Final compact remnants in core-collapse supernovae from 20 to 40 $M_\odot$: the lower mass gap
X射线双星观测表明，在$\sim 2-5 ~M_\odot$范围内的致密天体质量稀少，即“低质量间隙”。引力波探测已经解锁了另一种质量测量方法，aLIGO/Virgo已经在间隙中观察到了一些候选者。我们重新回顾了具有不同初始爆炸能量的$\sim 20-40~M_\odot$祖星的核心坍缩超新星（CCSNe）的数值模拟。因此，较低的爆炸能量自然会导致低金属性祖先更有效的回退吸积，然后CCSNe中心的新生黑洞（BH）可以逃离间隙，但中子星不能轻易坍缩成间隙中的BH;然而，太阳金属性祖先的最终残余物会粘在间隙中。如果我们考虑到只有剧烈的CCSNe才能被观测到，而那些具有较低爆炸能量的CCSNe是普遍存在的，那么较低的质量间隙就可以合理地建立起来。缺口的宽度和深度主要取决于CCSN的初始爆炸能量和金属丰度。人们可以预期，未来对致密天体的多信使观测将描绘出间隙的形状，这可能会限制CCSNe及其祖先的性质。
2021-06-10 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
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
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
Explosion geometry of a rotating 13 $M_{\odot}$ star driven by the SASI-aided neutrino-heating supernova mechanism
通过对基于各向同性扩散源近似方案的谱中微子输运的核心坍缩超新星进行轴对称流体动力学模拟，我们支持了中微子加热机制在吸积激波不稳定性和对流的辅助下可以引发13 $M_{\odot}$星爆炸的假设.我们的研究结果表明，双极爆炸更有可能与模型，其中包括旋转。我们指出，模型，形成一个南北对称的双极爆炸，可以导致更大的爆炸能量比相应的单极爆炸。
2010-09-28 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 Three-Dimensional Collapse of a Rapidly Rotating 16 $M_{\odot}$ Star
我们报道了一颗快速旋转的16 $M_{\odot}$星铁核坍缩的三维（3D）流体动力学演化。这是第一次，我们遵循的3D演变的角动量（AM）分布在铁芯和对流壳燃烧区域的最后10分钟，并包括重力不稳定性和核心崩溃。在3D中，我们发现，对流区域显示出有效的AM运输，导致AM配置文件，不同的形状和幅度从$\texttt{MESA}$在几个壳对流周转时间尺度。对于不同的祖先模型，如紧密耦合的Si/O对流壳层，有效的AM运输在三维模拟可能会导致一个显着不同的AM分布在恒星内部影响估计出生的中子星或黑洞自旋。我们的研究结果表明，在对流和旋转壳燃烧区域的三维AM运输的大质量恒星的模型中的关键组成部分，可以定性地改变爆炸的结果和推断紧凑的残余物的属性。
2021-12-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effects of Resistivity on Magnetized Core-Collapse Supernovae
我们研究了湍流电阻率在强磁化大质量恒星核坍缩中的作用，进行了二维电阻MHD模拟。研究了不同初始磁场强度和旋转的三种情况：1.强磁化旋转铁芯; 2.中等磁化旋转铁芯; 3.非常强磁化的非旋转磁芯。在每种情况下，理想MHD模型和连续MHD模型计算。作为计算的结果，每个模型都显示了由磁加速（以及旋转情况下的离心加速）帮助的物质爆发。我们发现，电阻率衰减的情况下1和2的爆炸，而它增强的情况下3的爆炸。我们还发现，在旋转的情况下，在反弹后阶段的磁场的放大的主要机制是向外平流的磁场和绕组的极向磁场-线的差分旋转，这是有点阻尼与电阻率的存在。虽然磁旋转不稳定性似乎发生在旋转模型中，但它在磁场放大中只起很小的作用。电阻率的另一个影响是对纵横比的影响。在旋转的情况下，一个大的喷射物质的纵横比，$> 2.5$，在一个理想的MHD模型中获得的电阻模型在一定程度上减少。这些结果表明，电阻率可能在强磁化超新星的动力学中起着重要的作用。
2013-01-23 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
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
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
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
PUSHing core-collapse supernovae to explosions in spherical symmetry V: Equation of state dependency of explosion properties, nucleosynthesis yields, and compact remnants
在本系列的第五篇论文中，我们使用参数化的球对称爆炸方法PUSH来研究八种不同的核状态方程（EOS）的影响。我们提出并讨论了爆炸性质和详细的核合成产额，并预测了所有模拟的残余物（中子星或黑洞）。为此，我们进行了两组模拟。第一，使用SFHo状态方程对11至40 M $_{\odot}$的非旋转恒星在三种不同金属丰度下进行了完整的研究。第二，一套模拟的四个祖先（16 M $_{\odot}$在三个金属丰度和25 M $_{\odot}$在太阳金属丰度）为八个不同的核EOS。我们比较我们预测的爆炸能量和产量观察到的超新星和贫金属恒星HD~84937。我们发现爆炸性质和核合成产率的EOS依赖的差异。然而，与观察结果相比，这些差异还不足以排除本工作中考虑的任何EOS。
2022-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multidimensional Simulations of Rotating Pair Instability Supernovae
