Solving the gamma-ray radiative transfer equation for supernovae
提出了一个新的相对论辐射传输程序，计算超新星（SN）喷出物中能量小于5 MeV的$γ$射线。此代码计算不透明度、即时发射率（即衰减）和散射发射率，并求解同向移动帧中的强度。由于SN喷出物的大膨胀速度，我们忽略了与热运动相关的再分布效应。通过散射或光电吸收从辐射场移除的能量来计算能量沉积。这个新的代码产生可比的结果，一个独立的蒙特卡罗代码。然而，两者都产生非平凡的差异，从一个纯吸收处理的$γ$-射线传输的结果。一个合成的观察者的框架光谱也产生的CMF强度。在早期，当$γ$-射线的光学深度很大时，合成光谱显示出具有红移吸收的不对称线轮廓，如SN 2014 J所示。这个新的代码集成在CMFGEN，并允许在SN喷出物的衰变能量沉积的准确和快速的计算。
2019-05-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-LTE radiative transfer simulations: Improved agreement of the double detonation with normal Type Ia supernovae
针对双爆轰Ia型超新星模型与观测不符的问题，研究通过完整的非LTE辐射转移模拟，显著改善了光变曲线过红和视角依赖性过大等差异。
2024-11-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for Sub-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernovae from an Extensive Survey of Radiative Transfer Models
正常的Ia型超新星（SNe Ia）有两类可存活的祖先：一个是白矮星在克拉塞卡质量下爆炸的系统（$M_{ch}$），另一个是白矮星在克拉塞卡质量下爆炸的系统（亚$M_{ch}$）。目前尚不清楚这些通道中哪一个占主导地位;观测和光变曲线模型为两者提供了证据。在这里，我们使用了一个广泛的网格的4500个时间相关的，多波长的辐射输运模拟表明，次$M_{ch}$模型可以再现整个的宽度-光度关系（WLR），而$M_{ch}$模型只能产生更明亮的事件$(0.8 < ΔM_{15}(B) < 1.55)$，这意味着快速下降的超新星Ia来自次$M_{ch}$爆炸。我们不假设一个特定的理论范式的祖或爆炸机制，而是构建参数化的模型，不同的质量，动能，和成分结构的喷出物，从而实现了广泛的可能结果的白矮星爆炸。我们提供了拟合函数的基础上，我们的大网格的详细模拟，映射可观察到的性质的超新星Ia，如峰值亮度和光变曲线宽度的物理参数，如$^{56}\mathrm{Ni}$和总喷射质量。这些可以用来估计观测到的Ia超新星的物理性质。
2018-01-02 astro-ph.HE
3D non-LTE spectrum synthesis for Type Ia supernovae
尽管Ia型超新星作为宇宙学和宇宙化学演化的标准烛光的重要性，我们仍然没有这些事件的性质的一致图片。在过去几年中，Ia超新星的流体动力学爆炸模型已经取得了很大的进展，现在已经有了完全三维的爆炸模型。然而，这些模拟不能直接与观测结果进行比较：为了限制爆炸模型，必须进行辐射转移计算。我们提出了一个新的3-D Monte Carlo辐射转移代码，允许从第一性原理的光谱演化的Ia型超新星的前向建模，使用流体动力学爆炸模型作为输入。在这里，作为第一个应用程序，我们计算的视线依赖的颜色光变曲线的玩具模型的偏心爆炸。
2009-06-15 astro-ph.HE
Radiative Transfer Modeling of Stripped-Envelope Supernovae. I: A Grid for Ejecta Parameter Inference
本文通过运行辐射传输代码 Sedona 改变氦星前身星参数，构建了 1,800 个多波长 Ib/c 型超新星光变曲线模型网格，发现抛射物速度分布对光变曲线影响显著，且能从多波段光变曲线推断多项抛射物参数，优于半解析模型。
2025-07-14 astro-ph.HE
Radiative-transfer models for supernovae IIb/Ib/Ic from binary-star progenitors
我们提出了1-D的非本地热力学平衡的时间相关的辐射转移模拟的超新星（SNe）的类型IIb，Ib和Ic，导致从终端爆炸的质量施主在一个封闭的二元系统。在这里，我们选择了三个喷出物的总动能的~ 1.2e51尔格，但其特征在于不同的喷出物质量（2- 5 Msun），成分和化学混合。IIb/Ib型模型对应于在爆炸时保留其富He壳的祖先。Ic型模型起源于一个失去了氦壳层，但在5.11Msun的富CO核心中保留了0.32Msun的氦。我们讨论了它们的光度和光谱特性在爆炸后的第一个2-3个月，并将这些连接到它们的祖先和喷出物的属性，包括化学分层。对于这三种模型，Arnett规则高估了56 Ni质量约50%，而Katz等人的程序，基于能量参数，产生更可靠的估计。在最大值之前的9000 A附近存在强CI线，这表明前SN恒星的氦含量不足。正如其他人所指出的，1.08微米的特征是CI，MgII和HeI线的复杂混合物，这使得在SNe Ibc中的He的识别不确定，除非可以识别其他HeI线。我们的模型在R带极大值后10天显示出（V-R）色的小散射。我们还讨论了SNe Ibc的许多辐射转移特性，包括光球的概念、代表性喷出物膨胀率的推断、光谱形成、黑体拟合和“校正因子”。
2015-07-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Polarization as a probe of dusty environments around Type Ia supernovae: radiative transfer models for SN 2012dn
超新星周围星周介质的几何结构为理解其前身星的性质提供了重要的诊断依据。本文通过详细的三维辐射传输模拟研究了超新星候选者SN 2012 dn周围CS尘埃的性质。与SN 2012 dn检测到的近红外过剩，我们表明，它有一个盘状的尘埃CS环境，其质量大致符合吸积白矮星系统的一个分支（单简并场景）。我们表明，一个类似的系统应产生偏振信号高达$\sim 8$ \%的$B$带，根据观察方向，如果偏振观测。我们预测在$B$ -带最大值之后的$\sim 60$天左右达到最大极化。我们表明，时间和波长依赖的偏振信号，连同其他独特的功能，可以很容易地区分星际偏振和内在SN偏振。事实上，正常Ia型超新星（SNe Ia）观察到的小偏振度可以约束CS尘埃质量和分布的参数空间。因此，我们鼓励多波段偏振观测SNe Ia，特别是对离群值，包括SC-SNe的一些参数的单简并的情况下存在，但偏振数据是非常罕见的。
2018-02-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiative-transfer modeling of nebular-phase type II supernovae. Dependencies on progenitor and explosion properties
