Search for Galactic core-collapse supernovae in a decade of data taken with the IceCube Neutrino Observatory
本文利用 IceCube 中微子天文台 10.735 年的连续数据，通过盲分析搜寻银河系核心坍缩超新星的中微子爆发，未发现信号，并给出了超新星发生率上限及与模型无关的探测限值。
2023-08-02 astro-ph.HE
Diffuse Galactic antimatter from faint thermonuclear supernovae in old stellar populations
我们的银河系每秒钟都会发生几个$\times 10^{43}$低能正电子的湮灭。能够提供这种正电子的放射性同位素是在恒星、恒星残骸和超新星中合成的。然而，几十年来，一直没有确定一个主要的恒星正电子源，导致许多正电子来自外来来源的建议，如银河系中心的超大质量黑洞或暗物质湮灭。%，但这样的来源不能解释最近从扩展的银河系盘探测到的正电子信号。在这里，我们表明，一个单一类型的瞬态源，来自年龄3 - 6 Gyr的恒星星族和产生~0.03 $M_\odot$的正电子发射体$^{44}$ Ti，可以同时解释的强度和形态的银河系正电子湮没信号和太阳系丰度的$^{44}$ Ti衰变产物$^{44}$钙。这种瞬变可能是两颗低质量白矮星的合并，在外部星系中观察到的亚发光热核超新星，称为SN 1991 bg。
2017-05-24 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Type Ia Supernovae and their Explosive Nucleosynthesis: Constraints on Progenitors
Ia型超新星（SNe Ia）的前身是什么，它们是近克拉塞卡质量还是亚克拉塞卡质量的白矮星，几十年来一直是争论的问题。各种观测提示支持这两个模型作为主要的祖先。本文综述了这两类母星中Ia超新星的爆炸物理和化学丰度模式。我们将讨论超新星Ia的观测数据，他们的残余物，银河系和星系团可以帮助我们确定的基本特征，超新星Ia的数值模型需要匹配。
2021-11-29 astro-ph.HE
Late-Time Optical Emission From Core-Collapse Supernovae
地面光谱和哈勃空间望远镜图像的10个核心坍缩超新星（CCSNe）的爆发后几年到几十年的分析，了解其后期的排放的一般性质的目的。SN 1957 D、1970 G、1980 K和1993 J的新观测结果也被纳入研究。氧和氢原子的蓝移谱线发射具有明显的谱线亚结构，这是一种常见的、持续时间较长的现象。随后通过多个时代，相对强度和速度宽度的变化的发射线是一致的预期SN喷出物和祖星的拱星材料之间的相互作用所产生的排放。最明显的趋势是[O III]/（[O I]+[O II]）的强度随年龄的增加而增加，而H α/（[O I]+[O II]）的强度则下降，这与以下观点大致一致：在许多这些天体中，反向冲击已经穿过了喷出物的H包层。我们还提出了一个空间综合光谱的年轻的银河系超新星遗迹仙后座A（Cas A）。330岁的Cas A残留物和几十年的CCSNe的发射线轮廓之间观察到的相似性表明，观察到的发射线不对称性演变CCSN光谱可能与喷出物中的尘埃，而通常被解释为“团块”或“斑点”喷出物的小峰子结构，而不是与大规模的SN碎片环。
2012-02-29 astro-ph.HE
Origin of the Galactic 511 keV emission from positrons produced in irregular supernovae
自70年代以来，在银河系中探测到了由电子正电子湮没引起的511 keV γ射线辐射。使用INTEGRAL卫星进行的空间分辨观测表明，它的全天分布强烈集中在银河系凸起，来自盘的贡献较小，这与任何其他波长的情况不同。正电子令人困惑的分布引起了各种各样的建议，包括核心坍缩（CC）和Ia型热核超新星（SNe）中的恒星核合成，吸积致密物体，以及对暗物质粒子湮灭的更“奇特”的解释。然而，这样的模型遇到困难，再现银河系511千电子伏的总流量，以及其特有的隆起中心分布。提出了白矮星上氦热核爆炸产生的SNe的理论模型，认为它是银河系γ射线辐射的潜在的附加正电子源。在这里，我们表明，最近发现的一类微弱的，富含钙的Ib型SNe（原型SN 2005 E），被认为是由这种爆炸产生的，也称为". Ia" SNe，可以解释511 keV的通量及其分布，并且可以消除对非天体物理学的需要（例如，暗物质湮灭）源。这种SNe只占所有SNe的2%，但它们目前注入ISM的正电子（来自$^{44}$ Ti衰变）比CC SNe注入的多数百倍，足以重现银河系511 keV的总谱线发射。它们只在旧的环境中爆炸，因此它们对511 keV辐射的贡献遵循旧的（> 10 Gyrs）银河系恒星星族，主要是由凸起，从而再现了观测到的大凸起与盘的比率。