我们研究了旋转对不稳定超新星爆炸的动力学，能量学和Ni-56生产的影响进行旋转的二维（“2.5-D”）流体动力学模拟。我们用恒星演化程序MESA计算了8个低金属丰度（Z = 10^-3，10^-4 Zsun）大质量（135-245 Msun）PISN祖星的演化，它们的初始表面自转速度为临界开普勒值的50%.我们允许在角动量输运和化学混合中包含和省略磁场的影响，分别导致缓慢旋转和快速旋转的最终碳-氧核。对于相同质量和化学分层的碳氧核，旋转增加导致能量较低的PISN爆炸，由于角动量势垒的作用，产生较少量的Ni-56，从而发展并减缓动力学坍缩。我们发现一个非单调依赖的Ni-56生产的旋转速度的情况下，当更平滑的成分梯度形成在旋转的核心的外边缘。在这些情况下，PISN的能量是由两个因素的竞争决定的：由于祖先进化中的旋转效应和角动量支持对崩溃的发展，核心外层的化学混合程度。我们的2.5-D PISN模拟旋转是第一次在文献中。它们揭示了爆炸恒星的几个区域的流体动力学不稳定性，以及随着核心旋转速度的增加而增加的爆炸不对称性。
2013-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Black Hole Accretion Discs and Luminous Transients in Failed Supernovae from Non-Rotating Supergiants
我们表明，对于超巨星，净角动量是不是一个必要条件，形成吸积盘在核心坍缩。即使没有净旋转，超巨星外部的对流运动也会产生给定半径的平均水平流，速度约为1 km/s;平均流的方向会随着对流区高度的变化而变化。我们确认这些分析估计使用笛卡尔Boussinesq对流模拟。这些平均水平流导致超巨星对流区的随机角动量超过黑洞最后一个稳定圆形轨道的角动量的10倍。因此，超巨星的失败爆炸--中子星上的吸积激波不会复活，导致黑洞形成--可能经常产生吸积盘，可以通过风和喷流为日-周（蓝超巨星）或周-年（黄超巨星和红超巨星）的非热和热瞬变提供动力。这些瞬变将是特别随时间变化的，因为吸积物质的角动量将随时间变化很大。观测到的源，如斯威夫特J1644+57，iPTF 14 hls和SN 2018 cow，以及高能II型超新星（OGLE-2014-SN-073）可能是由这种机制产生的。
2018-11-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Pre-collapse Properties of Superluminous Supernovae and Long Gamma-Ray Burst Progenitor Models
我们分析了42个快速旋转、低金属丰度、准化学均匀演化的恒星模型在核心坍缩时质量范围在4到45 $\,\mathrm{M}_\odot$之间的性质。这种模型被认为是超亮超新星（SLSNe）和长持续时间伽马射线暴（IGRB）以及与它们相关的Ic-BL型超新星（SNe）的祖先。我们的研究结果表明，无论这些模型产生磁星驱动的SLSN爆炸或近临界旋转的黑洞（BH）是不是初始质量的单调函数。相反，一旦化学均匀性被打破，它们的爆炸性根据晚期核心演化而非单调地变化。使用不同的爆炸性标准，我们发现，我们的模型有一个明显的偏好，以产生SLSNe在较低的质量，和IGRB在较高的质量，但发现几个例外，预计IGRB形成的恒星低至10 $\,\mathrm{M}_\odot$，和SLSNe的祖先质量为30 $\,\mathrm{M}_\odot$。在一般情况下，我们的模型再现预测的角动量，喷出物的质量和磁场强度在核心崩溃推断SLSNe和IGRB，并建议显着的相互作用与他们的拱星介质，特别是低喷出物质量的爆炸。
2020-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Confronting double-detonation sub-Chandrasekhar models with the low-luminosity suppression of Type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）可能是碳氧（CO）白矮星（WD）的热核爆炸，但它们的祖先系统仍然难以捉摸。最近，Sharon和Kushnir（2022）使用Zwicky瞬态设施明亮瞬态调查构建了合成的$^{56}$ Ni质量，$M_\text{Ni56}$，SNe Ia的分布。他们发现低光度（$M_\text{Ni56}\approx0.15\,M_{\odot}$）SNe Ia的比率比更常见的$M_\text{Ni56}\approx0.7\,M_{\odot}$事件低$\sim10$的一个因子。我们在这里表明，为了双爆轰模型（DDM，其中一个传播热核爆轰波，TNDW，在一个薄的氦壳周围的一个sub-masekhar质量CO核心触发TNDW的核心）来解释这种低光度抑制，低质量（$\approx0.85\,M_{\odot}$）WD爆炸的概率应该是$\sim100$ -倍低于高质量（$\approx1.05\,M_{\odot}$）WD。一个可能的解释是，低质量的CO核心的点火以某种方式被抑制。我们使用精确的一维数值模拟表明，如果TNDW能够在氦壳层内传播，那么CO核心内的点火是有保证的（这里首次在全星模拟中解决），即使是$0.7\,M_{\odot}$ WD，也不能为低光度抑制提供自然的解释。DDM可以解释低光度抑制，如果在密近双星的主要WD的质量分布是显着不同的字段分布;如果氦壳点…
2023-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The effect of circumstellar matter on the double-peaked type Ic supernovae and implications for LSQ14efd, iPTF15dtg and SN 2020bvc
在LSQ14efd、iPTF15dtg和SN2020bvc等Ic型超新星中观测到双峰光变曲线。第一个峰值的一个可能的解释是来自祖星周围的大量扩展物质的冲击冷却发射，这是在超新星爆炸前不久由祖星最外层的质量爆发或快速膨胀产生的。我们使用辐射流体动力学程序STELLA研究了这样的拱星物质（CSM）对SNe Ic的多波段光学光变曲线的影响。SN模型中考虑了SN前阶段的两种不同SNe Ic祖细胞质量（3.93 $M_\odot$和8.26 $M_\odot$）。所采用的参数空间由$M_\mathrm{CSM} = 0.05 - 0.3 M_\odot$的CSM质量、$R_\mathrm{CSM} = 10^{13} - 10^{15}$的CSM半径和$E_\mathrm{burst} = (1.0 - 12.0)\times10^{51}$ erg的爆炸能量组成。我们还研究了放射性镍分布对光曲线的整体形状和颜色演变的影响。我们的SN模型与双峰SNe Ic LSQ14efd、iPTF15dtg和SN 2020bvc的比较表明，这三个SNe Ic具有相似的CSM结构（即，$M_\mathrm{CSM} \approx 0.1 - 0.2 M_\odot$和$R_\mathrm{CSM} = 10^{13} - 10^{14}~\mathrm{cm}$），这可能意味着CSM形成的共同机制。$\d…