核心坍缩超新星（SNe）的星云相位谱提供了关于大质量恒星及其爆炸的关键和独特的信息。本文给出了一组II型超新星爆炸后300 d的一维稳态非局域热力学平衡辐射转移计算。引导的结果为一个大的恒星演化模拟，我们工艺的II型SNe从12，15，20，和25 Msun星爆炸的喷出物模型。喷出物的密度结构和动能，56 Ni的质量，和化学混合的水平被参数化。我们的模型光谱是敏感的，采用线多普勒宽度，一种现象，我们与铁II和OI线与Lyalpha和Lybeta的重叠。我们的光谱显示出对56Ni混合的强烈敏感性，因为它决定了衰变功率被吸收的位置。即使在爆炸后300天，富氢层也对来自内部富金属层的辐射进行再加工。在一个给定的祖先模型中，56 Ni质量和分布的变化会影响喷出物的电离，从而调节所有谱线的强度。这种电离位移可以淬灭CaII线发射。在我们的一组模型中，OI 6300双重峰强度是祖细胞质量的最稳健特征。然而，我们强调，对流壳合并在祖大质量恒星内部可以污染富O壳钙，这将削弱OI 6300的双重通量在由此产生的星云SN II光谱。这一过程可能发生在自然界中，在更高质量的祖细胞中发生得更多，并可以部分解释从星云光谱推断的17 Msun以下的祖细胞质量的优势。
2020-07-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on the maximal number of dark degrees of freedom from black hole evaporation, cosmic rays, colliders, and supernovae
本文系统更新并分析了黑洞蒸发、宇宙射线、对撞机直接引力产生及超新星能量损失等渠道对暗扇区自由度数量的约束，尤其关注轻或无质量自由度情形。
2024-09-17 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Monte Carlo radiative transfer for the nebular phase of Type Ia supernovae
我们扩展了ARTIS 3D辐射转移代码的有效性范围，直到爆炸后数百天，当Ia型超新星处于星云阶段时。为了实现这一目标，我们添加了一个非局部热力学平衡（非LTE）人口和电离求解器，一个新的多频辐射场模型，和一个新的原子数据集与禁戒跃迁。我们处理碰撞与非热轻子产生的核衰变，以占其贡献的激发，电离和加热。我们验证了我们的方法与各种测试，包括比较我们的合成星云光谱的著名的一维W7模型与其他研究的结果。作为一个说明性的应用程序的代码，我们提出了合成星云光谱的爆炸sub-martrasekhar白矮星，其中可能的影响的重力沉降的Ne 22爆炸前进行了探讨。具体来说，我们比较合成星云光谱的1.06 M $_\odot$白矮星模型时，得到5.5陀螺仪的非常有效的解决是假设一个类似的模型没有解决。我们发现，这种程度的Ne 22沉降只有一个温和的影响所产生的星云光谱，由于Ni 58丰度增加。由于在次Neprasekhar模型中的高电离，星云[Ni II]发射仍然可以忽略不计，而[Ni III]线强度增加，整体电离平衡在Ne 22沉降的模型中略有降低。与以前的研究一样，在星云时代，这些模型过度产生[Fe III]相对于[Fe II]的发射，与正常的Ia型超新星的观测相比。
2019-12-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
One-dimensional non-LTE time-dependent radiative transfer of an He-detonation model and the connection to faint and fast-decaying supernovae
我们提出了非LTE的时间依赖的辐射转移模拟的喷出物产生的爆炸的氦壳在低质量的碳/氧白矮星（WD）的表面。这种机制是一种可能的起源超新星（SNe）与微弱和快速衰减的光变曲线，如Ia SNe和富钙瞬变。我们的初始喷出物在1d的条件是由0.18B的爆炸模型COp 45 HEp 2 Waldman等人。0.2Msun的喷出物最初含有0.11Msun的He，0.03Msun的Ca和0.03Msun的Ti。我们获得了约5d的上升，达到3.59x10^41 erg/s的热测量最大值，主要由48 V衰变供电。多波段光变曲线显示出不同的形态，从U波段到K波段的最大星等（-14.3到-16.7等）在3到9天之间变化。近红外光变曲线显示无次最大值。由于在早期同时存在HeI和SiII系，我们获得了杂交Ia/Ib型分类。在光球相线覆盖期间，主要由TiII引起。在星云的时间，光谱显示强的CaII线的光学（但没有[OI] 6300- 6364 A发射），和TiII在近红外。总的来说，这些结果匹配定性非常不同的属性。Ia SNe和富钙瞬变。尽管我们预测的强烈TiII覆盖和红色很少观察到，但例如在OGLE-2013- SN-079中可以看到它们。此外，我们获得了比PTF 10 iuv更快的光变曲线演化，表明喷出物质量>0.2Msun。替代方案可以是两个WD的合并，一个或两个WD由He组成。
2014-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiative-transfer modeling of supernovae in the nebular-phase. A novel treatment of chemical mixing in spherical symmetry
超新星（SN）爆炸，通过它们释放的金属，在宇宙的化学演化和生命的起源中发挥着关键作用。星云相位光谱学约束这样的金属产率，例如通过与OI、CaII、FeII或FeIII相关的禁限线发射。爆炸过程中的流体不稳定性产生了复杂的3D喷出物结构，具有相当大的宏观，但没有微观的元素混合。这种结构设置了一个艰巨的挑战，详细的非局部热力学平衡辐射转移建模，这通常是有限的一维网格为基础的代码。在这里，我们提出了一种新的和简单的方法，允许宏观混合没有任何微观混合，从而捕捉SN爆炸混合的本质。通过这种新技术，宏观上的混合喷出物是通过在质量空间中洗牌，或等效地在速度空间中洗牌，从未混合的滑行喷出物的壳来构建的。该方法不需要改变辐射转移，但需要高的空间分辨率，以解决快速变化的组成与深度固有的这种洗牌壳结构。我们显示了一些辐射转移模拟的II型SN爆炸从15 Msun祖星的结果。我们的模拟捕捉强烈的变化，在温度或电离之间的各种壳，富含H，He，O，或Si。由于非局部的能量沉积，伽马射线渗透通过喷出物的扩展区域，使得壳层排列的细节变得不重要。更大的物理一致性的方法提供了在星云的时间，更可靠的光谱特性，特别是在个别发射线的强度，这可能有助于限制SN产量，并为核心坍缩SNe，祖质量。该方法适用于所有SN类型。
2020-11-05 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
In a hot bubble: why does superbubble feedback work, but isolated supernovae do not?
