽带扩展引力波发射}（BEGE）提供了一个窗口。为了搜索BEGE，我们引入了一个蝶形滤波器在时间-频率空间的时间切片匹配滤波。为了分析长时间的数据，我们建议使用粗粒度搜索，然后对感兴趣的事件进行高分辨率搜索。我们说明了我们提出的粗粒度搜索两个星期的LIGO S6数据之前，SN 2010 br $(z=0.002339)$使用一个银行高达64000模板的一秒的持续时间，涵盖了广泛的啁啾频率和带宽。将事件与来自LIGO L1和H1探测器的信噪比$>6$相关联，每个都减少到几个感兴趣的事件。由于没有更多的性质反映宽带引力辐射的共同激发，我们把它们当作假的而忽略了。这种新的管道可以用来系统地搜索长时间啁啾在附近的核心坍缩超新星从机器人光学瞬态调查使用并行计算。
2016-02-11 astro-ph.HE
Fermi-LAT Observations and A Broadband Study of Supernova Remnant CTB 109
CTB 109（G109.1-1.0）是一颗银河系超新星遗迹（SNR），在X射线和无线电波段具有半球形壳形态。在这项工作中，我们报告了与CTB 109一致的γ射线发射的探测，使用费米伽马射线空间望远镜上的大面积望远镜37个月的数据。我们研究的宽带特性的残余物使用的模型，包括流体力学，有效的宇宙射线加速，非热发射和自洽计算的X射线热发射。我们发现，观测结果可以成功地与两个不同的参数集，一个是γ射线发射主要是由轻子在SNR前向冲击加速产生的，另一个是γ射线产生的前向冲击加速宇宙射线离子占主导地位的高能发射。热X射线发射的考虑引入了一个新的元素的宽带拟合过程中，虽然它不排除轻子或强子的情况下，它约束所需的模型，以适应观测的参数集。此外，最适合热辐射和非热辐射观测的模型是一种中间情况，其中来自加速电子和强子的辐射对观测到的γ射线通量的贡献几乎相等。
2012-07-09 astro-ph.HE
Gamma-ray line measurements from supernova explosions
伽马射线线被认为是超新星爆炸余辉的一部分，因为新合成的原子核会发生放射性衰变。在初始爆炸（56 Ni，τ ~天）和年轻超新星遗迹（44 Ti，τ ~90年）的时间尺度上，56 Ni和44 Ti的衰变预计会产生显著的放射性伽马射线线发射。不太具体，但对整个超新星群体来说信息量很大的是来自寿命更长的同位素，如26 Al和60 Fe的教训。从比铁族元素重的元素的同位素中，任何有趣的伽马射线线发射都太微弱而无法观察到。空间伽马射线望远镜的测量已经从两个核心坍缩事件Cas A和SN 1987 A以及一个热核事件SN 2014 J中获得了有趣的伽马射线线发射。我们将讨论来自上述所有同位素的INTEGRAL数据，包括来自这两个天体的所有线和连续谱特征，以及通过伽马射线光谱法进行的更多超新星调查。我们的目标是说明什么可以学到的伽马射线线发射特性的爆炸和他们的天体物理。
2017-04-19 astro-ph.HE
Broadband extended emission in gravitational waves from core-collapse supernovae
大质量恒星核心坍缩中的黑洞在形成后会立即通过超吸积而产生质量和角动量的激增。我们在这里描述了一个一般框架的扩展发射引力波从非轴对称吸积流从回落物质的祖先信封。它表明：（a）在超吸积速率超过由四极质量不均匀性和粘性之比设定的临界值时，吸积能量转化为引力波的最大效率，（b）在频率$f_b=Ω_b/π$处的峰值特征应变振幅，其中$Ω_b$是开普勒角速度，在该角速度下，粘性扭矩等于引力辐射中的角动量损失，在$f<f_b$上使用$h_{char}\propto f^{1/6}$，在$f>f_b$上使用$h_{char}\propto f^{-1/6}$。即将到来的引力波观测可能会通过使用啁啾模板的时间切片匹配滤波提取宽带光谱来探测这种缩放，最近开发了用于识别噪声时间序列中的湍流。
2015-08-31 astro-ph.HE
Late-Time Photometry of Type Ia Supernova SN 2012cg Reveals the Radioactive Decay of $^{57}$Co
Seitenzahl等人（2009）预测，在Ia型超新星爆发后大约三年，我们从Ia型超新星（SN Ia）接收到的光将主要来自放射性衰变链$^{57}{\rm Co}~\to~^{57}{\rm Fe}$发射的电子和X射线的再处理，而不是来自衰变链$^{56}{\rm Co}~\to~^{56}{\rm Fe}$的正电子，后者在早期主导了SN光。使用{PDMATHAMO哈勃太空望远镜}，我们跟踪了SN Ia SN 2012 cg的光变曲线，直到最大光之后的$1055$天。我们的测量是一致的光变曲线预测的能量从后处理的电子和X-射线发射的衰变的$^{57}$ Co，提供的证据表明，$^{57}$ Co是产生在超新星爆炸。但是，数据也与峰值时比SN 2012 cg更暗的轻回波$\sim14$一致。假设没有光回波污染，爆炸产生的$^{57}$ Ni和$^{56}$ Ni的质量比是$0.043^{+0.012}_{-0.011}$，大约是太阳的两倍。在当前爆炸模型的背景下，这个值倾向于一颗质量接近于克拉塞卡极限的祖先白矮星。
2016-02-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
What Can We Learn from the Rising Lightcurves of Radioactively-Powered Supernovae?