2021-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Production of Silicon on Mass Increasing White Dwarfs -- Possible Origin of High-Velocity-Features in Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）在其早期阶段光谱中经常显示出高速吸收特征（HVFs），但HVFs的起源尚不清楚。我们发现，一个近1000亿塞卡质量的白矮星（WD）开发的富硅层的碳氧（CO）的核心爆炸之前，作为一个超新星Ia。我们计算了1.0 $M_\odot$、1.2 $M_\odot$和1.35 $M_\odot$ CO WD在连续氦壳层闪光中的核产额，这些WD以从$1 \times 10^{-7}~M_\odot$ yr $^{-1}$到$7.5 \times 10^{-7}~M_\odot$ yr $^{-1}$的几种质量吸积率吸积富氦物质。对于吸积速率为$1.6 \times 10^{-7}~M_\odot$ yr $^{-1}$的$1.35~M_\odot$ WD，表面层发展为氦燃烧灰，并由40%$^{24}$ Mg、33%$^{12}$ C、23%$^{28}$ Si和几个重量百分比的$^{20}$ Ne组成。对于$7.5 \times 10^{-7}~M_\odot$ yr $^{-1}$的较高质量吸积率，表面层由58%的$^{12}$ C、31%的$^{24}$ Mg和0.43%的$^{28}$ Si组成。对于$1.2~M_\odot$ WD，仅在较低的质量吸积率下产生硅（$1.6 \times 10^{-7}~M_\odot$ yr $^{-1}$为2%）。在$1.0…
2018-07-11 astro-ph.SR
Detecting the signatures of helium in type Iax supernovae
最近的研究认为，Iax型超新星的祖先系统必须由一颗从氦伴星吸积而来的碳氧白矮星组成。基于现有的爆炸模型调用纯爆燃的碳氧白矮星，我们调查的可能性，产生光谱特征，由于氦在Iax型超新星。从这种情况下，我们选择的爆炸模型产生的喷出物和$^{56}$镍的质量大致一致的Iax型超新星（0.014 - 0.478~ $M_{\odot}$和$\sim0.003$ - 0.183~ $M_{\odot}$，分别）。为此，我们提出了一系列不同的光度（$-18.4 \lesssim M_{\rm{V}} \lesssim -14.5$ ~MAG）的模型，氦丰度占高达$\sim$ 36\%的喷出物质量，并涵盖了一系列的时代开始前几天B $-$带最大值后约两周。我们发现，检测\ion{He}{i}功能的最佳机会是在近红外波长，并在后最大光谱的这一类较暗的成员。我们发现SN~ 2007 J的光谱可能与大氦含量（几个10 $^{-2}~M_{\odot}$）一致，但认为目前的吸积模型和从伴星剥离的材料难以产生兼容的场景。我们还调查了氦在所有物体的近红外光谱的存在。我们发现SNe~ 2005 hk、2012 Z和2015 H要么不含氦，要么氦丰度被限制在低得多的值（$\lesssim$ 10 $^{-3}~M_{\odot}$）。我们的研究结果表明，Iax型超新星之间的氦含量的差异，也许指向不同的祖先通道。S…
2018-12-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fast Rotating Neutron Stars with Realistic Nuclear Matter Equation of State
我们选取相对论平均场核物质状态方程，构造了均匀旋转中子星的平衡组态。我们计算特别是重力质量（$M$），赤道（$R_{\rm eq}$）和极（$R_{\rm pol}$）半径，偏心率，角动量（$J$），惯性矩（$I$）和四极矩（$M_2$）的中子星稳定对质量脱落和长期轴对称不稳定性。通过构造观测到的最快脉冲星PSR J 1748 - 2446 ad的恒定频率序列$f=716$ Hz，并将其约束在稳定区域内，我们得到了该脉冲星的一个较低的质量界，即$M_{\rm min}=[1.2$ - $1.4] M_\odot$.此外，我们还给出了一个与物态方程无关的重子质量（$M_b$）与非自转中子星引力质量（$M_b/M_\odot=M/M_\odot+(13/200)(M/M_\odot)^2$ [或$M/M_\odot=M_b/M_\odot-(1/20)(M_b/M_\odot)^2$ ]）的拟合公式。我们还得到了一个拟合公式，虽然不是EOS独立的，有关的引力质量和角动量的中子星沿长期轴对称不稳定线的每个EOS。我们计算无量纲角动量的最大值，$a/M\equiv c J/(G M^2)$（或“克尔参数”），$(a/M)_{\rm max}\approx 0.7$，发现也是独立的EOS。我们比较和对比，然后旋转中子星的四极矩与克尔外部解决方案预测的质量和角动量相同的值。最后，我们表明，虽然…
2015-06-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational Waves from Core-Collapse Supernovae
我们总结了我们目前对核心坍缩超新星的引力波发射的理解。我们回顾了多维模拟的既定结果，并在可能的情况下提供了信封背面的计算，以突出基本的物理原理。引力波主要是由质子中子星振荡发出的。在缓慢旋转的情况下，这是最常见的超新星类型，振荡是由多维流体动力学不稳定性激发的，而在罕见的快速旋转的情况下，质子中子星由于离心力而产生扁圆形变形。引力波信号可能在我们银河系内的现有探测器上勉强可见，而未来的第三代仪器将能够进行更强大和详细的观测。发展非轴对称不稳定性的快速旋转模型可能在第三代探测器的百万秒差距距离内可见。最后，我们讨论了多信使观测超新星的策略。
2022-01-01 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Hydrodynamical models of Type II-Plateau Supernovae
我们提出了II型高原超新星（SNe II-P）的热光变曲线，使用新开发的，一维拉格朗日流体动力学代码与通量有限的辐射扩散。利用我们的程序计算了SN 1999em的辐射热光变曲线和光球速度，尽管在计算中进行了简化，但与观测结果吻合得非常好。计算中所用的物理参数为E = 1.25 foe，M = 19 M_PDMATHABMM，R = 800 R_PDMATHABMM和M_{Ni} = 0.056 M_PDMATHABMM。我们发现，需要广泛的混合56镍，以重现平台所示的观察。我们还研究了可能性，以适应观测与初始质量的下限值一致的上限，已推断从超新星前成像SN 1999 EM与恒星演化模型。我们无法找到一组物理参数来很好地再现超新星前质量为\leq 12 M_PDMATHABMM的模型的观测结果，尽管14 M_PDMATHABMM的模型不能完全丢弃。