使用理想化的1-D欧拉流体动力学模拟，我们对比孤立的超新星的行为与多个，并置超新星驱动的超级气泡。连续的能量注入通过连续的超新星在热/稀泡内爆炸，保持了强烈的终止激波。这种强烈的冲击使超级气泡保持超压，并在外部冲击变得具有辐射性之后驱动外部冲击。与此相反，孤立的超新星，没有进一步的能量注入，变得辐射相当早（$\lesssim 0.1$百万年，10秒pc），并停止在尺度$\lesssim 100$ pc。我们发现，孤立的超新星失去了几乎所有的机械能的百万年，但超级气泡可以保留高达$\sim 40\%$的输入能量的形式机械能在整个星团的寿命（几十亿年）。这些结论甚至在存在真实的磁场和热传导的情况下也成立。我们还比较了各种食谱实施超新星反馈的数值模拟。对于各种反馈处方，我们得出的空间尺度下，能量需要存放它耦合到星际介质（ISM）。我们发现，一个稳定的热风内的超级气泡出现只有大量的超新星（$\gtrsim 10^4$）。对于较小的星系团，我们预计会有多个内部激波，而不是平滑、密集的热化风。
2014-10-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Radiative Transfer Modeling of Stripped-envelope Supernovae II: Neural Network Emulation of Light Curves
Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（天体物理中心 | 哈佛与史密森尼学会）；The NSF AI Institute for Artificial Intelligence and Fundamental Interactions（美国国家科学基金会人工智能基础相互作用研究所）；David A. Dunlap Department of Astronomy and Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学戴维·A·邓普尔天文学与天体物理学系）；Department of Astronomy, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文学系）；Department of Physics and Astronomy, Purdue University（普渡大学物理与天文学系）；Department of Statistics, University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校统计学系）
本研究提出首个剥离包络超新星光变曲线的神经网络模拟器，可从多波段光变曲线独立约束关键参数，其参数推断准确性优于经典Arnett模型，并对3个已研究的超新星完成光变曲线拟合。
2026-08-12 astro-ph.HE
A Deeply Bound Dibaryon is Incompatible with Neutron Stars and Supernovae
我们研究了1860 MeV < m_S < 2054 MeV范围内的二重子S的效应。S重到不影响核的稳定性，轻到可能是宇宙学亚稳的。这样一个深束缚态可以在重子密度和温度较高的区域充当重子汇。我们发现，在一个新诞生的中子星内部遇到的环境条件很可能维持足够的超子人口，以确保人口的S双重子可以在不到几秒钟的平衡。这对中子星的稳定性和对超新星1987 A的原中子星~ O（10）s中微子辐射的观测将是灾难性的。因此，除非S产生的截面被严格抑制，否则深度束缚的双重子与观测到的超新星爆炸是不相容的。
2019-02-06 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Magnetorotational Instability in Core-Collapse Supernovae
我们讨论了核心坍缩超新星（CCSNe）的磁旋转不稳定性（MRI）的相关性。我们最近的数值研究表明，在CCSNe中，MRI是由开尔文-亥姆霍兹型的寄生不稳定性终止。为了确定MRI是否可以将初始弱磁场放大到CCSNe中的动态相关强度，我们使用两种不同的数值代码对非理想磁流体动力学中靠近差分旋转原中子星表面的区域进行了三维模拟。我们发现，在原中子星普遍存在的条件下，MRI可以将磁场放大（仅）一个数量级。这严重限制了MRI通道模式作为放大从小种子场开始的原中子星中的磁场的试剂的作用。
2017-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Carbon Monoxide Cooling in Radiative Transfer Modeling of Supernovae
本研究在辐射转移代码 CMFGEN 中引入化学反应网络，探究核心坍缩超新星中一氧化碳（CO）的形成与冷却效应，发现CO在星云期主导内部区域冷却，显著改变温度分布与光变曲线，并揭示了CO冷却引发的数值困难及非LTE布居问题。
2024-06-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Emission line models for the lowest mass core-collapse supernovae -- II. 3D NLTE radiative transfer modelling of a $9.0\,M_\odot$ neutrino-driven explosion
The Oskar Klein Centre, Department of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
本文利用ExTraSS代码对9.0M太阳质量的恒星爆炸进行3D非局部热力学平衡辐射转移模拟，研究不同元素发射线随视角变化的特性，验证模型在不同超新星观测中的适用性。
2026-05-04 astro-ph.HE
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 Atomic Physics Underlying the Spectroscopic Analysis of Massive Stars and Supernovae
