Shock cooling emission from explosions of red super-giants: I. A numerically calibrated analytic model
超新星的光变曲线在早期，从数小时到数天，主要是由膨胀的激波加热包层中的光子逃逸所决定的。我们提供了一个简单的分析描述的时间依赖的光度，$L$，和色温，$T_{\rm col}$，爆炸的红超巨星（对流多变信封），有效的H重组（$T\approx0.7$ eV）。的分析描述是基于早期的分析表达式之间的插值有效的不同阶段（最初的平面和后来的球形）的扩张，校准对数值流体动力学扩散计算的结果为广泛的祖参数（质量，半径，核心/信封质量和半径比，金属性），和爆炸能量。数值推导出的$L$和$T_{\rm col}$分别用精度为10%和5%的解析表达式描述。$T_{\rm col}$是根据我们为此目的（并将公开提供）构建的不透明度表（包括束缚-束缚和束缚-自由转换的贡献），使用（时间和空间相关）有效“灰色”（频率无关）不透明度从流体动力学剖面推断出来的。在所附的文件（文件II），我们表明，使用一个大的多组光子扩散计算，光谱能量分布是很好地描述了普朗克光谱与$T=T_{\rm col}$，除了在紫外频率（超出光谱峰在$3T_{\rm col}$），在那里的流量显着抑制由于存在强线吸收。我们推迟充分讨论的多组的结果，以文件II，但在这里提供完整的分析描述也紫外线抑制。我们的分析结果是一个有用的工具，推断祖属性，爆炸速度，也相对灭绝的基础上早期多波段的冲击冷却观测超新星。
2023-03-26 astro-ph.HE
Explosions of blue supergiants from binary mergers for SN 1987A
在Menon & Heger（2017）工作的基础上，我们给出了双星合并中蓝超巨星祖先爆发的辐射热光曲线和光谱。我们研究了SN 1987 A和另外两个特殊的IIP型超新星SN 1998 A和SN 2006 V。前身模型是使用恒星演化程序Kepler生成的，然后使用一维辐射流体动力学程序Crab进行爆炸。双星合并模型的爆炸比以前的单星模型更适合SN 1987 A的光变曲线，因为它们的氦核质量更低，包层质量更大，半径更小。最符合SN 1987 A前身观测约束条件和光变曲线的合并模型是半径为37个太阳半径，喷出物质量为20.6个太阳质量，爆炸能量为1.7倍，镍质量为0.073个太阳质量，镍混合速度为3，000 km/s。这个模型也适用于SN 1998 A，并且与早期半分析模型的估计值相当。然而，就SN 2006 V而言，半径为150个太阳半径、喷出物质量为19.1个太阳质量的模型与光变曲线相匹配。这些参数明显高于半解析模型对这颗超新星前身的预测。
2018-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electron Cooling in a Young Radio Supernova: SN 2012aw
本文介绍了一颗光学明亮的II-P型超新星SN 2012 aw的射电观测和模型。SN 2012 aw在距离M95 $10\ \rm Mpc$处爆炸。使用$C$、$X$和$K$波段计算的光谱指数值小于光学薄区域的预期值。在此期间，光学测辐射热光变曲线保持在平台阶段。我们解释的低光谱指数值是电子冷却的结果。在比较康普顿冷却时间尺度和同步辐射冷却时间尺度的基础上，我们发现逆康普顿冷却过程比同步辐射冷却过程占主导地位。因此，我们模型的无线电辐射同步辐射从相对论电子人口与高能量截止。通过比较电子冷却时间尺度$t_{cool}$和加速时间尺度$\tilde t_{acc}$来确定截止。通过对射电辐射的模拟，我们约束了风中的质量损失率（$\dot M\sim 1.9\times10^{-6}\ \rm M_{\odot}yr^{-1}$）和相对论电子与磁场之间的均分因子（$\tilde α=ε_e/ε_B\sim 1.12\times10^2$）。虽然爆炸的时间是相当好的约束约$2\ \rm days$内的光学观测，我们探讨了不同的爆炸时间，以最好地拟合无线电光变曲线的效果。爆炸日期为2012年3月15.3 UT。