2011-01-04 astro-ph.SR
The impact of stellar rotation on the black hole mass-gap from pair-instability supernovae
对不稳定性超新星（PISNe）模型预测$\sim 45M_\odot-120M_\odot$之间的黑洞（BH）质量间隙，称为上部BH质量间隙。随着引力波天体物理学的出现，检验这一预测已经成为可能，并且有一个重要的相关努力来理解是什么理论上的不确定性改变了这个间隙的边界。在这项工作中，我们研究旋转的PISNe，没有留下紧凑的残留物，以及脉动PISNe（PPISNe），经历热核爆发形成一个紧凑的对象之前的演变的流体力学的影响。我们在贫金属环境$(Z_\odot/50)$中模拟了非旋转和快速旋转的剥离氦星，以解决上质量隙的下边缘。我们发现，我们的模拟的结果是依赖于角动量传输的效率，与模型，包括有效的耦合通过Spruit-Tayler发电机移动的质量间隙的下边缘向上的$\sim 4\%$，而不包括这种效果的模拟移动它向上的$\sim 15\%$。由此，我们预计上质量隙的下边缘依赖于BH自旋，这可以通过观察到的BH合并的数量增加来测试。此外，我们表明，恒星经历PPISNe扩展信封（$R\sim 10-1000~R_\odot$）在铁芯崩溃，使他们有希望的祖先超长伽马射线暴。
2020-07-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Excavating the Explosion and Progenitor Properties of Type IIP Supernovae via Modelling of their Optical Lightcurves
IIP型超新星（SNe）的前身是红超巨星，但它们的性质还没有很好的确定。我们采用流体动力学模型研究了八个IIP型超新星的爆炸特征，以及它们的祖先星的性质。我们使用{ \sc MESA}恒星演化程序建立演化模型，将这些模型分解，并使用{ \sc STELLA}程序模拟光学光变曲线。我们拟合的光学光变曲线，Fe II 5169日冕速度，光球速度，观测数据。最近的研究表明，IIP SNe型的祖细胞具有不超过$\sim18$ M $_{\odot}$的零年龄主序列（ZAMS）质量。我们的拟合给出了7颗超新星的祖星ZAMS质量$\leq18$ M $_{\odot}$。在以前的祖质量估计存在，从各种来源，如流体动力学建模，多波长观测，或半分析计算，我们的建模一般倾向于较低的质量值。这一结果与以前的流体动力学模拟结果相反，但与使用广义相对论辐射流体动力学代码获得的结果一致。我们确实发现了一个事件，SN 2015 ba，有一个质量接近24 M $_{\odot}$的祖先，尽管我们无法很好地拟合它。我们还推导出再现光变曲线的尾部所需的$^{56}$ Ni的量，并发现值通常大于以前的估计。总的来说，我们发现很难用一个单一的参数来描述爆炸，需要一系列的参数。
2019-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar Yields of Rotating First Stars. I. Yields of Weak Supernovae and Abundances of Carbon-enhanced Hyper Metal Poor Stars
我们执行恒星演化模拟的第一颗恒星和计算恒星产量从第一个超新星。初始质量从12到140 Msun，以涵盖整个核心坍缩超新星祖先的范围，并包括恒星旋转，这导致有效的内部混合。在超新星产额的计算中假设了一个弱爆炸，因此只有不受爆炸核合成影响的外部分布物质在模型中被喷射出来。我们发现，初始质量和旋转影响爆炸产量。所有弱爆炸模型的[C/O]丰度都大于1。来自大于40-60 Msun的大质量祖星的恒星产额显示Mg和Si的增强。旋转模型产生了丰富的Na和Al，而Ca在大于80 Msun的非旋转重质量模型中合成。我们拟合了三个最缺铁的恒星的产额，并限制了母祖星的初始参数。SMSS 0313-6708中的丰度模式可以用50-80 Msun非旋转模型很好地解释，旋转30-40 Msun模型很好地拟合了HE 0107-5240的丰度，非旋转和旋转15-40 Msun模型都可以解释HE 1327-2326。所提出的分析将适用于未来观测到的其他碳增强超贫金属星。丰度分析将提供有关第一批恒星特征的有价值的信息。
2014-08-18 astro-ph.SR
Mind the gap: The location of the lower edge of the pair instability supernovae black hole mass gap
引力波探测现在开始探测恒星质量黑洞（BH）的质量分布。需要恒星模型的可靠预测来解释这些。理论预测，由于对不稳定性超新星，BH质量分布中存在间隙。间隙下方的最大BH质量是脉动质量损失的结果。我们使用开源的MESA恒星演化代码，通过大质量氦星的晚期流体动力学演化阶段来演化大质量氦星。我们发现，在45 $M_\odot$的质量差距的下边缘的位置是非常强大的金属丰度（$\approx 3M_\odot$）的变化，治疗的内部混合（$\approx 1M_\odot$），恒星风质量损失（$\approx 4M_\odot$），使其成为最强大的预测大质量恒星演化的最后阶段。原因是不稳定性的开始是由接近最终的核心质量决定的，而核心质量又决定了由此产生的BH质量。然而，在其$1σ$不确定度范围内改变$^{12}C\left(α,γ\right)^{16}O$反应速率会改变$40M_\odot$和$56M_\odot$之间的间隙位置。我们提供更新的分析适合人口合成模拟。我们的研究结果表明，合并黑洞的检测可以提供核天体物理的约束。此外，对金属丰度的鲁棒性表明，有一个普遍的最大值的位置的下边缘的差距，这是不敏感的形成环境和红移的第一代黑洞。这是有希望的可能性使用的差距的位置作为一个“标准警报器”在整个宇宙。
2019-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Nickel Mass Distribution of Normal Type II Supernovae