我们已经开发了一个辐射转移代码CMFGEN，它使我们能够模拟大质量恒星和超新星的光谱。使用CMFGEN，我们可以获得基本参数，如有效温度和表面重力，获得丰度，并对恒星风特性进行约束。最后一个是重要的，因为所有的大质量恒星都在通过辐射压力驱动的恒星风失去质量，这种质量损失可以大大影响恒星的光谱外观和演化。最近，我们扩展了CMFGEN，使我们能够进行随时间变化的超新星辐射转移计算。这种计算将用于对超新星祖先施加限制，对超新星爆炸和核合成施加限制，并使用称为“扩大光球法”的物理方法推导距离。我们描述了代码和所涉及的原子过程的假设。代码中的一个关键成分是原子数据。对于建模，我们需要准确的过渡波长，振子强度，光电离截面，碰撞强度，自电离率，和电荷交换率几乎所有的物种，并包括钴。目前，现有的原子数据在数量和质量上都有很大差异。
2011-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ultra High Energy Cosmic Ray Acceleration in Engine-driven Relativistic Supernovae
最高能量的宇宙射线的起源仍然是个谜。它们为新物理学提供了一个窗口，包括测试与它们的传播和相互作用有关的物理定律，其能量是地面加速器无法达到的。它们必须局部加速，否则背景辐射会严重抑制能量超过GZK极限的质子和原子核的通量。附近的伽马射线暴（GRB）、超新星、活动星系核（AGN）和它们的耀斑都被认为是可能的来源。Ibc型超新星（SNe）的一个局部子群具有温和的相对论流出，已被检测为次高能GRB或X射线闪光（XRFs），最近作为无线电余辉没有检测到GRB对应物。利用观测到的SN 2009 bb的射电谱，我们测量了SN 2009 bb的大小-磁场演化、重子负载和能量。我们把这种发动机驱动的SNe以上的希拉斯线，并建立他们可以很容易地解释后GZK UHECR。
2010-12-03 astro-ph.HE
Engine-driven Relativistic Supernovae as Sources of Ultra High Energy Cosmic Rays
了解最高能量宇宙射线的起源是探索地球加速器无法达到的能量的新物理学的关键一步。在它们被发现半个世纪后，它们的来源仍然是个谜。它们必须在局部宇宙中加速，否则与宇宙背景辐射的相互作用将严重耗尽能量超过GZK极限的质子和原子核的通量。超超新星、附近的伽玛暴、活动星系核及其耀斑都被认为是可能的来源，并在文献中进行了辩论。Ibc型超新星有一个局部的子群体，具有温和的相对论性喷出物，这些喷出物被认为是次能量的伽玛暴或X射线闪光，最近被认为是有射电余辉但没有检测到伽玛暴对应物的超新星，如SN 2009 bb。本文利用VLA和GMRT观测到的SN 2009 bb的射电谱，测量了SN 2009 bb的大小-磁场演化、重子装载和能量。我们发现，发动机驱动的SNe位于Hillas线之上，它们可以解释后GZK UHECR的特征。
2011-03-21 astro-ph.HE
Spectral modeling of nebular-phase supernovae
大质量恒星活得快，死得早。它们猛烈地发光了几百万年，在此期间，它们在其核心合成了宇宙中大部分的重元素。它们最终会在一次被称为超新星的强大爆炸中把自己炸飞。在这个过程中，核心坍缩成中子星或黑洞，而外层则以每秒数千公里的速度被驱逐。由此产生的烟花经常超过整个宿主星系数周。爆炸的能量最终被辐射出去，但新生星云的能量继续由爆炸中合成的放射性同位素提供。喷出物现在相当透明，我们可以看到恒星内部深处产生的物质。为了解释观测结果，需要进行详细的光谱建模。本论文旨在发展和应用最先进的计算工具来解释和模拟星云阶段的超新星观测。这需要计算整个星云的物理条件，包括来自放射性、热和统计平衡的非热过程，以及辐射传输。多线辐射转移，我们用蒙特卡罗技术计算的列入，代表了本论文的主要进展之一。
2011-12-20 astro-ph.HE
Neutrino non-radiative decay and the diffuse supernova neutrino background
我们重新审视中微子经历非辐射衰变的可能性。我们调查的潜力，从弥漫超新星中微子背景中提取中微子的寿命质量比的信息。为了这个目标，我们明确地考虑了目前的不确定性的核心崩溃的超新星率和失败的超新星的分数。我们提出的预测，在一个完整的3中微子框架中的中微子非辐射衰变的存在和不存在的情况下，超级神冈+Gd，JUNO，超级神冈，和DUNE实验，应该观察弥漫的超新星中微子背景在不久的将来。我们的研究结果表明，中微子衰变的3中微子治疗的重要性，并确定中微子质量排序，以打破可能的衰变和标准物理的存在下DSNB预测之间的简并。
2023-01-06 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
ExTraSS: a Domain Decomposed 3D NLTE Radiative Transfer spectral synthesis code for nebular phase transients
The Oskar Klein Centre, Department of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文学系奥斯特云中心）
本文提出升级后的三维NLTE辐射转移代码ExTraSS，通过域分解算法解决大规模光激发速率存储难题，用于生成星云相超新星合成光谱。
2026-09-15 astro-ph.HE astro-ph.IM
The long-term influence of a magnetar power in stripped-envelope supernovae. Radiative-transfer modeling of He-star explosions from 1 to 10 years
本研究通过1D辐射转移模拟，发现磁星供能可显著影响He星爆炸超新星长期观测特征，并成功匹配SN2012au数据，预测红外[NeII]发射。
2024-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrino quantum decoherence engendered by neutrino radiative decay
基于中微子开放系统的量子场论，考虑中微子量子退相干效应，建立了一个新的理论框架来描述中微子在外界环境中的演化.所开发的新方法使人们能够获得明确的表达式的退相干和弛豫参数，占一个特定的过程中，中微子参与，也为外部环境和中微子本身的特性，包括中微子的能量。我们用这种方法研究了天体物理环境中中微子辐射衰变为光子和暗光子所引起的中微子量子退相干的一种新机制。即将推出的新的大容量中微子探测器的前景，将提供新的前沿高统计测量的中微子通量从超新星的重要性进行的研究突出。