2014-07-10 astro-ph.HE
Powerful Jets from Radiatively Efficient Disks, a Decades-Old Unresolved Problem in High Energy Astrophysics
1963年3C 273的发现，以及此后不久克尔解的出现，促成了当前天体物理学集中使用黑洞来解释活动星系核（AGN）的时代。但是，虽然在通过薄盘单独解释一些活动星系核的亮核以及厚盘的强大喷流方面取得了部分成功，但活动星系核中两个强大喷流与亮核的组合，如3C 273，仍然难以捉摸。尽管数值模拟在过去25年中占据了中心舞台，但它们一直在努力产生解释它们的条件。这是因为辐射效率磁盘已被证明是一个挑战，以模拟。因此，射电类星体是高能天体物理学中最不为人所知的天体。但最近的模拟已经开始改变这一点。我们探索这个里程碑的尺度不变性，并表明，短暂的喷气机，可能与喷气机在这些最近的模拟中看到的，因为有些人提出，不能解释射电类星体。然后，我们提供一个解决问题的路线图。
2021-02-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
FIRST J153350.8+272729: the radio afterglow of a decades-old tidal disruption event
我们提出的衰落无线电瞬变FIRST J153350.8+272729的发现。该源在1986年观测到的最大5 GHz射电光度为$8\times10^{39}$ erg s $^{-1}$，但到2019年已经衰减了近400倍。它距离一个星系（SDSS J153350.89+272729）的中心0.15角秒，该星系的秒速为147 Mpc，显示出微弱的II型塞弗特活动。我们发现，潮汐破坏事件（TDE）是首选的方案，第一J153350.8+272729，虽然它可以解释为余辉的长时间伽马射线暴。这只是第二个在无线电波段首次发现的TDE候选者。它的光度填补了局部宇宙中次相对论性TDEs的无线电余辉与高红移的相对论性TDEs之间的空白。FIRST J153350.8+272729的不寻常性质（宿主星系中持续的核活动，高射电光度）激发了在非目标射电调查中更广泛的TDE搜索。
2021-02-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Flash Spectroscopy: Emission Lines from the Ionized Circumstellar Material around $<10$-Day-Old Type II Supernovae
嵌入致密星周物质（CSM）中的超新星（SNe）可能在其早期光谱（爆炸后$\leq 10$天）中显示出突出的发射线，这是由于激波爆发闪光电离的CSM的重组。从这样的光谱（“闪光光谱”），我们可以测量CSM的各种物理性质，以及在爆炸前一年中前身的质量损失率。通过搜索2009年至2014年的Palomar Transient Factory（PTF和iPTF）SN光谱数据库，我们发现12个II型SNe在其第一个光谱中显示出闪光电离（FI）特征。他们都不到10天。这些事件占我们样品中所有84个SNe的14%，在爆炸后10天内观察到光谱，在$<5$天内观察到SNe~II的18%，从而为FI事件的分数设定了下限。我们将具有类似于黑体的第一光谱的事件分类为“蓝色/无特征”（BF），没有任何发射或吸收特征。可能的是，一些BF事件在比观察到的更早的阶段具有FI特征，或者它们在祖细胞周围缺乏密集的CSM。在爆炸后的2天内，我们的样本中的11个SNe中有8个是BF事件或显示FI特征。有趣的是，我们发现21个SNe中有19个比绝对星等$M_R=-18.2$更亮，属于FI或BF群，并且所有FI事件的峰值都在$M_R=-17.6$等以上，明显比平均SNe~II更亮。