2014-01-08 astro-ph.HE
The X-ray and Radio Loud Fast Blue Optical Transient AT2020mrf: Implications for an Emerging Class of Engine-Driven Massive Star Explosions
我们介绍了一个银河系外（$z=0.1353$）的快速蓝色光学瞬变（FBOT）--AT 2020 mrf（SRGe J154754.2 $+$ 443907），其上升时间为$t_{g,\rm rise}=3.7$天，峰值光度为$M_{g,\rm peak}=-20.0$ .它在峰值附近的光谱显示出在蓝色连续谱（$T\sim2\times10^4$ K）上的宽（$v\sim0.1c$）发射特征，这与AT 2018 cow惊人的相似。其明亮的射电辐射（$νL_ν= 1.2\times 10^{39}\,{\rm erg\,s^{-1}}$ ; $ν_{\rm rest}= 7.4$ GHz; 261天）与其他四个类似AT 2018牛的事件相似，并且可以用亚相对论性（$\gtrsim0.07$ - $0.08c$）前向激波和致密环境（$v_{\rm w}=10^3\,{\rm km\,s^{-1}}$的$\dot M \lesssim 10^{-3}\,M_\odot \,{\rm yr^{-1}}$）之间相互作用的同步辐射来解释。AT 2020 mrf发生在一个具有$M_\ast \sim 10^8\,M_\odot$和特定恒星形成率$\sim 10^{-10}\, {\rm yr^{-1}}$的星系中，支持AT 2018牛状事件优先发生在矮星系中的观点。AT 2020 mrf的X射线亮…
2022-06-07 astro-ph.HE
Comparing jet-shaped point symmetry in cluster cooling flows and supernovae
本研究通过对比星系团冷却流与8个核心坍缩超新星遗迹的点对称喷流形态，佐证抖动喷流爆炸机制（JJEM）是核心坍缩超新星的主要爆炸机制，对中微子驱动爆炸机制构成挑战。
2024-06-17 astro-ph.HE
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
Shock Cooling Emission from Extended Material Revisited
在激波爆发之后，天体物理爆炸的辐射主要是激波加热物质膨胀和冷却时的辐射，称为激波冷却辐射（SCE）。SCE的光度与发射物质的初始半径成正比，这使得它的测量对于研究这些爆炸的祖先是有用的。最近的观测表明，一些瞬态事件有特别突出的SCE，表明一个大的半径，这可能是由于低质量的扩展材料。出于这一动机，我们提出了一个更新的分析模型SCE，可以用来适应这些观察，并了解更多关于这些事件的起源。该模型与数值模拟进行比较，以评估其有效性和局限性。我们还讨论了SNe 2016gkg和2019dge，这两个瞬变具有较大的早期光度峰值，以前被归因于扩展材料的SCE。我们发现，他们的早期幂律演化和测光很好地匹配我们的模型，加强支持这种解释。
2021-07-13 astro-ph.HE
Constraints on the Progenitor of SN 2016gkg From Its Shock-Cooling Light Curve
SN 2016 gkg是一颗在超新星爆发后不久被发现的IIb型超新星。与其他几个有早期数据的IIb型事件一样，SN 2016 gkg显示出双峰的光变曲线，第一个峰值与低质量扩展祖包层的冷却有关。我们提出了前所未有的intrinight-cadence多波段测光覆盖SN 2016 gkg的第一个光变曲线峰值从拉斯坎布雷斯天文台全球望远镜网络，小行星地球撞击最后警报系统，斯威夫特卫星和各种业余操作的望远镜。将这些数据与激波冷却模型进行拟合，可以得到原始星系半径约为25-140个太阳半径，扩展包层中的物质质量约为2-30 x 10^-2（取决于模型和假设的主星系灭绝）。我们的半径估计是大致一致的价值观独立得出（在其他作品）从HST成像的祖星。然而，冲击冷却模型半径是在爆炸前成像所指示的值的下端。流体动力学模拟可以精确的祖参数推导出的冲击冷却发射和测试的分析模型。