2020-02-07 astro-ph.HE hep-ph
Assessing the Observability of Hypernovae and Pair-Instability Supernovae in the Early Universe
宇宙中第一批（第三星族）恒星的时代基本上不受观测的限制。从这个时候开始，超亮和大质量的恒星改变了宇宙的化学性质，提供了辐射支架来支持第一个原星系的形成，并促进了现在的超大质量黑洞的产生和成长。不幸的是，因为这些恒星实际上位于可观测宇宙的边缘，它们将仍然超出下一代望远镜的范围，例如詹姆斯韦伯太空望远镜和30米望远镜。在本文中，我们提供了超新星建模和第一颗恒星的入门知识，使我们的讨论对那些新的或在我们领域之外的人来说是容易的。我们回顾了洛斯阿拉莫斯超新星光变曲线项目和杨百翰大学最近的工作，以探索通过观测第一批恒星壮观的死亡来探测这个时代的可能性。我们发现，许多这样的辉煌超新星爆炸将可观察到远在宇宙的当前年龄的$\sim 99$ %，跟踪原始恒星形成率和它们的原星系在天空中的位置。对第三星族超新星的观测将是未来十年观测天文学中最引人注目的发现之一。
2015-03-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Clustered Supernovae Drive Powerful Galactic Winds After Super-Bubble Breakout
我们使用三维流体动力学模拟的垂直分层补丁的星系盘，研究如何时空集群的超新星（SNe）增强的权力，银河风。随机分布在星系盘中的超新星驱动着低效的星系风，因为大多数超新星遗迹在爆发出星系盘之前就已经失去了辐射能量。考虑到大多数恒星的形成都是聚集在一起的这一事实，这一问题就更加复杂了。由星系团SNe的联合效应驱动的超级气泡传播得足够快，足以在星系团SNe停止之前很久就从星系盘中爆发出来。爆发后的辐射损失急剧减少，SNe释放的能量的很大一部分（$\gtrsim 0.2$）进入光晕，为强大的星系风提供动力。这些高能风能够提供强大的预防性反馈，并从星系中喷射出大量物质，其流出率与恒星形成率相当。风中的动量通量仅与SNe注入的动量通量相同，因为热气在对周围环境做显著的功之前就排出了。我们表明，我们的结论适用于一系列星系性质，无论是在本地宇宙（例如，M82）和高红移（例如，$z \sim 2$恒星形成星系）。我们进一步表明，如果形成星团的效率随着气体表面密度的增加而增加，如理论参数所建议的那样，星团驱动的超级气泡从星系盘中爆发的条件对应于星系风$\sim 0.03$ M $_\odot$年$^{-1}$千分之$^{-2}$的开始的阈值恒星形成率表面密度，观察到的顺序。
2018-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Magnetar-Powered Supernovae in Two Dimensions. I. Superluminous Supernovae
以前的研究表明，嵌入年轻超新星中的快速旋转磁星发出的辐射可以大大放大其亮度。这些一维的研究还揭示了超新星内部深处的薄而致密的壳层中存在着由辐射加速物质堆积而产生的不稳定性。在这里，我们在两个维度上研究这个问题，并发现，虽然不稳定性导致混合和破裂，这个壳成非线性结构，减少密度对比，在一个空心壳的物质浓度持续存在。混合的程度取决于磁星输入的相对能量和内部喷出物的动能。由此产生的超新星的光变曲线和光谱将发生明显的变化，超新星遗迹的外观也会发生明显的变化，它将是无细胞的和无细胞的。类似的堆积和混合可能是其他事件的特征，其中能量是由中心集中源在一段时间内输入的，例如脉冲星，放射性衰变，中微子风或碰撞壳。我们的模型的相关性，最近的发光瞬态ASASSN-15 lh进行了简要讨论。
2016-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Magnetar Engine and Circumstellar Medium Interaction: Synergistic Effects in Producing Superluminous Supernovae
Central China Normal University（华中师范大学）；National Astronomical Data Center（国家天文数据中心）
研究磁星引擎与星际介质相互作用对超亮超新星的影响，开发半解析混合模型跟踪系统耦合动力学等，该模型能产生多样光变曲线形态，为降低相关解释中的能量要求提供合理方法。
2026-07-10 astro-ph.HE
Spectral modeling of type II supernovae II. A machine learning approach to quantitative spectroscopic analysis
现在有数百个公开的超新星光谱时间序列。这些数据的辐射转移模型给出了这些爆炸的物理性质，如组成，密度结构，或内在的光度的见解-这是非常宝贵的理解超新星的祖先，爆炸机制，或约束超新星距离。然而，一个详细的参数研究的可用数据已经遥不可及，由于高维的问题，再加上仍然显着的计算费用。我们通过使用机器学习仿真器来解决这个问题，机器学习仿真器是用于高维插值的算法。这些使用预先计算的训练数据集来模拟复杂代码的输出，但运行时间更短。我们提出了这样一个模拟器的应用程序与TARDIS辐射转移代码生成的合成II型超新星光谱。结果表明，相对较小的780个光谱的训练集，我们可以生成插值不确定性小于百分之一的仿真光谱。我们证明了这种方法的实用性，通过自动光谱拟合的两个著名的IIP型超新星，作为一个示例性的应用程序，我们确定超新星的距离，从光谱拟合使用定制的扩展光球方法。我们将我们的结果与以前的研究进行了比较，发现很好的一致性。这表明TARDIS光谱的仿真可能被用于对许多瞬态类进行自动和详细的分析，从而使大型数据存储库的分析触手可及。
2019-11-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical simulations of super-luminous supernovae of type IIn