半径小于10- 100 Rsun的恒星爆炸的光变曲线主要由放射性衰变提供动力。在观测上，这类事件主要是由缺氢的祖先所主导，并被归类为I型超新星：白矮星热核爆炸（Ia型）和氢剥离的大质量恒星的核心坍缩（Ibc型）。瞬变测量发现SNe I的数量越来越多，时间也越来越早，这使得人们可以对它们的早期发射进行前所未有的详细研究。受这些发展的启发，我们总结了产生它们上升光变曲线的物理学，并讨论了如何利用观测来研究这些爆炸的恒星。早期的放射性动力光变曲线探测了最浅的56 Ni矿床。如果可以推断出56 Ni的混合量，那么它将限制炸药燃烧的起源和性质。在实践中，我们发现很难理清爆炸是最近发生的，人们看到56 Ni加热靠近表面，还是爆炸在过去开始，56 Ni加热更深。在后一种情况下，在爆炸的瞬间和从最浅的56 Ni层观察到的第一束光之间有一个“暗相”。正因为如此，简单地从56 Ni的光变曲线推断时间并不是估算爆炸时间的可靠方法。最好的解决方案是直接识别爆炸的时刻，通过观察冲击波爆发或冲击波加热的表面冷却，因此上升的光变曲线探测的深度是已知的。由于这通常是不可用的，我们确定其他诊断，有助于破译最近发生爆炸。作为示例，我们将这些参数应用于SN Ic PTF 10 vgv。我们证明，只有一个单一的测量光球的速度和温度在上升的地方限制其爆炸时间，半径和56镍混合。
2012-10-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cobalt-56 gamma-ray emission lines from the type Ia supernova 2014J
Ia型超新星被认为是单个碳氧白矮星或一对合并的白矮星的热核爆炸。爆炸产生大量的放射性镍56。爆炸后，从56 Ni到56 Co再到56 Fe的衰变链产生伽马射线光子，这些光子在膨胀的喷出物中被重新处理，并产生强大的光辐射。在这里，我们报告的检测56钴线的能量为847和1238千电子伏和伽玛射线连续带在200-400千电子伏的带从Ia型超新星2014 J在附近的星系M82。线通量表明，在爆炸过程中合成了大约0.6 +/- 0.1太阳质量的放射性56 Ni。谱线加宽给出了特征质量加权喷出物膨胀速度为10000 +/- 3000 km/s。观测到的伽马射线性质与白矮星爆炸的规范模型大致一致，白矮星的质量刚好足以不稳定到引力坍缩，但不能立即排除更复杂的合并情况，即融合相当数量的56 Ni。
2017-06-12 astro-ph.HE
Production of radioactive $^{22}$Na in core-collapse supernovae: the Ne-E(L) component in presolar grains and its possible consequences on supernova observations
本研究通过含H卷入He壳层的CCSN模型解释前太阳石墨Ne-E(L)异常，量化$^{22}$Na产生与抛射量，并指出其可影响晚期光变曲线、产生可探测γ射线及贡献银河系正电子湮灭。
2025-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Time evolution of broadband non-thermal emission from supernova remnants in different circumstellar environments
超新星遗迹被认为是银河系宇宙射线的主要加速场之一，也是高能天体物理研究的重要对象。SNRs产生多波长，非热辐射通过加速粒子在碰撞的冲击所产生的SN喷出物和星周介质（CSM）之间的相互作用。虽然预计在超新星（SNe）和它们的CSM中观察到的丰富的弥散可以在SNR阶段产生不同的甚高能量（VHE）电磁信号，但到目前为止，在GeV和TeV伽马射线中观察到的SNR只有少数。因此，在不同的周围环境中，在SNR处的粒子加速的系统的理解是有限的。在这里，我们探讨非热发射信噪比在各种拱星环境中，从爆炸到5000年，使用流体动力学模拟加上有效的粒子加速。我们发现，在VHE制度的发射特性的时间演化主要取决于两个因素：目标粒子的数密度和放大的磁场中的冲击介质。我们还预测，切伦科夫望远镜阵列（CTA）将有足够的灵敏度，以检测VHE伽马射线从大多数年轻的SNRs的距离<~ 5.0千秒差距。因此，未来的SNR观测与CTA将有希望探测的CSM环境的SNe，因此他们的祖属性，包括质量损失的历史，大质量的恒星。
2019-03-25 astro-ph.HE
Effects of Dimensionality on Pair-Instability Supernova Explosions
自从超亮超新星（SLSNe）这类新的极亮瞬变现象出现以来，人们讨论了其光变曲线（LC）的三种主要机制。它们是磁星的自旋下降，与星周物质的相互作用，以及大量放射性镍在对不稳定超新星（PISNe）中的衰变。鉴于这一类别中的高度多样性，这三种机制可能都在发挥作用。PISN模型可以自洽地模拟从大质量恒星（VMS）的主序星相到它们的爆炸。这些模型有力地预测了大量的放射性镍，因此非常明亮的SN事件。然而，PISN模型LC甚至比最慢进化的SLSNe进化得更慢。对喷出物结构的多维效应，特别是放射性镍的混合到大半径，可以减轻这种与观测的差异。在这里，我们探讨了多维效应的LC演变模拟爆炸阶段在1D，2D和3D。我们发现，喷出物的多维模拟有稍微浅的丰度梯度，由于混合在壳边界。我们计算合成LC的形状没有明显的差异，由于多维效应。
2016-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Relativistic \(^{56}\text{Ni}\) Decay Lines in GRB 221009A