核心坍缩超新星爆炸暴露了大质量恒星在死亡时刻的结构和环境。我们使用Pejcha & Prieto（2015 a，b）的全局拟合技术，从日冕光变曲线和光球速度曲线估计了19个正常II型超新星的一组物理参数，如它们的距离模量、红化、$^{56}$ Ni质量$M_{\rm Ni}$和爆炸能量$E_{\rm exp}$。我们确认和表征已知的$M_{\rm Ni}$和测热光度在爆炸后50天，$M_{\rm Ni}$和$E_{\rm exp}$之间的相关性。我们特别注意观察到的$M_{\rm Ni}$的分布来自一个联合样本的38个II型SNe，它可以被描述为一个偏高斯分布之间的$0.005~M_{\odot}$和$0.280~M_{\odot}$，中位数为$0.031~M_{\odot}$，平均值为$0.046~M_{\odot}$，标准差为$0.048~M_{\odot}$和偏度为$3.050$。我们利用两样本Kolmogorov-Smirnov检验和两样本Anderson-Darling检验，将观测到的$M_{\rm Ni}$分布与文献中提出的中微子机制下的核塌缩爆炸流体动力学程序的结果进行了比较.我们的研究结果表明，在这项工作中测试的代码，KEPLER和普罗米修斯热泡，得到的理论分布是兼容的观测，无论不同的前超新星校准和不同的最大质量的祖先。
2017-05-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Expectation for the MeV Gamma-Ray Emission from Pair-Instability Supernovae
本研究开发了多维度蒙特卡洛辐射传输代码模拟双不稳定性超新星（PISNe）的伽马射线辐射，发现130太阳质量氦核模型的关键谱线可被下一代望远镜在300-400 Mpc内探测到，为未来观测提供了模板。
2025-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radioactive nuclei in the early Solar System: analysis of the 15 isotopes produced by core-collapse supernovae
半衰期在0.1到1亿年之间的短寿命放射性同位素（SLR）可以用来探测太阳系的起源。在这项工作中，我们研究了15个SLR产生的核心坍缩超新星：$^{26}$ Al，$^{36}$ Cl，$^{41}$ Ca，$^{53}$ Mn，$^{60}$ Fe，$^{92}$ Nb，$^{97}$ Tc，$^{98}$ Tc，$^{107}$ Pd，$^{126}$ Sn，$^{129}$ I，$^{135}$ Cs，$^{146}$ Sm，$^{182}$ Hf和$^{205}$ Pb。我们探测的核心塌陷爆炸机制的不确定性的影响，通过检查收集的62个核心塌陷模型的初始质量为15，20和25 M $_{\odot}$，爆炸能量之间的3.4 $\times$ 10 $^{50}$和1.8 $\times$ 10 $^{52}$尔格和紧凑的残余质量之间的1.5 M $_{\odot}$和4.89 M $_{\odot}$。我们确定了爆炸能量和残余质量对SLR最终产额的影响。在恒星最内层产生的同位素，如$^{92}$ Nb和$^{97}$ Tc，受残余质量的影响最大，$^{92}$ Nb变化了5个数量级。主要在爆炸性碳燃烧和爆炸性氦燃烧中合成的同位素，如$^{60}$ Fe，受爆炸能量的影响最大。在15 M $_{\odot}$模型中，从最低到最高爆炸能量，$^{60}$ Fe增加了两个数量级。每个…
2022-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Post-explosion evolution of core-collapse supernovae
我们用二维流体动力学模拟和简单的中微子处理研究了核心坍缩超新星的爆炸后阶段。后者允许我们进行46次模拟，并在几秒钟内跟踪32次成功爆炸的演变。我们提出了一个广泛的研究的基础上的三个祖先（11.2 $M_\odot$，15 $M_\odot$，和27 $M_\odot$），不同的中微子加热效率，和各种旋转速率。我们发现，冲击波复苏后的第一秒决定了最终的爆炸能量，残余质量和喷射物质的性质。我们的研究结果表明，持续的质量吸积增加了爆炸能量，即使在后期。我们把晚期质量吸积与初始条件联系起来，如爆炸时的旋转强度和冲击变形。只有我们的一些模拟产生了一种中微子驱动的风，这种风能持续几秒钟。这表明中微子驱动的风并不是每次成功爆炸后的标准特征。即使我们的中微子处理是简单的，我们估计核合成的爆炸模型的15 $M_\odot$祖后，修正中微子的能量和光度，得到一个更现实的电子分数。
2021-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Constraining the final fates of massive stars by oxygen and iron enrichment history in the Galaxy
最近对核心坍缩超新星的观测研究表明，只有零年龄主序星质量小于$16$ - $18\ M_\odot$的恒星在成为红超巨星时才会爆炸，产生IIP型超新星。这可能意味着更大质量的恒星会产生其他类型的超新星，或者它们只是坍缩成黑洞而不会产生明亮的超新星。这个失败的超新星假说可能会导致氧气生产效率非常低，因为在$20$ - $30\ M_\odot$周围具有零年龄主序星质量的大质量恒星的内层中大量产生的氧气可能不会被喷射到周围的星际空间中。我们首先假设一个未指定的人口的氧气注入事件有关的大质量的恒星，并获得一个模型无关的约束有多少氧气应该在一个单一的事件中释放，以及如何频繁地发生这样的事件。我们进一步进行了单盒星系化学富集计算与不同质量范围的大质量恒星爆炸的核心坍缩超新星。我们的研究结果表明，假设所有具有$9$ - $100\ M_\odot$的大质量恒星爆炸为核心坍缩超新星的模型仍然是最合适的解释太阳的氧和铁的丰度和它们在银河系中的富集历史。银河系中的氧质量没有得到解释时，假设只有大质量恒星的零年龄主序星质量在9-17 $M_\odot$的范围内，有助于银河系的氧富集。这一发现意味着，质量比$17M_\odot$大的恒星中有相当一部分应该在超新星爆炸或其他质量损失过程中喷射出它们的氧层。
2017-12-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Grids of rotating stellar models with masses between 1.0 and 3.0 Msun