我们提出的数值模拟，包括1-D欧拉多群辐射流体动力学，1-D非LTE辐射转移，和2-D偏振辐射转移的超亮相互作用超新星（SNe）。我们的参考模型是一个~ 10 Msun的内壳层，10^51尔格撞击到~ 3 Msun的冷外壳层（环星介质，CSM），后者从10^15厘米延伸到2x10^16厘米，以100公里/秒的速度移动。我们讨论了光变曲线的演变，这不能充分捕捉与灰色的方法。在这些相互作用中，激波穿过光学厚度CSM的时间比光子扩散时间长得多。因此，辐射是不断泄漏的冲击通过CSM，在不同意的炮弹休克模型，这是经常调用。我们的光谱随着时间的推移而变红，第一个月的近紫外峰分布在第二年逐渐转移到光学范围。最初的巴耳末线表现出一个狭窄的线芯和宽线翼，这是在SNe IIn大气（CSM）中的电子散射的特征。在稍后的时间，他们也表现出广泛的蓝移的组成部分，这是来自冷致密壳层。我们的模型结果与SN 2010 jl观测到的辐射热光变曲线和光谱演化基本一致。在CSM中，我们也可以重现在SN 2010 jl中观察到的~2%连续偏振和线去偏振。通过改变内壳层的动能和外壳层的质量和范围，可以产生大范围的峰值亮度和持续时间，与2010 jl或2006 gy等超发光SNe IIn广泛兼容。
2015-03-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiative-transfer models for dusty Type II supernovae
本文用辐射传输模型研究II型超新星尘埃对观测的影响，发现尘埃位置和数量决定光学变暗与谱线特征，并成功再现SN1987A光谱。
2025-05-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Deciphering the Remnants of Core-Collapse Supernovae: Reconstructing Progenitor Star Properties and Explosion Mechanisms
INAF - Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所帕勒莫天文台）
通过高分辨率模拟揭示Cas A的复杂形态源于中微子驱动爆炸与抛射物-星周介质相互作用的共同影响。
2026-01-24 astro-ph.HE
Gamma-ray Thermalization and Leakage from Millisecond Magnetar Nebulae: Towards a Self-Consistent Model for Superluminous Supernovae
超亮超新星（英语：Superluminous supernovae，SLSNe）是一种巨大的恒星爆炸，其亮度太高，无法由传统的能源（如放射性56 Ni）提供动力。这些瞬变可能是由一个中央引擎提供动力，例如毫秒脉冲星或磁星，它们的相对论风膨胀了一个由高能粒子和辐射组成的星云，位于膨胀的喷出物后面。我们提出了三维蒙特卡罗辐射转移计算遵循的生产和热能的高能量辐射从星云到光辐射，相反，确定的伽马射线发射逃逸的喷出物没有热化。我们跟踪的光子和物质的演化耦合两区（“风/星云”和“喷出物”）模型，占辐射过程的范围。我们确定了一种新的机制，通过这种机制，上游脉冲星风中的伽马-伽马对产生调节了爆炸后最初几年内进入星云的粒子的平均能量，使我们的结果在这个时间尺度上对（不确定的）内在风对多重性不敏感。为了解释观测到的SLSNe光学光变曲线的后期变陡是伽马射线泄漏的结果，星云的磁化强度必须非常低，epsB <~ 1 e-6- 1 e-4。对于较高的epsB，同步辐射很快开始主导热化星云辐射，并且由于其较低的光子能量而容易被吸收，导致SN光学光变曲线跟踪自旋下降功率，甚至晚到>~ 1年，与观测不一致。要使磁星仍然是SLSNe的有力竞争者，我们可以得出结论，要么磁星风/星云中的磁耗散非常有效，要么自旋下降的光度衰减速度明显快于正则偶极速率~1/t^2，这恰好模拟了伽马射线逃逸。
2021-01-13 astro-ph.HE
Rotational Disruption of Dust Grains by Radiative Torques in Strong Radiation Fields
大质量恒星、超新星和千新星是宇宙中最明亮的辐射源。观测通常显示出年轻大质量星团（YMSC）周围的H\，{ \sc ii}区域的近中红外（NIR-MIR，$λ\sim 1-5~μ$ m）辐射过剩。在Ia型超新星的光学到近红外波长的早期阶段观测也揭示了尘埃消光和尘埃偏振的不寻常特性。对这种近红外-中红外过量和不寻常尘埃特性的普遍解释是，在这些强辐射源的局部环境中，相对于大颗粒（$a\gtrsim 0.1~μ$ m），小颗粒（尺寸$a\lesssim 0.05~μ$ m）占优势。为什么小颗粒在这些环境中占主导地位的问题仍然是一个谜。在这里，我们报告了一种新的机制，尘埃破坏的基础上离心应力内的非常快速旋转的颗粒旋转的辐射扭矩，我们的辐射扭矩破坏（RATD）机制。我们发现，RATD可以破坏位于$\sim 1$ pc的距离从一个大质量恒星的光度$L\sim 10^{4}L_{\odot}$或超新星的大颗粒。这种效应增加了小颗粒相对于大颗粒的丰度，并成功地再现了所观察到的近红外-中红外过量和异常尘埃消光/偏振。我们应用的RATD机制的千新星，发现在$\sim$ 0.1 pc的尘埃将占主导地位的小颗粒。小颗粒产生的RATD也可以解释陡峭的远紫外线上升的消光曲线向星爆和高红移星系，和减少的逃逸分数的Ly $α$光子从H\，{ \sc ii}区域周围的YMSC。
2019-05-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
How multiple supernovae overlap to form superbubbles
我们探讨了在均匀介质中通过多颗超新星（SNe）的能量沉积形成超级气泡。我们使用总能量守恒，3-D流体动力学模拟研究如何SNe相关的空间和时间创造超级气泡。当孤立的SNe由于辐射损失而被$\sim 1$ Myr完全熄灭时，对于实际的团簇大小，后续的SNe很可能在热/稀气泡内熄灭并维持激波直到团簇寿命。对于现实的集群大小，我们发现，只有当，对于一个给定的$n_{g0}$，$N_{\rm OB}$是足够大的气泡保持过压。虽然大部分输入能量仍然以辐射方式损失，但对于ISM密度$n_{g0} \approx 1$ cm $^{-3}$，超级气泡可以以动能+热能的形式保留高达$\sim 5-10\%$的输入能量，直到1000万年。我们发现，机械效率降低较高的密度（$η_{\rm mech} \propto n_{g0}^{-2/3}$）。我们比较了模拟超壳的半径和速度与观察和经典绝热模型。我们的模拟结果表明，超气泡保留只有$\lesssim 10\%$的注入能量，从而解释了观察到的超壳的尺寸较小，膨胀较慢。我们还证实，一个足够大的（$\gtrsim 10^4$）的SNe的数量需要去，以创造一个稳定的风与稳定的终止冲击内的超级气泡。我们表明，机械效率随着分辨率的增加而增加，并且需要显式扩散来获得收敛的结果。