State Key Laboratory of Particle Astrophysics, Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所粒子天体物理国家重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences, Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；School of Physics and Electronic Science, Guizhou Normal University（贵州师范大学物理与电子科学学院）；Max Planck Institut für extraterrestrische Physik and Technical University (TUM)（马克斯·普朗克地外物理研究所和慕尼黑工业大学）；ICRA, Dipartamento di Fisica, Sapienza Università di Roma（罗马智慧大学物理系ICRA研究中心）；ICRANet, Piazza della Repubblica 10, I-65122 Pescara, Italy（国际相对论天体物理中心网络）；ICRANet-AI, Brickell Avenue 701, Miami, FL 33131, USA（国际相对论天体物理中心网络人工智能）；INAF - Osservatorio Astronomico d’Abruzzo（国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）
GRB 221009A的高能谱线表明其爆发发射与超新星核合成有关，通过检测到的镍衰变分支提供直接光谱学证据。
2026-03-10 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
Swift/BAT detection of hard X-rays from Tycho's Supernova Remnant: Evidence for Titanium-44
我们报告斯威夫特/BAT调查观测第谷的超新星遗迹，在104个月内执行的任务的发射。在低于50 keV时检测到具有高显著性（>10 sigma）的残余物。我们检测到显着的硬X射线发射在60-85千电子伏波段，以上的连续水平预测一个简单的同步加速器模型。观测到的过剩的位置与放射性钛-44的线发射一致，到目前为止只报道了II型超新星爆炸。我们讨论的背景下，银河系的超新星率，和Ia型超新星的核合成这些结果的影响。
2014-11-04 astro-ph.HE
The distribution of radioactive $^{44}$Ti in Cassiopeia A
超新星爆炸最内层产生的元素分布是研究大质量恒星坍缩的关键诊断。在这里，我们提出了一个2.4 MS \textit{NuSTAR}观测活动的结果，旨在研究超新星遗迹仙后座A（Cas A）。我们进行空间分辨光谱分析的$^{44}$ Ti喷出物，我们使用它来确定多普勒频移，从而三维（3D）速度的$^{44}$ Ti喷出物。我们发现初始$^{44}$ Ti质量为1.54 $\pm$ 0.21 $\times 10^{-4}$ M $_{\odot}$，其在天空平面上投影的现今平均动量方向为340 $^{\circ}$ $\pm$ 15 $^{\circ}$（从天北顺时针方向测量）并以58 $^{\circ}$ $\pm$ 20 $^{\circ}$倾斜到远离观察者的天空平面，大致与中心致密物体的推断运动方向相反。我们发现一些$^{44}$ Ti喷出物明显位于反向激波的内部，而另一些则明显位于反向激波的外部。在我们观察到反向激波外部的$^{44}$ Ti喷出物的地方，我们也看到了激波加热的铁;然而，在有些区域，我们看到了铁，但没有观察到$^{44}$ Ti。这表明，爆炸性核合成过程中超新星激波的局部条件变化足以抑制某些区域$^{44}$ Ti的产生，至少是两倍，即使是在那些被认为是富含$α$的冻结过程的结果的区域，也应该产生铁和钛。
2016-12-08 astro-ph.HE
Exploring the circumstellar environment of Tycho's supernova remnant. II. Impact on the broadband non-thermal emission
本研究拓展了第谷超新星遗迹星周环境的相关工作，探究风-分子云环境下的非热辐射与多波段能谱的匹配性，发现能谱大体符合但伽马射线能谱偏硬，给出的能谱演化预测可为探测其环境、解决Ia型超新星前身星问题提供支持。
2024-12-10 astro-ph.HE hep-ph
The supernova/gamma-ray burst/jet connection
超新星和伽马射线暴之间的关联是我们理解伽马射线暴本质的基石。坍缩星模型为这种联系提供了理论框架。一个关键因素是双极喷流的发射（被视为伽马射线暴）。由此产生的热茧破坏了恒星，而产生的56镍引起了喷出物的放射性加热，被视为超新星。在这篇讨论论文中，我总结了超新星/伽马射线暴联系的观测状况，在喷流驱动超新星的“引擎”图片的背景下，并突出SN 2012 bz/GRB 120422 A-其明亮的超新星，但中间的高能光度-作为一个可能的过渡对象之间的低光度和喷流伽马射线暴。超新星爆炸的喷流通道可能为超新星爆炸提供新的见解。
2013-04-29 astro-ph.HE
Broadband non-thermal emission predictions based on 3D simulations of supernova explosions within active galactic nuclei jets