2015-12-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Energy Sources of Superluminous Supernovae
超新星（SNe）是最明亮的光学恒星级爆炸。在过去的20年中，几个光学瞬变测量项目发现了超过$\sim 100$的所谓超亮超新星（SLSNe），其峰值亮度和辐射能量为$\gtrsim 7\times 10^{43}$ erg s $^{-1}$和$\gtrsim 10^{51}$ erg，至少比正常SNe大一个数量级。根据它们的光谱特征，SLSNe被分为两大类：缺氢的I型和富氢的II型。研究和确定SLSNe的能量来源对于理解恒星演化和爆炸机制具有重要意义。SLSNe的能量来源可以通过分析它们的光变曲线（LC）和光谱来确定。最流行的模型占SLSN LC的$^{56}$ Ni级联衰变模型，磁星自旋下降模型，喷出物-CSM相互作用模型，喷流-喷出物相互作用模型。在这个\textit{review}中，我们提出了几种能源模型和它们的不同组合。
2019-02-21 astro-ph.HE
A puzzle solved after two decades: SN 2002gh among the brightest of superluminous supernovae
我们目前的光学光度学和光谱学的超亮SN 2002gh从最大的光$+204$天，作为卡内基II型超新星（CATS）项目的一部分。SN 2002gh是有史以来发现的最明亮的超新星之一，但近二十年来一直未被注意到。使用暗能量相机档案图像，我们确定潜在的SN宿主星系作为一个微弱的矮星系，大概具有低金属丰度，并在一个明显的合并过程中与其他附近的矮星系。我们发现SN 2002 gh是最明亮的贫氢SLSNe与$M_{V} = -22.40 \pm 0.02$，估计峰值热光度为$2.6 \pm 0.1 \times 10^{44}$ erg s $^{-1}$。我们折扣放射性镍的衰变作为主要的SN电源机制，并假设SN是由磁星的自旋下降，我们得到两个替代的解决方案。第一种情况的特征在于显著的磁星功率泄漏，并且$M_{\mathrm{ej}}$在0.6和3.2 $M_{\odot}$、$P_{\mathrm{spin}} = 3.2$ ms和$B = 5 \times 10^{13}$ G之间。第二种情况不需要功率泄漏，导致大约30 $M_{\odot}$的巨大喷出物质量，$P_{\mathrm{spin}} \sim 1$ ms的快速旋转周期和$B\sim 1.6 \times 10^{14}$ G。我们估计第一个病例的零年龄主序列质量在14和25 $M_{\odot}$之间，第二个病例约为135 …
2022-05-17 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Searching for the expelled hydrogen envelope in Type I supernovae via late-time H-alpha emission
我们报告了我们长期观测调查的第一个结果，旨在发现贫氢I型超新星的喷出物与爆炸前几十年/几百年从祖星排出的富氢包层之间的后期相互作用。被驱逐的信封，移动的速度为~10 - 100公里秒$^{-1}$，预计将赶上快速移动的SN喷出物几年/几十年后爆炸取决于历史的质量损失过程中的祖星爆炸前。SN喷出物和拱星包层之间的碰撞导致在巴耳末线，特别是在H-α的净发射。我们通过窄带成像寻找具有贫氢喷出物的较老的Ia/Ibc/IIb型超新星中晚期H-α发射的迹象。在13个点源中检测到连续扣除的H-α发射：9个SN Ibc，1个SN IIb和3个SN Ia事件。在至少两个历元上观测到38个SN站点，其中3个对象（SN 1985 F，SN 2005 kl，SN 2012 fh）在我们的DIAFI数据中显示出它们的H-α发射强度的显著时间变化。这表明，可变的排放可能不是由于附近的H II区与SN无关，因此是一个重要的额外提示，喷出物CSM相互作用可能发生在这些系统中。此外，我们还成功地探测到了Ib型SN 2014 C的晚期H-α发射，这是最近发现的一个在各种（无线电，红外线，光学和X射线）波段强烈相互作用的SN。
2017-02-16 astro-ph.HE
Fading Echoes of Interaction: Probing Centuries of Mass-Loss in Four Old Type IIn Supernovae