2017-06-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Using spectral modeling to break light-curve degeneracies of type II supernovae interacting with circumstellar material
本研究通过辐射流体力学和辐射转移计算多种CSM构型，发现致密CSM无法产生IIn型超新星“闪光特征”，需低密度光厚CSM形成辐射前驱；约束CSM结构必须结合光变曲线与光谱，且CSM带来的辐射增强以牺牲动能为代价。
2023-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae in colliding-wind binaries: observational signatures in the first year
当一颗核心坍缩的超新星在一个双星系统中爆炸时，喷出物可能会遇到一个过密的壳层，在那里两颗恒星的恒星风之前发生了碰撞。在这项工作中，我们调查的超新星光变曲线上的时间尺度，从早期的闪光电离签名，爆炸后约一年的这种相互作用的影响。我们构建了一个模型的碰撞风壳在一个轨道双星系统，我们提供了一个解析表达式的壳的厚度和密度，我们校准与三维自适应网格细化流体动力学模拟探测不同比例的风动量和不同制度的辐射冷却效率。我们模拟了超新星喷出物与星周介质的角相关相互作用，并利用一个现实的冷却函数估算了激波辐射效率。我们发现，辐射冲击功率超过典型的IIP型超新星光度只有双红超巨星双星的质量比$q \gtrsim 0.9$，风质量损失率$\dot{M} \gtrsim 10^{-4} M_\odot\,\text{yr}^{-1}$，和分离之间约50和1500 AU。对于$q$较小的双星或风速较快的主星，所需的$\dot{M}$会增加。我们估计所有坍缩大质量恒星的$\ll 1\%$满足双星质量比和双星分离的条件。由于风壳碰撞而产生的散射光度最多比未受扰动的恒速风高出10倍，但与靠近恒星的风加速相关的更高密度提供了更强的信号。
2021-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Using LSST late-time photometry to constrain Type Ibc supernovae and their progenitors
在它的生命周期中，Vera C. Rubin Observatory Legacy Survey of Space and Time（LSST）将监测数百万颗超新星（SNe）从爆炸到被遗忘的过程，从而获得关于其后期演化的前所未有的丑陋光度数据集。在这里，我们表明，Ibc型SNe的光度演化可以用来限制其喷出物的许多属性，而不需要昂贵的光谱观测。使用辐射传输模拟不同初始质量的氦星祖先的爆炸，我们表明，g-波段过滤器主要遵循的Fe II发射的强度，r-波段[OI]6300- 6364 A和[NII]6548- 6583 A，i-波段[CaII]7291，7323 A，和z-波段的CaII NIR三重态，因此提供了核合成产量的信息。缺乏关于较弱的线的信息，例如，可以用来限制结块。然而，通过与物理上一致的3D爆炸模型建立更紧密的联系，并通过合理选择一组小得多的光谱观测，提高辐射传输模拟的物理真实性，这一缺陷最终可能会得到解决。SN辐射固有的简并性将影响光度测量的解释，但来自星云相位光谱的线通量也同样受到影响。重要的是，我们的Ibc型SN模型“家族”在颜色-颜色星等图中遵循一个独特的轨迹，因为喷出物从100到450 d演化，允许人们解开不同的祖先或爆炸。这种光度测量方法提供了一种很有前途的方法来研究SNe Ibc的统计样本，并将其与不断改进的祖先和爆炸模型相对抗，以捕获与拱星材料的后期相互作用…
2022-09-27 astro-ph.GA 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
Helium stars exploding in circumstellar material and the origin of Type Ibn supernovae
Ibn型超新星（SNe）是一类神秘的瞬变现象，其光谱呈现持续狭窄的HeI线，其热光变曲线通常快速演化，相对于标准的Ibc型SNe，在峰值处过亮。我们探索的相互作用的情况下，这种类型的伊本SNE进行辐射流体动力学和辐射传输计算。我们发现，标准能量的氦星在密集的风状星周物质（CSM）中爆炸，在白天的时间尺度上可以达到几个10^44 erg/s的峰值光度，让人想起像AT 2018 cow这样的特殊事件。类似的相互作用，但风力较弱，可以导致Ibc型SNe，具有双峰光变曲线和峰值光度范围在~10^42.2到~10^43 erg/s之间。相比之下，大多数Ibn型SNe的窄谱线和适度的峰值亮度表明，一颗初始小于~5 Msun的氦星发生了低能爆炸，很可能是由相互作用的双星产生的，并与一颗大质量的富含氦的、可能是类似喷射物的CSM在~ 10 ^15 cm处发生碰撞。对由相互作用产生并提供动力的缓慢移动致密壳层的非局域热力学平衡辐射传输模拟与Ibn SNe型（例如2006 jc、2011 hw或2018 bcc）在后期相比有利，并建议由约50%的氦组成，太阳金属丰度和总喷出物/CSM质量为1- 2兆太阳。一个较低的分数氦丰度导致弱或缺乏氦线，从而排除了更大规模的配置观察型伊本SNe。此外，铁II排放低于5500 A的优势，在伊本SNe型在晚些时候没有预测在低金属丰度。因此，尽管它们有很好的性质，但来自…
2021-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Synthetic observables for electron-capture supernovae and low-mass core collapse supernovae