Universitat de València（瓦伦西亚大学）；Institut de Ciències del Cosmos (ICC), Universitat de Barcelona (IEEC-UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）
本研究通过三维相对论流体动力学模拟结合非热辐射模型，预测活动星系核喷流中超新星与喷流相互作用的宽带非热辐射，发现中等功率喷流在<100Mpc处的射电、光学、X射线流量可探测，或能解释喷流结状结构及贡献TeV伽马射线。
2026-10-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gamma rays from a supernova of type Ia: SN2014J
SN 2014 J是近40年来距离地球最近的Ia型超新星。这为在许多天文波段进行前所未有的观测细节和覆盖提供了机会，这将有助于更好地了解这些超新星的未知天体物理学。这是第一次，这样的事件发生在足够近的地方，因此伽马射线也能够有助于这种调查。这一点很重要，因为超新星光的主要来源是在爆炸中产生的大约0.5 M $_\odot$的$^{56}$ Ni的放射性能量，而与这种衰变相关的伽马射线使超新星发光数月。欧空局的INTEGRAL伽马射线天文台跟踪超新星发射近5个月。测量了$^{56}$ Ni经$^{56}$ Co到$^{56}$ Fe衰变链的特征γ射线。我们将讨论这些意见，以及所测量的伽马射线线特性的影响，因为它们的演变。
2015-08-10 astro-ph.HE
The Type I Superluminous Supernova PS16aqv: Lightcurve Complexity and Deep Limits on Radioactive Ejecta in a Fast Event
我们提出了PS16 aqv（SN 2016 ard）的紫外/光学观测，这是一颗I型超亮超新星（SLSN-I），被归类为我们寻找低$z$ SLSNe的一部分。PS16 aqv是一个快速演化的SLSNe-I，达到了$M_{r} \approx -22.1$的绝对峰值。光变曲线在峰值后的30个静止帧天表现出显著的波动，其行为类似于在缓慢衰落的SLSN-I SN 2015 bn中看到的波动。这种相似性加强了快和慢SLSNe-I形成具有共同起源的连续体的情况。在峰值后的$\approx\!80$天，光变曲线表现出向缓慢下降的过渡，随后显著变陡，指示平台期或第二个显著波动。峰值后$\approx280$天的深度极限意味着对镍质量$M_{\rm Ni} \lesssim 0.35$ M $_{\odot}$的严格限制（低于之前的SLSNe-I），并表明某些SLSNe-I不会产生比正常Ic型SNe显著更多的镍。使用MOSFiT，我们用磁星中心引擎模型模拟光变曲线，并找到$P_{\rm spin} \approx 0.9$ ms、$B \approx 1.5 \times 10^{14}$ G和$M_{\rm ej} \approx 16$ M $_{\odot}$。暗示快速的自旋时间和大水库的可用能量加上高喷出物的质量可以解释快速发展的光变曲线和缓慢的光谱演变。我们还研究了PS16 aqv在其宿主…
2018-05-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Broadband Study of the Emission from the Composite Supernova Remnant MSH 11-62
MSH 11-62（G291.1-0.9）是一个复合超新星遗迹，无线电和X射线观测已经确定了它的遗迹壳层以及中央脉冲星风星云。观测结果表明，一个相对年轻的系统正在向低密度区域扩张。在这里，我们提出了一个研究MSH 11-62使用的观测与钱德拉，XMM-牛顿，费米天文台，以及无线电观测从澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）。我们确定了一个紧凑的X射线源，似乎是假定的脉冲星，权力的星云，并表明，星云的X射线光谱承担同步辐射损失的签名作为粒子扩散到外层星云。使用费米LAT的数据，我们确定了来自MSH 11-62的伽马射线发射。与密度的限制，从新的X射线测量的残余物，我们模拟的复合系统的演变，以约束的基础脉冲星的属性和伽玛射线发射的起源。
2012-02-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Light curves of hydrogen-poor Superluminous Supernovae from the Palomar Transient Factory
我们研究了在Palomar瞬变工厂（PTF）调查中26个光谱证实的贫氢超亮超新星（SLSNe-I）的光变曲线特性。这些事件平均比SNe Ib/c和SNe Ic-BL亮约4等和2等。静止帧$g$带中SLSNe-I的峰值绝对幅度跨度为$-22\lesssim M_g \lesssim-20$ ~mag，并且这些峰值不受放射性$^{56}$ Ni的影响，除非存在强不对称性。SLSNe的上升时间尺度比正常SNe Ib/c长，大约10天，对于具有类似衰变时间的事件。因此，SLSNe-I可以被认为是一个单独的人口的光度特性的基础上。峰后，SLSNe-I衰减的斜率范围很广，快速下降和缓慢下降事件之间没有明显的差距。后面的事件在任何时候都显示出光变曲线中更多的不规则性（凸起）。在后期，SLSN-I的光变曲线减慢，并聚集在$^{56}$ Co放射性衰变率附近。用放射性衰变为后期光变曲线提供动力需要1到10个${\rm M}_\odot$的Ni质量。或者，一个简单的磁星模型可以合理地拟合大部分SLSNe-I的光变曲线，除了四个例外，并且可以模拟$^{56}$ Co的放射性衰变，从爆炸到$\sim400$天。由此产生的自旋值与宿主星系的金属丰度无关。最后，对我们样本的分析并不能加强将SLSNe-I用于宇宙学的理由。