University of California, San Diego（加利福尼亚大学圣地亚哥分校）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；University of California, Berkeley（加利福尼亚大学伯克利分校）
通过X射线和射电观测，研究四颗古老Ibn型超新星的质量损失，发现其质量损失率显著低于早期光学估计，揭示了前身演化过程的快速变化。
2026-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational Constraints on Late-Time Radio Rebrightening of GRB-Supernovae
本文研究了三颗超新星（SNe）的射电辐射的晚期再亮现象，这些超新星伴随着伽马射线暴。以前有人提出，与伽玛暴相关的异常高能的超新星应该在恒星爆炸几十年后进入Sedov-Taylor相，这种超新星“残余”发射将超过伽玛暴的射电余辉，并在相当远的距离上被探测到。我们对GRB 980425/SN 1998 bw、GRB 030329/SN 2003 dh和GRB 060218/SN 2006 aj在爆炸后10-18年的射电亮度进行了深度限制，对于GRB 980425/SN 1998 bw，我们的最深限制是$L_ν$ $< 4 \times 10^{26}$ erg s $^{-1}$ Hz $^{-1}$。我们把约束周围介质的密度为各种假设值的微物理参数有关的磁场和同步辐射电子。对于GRB 060218/SN 2006 aj和GRB 980425/SN 1998 bw，这些密度极限对周围介质的密度分布有影响，而GRB 030329/SN 2003 dh的未检测意味着它的余辉在GHz频率下将不再被检测到。
2019-01-04 astro-ph.HE
A Search for Late-Time Radio Emission and Fast Radio Bursts from Superluminous Supernovae
我们提出了一个I型超亮超新星（SLSNe-I）样本的晚期射电发射和快速射电暴（FRB）的搜索结果。我们使用了卡尔G。Jansky甚大阵列以3 GHz的频率观测10个超过5年的SLSN-I。我们搜索快速采样的Vibrium寻找FRB，并使用相同的数据对磁星动力超新星模型中预期的晚期无线电发射进行深度成像搜索。在深度成像中检测到一个SLSN-1，PTF 10 hgi，对应于$1.2\times10^{28}$ erg s $^{-1}$的亮度。Eftekhari等人（2019）最近对PTF 10 hgi的6 GHz探测表明，这种光度支持了这样的解释，即它是由年轻的快速旋转（$\sim$ ms自旋周期）磁星提供动力的，其中$\sim$ 15 Msun的部分电离喷出物。大体上，我们的观测结果与SLSNe-I是由具有快速自旋周期的中子星提供动力的最一致，尽管大多数需要比PTF 10 hgi推断的更多的自由吸收。我们预测，在更高的频率或在不久的将来，无线电观测将检测到这些系统，并开始限制年轻的恒星及其出生环境的属性。
2019-10-04 astro-ph.HE
Evidence for magnetar formation in broad-lined type Ic supernovae 1998bw and 2002ap
宽线Ic型超新星（SNe Ic-BL）是一种特殊的恒星爆炸，区别于普通的SNe。某些SNe的Ic-BL与长持续时间（\gtrsim 2 s）的伽马射线暴（GRB）有关。黑洞和磁星是两种被假设为伽玛暴核心引擎的致密天体。尽管进行了几十年的研究，但到目前为止，还没有发现伽马射线暴形成黑洞或磁星的直接证据。在这里，我们报告的发现，（t \lesssim> 50天）和晚期（t \gtrsim 300天）在SNe 1998 bw的光变曲线中显示缓慢衰减（与GRB 980425有关）和2002 ap（与GRB无关）可以归因于磁星自旋下降，初始旋转周期P0 \sim 20 ms，而中期（50 \lesssim t \lesssim 300天）线性下降是由56 Ni的放射性衰变引起的。光变曲线的早期峰值和后期缓慢下降之间的联系在替代模型中是意想不到的。因此，我们认为GRB 980425和SN 2002 ap是由磁星提供动力的。