2017-01-20 astro-ph.HE
Catching a star before explosion: the luminous blue variable progenitor of SN 2015bh
本文利用CMFGEN程序对SN 2015 bh爆前光谱进行了辐射转移模拟。该物体由于其爆炸前和爆炸后的行为与SN 2009 ip非常相似而引起了极大的关注。它们似乎属于一类事件，其命运是真正的核心坍缩超新星还是非终结性爆炸仍在争论中。我们的CMFGEN模型表明，SN 2015 bh的前身的有效温度在8700到10000 K之间，光度在~ 1.8-4.74e6 Lsun的范围内，在表面含有至少25%的H质量，以及半太阳的Fe丰度。SN 2015 bh的前身星产生了质量损失率为6 e-4 ~ 1.5e-3 Msun/yr、速度为1000 km/s的扩展风。我们确定，在观测之前，风至少延伸到2.57e14厘米，并持续了至少30天，向星周介质中释放了5e-5 Msun。与2009 ip类似，我们认为这是爆炸性喷出物在后期可能相互作用的物质，也许会产生可观察到的特征，可以通过未来的观测进行探测。我们得出结论，SN 2015 bh的前身很可能是一个至少35 Msun的暖光蓝色变星。考虑到高风速，我们不能排除其前身是沃尔夫-拉叶星的可能性，它在2013年爆发前膨胀，类似于1994年爆发期间的HD 5980。如果这颗恒星幸存下来，后期的光谱学可能会显示出类似的LBV或沃尔夫-拉叶星，这取决于爆炸前H包层的质量。如果这颗恒星是真正的SN，2015 bh将是一个在SN前阶段黑洞形成后成功爆炸的显著例子…
2018-05-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio and X-ray observations of the luminous Fast Blue Optical Transient AT2020xnd
本文报道了在$z=0.2433$对快蓝光学瞬变（FBOT）AT 2020 xnd/ZTF 20 acigmel的深X射线和射电观测，观测时间为爆炸后的$13$ d至$269$ d。AT 2020 xnd属于光学发光的FBOTs类别，与原型事件AT 2018 cow相似。AT 2020 xnd显示在20 GHz和爆炸后达到$L_ν\approx8\times10^{29}$ ergs $^{-1}$ Hz $^{-1}$和$75$ d的发光无线电发射，伴随着在$L_{X}\approx6\times10^{42}$ ergs $^{-1}$处达到峰值的发光和快速衰减的软X射线发射。解释的背景下，从爆炸的冲击波与环境的相互作用的同步辐射的无线电发射，我们发现，AT 2020 xnd推出了高速外流（$v\sim$ 0.1-0.2 $c$）传播到一个致密的拱星介质（有效$\dot M\approx10^{-3}M_{\rm{sol}}$年$^{-1}$的假设风速为$v_w=1000$公里$^{-1}$）。与AT 2018 cow类似，探测到的X射线发射与外推的同步加速器光谱相比是过量的，并构成了不同的发射成分，可能是由新形成的黑洞或中子星上的吸积提供动力。这些特性使AT 2020 xnd成为AT 2018 cow的高红移类似物，并使AT 2020 xnd成为具有发光多波长对应物的光学发光F…
2021-10-11 astro-ph.HE
Type Ia Supernova Explosions from Hybrid Carbon-Oxygen-Neon White Dwarf Progenitors That Have Mixed During Cooling