2018-05-29 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
News from Cosmic Gamma-ray Line Observations
测量宇宙放射性产生的MeV能量的伽马射线是核天体物理学研究核反应及其如何塑造大质量恒星和超新星爆炸等物体的关键工具之一。此外，正电子湮灭产生的独特伽马射线信号也在同一个天文窗口内，而正电子通常是由放射性β衰变产生的。核伽马射线望远镜面临着来自穿透伽马射线和宇宙射线诱导背景的仪器挑战。但是，从最明亮的预期来源发现的核伽马射线强调了这种努力在天体物理学上的好处。近年来，热核和核心坍缩超新星放射性γ射线的光谱细节都得到了测量，并补充了传统的超新星观测，测量了深超新星内部的起源，来自$^{56}$ Ni，$^{56}$ Co和$^{44}$ Ti的衰变。在大（银河系）尺度上分析了来自恒星核合成的γ射线放射性的漫射余辉，发现对连续恒星世代之间的物质再循环很重要：从$^{26}$ Al γ射线谱线，星际空腔和超级气泡在喷出物运输和再循环中的重要性已被确认。放射性和正电子湮没$γ$ ~射线的银河弥散辐射应该与核合成源有关：最近，通过对放射性$^{60}$ Fe的不同测量，以及通过对来自一个闪耀的微类星体和银河系不同部分的正电子湮没γ ~射线的光谱学，对这种联系有了新的认识。
2016-11-28 astro-ph.HE
The late-time light curve of the type Ia supernova SN 2011fe
我们提出了晚时间光学$R$波段成像数据从帕洛玛瞬态工厂（PTF）附近的Ia型超新星SN 2011铁。叠加的PTF光变曲线提供了爆炸后200至620天内低至$R\simeq22$ mag的密集采样覆盖。结合文献资料，估算了该事件爆发后200 ~ 1600天的伪测辐射热光变曲线，并对可能的近红外贡献进行了约束。这个光变曲线显示出与放射性衰变一致的平滑下降，除了在约450至约600天内，光变曲线似乎比基于假定存在的放射性同位素的预期下降得更快，然后在约600天变平。我们用$^{56}$ Ni、$^{57}$ Ni和$^{55}$ Co的放射性衰变链产生的亮度模拟了200- 1600 d的伪测辐射热光变曲线，发现它与具有完全正电子俘获和没有红外灾变（IRC）的模型不一致;需要一些除光学/近红外光子之外的额外能量逃逸。然而，光变曲线与允许正电子逃逸（到第500天达到75%）和/或IRC（到第600天85%的通量出现在非光学波长）的模型一致。$^{57}$ Ni衰变链的存在被稳健地检测到，但$^{55}$ Co衰变链不是正式要求的，其质量上限估计为0.014 M $_{\odot}$。$^{57}$ Ni/ $^{56}$ Ni质量比的测量受到显著的系统不确定性的影响，但我们所有的拟合都需要>0.031的高比值（太阳丰度>1.3）。
2017-03-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Limits on Radioactive-Powered Emission Associated With a Short-Hard GRB 070724A in a Star-Forming Galaxy
我们目前的结果的一个广泛的观测活动的短时间，硬谱伽马射线暴（GRB）070724 A，旨在检测放射性供电的排放，可能遵循一个二进制合并或涉及紧凑的对象崩溃。我们的多波段观测跨越了这个所谓的Li-Paczynski迷你超新星可能活跃的时间范围，从GRB触发的3小时内开始，并代表了对这种发射的一些最深入和最全面的搜索。我们没有发现这种活动的证据，并对核密度物质迅速减压时可能形成的放射性核素的丰度和寿命加以限制。此外，我们的极限比任何先前检测到的与其他GRB相关的宽线Ic型超新星（SN）的峰值幅度要暗得多，有效地排除了与此事件相关的长GRB状SN。考虑到宿主星系的红移（z=0.456），GRB 070724 A代表了一个小的，但不断增长的数量，目前存在的公司物理/restframe数量的短硬GRB之一。GRB 070724 A的宿主是一个中等恒星形成的星系，具有较老的恒星星族组成和相对较高的金属丰度，为12+log（O/H）_KD 02 =9.1。我们没有发现大量的灭绝沿视线，可以掩盖SN爆炸的存在，并估计一个小概率的机会与推定的主机对齐的显着证据。我们讨论了我们的衍生约束如何适应不断发展的图片短硬伽玛暴，他们的潜在的祖先，和主机环境中，他们被认为是生产。
2009-08-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Time-dependent 3D spectrum synthesis for type Ia supernovae
本文介绍了一个用于模拟Ia型超新星喷出物化学非均匀模型中随时间变化的三维光谱合成的蒙特卡罗程序（ARTIS）。随着核合成产物的放射性衰变所发射的伽马射线光子的传播，能量沉积在超新星喷出物中，辐射转移问题自洽地得到解决，从而加强了同动坐标系中能量守恒的约束。假设一个光电离为主的等离子体，电离平衡方程的求解与热平衡方程采用近似处理的激发。由于我们实现了线形成的完全通用处理，因此没有自由参数可供调整。因此，直接比较合成光谱和光变曲线，计算流体动力爆炸模型，和观测是可行的。该代码适用于众所周知的W7爆炸模型和其他研究的结果进行了测试。最后用椭圆模型说明了非对称喷出物对宽带光变曲线和光谱的影响。