2017-02-09 astro-ph.HE
Nucleosynthesis in magneto-rotational supernovae
我们提出的核合成的磁旋转超新星（MR-SNe），包括中微子驱动和磁旋转驱动的喷出物的基础上，第一次，精确的中微子输运的二维模拟。这里分析的模型具有不同的旋转和磁场，使我们能够探索这两个关键因素的影响。精确的中微子输运的模拟是至关重要的，以分析轻微的富含中子和质子的喷出物，类似于，也中微子驱动，喷出物在标准超新星。在强磁场模型中，r过程产生重元素，直到第三个r过程峰（$A\sim 195$），与以前的工作一致。这个模型提出了一个类似于射流的爆炸，富含质子的射流被富含中子的物质包围，在那里发生r过程。我们已经估计出$^{56}$ Ni的下限为$2.5\times10^{-2} M_\odot$，这仍然远低于预期的超新星值。更长的模拟，包括吸积盘的演变，需要得到一个最终的预测。此外，我们还发现，在弱磁场模型中，后期的演化是关键的，在弱磁场模型中，后期喷射的富中子物质产生的元素达到第二个r-过程峰。即使我们还不能为超新星核合成提供结论，我们的结果与超新星遗迹中的老恒星和放射性同位素的观测结果一致。这使得MR-SNe成为中子星合并中合成重元素的一个很好的补充方案，并使我们更接近于了解它们的起源和MR-SNe在早期星系核合成中的作用。
2021-01-20 astro-ph.HE
A Sample of Type II-L Supernovae
什么是II型线性超新星（SNe II-L）？这个类别，这已经被定义了几十年，现在受到了极大的关注-无论是理论上，为了了解在~15- 25 Mo范围内的恒星会发生什么，还是观测上，两项独立的研究表明，它们不能在光度上与常规的富氢SNe II-P分离，其特征是在其光曲线中有一个明显的平台。在这里，我们分析了35 SNe II样品的多波段光变曲线和广泛的光谱覆盖范围，发现其中11个可能是SNe II-L。这些SNe的光谱缺乏氢，通常具有浅的H α吸收，可能通过强OI 7774吸收显示出氦的间接迹象，并且具有与薄氢壳一致的更快的线速度。光变曲线可以主要区别于常规的，富氢的SNe II-P的下降率更陡，光度更高，我们建议作为一个定义光度特征的下降在V波段：SNe II-L似乎下降了超过0.5 MAG从峰值亮度的50天后爆炸。使用我们的样品，我们提供了模板光变曲线SNe II-L和II-P在4个光度带。
2014-08-28 astro-ph.HE
Still Brighter than Pre-Explosion, SN 2012Z Did Not Disappear: Comparing Hubble Space Telescope Observations a Decade Apart
Iax型超新星是最大的一类奇特的白矮星超新星。NGC 1309中的Iax SN~ 2012 Z型超新星是唯一一颗在爆炸前观测中发现的具有祖先系统的白矮星超新星。SN~ 2012 Z之前拍摄的深\textit{Hubble Space Telescope}图像显示了一个明亮的蓝色光源，我们将其解释为爆炸的白矮星的氦星伴星（供体）。我们在这里提出的晚时间\textit{HST}的意见采取$\sim$ 1400天后爆炸，以测试这个模型。我们发现SN光变曲线可以经验地用星等单位的指数衰减模型拟合。拟合的渐近亮度在我们最新测量的$10\%$范围内，大约是爆炸前光源亮度的两倍。光变曲线的下降太慢，不能由$^{56}$ Co或$^{57}$ Co衰变提供动力：如果放射性衰变是主要的动力源，则它必须来自半衰期较长的物质，如$^{55}$ Fe。与星周物质的相互作用可能有助于光变曲线，也可能是伴星的激波加热。伴星模型低估了观测到的光通量，在这些时期产生了大部分紫外光通量。白矮星部分分裂后留下的放射性加热的束缚残余物也能够产生观测到的过量晚期通量。我们的分析表明，总的喷出物+残余质量是一致的Iax型超新星的范围内的Erasekhar质量。
2021-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Emerging Class of Bright, Fast-evolving Supernovae with Low-mass Ejecta