计算了质量在1.0 ~ 3.0 $M_{\odot}$之间、分辨率为$δM \leq 0.02$ $M_{\odot}$的旋转模型的演化轨迹网格，可用于研究旋转对恒星演化和星团特征的影响。$\sim$ 2.05 $M_{\odot}$是自转对恒星结构和演化影响的临界质量。对于$M >$ 2.05 $M_{\odot}$的恒星，旋转导致对流核的增加和主序（MS）寿命的延长;旋转模型的演化比非旋转模型慢;旋转对这些恒星演化的影响与对流核过冲的影响相似。然而对于$< M/M_{\odot}<$为1.1 $< M/M_{\odot}<$ 2.05的恒星，自转会导致对流核心的减少，并缩短MS的寿命;自转模型比非自转模型演化得更快。当质量位于$\sim$ 1.7 - 2.0 $M_{\odot}$的范围内时，由旋转引起的不稳定性引起的混合是无效的;流体静力学效应在这些恒星的演化中占主导地位。对于质量在1.6 ~ 2.0 $M_{\odot}$之间的模型，在MS阶段，旋转模型的有效温度总是低于相同年龄的非旋转模型。对于给定的年龄，质量越低，有效温度的变化越小。因此，旋转可能会导致在中等年龄星团的色星等图中MS关闭附近的颜色扩散。
2012-12-07 astro-ph.SR
A Mid-infrared Study of Superluminous Supernovae
利用WISE观测数据，计算了10颗超亮超新星（SLSNe）在$z<0.12$的3.4和4.6 $μ$ m的中红外光变曲线（LC）。其中包括PS15 br，SN 2017 ens和SN 2017 err在内的三个显示出在200- 400天开始并在600- 1000天结束的再亮，表明存在尘埃。在剩下的七个SLSNe中的四个，尘埃排放被检测到的单色光度$10^7\sim10^8\ L_\odot$在100- 500天的时期的基础上，MIR颜色$W1-W2\sim1$。在三种显示再亮的SLSNe中，我们进一步分析了PS15 br和SN 2017 ens。我们模拟了500- 700天的SEDs，给出了600- 1100 K的尘埃温度，$\gtrsim 10^{-2}\ M_\odot$的尘埃质量和$10^8\sim10^9$ $L_\odot$的光度。考虑到时间延迟和释放的巨大能量，发射的尘埃很难是预先存在的尘埃，无论是通过冲击或辐射的峰值SLSN光度或冲击发射碰撞加热。相反，它可能是新形成的尘埃，通过星周介质的相互作用而被加热，这可以通过它们的光谱特征和缓慢下降的热LC来表示。这些尘埃质量似乎是在类似时期的正常核心坍缩超新星中形成的尘埃质量的十倍。结合Chen et al.（2022）对SN 2018 bsz的分析，我们认为SLSNe具有更高的尘埃形成效率，但需要未来的观测才能得出最终结论…
2022-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Unveiling the Diversity of Type IIn Supernovae via Systematic Light Curve Modeling
本研究利用MOSFiT系统建模142个IIn型超新星光变曲线，揭示其星周介质、抛射物等性质的多样性及相关趋势，验证前身星起源，并估算鲁宾天文台巡天的探测率。
2024-09-16 astro-ph.HE 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
Thermonuclear and Electron-Capture Supernovae from Stripped-Envelope Stars
当从富含氢的包层中剥离出来时，初始质量在$\sim$ 7和11 M $_\odot$之间的恒星会发展出大质量的简并核心并坍缩。根据最终的结构和组成，结果可以从热核爆炸到电子捕获超新星（ECSN）中的中子星的形成。最近的研究表明，在这个质量范围内的恒星，当它们的中心密度仍然低于$ρ_{\rm c} \lesssim 10^{9.6}$ g cm $^{-3}$时，可能会引发爆炸性的氧燃烧。这使它们成为Ia型超新星的有趣候选者-我们称之为（C）ONe SNe Ia -并且可能对通过ECSNe形成中子星具有更广泛的意义。在这里，我们模拟了252氦恒星的演化，初始质量在$0.8-3.5$ M $_\odot$范围内，金属丰度在$Z=10^{-4}$和$0.02$之间。我们使用这些模型来约束的中心密度，成分和信封质量在爆炸氧气点火时。我们进一步研究这些属性的敏感性，质量损失率的假设，使用不同的风力效率的其他模型。我们发现，质量在$\sim$ 1.8和2.7 M $_\odot$之间的氦星演化到$1.35-1.37$ M $_\odot$（C）ONE核心，在中心密度在$\rm \log_{10}(ρ_c)\sim 9.3$和9.6之间时引发爆炸性燃烧。我们限制了核心碳燃烧后保留的残余碳的量，并得出结论，它在确定最终结果中起着关键作用：保留超过$\sim 0.005$ M $_\odot$碳的B…
2022-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-Dimensional Simulations of Neutrino-Driven Core-Collapse Supernovae from Low-Mass Single and Binary Star Progenitors
我们提出了一套7个三维超新星模拟的非旋转低质量的祖使用多群中微子输运。我们的模拟涵盖了单星祖先与零年龄的主序质量之间的$9.6 M_\odot$和$12.5 M_\odot$和（超）剥离信封的祖先与初始氦核心质量之间的$2.8 M_\odot$和$3.5 M_\odot$。我们发现爆炸能量在$0.1\,\mathrm{Bethe}$和$0.4\,\mathrm{Bethe}$之间，在模拟结束时仍在上升。虽然能量低于典型事件，但我们的模型与低质量祖细胞能量较低的爆炸的观测结果是相容的。在我们的六个模型中，质量流出率已经超过了原中子星的吸积率，致密残骸的质量和角动量已经接近它们的最终值，排除了以后回落的可能性。虽然原中子星仍然被不对称喷出物的引力牵引加速，但可以外推加速以获得最终反冲速度的估计。我们得到了在$1.22 M_\odot$和$1.44 M_\odot$之间的引力中子星质量，在$11\, \mathrm{km}\, \mathrm{s}^{-1}$和$695\, \mathrm{km}\, \mathrm{s}^{-1}$之间的反冲速度，以及从$20\, \mathrm{ms}$到$2.7\,\mathrm{s}$的自旋周期，这表明在中微子驱动的范例中可以自然地获得典型的中子星诞生特性。我们发现爆炸能量和反冲速度之间存在松散的相关性。没有迹象表明自旋反冲对齐，但反冲速度和中子…
2018-11-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wide binary pulsars from electron-capture supernovae