2009-06-17 astro-ph.HE
Effect of positronium on the $γ$-ray spectra and energy deposition in Type Ia supernovae
本文开发了集成于TARDIS的三维$γ$射线传输模块TARDIS-HE，探究了Ia型超新星中正电子素形成对$γ$射线谱和能量沉积的影响，发现完全正电子素形成可使511 keV谱线通量降低约70%并使能量沉积小幅增加。
2025-05-29 astro-ph.HE
Using Physics Informed Neural Networks for Supernova Radiative Transfer Simulation
利用物理信息神经网络（PINNs）求解辐射转移方程，计算了Ia型超新星SN 2011 fe的合成光谱.计算基于局部热力学平衡（LTE），包括9个元素。物理过程包括近似辐射平衡、束缚-束缚跃迁和多普勒效应。基于PINN的伽马射线散射近似用于放射性衰变能量沉积。将PINN合成光谱与观察到的光谱、由Monte-Carlo辐射转移程序TARDIS计算的合成光谱以及辐射转移方程的形式解进行比较。我们讨论了这种基于深度学习的辐射转移方程求解器的挑战和潜力。事实上，PINNs提供了同时解决辐射场和热态贯穿时空的大气问题的前景。我们已经采取了适度的步骤来实现这一前景，我们的计算需要许多近似，以便在PINN大气解决方案的发展中可行。
2022-11-09 astro-ph.HE
Nucleosynthesis and Gamma-Ray Line Spectroscopy with INTEGRAL
宇宙核合成共同产生不稳定的同位素，这些同位素在放射性衰变时发出特征性的伽马射线发射线，可以用SPI在INTEGRAL上测量。高光谱分辨率允许推导出核合成喷出物的速度限制下降到~100公里/秒。核心坍缩超新星显然并不总是产生大量的44 Ti，因为在银河系中发现的44 Ti来源比根据超新星速率预期的要少。INTEGRAL关于观测良好的Cas A和SN 1987 A事件的44 Ti数据证明了非球形爆炸和44 Ti产生可能是相关的。来自长寿命的26 Al和60 Fe同位素的放射性衰变的特征伽马射线线被用来获得大质量恒星在其晚期演化和超新星中的结构和动力学信息，因为它们的产额对这些细节很敏感。扩展的INTEGRAL任务建立了一个数据库，对大质量恒星群的几个特定区域进行了深入的观测，如天鹅座，船底座和天蝎座。在银河系内部，26 Al核合成伽马射线有助于解开银河系的结构和中央棒的作用，因为运动学移动的26 Al伽马射线线能量记录了热星际气体的速度行为。因此，INTEGRAL已经巩固了通过伽马射线线观测约束宇宙核合成的可行性。由于它的扩展任务，INTEGRAL保持了它也看到罕见的邻近事件的机会，例如提供7 Be和22 Na生产的第一颗新星核合成测量的新星。
2012-02-02 astro-ph.HE
Core-collapse model of broadband emission from SNR RX J1713.7-3946 with thermal X-rays and Gamma-rays from escaping cosmic rays
我们提出了一个球对称的，核心崩溃模型的SNR RX J1713.7-3946，其中包括一个流体动力学模拟的残余物的演变耦合到宇宙射线（CR）的非线性扩散冲击加速（DSA）的有效生产。从前向激波（FS）中逃逸出来的高能CR在周围的致密物质中传播，这些物质模拟了一个被掠起的前超新星壳层或附近的分子云。从捕获和逃逸的CR的连续发射，以及从后面的FS的冲击加热ISM的热X射线发射，集成的残余物，与宽带观测进行比较。我们的结果最终表明，总体而言，如果超新星被隔离，无论其类型如何，GeV-TeV发射都由CR电子的逆康普顿主导，即，不与>>100 Msun壳或云相互作用。如果SNR与大于10^4 Msun的更大质量相互作用，则逃逸CR的π介子衰变可能会主导TeV的发射，尽管在高能量下的精确拟合将取决于最高能量CR如何被FS加速和逃逸的仍然不确定的细节。基于形态学和其他限制，我们认为无论CR逃逸的细节如何，SNR RX J1713.7-3946的10^4兆太阳π衰变场景都是极不可能的。重要的是，即使CR电子主导GeV-TeV发射，CR离子的有效产生是我们轻子模型的重要组成部分。
2011-09-05 astro-ph.HE
Using Gamma Ray Monitoring to Avoid Missing the Next Milky Way Type Ia Supernova
银河Ia型超新星（SNIa）可能是未知的，甚至最初没有被注意到，在无线电，X射线和中微子中是暗淡的，并且在银河平面中遭受大的光学/红外消光。但是SNIa从$^{56}{\rm Ni}\to ^{56}{\rm Co}\to ^{56}{\rm Fe}$放射性衰变中发射出核伽马射线线。这些谱线落在费米/GBM能量范围内，并且$^{56}{\rm Ni}$ 158 keV谱线可由Swift/BAT检测到。这两种仪器经常监测银河平面，这是透明的伽马射线。因此，GBM和BAT是理想的银河系SNIa早期预警系统。我们模拟SNIa MeV的光变曲线和光谱，表明GBM和BAT可以确认银河系SNIa爆炸，然后在X射线和UVOIR波段进行Swift定位和观测。检测时间敏感地取决于$^{56}{\rm Ni}$的分布，如果如SN 2014 J伽马数据所示，表面中存在10%的$^{56}{\rm Ni}$，则检测时间可早至几天。
2019-04-08 astro-ph.HE
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
Super Luminous Supernova and Gamma Ray Bursts