最近对超新星（SN）2002 bj的分析显示，它显然是一个独特的Ib型SN。它的峰值亮度很高，绝对星等M_R为-18.5，但光变曲线非常快。它的上升时间<7天，然后在B波段每天下降0.25等，并显示出非常低的喷出物质量（<0.15 M_Sun）的证据。在这里，我们讨论两个额外的历史事件，SN 1885 A和SN 1939 B，显示出类似的快光变曲线和低喷射质量。我们讨论了从我们对M31中SN 1885 A残留物的分析中推断出的低质量喷出物，并首次提出了SN 1939 B的光谱。SN 1885 A（在M31的凸出部分）和SN 1939 B（在一个没有恒星形成活动痕迹的椭圆星系中）的旧环境强烈支持这些SNe的古老白矮星祖先。我们在SN 1939 B的光谱中没有发现氦的明确证据，这可能是从一颗白矮星的氦壳爆炸中得到的，这颗白矮星被认为是SN 2002 bj的起源。最后，在附近星系中发现所有观测到的快速演化的SNe表明，这些奇特的SNe的比率至少是所有SNe的1- 2%。
2011-01-25 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
$^{60}$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
Narrow absorption lines from intervening material in supernovae. IV. Type Ia supernovae: Na I D line strength relating to external material and intrinsic properties
Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Faculdade de Ciências, Universidade de Lisboa（里斯本大学科学与空间研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究院）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（加那利天体物理学研究所）；CENTRA, Instituto Superior Técnico, Universidade de Lisboa（里斯本大学高级技术学院中心天体物理与粒子物理研究中心）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
研究Ia型超新星中钠I D线强度与外部物质及内在性质的关系，揭示年轻群体具有更强的蓝移钠吸收，与观测角度有关。
2026-07-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Millisecond Magnetar Birth Connects FRB 121102 to Superluminous Supernovae and Long Duration Gamma-ray Bursts
重复的快速射电暴FRB 121102的亚弧秒定位揭示了它与矮宿主星系和稳定（“静止”）非热射电源的重合。我们发现，宿主星系的性质与长持续时间的伽马射线暴（LGRB）和贫氢超亮超新星（SLSNe-I）的性质是一致的。LGRB和SLSNe-I都曾被假设是由新形成的强磁化中子星的电磁自旋提供动力，这些中子星具有毫秒级的诞生旋转周期（“毫秒磁星”）。这促使我们考虑这样一种情况，即FRB 121102的重复爆发源于一个年轻的磁星遗迹，它嵌入在一个年轻的贫氢超新星遗迹中。通过膨胀的超新星喷出物（占光电离的旋转供电的磁星星云）的GHz的自由-自由光学深度的要求，对爆发的能量约束，以及对静态源的大小的约束都指向一个年龄不到几十年到一个世纪。静止的射电源可以归因于超新星喷出物的快速外层与祖星周围的风之间的冲击相互作用或来自磁星风星云深处的同步加速器发射。或者，射电辐射可能是一个最初离轴的LGRB喷流的孤儿余辉，尽管这可能需要源太年轻。年轻的源的年龄可以通过搜索的时间导数的分散措施和预测的静态无线电源的衰落进行测试。我们建议未来的SLSNe-I/LGRB/FRB连接的测试，如搜索FRB从附近的SLSNe-I/LGRB的时间尺度上的几十年后，他们的爆炸。
2017-03-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
Old Data, New Forensics: The First Second of SN 1987A Neutrino Emission