中子星在超新星诞生时受到速度的冲击。那些形成于超级渐近巨星分支恒星的电子捕获超新星中的恒星--在超新星中结束生命的质量最低的恒星--可能比典型的中子星受到的反冲要低得多。由于许多大质量恒星都是宽联星的成员，这表明存在着低质量（$1.25 < M_\mathrm{psr} / $ M $_\odot < 1.3$）、宽（$P_\mathrm{orb} \gtrsim 10^{4}$ \，day）、偏心（$e \sim 0.7$）、未回收（$P_\mathrm{spin} \sim 1$ \，s）的联星。这类双星的形成率对导致电子捕获超新星的（有效的）单颗恒星的质量范围、超新星之前的质量损失量以及中子星上任何出生踢的大小都很敏感。我们估计，在银河系中，每10，000个孤立的脉冲星中就应该有一个这样的脉冲双星，假设导致电子捕获超新星的单星质量范围的宽度是$\lesssim 0.2$ \，M $_\odot$，并且在电子捕获超新星中形成的中子星接收的典型反冲小于10\，km s $^{-1}$。我们已经搜索了观测到的双星目录，但没有发现可以通过这个通道形成的令人信服的候选者，这与预测的低速率一致。未来的观测与平方公里阵列可能会检测到这种罕见的子类脉冲双星，并提供强有力的约束的性质，电子捕获超新星及其祖先。
2022-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non standard s-process in massive rotating stars. Yields of $10-150$ $M_{\odot}$ models at $Z=10^{-3}$
最近的研究表明，自转显著影响大质量恒星的s过程。我们提供了在$Z=10^{-3}$（[Fe/H] $=-1.8$）处的10和150 $M_{\odot}$之间的非旋转和旋转大质量恒星的产额表。提供了不同体量切割的表格。在整个演化过程中，完整的s过程伴随着737种同位素的网络，从氢到钋。计算了初始质量为10、15、20、25、40、60、85、120和150 $M_{\odot}$，初始自转速率为0或40 $~\%$的恒星模型网格。计算了三个额外的模型，以研究更快的旋转（70 $~\%$的临界速度）和更低的$^{17}$ O（$α,γ$）反应速率的影响。在所考虑的金属丰度，旋转有强烈的影响，生产的s-元素的初始质量之间的20和60 $M_{\odot}$。在此范围内，如果包括旋转，则第一个s过程峰由$2-3$ dex增强。在60 $M_{\odot}$以上，旋转和非旋转模式的s-元产额是相似的。将临界速度的初始旋转从40 $~\%$增加到70 $~\%$，通过$\sim 0.5-1$ dex增强了$40 \lesssim Z \lesssim 60$元素的产生。在快速旋转模型中采用合理较低的$^{17}$ O（$α,γ$）速率（临界速度为70 $~\%$）再次将具有$55 \lesssim Z \lesssim 82$的s-元素的产额提高约1倍。特别地，产生适量的Pb。与s元素一起，…
2018-07-18 astro-ph.SR
Superlinear Type II Superluminous Supernovae 2017fck and 2019cmv: A Possible Origin from Interacting Thermonuclear Supernovae
University of Florida（佛罗里达大学）；Las Cumbres Observatory（拉斯坎伯斯天文台）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Monash University（莫纳什大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）；CIFAR（加拿大先进研究院）；Shady Side Academy（阴影边学院）；University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；University of California（加州大学）；University of Toronto（多伦多大学）
研究超亮超新星2017fck和2019cmv，通过光学测光和光谱分析，结合计算SNe Ia-CSM数值光变曲线模型网格，推断其高CSM质量，为超线性SLSNe-II提供可能的热核起源。
2026-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Final Evolution and Delayed Explosions of Spinning White Dwarfs in Single Degenerate Models for Type Ia Supernovae
我们研究了单简并（SD）情形下迟发SNe~Ia的发生.我们假设一颗大质量的碳氧（CO）白矮星（WD）吸积了来自伴星的物质，使其以临界速率旋转。我们假设均匀旋转由于磁场耦合。非旋转WD的碳点火质量为M_{ig} ^{NR} \approx 1.38 M_{\odot} ;而对于均匀旋转WD的情况，它要大几个百分点（M_{ig} ^{R} \approx 1.43 M_{\odot}）。当吸积速率降低时，WD开始失去角动量，收缩并旋转;然而，它不会超过其临界旋转速率，避免质量脱落。因此，角动量损失可以导致CO WD内部压缩和碳点火，这将引起SN~Ia。延迟，主要是由于角动量损失的时间尺度，可能是足够大的，让伴星演变成一个He WD，成为在爆炸的那一刻无法检测。如果最终CO WD质量为1.38 M_{\odot} < M < 1.43 M_{\odot}，则该方案支持延迟SNe~Ia的发生。我们还发现，如果延迟超过~3 Gyr，WD将变得太冷而不能爆炸，而不是经历崩溃。
2015-08-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Metal-enriched Pair-instability supernovae: Effects of rotation
本文重新研究了金属富集的旋转对流不稳定超新星（PISNe）模型，发现旋转速度和Wolf-Rayet质量损失率显著影响PISN质量范围、抛射$^{56}$Ni质量及前身星类型，并指出金属富集PISNe的黑洞质量间隙上限低于Pop III。
2024-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type I Superluminous Supernovae as Explosions inside Non-Hydrogen Circumstellar Envelopes