我们使用一个简单的分析模型推导出一个封闭形式的表达式的热光变曲线的super-luminus超新星（SLSNe）供电的快速喷出物之间的塑性碰撞核塌缩超新星（SNe）的类型Ib/c和IIn和较慢的大规模的拱星壳，在生命的后期阶段，他们的祖星之前的SN爆炸喷出。我们证明，这个表达式再现以及SLSNe的热光度与观测到的伽马射线暴（GRB），并只需要一个适度的量（$M < 0.1\,M_\odot$）的放射性$^{56}$镍合成的SN爆炸，以解释其后期的光度。长持续时间的伽玛暴可以由普通的Ic型超新星产生，而不是由超高能超新星Ib/c的一个子类“超新星”产生。
2012-11-08 astro-ph.HE hep-ph
Radioactive Decay
本文介绍了天体物理背景下放射性衰变的基础知识，阐述了特征伽马射线谱线如何揭示恒星内部、爆炸过程及星际介质中的核合成细节，并探讨了多种放射性同位素及正电子湮灭发射的关联。
2022-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
The origin of the late-time luminosity of supernova 2011dh
由于其前身表面残留有少量的氢（${\leq 0.1M_{\odot}}$），IIb型超新星是大质量恒星生命末期质量损失过程的敏感探针，包括双星的作用。我们报告了哈勃太空望远镜对M51中SN 2011 dh的后期观测，以及从爆炸后$1.8$到$6.2$几年的短暂重新变亮和光度光变曲线的平台期。这些观测结果排除了星周相互作用的作用，但是缓慢旋转的磁星，大量的放射性元素或光回波可能是$t > 1000\mathrm{d}$观测到的晚期光度的原因。如果后期光变曲线是由放射性元素的衰变提供动力，那么SN~ 2011 dh就需要产生$\mathrm{^{44}Ti}$的$\sim 2.6 \times 10^{-3}\,M_{\odot}$，这大大超过了从SN 2011 dh本身早期星云光谱推断出的或在Cas A SN残骸中测量到的数量。的亮度和颜色的演变的后期光变曲线也支持的作用，一个轻的回声起源于尘埃与一个优选的几何形状的磁盘的程度$\sim 1.8$ $\sim 2.7\,\mathrm{pc}$从SN，符合风吹泡。由于光回波的长期光度演化，一个幸存的双星伴星在紫外波段的流量贡献可以被分离出来，并对应于一颗恒星$\sim 9 - 10M_{\odot}$。
2019-05-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Late-time Observations of Calcium-Rich Transient SN 2019ehk Reveal a Pure Radioactive Decay Power Source
我们目前的$\textit{Hubble Space Telescope}$成像的富钙超新星（SN）2019 ehk在爆炸后276 - 389天。这些观测代表了迄今为止对富钙瞬变的最新光度测量，并允许第一次有机会分析这一观测SN类中物体的后期演化。我们发现，SN 2019 ehk的后期测辐射热光变曲线可以主要通过${}^{56}\textrm{Co}$的放射性衰变来描述，我们推导出$M({}^{56}\textrm{Co}) = (2.8 \pm 0.1) \times 10^{-2}$ $\rm{M}_\odot$的质量。此外，热光度的下降率需要$γ$ -射线在时间尺度$t_γ = 53.9 \pm 1.30$天的泄漏，但我们没有发现统计证据，不完全的正电子捕获在SN喷出物。虽然我们的观测结果不能限制SN 2019 ehk中合成的其他放射性同位素的确切质量，但我们估计了$M({}^{57}\textrm{Co}) / M({}^{56}\textrm{Co}) \leq 0.030$的质量比极限。这个极限与低质量白矮星合并时产生的爆炸性核合成是一致的，这是SN 2019 ehk早期研究中最受欢迎的祖先场景之一。
2021-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Prospect of Studying Hard X- and Gamma-Rays from Type Ia Supernovae
我们进行多维，随时间变化的辐射传输模拟硬X射线和γ射线的排放，放射性衰变的56镍和56钴，为二维延迟爆轰模型的Ia型超新星（SNe Ia）。将合成光谱和光变曲线与当前和未来观测站的灵敏度进行比较，曝光时间为10^6秒。INTEGRAL上的SPI没有探测到SN 2011 fe在6.4 Mpc的伽马射线信号，这使得56 Ni的质量上限为\lesssim 1.0 Msun，与任何其他波长的观测结果无关。来自新形成的放射性物质的信号还没有从任何超新星Ia中令人信服地测量出来，但未来的X射线和伽马射线任务预计将加深可观测的范围，为重要的超新星Ia样本提供高能发射数据。我们预测NuStar（2012年发射）或ASTRO-H（计划于2014年发射）上的硬X射线探测器将达到\sim 15 Mpc的SNe Ia，即，每隔几年就有一个SN。此外，根据目前的结果，ASTRO-H上的软伽马射线探测器将能够探测到高达\sim 25 Mpc的158 keV谱线发射，即，每年都有几个SNE IA。拟议的下一代伽马射线飞行任务，GRIPS在\sim 20 - 35 Mpc的MeV能达到Ia型超新星。这将为爆炸模型提供新的诊断和强有力的约束，直接探测超新星光的主要能量来源。
2012-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Galactic chemical evolution of short-lived radioactive isotopes produced by explosive nucleosynthesis: $^{60}$Fe and $^{53}$Mn