有人提出了“混合”白矮星的产生，它是由一个在O-Ne壳层中的C-O核心组成的，研究表明，富C中心区域的点火使这些可行的热核（Ia型）超新星的祖先。最近的研究发现，当白矮星在吸积之前冷却时，C-O核心与周围的O-Ne混合，这导致大质量祖星中的中心C分数低于先前的假设。为了进一步研究混合白矮星作为热核超新星祖先的有效性，我们从一系列新的混合祖先中模拟了热核超新星，其中包括冷却过程中的混合效应。前身白矮星模型是用一维恒星演化程序MESA建立的，它代表了一颗恒星经过不稳定的内部混合阶段，然后是吸积，直到达到碳燃烧的点火条件。然后将MESA模型映射到FLASH模拟爆炸的二维初始条件。为了比较，对传统的C-O祖先白矮星进行了类似的模拟。通过比较爆炸的产率，我们发现，与早期的研究一样，与传统的C-O祖先相比，混合祖先中较低的C丰度导致56 Ni的平均产率较低。虽然未混合的混合WD也表现出类似的减少，在总铁族产率，混合的情况下，不和产生一个较小的分数的铁族元素的形式56镍。我们把这归因于点火所需的较高的中心密度和爆燃点火的中心或偏离中心的位置。
2019-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2018hna: Adding a Piece to the Puzzles of the Explosion of Blue Supergiants
我们提出了广泛的光学/紫外观测和建模分析附近的SN 1987 A一样奇特的II型超新星（SN）2018 hna。测光和光谱学都涵盖了爆炸后500天的$>$阶段，使其成为该亚型中观测最好的SN II之一。SN 2018 hna在光球相期间明显比SN 1987 A蓝，表明光球温度较高，这可能是其光谱中Ba II $\mathrmλ$ 6142线较弱的原因。对早期温度演化的分析表明，SN 2018 hna的前身半径为$\sim$ 45 $\mathrm{R_{\odot}}$，与蓝超巨星（BSG）一致。用流体动力学模型拟合辐射热光变曲线，发现SN 2018 hna的喷出物质量为$\sim$（13.7- 17.7）$\mathrm{M_{\odot}}$，动能为$\sim$（1.0- 1.2）$\times 10^{51}$ erg，$^{56}$ Ni质量约为0.05 $\mathrm{M_{\odot}}$ .此外，根据标准恒星演化和从星云[OI]线推导出的氧质量（0.44 - 0.73 $\mathrm{M_{\odot}}$），SN 2018 hna的前身预计具有初始主序星质量$<$ 16 $\mathrm{M_{\odot}}$。在原则上，这样一个相对低质量的恒星不可能在核心坍缩之前结束为BSG，除非涉及一些独特的机制，如快速旋转，限制性双折射等。另一方面，双星方案可能更有利，如…
2023-01-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
A luminous, blue progenitor system for a type-Iax supernova
Iax型超新星（SN Iax）是一种恒星爆炸，在最大亮度下的光谱与某些Ia型超新星（SN Ia）相似，只是喷出物的速度较低。它们也以较低的光度区分。在晚期，它们的光谱性质与其他SN不同，但它们的组成（主要由铁族和中等质量元素组成）表明它们与正常的Ia型SN有物理联系。这些并不罕见; SN Iax的发生率为正常SN Ia发生率的5%至30%。SN Iax的主要模型是碳氧白矮星的热核爆炸，这并没有完全解除恒星的束缚，这意味着它们是正常SN Ia的“不太成功”的表亲，在那里观察到完全的破坏。在这里，我们报告的发光，蓝色祖系统的类型Iax SN 2012 Z在深爆炸前成像检测。SN 2012 Z的光度、颜色、环境，以及与银河系氦新星船尾座V445的相似性，都表明SN 2012 Z是一颗白矮星从氦星伴星吸积而来的爆炸。在SN 2012 Z消失后的几年里，观测可以验证这一假设，或者表明这颗超新星实际上是一颗大质量恒星的爆炸死亡。
2014-08-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
New constraint from supernova explosions on light particles beyond the Standard Model