质量在8到10个太阳质量之间的恒星预计会产生两种类型的超新星（SNe），电子捕获超新星（ECSNe）或核心坍缩超新星（CCSNe），这取决于它们以前的演化。任何一个相关联的祖保留扩展和大量的富氢信封，这些SNe的可观测性，因此，预计是相似的。在这项研究中，我们探讨了这两种类型的SNe的差异。具体来说，我们调查了三种不同的祖模型：一个太阳金属丰度ECSN祖与8.8太阳质量的初始质量，一个零金属丰度祖与9.6太阳质量，和一个太阳金属丰度祖与9太阳质量，进行辐射转移模拟这些祖。我们提出了这些模型的光变曲线。这些模型表现出非常低的光球速度变化约2000公里/秒，因此，这可能是一个方便的指示低质量SNe。ECSN在宽波段有非常独特的光变曲线，特别是U波段，与目前观察到的SN不相似。这个ECSN祖先是双星的一部分，将失去它的包络，因此光变曲线变得很短，无法检测。来自9.6太阳质量祖先的SN也表现出相当不寻常的光变曲线，这可以解释为初始成分中没有金属。人工铁污染的9.6太阳质量模型表明光变曲线更接近正常的SNe IIP。来自9个太阳质量祖先的SN仍然是所谓的低光度SNe IIP的最佳候选者，如SN 1999 br和SN 2005 cs。
2021-02-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Physics-driven Explosions of Stripped High-Mass Stars: Synthetic Light Curves and Spectra of Stripped-Envelope Supernovae with Broad Lightcurves
本研究通过辐射转移模拟分析了剥离包层超新星，发现高抛射物质量模型的光变曲线与观测一致但峰值光度不符，且常用解析公式高估抛射物质量，而Haynie方法将误差降至20%，同时氦谱线强度受多种因素复杂影响。
2024-12-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Rapidly Fading Supernovae from Massive Star Explosions
瞬变测量最近发现了一类具有非常迅速的光变曲线下降的超新星（SNe）。这些事件通常也相对较弱，特别是与Ia型SNe相比。对这些事件的普遍解释是一次微弱的爆炸，产生了一个放射性流出物，喷出的质量和动能都很小（M ~ 0.1 Msun和E ~ 0.1 B），可能是由白矮星上的氦壳爆炸造成的。相反，我们认为这些事件可能是具有典型质量和能量（M ~ 3 Msun，E ~ 1B）的Ib/cSNe型，但喷出的放射性物质很少。在我们的图片中，光变曲线是由爆炸冲击波沉积的热能的扩散提供动力的，而快速演变是由于复合，这降低了不透明度并导致“氧气平台”光变曲线。使用辐射转移程序，我们生成的合成光谱和光变曲线，并证明该模型可以合理地拟合一个事件，SN 2010 X的观测。类似的模型可以解释其他快速发展的SNe的特征，如SN 2002 bj和SN 2005 ek。像这样的SNe需要具有相当大半径（R ~ 20 Rsun）的剥离包络祖细胞，这可能源于爆炸前发生的质量损失事件。
2013-09-16 astro-ph.HE
Wave-driven mass loss of stripped envelope massive stars: progenitor-dependence, mass ejection, and supernovae
由星周相互作用提供动力的快速上升和衰减的超新星的发现表明，超新星爆发前阶段是大质量恒星演化中的一个临界现象。从理论上预测的物质抛射机制来理解星周介质的质量和径向范围是非常重要的。在这项工作中，我们研究了大质量贫氢恒星的波加热过程，运行一套恒星模型，以预测波能量和预爆炸的时间尺度的表面能沉积。我们调查恒星模型的主序星祖质量从20- 70 $M_{\odot}$和金属丰度从0.002到0.02。这些模型中的大多数预测，只有不到$\sim \! 10^{47} \, {\rm erg}$的能量沉积在包层中，大部分能量沉积在恒星演化的最后一周。这意味着CSM的质量小于$\sim \! 10^{-2} \, M_\odot$，延伸到小于$\sim \! 10^{14} \, {\rm cm}$，太小而不会对后续超新星的光变曲线或光谱产生很大影响，除非是在冲击爆发阶段。然而，一些模型预测有点较高的波能通量，我们进行流体动力学模拟的质量喷射过程。对后续超新星的辐射转移模拟预测了一个明亮但短暂的冲击冷却阶段，如果在爆炸后几天内发现某些Ib/c型超新星，就可以在其中检测到。
2021-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Diffuse Supernova Neutrino Background and Neutrino Non-Radiative Decay: a Bayesian Perspective
本文从贝叶斯视角探讨中微子非辐射两体衰变对弥散超新星中微子背景的影响，结合多个实验探测通道与超新星模拟，首次通过贝叶斯分析评估区分衰变存在与否的能力。
2024-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ex
The origins of low-luminosity supernovae: the case of SN 2016bkv
本文研究了低光度超新星SN 2016 bnx及其早期特殊的相互作用。为此，我们使用CMFGEN代码计算辐射转移模型。由于SN 2016 bnc显示出与其祖先排出的物质相互作用的迹象，它提供了一个很好的机会来限制导致低光度超新星的不确定的演化通道。我们的模型表明，祖先的质量损失率为（6.0 +- 2.0）x 1 e-4 Msun/yr（假设速度为150 km/s）。表面的祖先丰度与太阳的He和CNO含量是一致的。如果SN 2016 b的前身是一颗恒星，那么它就是一颗奇怪的红超巨星，因为某种原因没有经历预期的挖掘。我们认为，祖先更有可能通过二元相互作用进化。一种可能性是主星吸积了伴星上未经处理的物质，避免了进一步的旋转和对流混合，直到超新星爆发。另一种可能性是与低质量恒星合并，主恒星保持低N丰度直到核心崩溃。考虑到现有的合并模型，我们只能对爆炸前的质量施加大约10-20 Msun的宽松约束，根据星云阶段以前的观测约束，更低的值更受欢迎。
2021-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