本文首次系统比较了现代核心坍缩模型在最初约1秒内的中微子预测与SN 1987A数据，发现模型间一致但与观测不符，并指出中微子振荡和前身星质量均非充分解释，呼吁开展进一步研究。
2025-05-08 astro-ph.HE hep-ph
Chandrasekhar-mass white dwarfs are the progenitors of a small fraction of Type Ia supernovae according to nucleosythesis constraints
Ia型超新星（SNe Ia）的精确祖先系统，无论它是一个接近于克拉塞卡极限的白矮星（WD）还是质量小得多的白矮星，几十年来一直是一个争论的问题。我们小组最近对大规模WD爆炸前的吸积和沸腾阶段的研究表明，热失控时的中心密度在$(3.6-6.3)\times10^9$ g cm $^{-3}$范围内，以便合理选择WD上的吸积速率和祖金属丰度。在这项工作中，我们已经计算了一维模拟爆炸的这种WD，特别强调喷出物的化学成分，这在所有情况下是非常丰富的中子化同位素铬（$^{54}$铬）和钛（$^{50}$钛）。我们表明，为了使这样的核合成与太阳系的同位素丰度相一致，质量为1000亿克拉塞卡的白矮星最多可以占到正常光度的Ia超新星的26%，或者说最多占到所有Ia超新星的20%。
2022-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia Supernovae: Colors, Rates, and Progenitors
星系中Ia型超新星（SNe Ia）的比率不仅取决于恒星质量，还取决于恒星形成历史。在这里，我们表明，两个简单的观测量（$g-r$或$u-r$主星系的颜色，和$r$ -波段光度），加上一个假设的延迟时间分布（SNe Ia的速率作为一个函数的时间为恒星形成的瞬时爆发），是足够准确地确定一个星系的SNe Ia速率，与非常小的敏感性的恒星形成历史的精确细节。利用这一结果，我们比较观察到的和预测的颜色分布的SN Ia主机的MENeaCS集群超新星调查，和SDSS条纹82超新星调查。观察结果与连续延迟时间分布（DTD）一致，没有任何截止。对于旧的祖系统的幂律斜率的DTD被发现是$-1.50 ^{+0.19} _{-0.15}$。这一结果支持Ia型超新星的双简并假设，但也可能有其他解释。我们发现，延迟时间分布的后期斜率是不同的低，高拉伸超新星在1 $σ$水平，这表明一个单一的简并方案。然而，由于当前模型的DTD预测的模糊性，单个简并的祖先既不能被确认为引起高拉伸超新星，也不能排除对整个样本的贡献。
2016-11-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova and prompt gravitational-wave precursors to LIGO gravitational-wave sources and short-GRBs
最近通过引力波发射探测到了双黑洞和双中子星的合并，后者随后是合并后的电磁对应物，在合并后几秒钟到几周内出现。虽然理论上已经预测到合并后的电磁对应物，但很少有人提出GW源的电磁前兆，而且尚未观察到。在这里，我们表明，一小部分的${\rm a}\,{\rm few\times}10^{-4}-10^{-1}$的LIGO GW源和短伽玛暴，可能是由超新星爆炸前几年到几十年的合并。GW源中的每一个BH/NS-祖先都被认为是在超新星之后形成的，可能伴随着对新生致密天体的出生速度。演化和出生踢决定了幸存双星的轨道，因此也决定了致密双星的诞生和最终合并之间的延迟时间。我们使用的数据从二进制进化人口合成模型表明，延迟时间分布有一个不可忽略的尾巴的超短延迟时间在1-100年之间，从而产生潜在的可观察到的超新星前体GW源。此外，未来的LISA/DECIGO GW空间探测器将能够在最后合并之前的几周到几十年的合并前阶段探测GW-螺旋。因此，这些超短延迟时间源可以产生一种独特类型的迅速出现的LISA/DECIGO-GW源，伴随着\emph{coincident}超新星。档案（和/或直接）检测的前体（符合）SNe与GW和/或短伽玛暴将提供前所未有的合并双星的特点，以及他们以前的演变，通过超新星和出生踢，否则无法通过其他手段。
2017-10-24 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
Memory-triggered supernova neutrino detection
