本文介绍了一个包含228016个合成红超巨星爆炸（II型超新星）的新模型网格。每个模型都计算了爆炸后最长500天内每个时间步的光谱能量分布时间演化，波长范围为1埃至50000埃（对数尺度下划分为100个频率箱）。我们提供了Vera C. Rubin天文台的Legacy Survey of Space and Time（LSST，空间与时间遗留巡天）、Zwicky Transient Facility（ZTF，兹威基瞬变巡天设施）、Sloan Digital Sky Survey（SDSS，斯隆数字巡天）以及Neil Gehrels Swift天文台的滤光片对应的光变曲线；通过将任意滤光片响应函数与合成光谱能量分布进行卷积，还可构建任意测光滤光片的光变曲线。我们同时提供了全波段光变曲线以及光球速度演化等光球信息。该模型网格覆盖的参数空间包括：5种前身星质量（零龄主序时质量为10、12、14、16、18倍太阳质量，太阳金属丰度）、10种爆炸能量（0.5、1.0、1.5、2.0、2.5、3.0、3.5、4.0、4.5、5.0×10^51 erg）、9种镍-56（56Ni）质量（0.001、0.01、0.02、0.04、0.06、0.08、0.1、0.2、0.3倍太阳质量）、9种质量损失率（1e-5.0、1e-4.5、1e-4.0、1e-3.5、1e-3.0、1e-2.5、1e-2.0、1e-1.5、1e-1.0倍太阳质量每年，风速为10 km/s）、6种星周物质半径（1、2、4、6、8、10×10^14 cm）以及10种星周结构（β=0.5、1.0、1.5、2.0、2.5、3.0、3.5、4.0、4.5、5.0）。模型假设56Ni均匀混合至富氢包层的一半质量处。该模型网格可作为例如通过贝叶斯方法，对LSST预期的稀疏测光采样下的II型超新星进行快速表征的基础。该模型网格可通过https://doi.org/10.5061/dryad.pnvx0k6sj获取。
英文摘要：
A new model grid containing 228,016 synthetic red supergiant explosions (Type II supernovae) is introduced. Time evolution of spectral energy distributions from 1 A to 50,000 A (100 frequency bins in a log scale) is computed at each time step up to 500 days after explosion in each model. We provide light curves for the filters of the Vera C. Rubin Observatory's Legacy Survey of Space and Time (LSST), Zwicky Transient Facility (ZTF), Sloan Digital Sky Servey (SDSS), and the Neil Gehrels Swift Observatory, but light curves for any photometric filters can be constructed by convolving any filter response functions to the synthetic spectral energy distributions. We also provide bolometric light curves and photosphere information such as photospheric velocity evolution. The parameter space covered by the model grid is five progenitor masses (10, 12, 14, 16, and 18 Msun at the zero-age main sequence, solar metallicity), ten explosion energies (0.5, 1.0, 1.5, 2.0, 2.5, 3.0, 3.5, 4.0, 4.5, and 5.0 x 10^51 erg), nine 56Ni masses (0.001, 0.01, 0.02, 0.04, 0.06, 0.08, 0.1, 0.2, and 0.3 Msun), nine mass-loss rates (1e-5.0, 1e-4.5, 1e-4.0, 1e-3.5, 1e-3.0, 1e-2.5, 1e-2.0, 1e-1.5, and 1e-1.0 Msun/yr with a wind velocity of 10 km/s), six circumstellar matter radii (1, 2, 4, 6, 8, and 10 x 10^14 cm), and ten circumstellar structures (beta = 0.5, 1.0, 1.5, 2.0, 2.5, 3.0, 3.5, 4.0, 4.5, and 5.0). 56Ni is assumed to be uniformly mixed up to the half mass of a hydrogen-rich envelope. This model grid can be a base for rapid characterizations of Type II supernovae with sparse photometric sampling expected in LSST through a Bayesian approach, for example. The model grid is available at https://doi.org/10.5061/dryad.pnvx0k6sj.