本研究利用银河化学演化模型模拟$^{53}$Mn和$^{60}$Fe的丰度比，并与陨石数据比较，发现自洽解存在，但$^{60}$Fe/$^{53}$Mn比值需更多暗淡核坍缩超新星来解释。
2025-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Reaction Rate Sensitivity of the Production of $γ$-ray Emitting Isotopes in Core-Collapse Supernova
核心坍缩超新星（CCSNe）中产生的放射性同位素提供了对驱动坍缩机制和元素丰度起源的潜在过程的有用见解。他们的研究汇集了主要的物理学研究，包括核反应速率的实验测量，天体物理建模和PDMATHAMM射线观测。在这里，我们确定了关键的核反应速率的可观察到的放射性同位素的核合成爆炸硅燃烧期间CCSNe。使用核反应网络计算器SkyNet和当前的REACLIB反应速率，我们演变的温度-密度-时间轮廓的最里面的$0.45~M_\odot$喷出物从核心的崩溃和爆炸的$12~M_\odot$明星。通过将3403个反应速率单独变化100倍，我们确定了141个反应，这些反应导致了感兴趣的同位素的显著差异，即$^{43}$ K、$^{47}$ Ca、$^{44,47}$ Sc、$^{44}$ Ti、$^{48,51}$ Cr、$^{48,49}$ V、$^{52,53}$ Mn、$^{55,59}$ Fe、$^{56,57}$ Co和$^{56,57,59}$ Ni。对于这些反应中的每一个，我们提出了一种新的方法来提取相关的同位素的核合成的温度范围内，得到的温度范围内的$T = 0.47$ $6.15~$ GK。将STARLIB反应速率不确定性的变化限制在$1σ$内，进一步将所识别的反应减少到48个关键速率，这可以用于指导未来的实验研究。完整结果以表格形式呈现。
2020-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
First measurement of radioactive isotope production through cosmic-ray muon spallation in Super-Kamiokande IV
宇宙线μ介子散裂诱导的放射性同位素伴随$β$衰变是太阳中微子、反应堆中微子和超新星遗迹中微子实验的主要背景之一。与闪烁体不同，在水中宇宙背景的产生量以前没有专门测量过，但它们在旨在寻找稀有信号的下一代中微子实验中变得越来越重要。我们分析了在Super-Kamiokande-IV收集的低能触发数据，以确定$^{12}$ B、$^{12}$ N、$^{16}$ N、$^{11}$ Be、$^9$ Li、$^8$ He、$^9$ C、$^8$ Li、$^8$ B和$^{15}$ C的生成速率。通过固定已知的同位素寿命，从母μ子和后续子$β$之间的时间差拟合中提取这些速率。由于$^9$ Li可以通过$β+ n$级联衰变伪造逆β衰变反应链，产生检测到能量高达十几MeV的不可约背景，因此需要进行专门研究以评估其对未来测量的影响;发现使用相关触发器的中子标记技术的应用可以改善$^9$ Li测量。除了同位素$^8$ Li/ $^8$ B和$^9$ Li的情况外，通常发现测量的产率与理论计算相当。
2015-12-11 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Near-infrared spectral evolution of the Type Ia supernova 2014J in the nebular phase: implications for the progenitor system
SN 2014 J是数十年来最接近的Ia型超新星，除了燃烧产物分布外，它还提供了一个独特的机会，可以详细研究祖先系统和爆炸机制的观测特征。我们提出了一个晚的时间近红外光谱系列Gemini-N在$307-466$天后爆炸。在$H$带演化之后，探测放射性铁族元素的分布、混合的程度以及膨胀喷出物中磁场的存在。比较孤立的$1.6440$ $μ$ m [Fe II]发射线与合成模型显示出一致性，与一颗$ρ_c=0.7\times10^9$ g cm ${}^{-3}$质量的白矮星经历延迟爆轰。相邻的$1.54$ $μ$ m发射特征中的通量与$1.6440$ $μ$ m特征中的通量的比率显示了在中心区域中稳定的和放射性的铁族元素的一些有限混合的证据。此外，$1.6440$ $μ$ m线的演变显示出有趣的不对称性。当测量线宽的这一功能，数据显示的合成光谱，对应于$\approx1{,}000$公里秒${}^{-1}$，这可能是由一个本地化的过渡到爆炸产生不对称电离的喷出物的演变中看不到的线宽增加。利用不同时期之间的宽度差异，中心区域的不对称分量（大约对应于白矮星质量的内部$2\times10^{-4}$）表明初始爆炸的偏心点火，因此运动中心与化学中心的点火。其他几个模型的调查，包括他爆炸和合并，有困难再现这些光谱的功能。
2018-05-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cosmic-Ray Bath in a Past Supernova Gives Birth to Earth-Like Planets
超新星中的宇宙射线核合成通过浸入机制在太阳系形成中扮演关键角色，解释了类地行星的普遍性。
2025-12-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