我们表明，在未来的Deci-Hz干涉仪的核心坍缩超新星的引力记忆的观测，使时间触发的超新星中微子在MT级探测器的搜索。在$f\simeq 0.3$ Hz下实现对至少$\sim 10^{-25}$的特征菌株的敏感性-例如，通过将DECIGO的噪声提高一个数量级，将允许对距离$D\sim 40-300$ Mpc的超新星进行鲁棒的时间触发，从而导致每十年运行每百万吨$\sim 3-70$中微子事件的几乎无背景的样本。这个样本将弥补罕见的银河系超新星爆发和宇宙学弥散超新星中微子背景之间的灵敏度差距，从而可以详细研究本地宇宙中超新星的中微子发射。
2022-08-31 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Constraint on the event rate of general relativistic instability supernovae from the early JWST deep field data
本研究利用早期JWST深场数据，搜寻红移10到15区间的广义相对论不稳定性超新星对应点源，未发现符合条件的天体，首次将该红移区间内此类超新星的发生率约束在8e-7 Mpc⁻³ yr⁻¹以下。
2023-09-21 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
ZTF SN Ia DR2: Properties of the low-mass host galaxies of Type Ia supernovae in a volume-limited sample
本研究利用ZTF DR2数据探索了Ia型超新星低质量和中等质量宿主星系的特征，分析了宿主质量与Si II速度关系及子类型偏好，发现高速Ia型超新星可能源自不同年龄星族并具有连续爆炸机制分布。
2024-12-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dust Formation and the Binary Companions of Supernovae
超新星（SNe）在死亡时应该经常有一个双星伴星，并形成大量的尘埃。这意味着任何双星伴星都必须位于膨胀的尘埃云的中心，随着超新星遗迹（SNR）的膨胀，伴星的变暗将明确地标记伴星，并允许在爆炸后的几十年内通过吸收而不是发射来测量尘埃含量。然而，足够热和发光的同伴可以通过快速光电离喷出物中的可冷凝物质来抑制尘埃的形成。这提供了一种方法来调和IIb型SNe Cas A，它缺乏发光的伴星，并形成了大量的尘埃（Md > 0.1 Msun），与IIb型SNe 1993 J和2011 dh，这两个似乎都有发光的伴星，并形成了可以忽略不计的尘埃（Md < 0.001 Msun）。蟹状星云和SN 1987 A与这张照片一致，因为两者都没有发光的伴星，并形成了大量的尘埃。尘埃形成对双星性质的依赖性可能有助于解释为什么SNe尘埃形成的证据看起来如此矛盾。
2017-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Against the Wind: Radio Light Curves of Type Ia Supernovae Interacting with Low-Density Circumstellar Shells
几十年来，从射电到光学再到X射线的各种观测都试图揭示Ia型超新星（SNe Ia）与星周介质（CSM）相互作用的迹象。这些研究的目的是限制假设的Ia型超新星大量供体伴侣的性质。在解释相互作用的观测结果时，通常假设连续CSM。然而，虽然这些模型已经成功地应用于核心坍缩的超新星，但对于超新星Ia来说，连续性的假设可能并不准确，因为CSM的外壳可能是由超新星爆发前（新星）形成的。在这项工作中，我们模拟了SNe与球形，低密度，有限范围CSM的相互作用，并创建了一套合成的无线电同步光变曲线。我们发现，CSM壳产生尖锐的峰值光变曲线，并确定一个基准集的模型，所有服从一个共同的演变，并可用于产生无线电光变曲线与任意壳的相互作用。服从的基准模型的关系可以用来推断CSM属性从无线电观测，我们证明了这一点，通过将它们应用到SN 2011fe和SN 2014J的非检测。最后，我们探讨了一个多壳层CSM配置和描述其更复杂的动力学和由此产生的射电光变曲线。
2016-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