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry II: Explodability and Global Properties
在先前提出的原理验证研究中，我们建立了一个参数化的球对称爆炸方法（PUSH），可以再现核心坍缩超新星的许多特征。本文超越了能够再现SN 1987 A的观测性质的具体应用，对一组广泛的非旋转、太阳金属丰度恒星祖先模型的爆炸性质进行了系统的研究，这些模型的质量范围从10.8到120 M $_\odot$，其中包括作为大质量恒星坍缩的最终结果的从中子星到黑洞的转变，以及后者与超新星和微弱/失败的超新星的关系。本文件提供了扩展的核合成预测的基础上，即将在星系演化模型中使用的文件。
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。
Quark deconfinement as supernova explosion engine for massive blue-supergiant stars
蓝超巨星发展成为核心坍缩超新星-宇宙中最具能量的爆发之一-当恒星核心的所有核燃烧燃料耗尽时。先前的尝试未能解释观测到的这种恒星的爆炸，这些恒星的零龄主序星质量为50 M $_\odot$或更大。在这里，我们利用在很大程度上不确定的高密度物质的状态，并连接这样的恒星爆炸与一级相变从核物质的夸克-胶子等离子体的建模。由此产生的高能超新星爆炸可以解释多种光变曲线，从奇特的II型到超亮事件。残余物是具有夸克物质核心的中子星，称为混合星，在出生时约为2~M $_\odot$。由于第二次中微子爆发的释放，这种星系事件可以被观测到。它的观测将证实这种一级相变在密度相关的天体物理学。
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry III: Nucleosynthesis Yields
在先前提出的原理验证研究中，我们建立了一个参数化的球对称爆炸方法（PUSH），可以再现各种爆炸前模型的核心坍缩超新星的许多特征。该方法是基于中微子驱动的机制，遵循崩溃，反弹和爆炸。我们的核合成预测模型有两个关键方面。首先，质量削减和爆炸能量同时出现在模拟中（确定每个恒星模型的铁族喷出物的数量）。第二，中微子和物质之间的相互作用被一致地包括在内（设置最里面的喷射物的电子分数）。在本文中，我们使用Ebinger等人（2018）成功的爆炸模型，其中包括两套太阳金属丰度的爆炸前模型，组合质量在10.8和120 M $_{\odot}$之间。我们进行系统的核合成研究，并预测详细的同位素产量。由此产生的$^{56}$镍喷出物是在总体上与正常的核心坍缩超新星的观测值。铁组产额也与贫金属恒星HD84937的丰度一致。我们还提出了一个比较我们的结果与观测趋势的α元素铁的比例。
The lowest metallicity type II supernova from the highest mass red-supergiant progenitor
红超巨星已经被证实是大多数富氢II型超新星的祖先。然而，虽然这些恒星的质量大于25 M $_\odot$，但探测到大于18 M $_\odot$的祖先仍然难以捉摸。红超巨星也有望在所有金属丰度下形成，但从低金属丰度祖先爆发的发现很少。在这里，我们报告的II型超新星，SN 2015 bs的观测，我们推断的祖先金属丰度$\leq$ 0.1 Z $_\odot$通过比较光球相光谱模型，和零年龄主序列质量17- 25 M $_\odot$通过比较星云相光谱模型。SN 2015 bs显示出正常的“平台”光变曲线形态和典型的光谱特性，暗示着它是一颗红超巨星的前身。这是第一个这样的高质量祖先的“正常”II型超新星的例子，表明高质量红超巨星爆炸和低金属量祖先之间的联系。
最近对II型核心坍缩超新星祖先的直接成像研究表明，在$M_{\rm ZAMS}\sim 16-20$ M $_\odot$附近可能存在一个阈值，在这个阈值处，具有较大出生质量的红超巨星似乎不会导致超新星爆炸，而是直接坍缩成黑洞。在这项研究中，我们认为，这不是一个巧合，这个阈值密切匹配的临界过渡中心碳燃烧的大质量恒星从对流到辐射制度。在较轻的恒星中，碳在中心对流燃烧，导致致密的最终超新星核心，可能导致爆炸，而在过渡后的较重恒星中，它作为辐射火焰燃烧，恒星核心变得更加难以爆炸。利用KEPLER程序，我们证明了这种跃迁对$^{12}$ C $(α,γ)^{16}$ O反应速率和过冲混合效率的敏感性，并认为爆炸红超巨星的质量上限可以用来约束大质量恒星演化计算中不确定的输入物理。在最近发表的各种小组和代码的模型中，对应于中心碳燃烧过渡的初始质量范围从14到26 M $_\odot$，只有少数与直接成像研究推断的估计一致。
PUSHing core-collapse supernovae to explosions in spherical symmetry IV: Explodability, remnant properties and nucleosynthesis yields of low metallicity stars
在本系列的第四篇论文中，我们使用参数化的球对称爆炸方法PUSH对两组非旋转恒星祖先模型进行了系统的研究。我们的研究包括爆炸前的模型与金属丰度Z=0和Z=Z $_{\odot}\times 10^{-4}$和覆盖的祖质量范围从11到75 M $_\odot$。我们提出并讨论了所有模型的爆炸性质，并预测在这种方法内的残余物（中子星或黑洞）的质量分布。我们还进行了系统的核合成研究，并预测详细的同位素产量作为祖质量和金属丰度的函数。我们提出了我们的核合成结果与观测派生的$^{56}$镍喷出物从正常的核心坍缩超新星和铁族丰度的贫金属星HD~84937的比较。总的来说，我们的爆炸能量，剩余质量分布，$^{56}$镍质量，和铁组产率的结果是一致的正常CCSNe的观察。我们发现，在低和零金属丰度的恒星祖先更容易BH的形成比那些在太阳的金属丰度，这允许在LIGO/VIRGO观察到的质量范围内的BH的形成。
Explosions of pulsating red supergiants: a natural pathway for the diversity of Type II-P/L supernovae
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Leuven Gravity Institute, KU Leuven（荷语鲁汶大学鲁汶引力研究所）；Anton Pannekoek Institute of Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内科克天文学研究所）；London Centre for Stellar Astrophysics（伦敦恒星天体物理学中心）；University of Oxford（牛津大学）
Multi-wavelength Signatures of Supernova Shock Breakout from Red Supergiants in Two Dimensions
National Taiwan University（台湾大学）；Academia Sinica, Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；RIKEN Pioneering Research Institute (PRI)（理化学研究所前沿研究 institutes）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Astronomisches Rechenzentrum（海德堡大学天文学中心天文计算中心）