最近发现了一些I型（无氢）超亮超新星（SLSN）事件。然而，其性质仍有争议。其中最有前途的想法是冲击相互作用机制，但只有简化的半解析模型已被应用到目前为止。我们模拟光变曲线的几个I型SLSN（SLSN-I）的模型覆盖的密集，非氢拱星信封，使用多组辐射流体动力学代码，预测不仅测辐射热，但也可调光变曲线。我们证明，大部分SLSNe-I，包括那些相对较窄的光变曲线，如SN 2010 gx或广泛的，如PTF 09 cnd可以解释的SN喷出物与CS信封的相互作用，虽然这些模型的参数范围是相当宽的。中等爆炸能量（$\sim (2 - 4)\cdot 10^{51}$尔格）足以解释窄和宽的SLSN-I光变曲线，但这两种情况下的喷射质量和包络质量不同。只需要5到10个$M_\odot$的非氢物质就可以重现SN 2010 gx的光变曲线，而PTF 09 cnd的最佳模型非常庞大：它在CS包层中几乎包含$ 50 M_\odot $，而在喷出物中只包含$ 5 M_\odot $。每种情况下的CS包络从10 $R_\odot$延伸到$\sim 10^5R_\odot$（$7\cdot 10^{15} $ cm），这比标准SNe在最大光附近的典型光球半径大约大一个数量级。我们简要地讨论可能的方式来形成这种不寻常的信封。
2016-09-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ejecta masses in Type Ia Supernovae -- Implications for the Progenitor and the Explosion Scenario
基于28颗Ia型超新星的观测数据，推断出大多数超新星抛射物质量低于钱德拉塞卡极限，支持亚钱德拉塞卡爆炸模型，同时部分与近钱德拉塞卡爆炸兼容。
2024-08-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Low luminosity Type II supernovae III. SN 2018hwm, a faint event with an unusually long plateau
在这项工作中，我们提供了低光度IIP型超新星（SN）2018 hwm的光度和光谱数据。该天体显示出一个微弱的（$M_r=-15$等）和非常长的（$\sim$ 130天）的平台，随后在$r$ -波段到放射性尾部的2.7等下降。第一个光谱显示了一个蓝色的连续带，窄的巴耳末线，而在平台期间，光谱显示了许多金属线，都具有强而窄的P-Cygni轮廓。膨胀速度很低，在1000-1400 km/s $^{-1}$范围内。星云光谱以H-$α$为主，[O-I]和[Ca-II]双峰的发射较弱。绝对光变曲线和各相光谱与低光度SNe IIP相似。我们估计，0.0085 $M_{\odot}$的$^{56}$镍质量喷出，通过流体动力学模拟。当爆炸能量为0.075 foe，初始半径为845 $R_{\odot}$，初始质量为9-10 $M_{\odot}$时，模型与观测数据的拟合最好。最后，我们对星云光谱进行了建模，以确定氧气和钙的喷射量。我们发现低M（$^{16}$ O）$\approx 0.02$ $M_{\odot}$，但高M（$^{40}$ Ca）为0.3 $M_{\odot}$。推断的低爆炸能量，低喷射$^{56}$镍质量和祖参数，以及在星云光谱中观察到的特殊功能，是一致的电子捕获SN爆炸的超渐近巨星分支星和低能量，镍贫铁核塌缩SN从10-12 $M_{\odot}$红超巨星。
2021-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar Yields of Rotating First Stars. II. Pair Instability Supernovae and Comparison with Observations
最近的理论预测，第一颗恒星诞生时的质量为$\gtrsim$ 100 $M_\odot$。对不稳定超新星（PISN）是这样一颗大质量恒星的常见命运。我们的最终目标是通过{ \it丰度剖面}来证明PISN的存在，从而证明早期宇宙初始质量函数的高质量性质，其中假设的第一颗恒星的性质受到贫金属恒星丰度的限制。为了确定可靠和有用的丰度，我们调查PISN核合成旋转和非旋转的祖细胞的第一次。我们发现，PISNe的初始和CO核心质量范围取决于信封结构：非磁性旋转模型开发膨胀信封有一个较低的移动CO质量范围的$\sim$ 70- 125 $M_\odot$，而非旋转和磁性旋转模型与放气信封有一个范围的$\sim$ 80- 135 $M_\odot$。然而，我们没有发现显着差异，从旋转和非旋转的祖细胞的爆炸产量，除了在非磁性旋转模型的大氮生产。此外，我们进行了第一次系统的理论产量和大量的贫金属恒星丰度之间的比较。我们发现，预测的低[Na/Mg] $\sim$ $-1.5$和高[Ca/Mg] $\sim$ $0.5$ - $1.3$丰度比是最重要的区别PISN签名从正常的贫金属星丰度，并确认目前没有观察到的贫金属星与PISN丰度匹配。最后对不可检测性进行了广泛的讨论。
2018-03-18 astro-ph.SR
Type IA supernovae from very long delayed explosion of core - WD merger
在Ia型超新星的核心简并（CD）框架下研究了快速旋转白矮星（WD）的自旋下降时间尺度。在CD方案中，质量为1000万的WD是在共同包层阶段或行星状星云阶段结束时，由WD伴星与一颗大质量渐近巨星分支星的热核心合并而形成的。在CD方案中，快速旋转的WD形成于恒星形成幕之后不久，恒星形成到爆炸的延迟时间基本上取决于快速旋转的合并残余物的自旋下降时间。我们发现，引力辐射是低效的自旋下WD，而磁偶极子辐射扭矩可以导致延迟时间，需要解释超新星Ia。
2011-09-14 astro-ph.SR
Helium Accumulation and Thermonuclear Instabilities on Accreting White Dwarfs: From Recurring Helium Novae to Type Ia Supernovae
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；Azrieli College of Engineering（阿茨瑞利工程学院）
研究白矮星上氦的积累，探讨初始白矮星质量及氦吸积率的广泛参数空间，揭示不同吸积率下的不同现象，包括周期性氦新星爆发和Ia型超新星的可能触发机制。
2026-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Population Synthesis Study on the Binary Origin of Type Ibn Supernovae
本文通过双星种群合成计算研究Ibn型超新星的起源，发现低质量氦星在近距离双星中爆炸可解释其观测事件率，而He星与致密天体并合只能解释一小部分。
2025-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