我们提出了一个新的约束轻（亚GeV）粒子超出了标准模型，可以产生内部的原始中子星核心的核心坍缩超新星爆炸。它是通过要求被转移到祖先恒星包层的外来粒子所携带的能量不得超过观测到的超新星的$\lesssim 2\cdot 10^{51}$ erg的爆炸能量而得出的。我们表明，具体的情况下，一个暗光子的动力学混合的SM光子和衰变主要是一个$e^\pm$对，一个较小的混合参数的一个数量级以下的完善的超新星冷却边界可以排除。此外，我们的边界填补了冷却边界和（非）观测超新星产生的伽马射线的暗光子轻于20兆电子伏的区域之间的差距。我们的结果也排除了通过将能量从超新星核心转移到具有外来粒子的冲击波来帮助超新星爆炸成功的可能性。
2019-09-02 astro-ph.HE hep-ph
Early-time spectra of supernovae and their precursor winds: the luminous blue variable/yellow hypergiant progenitor of SN 2013cu
我们提出了第一个定量光谱建模的早期超新星与其祖先风相互作用。使用辐射转移程序CMFGEN，我们研究了最近报道的IIb型SN 2013 cu爆炸后15.5 h的光谱。这是第一次，我们能够直接测量SN祖先的化学丰度，并发现相对富含H的风，H和He丰度（按质量计）分别为X=0.46 +- 0.2和Y=0.52 +- 0.2。相对于太阳值，风在N中增强，在C中耗尽（质量分数为8.2e-3和1 e-5）。我们得到，一个稠密的风/星周介质，质量损失率Mdot= 3e-3 Msun/yr和风速vwind=100 km/s，围绕在前SN阶段的恒星。这些值低于以前的分析估计，虽然我们发现Mdot/vinf与以前的工作一致。我们还计算了CMFGEN模型，以约束祖光谱类型，并发现高Mdot和低vwind意味着恒星有一个有效的温度约8000 K之前立即SN爆炸。我们的模型表明，它的前身要么是一颗不稳定的发光蓝变星，要么是一颗正在经历爆发阶段的黄色超巨星，并排除了WR星的可能性。我们将爆炸后15.5 h的光谱归类为XWN 5（h），并主张使用前缀“X”（eXplosion），以避免爆炸后非恒星光谱与大质量恒星光谱之间的混淆。我们发现，由于SN事件前后电离结构的巨大差异，祖先光谱类型与爆炸后早期光谱类型有显着不同。结果表明：LBV/YHG -> XWN 5（h）-> SN IIb.未来的早期紫外光谱将提供额外…
2014-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2009ip and SN 2010mc: Core-collapse Type IIn supernovae arising from blue supergiants
最近被称为SN 2009 ip的超新星（SN）在2012年发生了戏剧性的前兆爆发，随后发生了更明亮的爆炸。它在2012年之前的观测使其成为历史上记录最好的SN祖先，但引发了关于其2012年爆炸性质的争论-它是一个真正的SN还是某种类型的暴力非终结事件。两者都可以与星周物质（CSM）的动力激波相互作用，但只有核心坍缩SN提供了自洽的解释。光谱中持续的宽发射谱线需要相对较大的喷出物质量和至少10^51尔格的相应动能，而2012 a事件的微弱与已发表的致密（~60 R_Sun）蓝超巨星的核心坍缩SNe模型一致。SN 2009 ip和另一种类型IIn，SN 2010 mc的光变曲线几乎相同;我们证明它们的光谱也匹配，并且两者都是标准的SNe IIn。我们的观察结果与最近的说法相矛盾，即SN 2009 ip的后期光谱正在恢复到其祖先的类LBV状态，我们表明SN 2009 ip的后期光谱与SN 1987 A的光谱非常相似。此外，SN 2009 ip在爆炸后改变的H-alpha等效宽度与通常在核心塌陷SNe IIn中看到的行为相匹配。关于SN 2009 ip和SN 2010 mc的几个关键事实强烈支持核心坍缩的解释，并使非终结的10^50尔格事件变得不可信。最直接和自洽的解释是SN 2009 ip是一颗蓝超巨星的最初微弱的核心坍缩爆炸，产生的56-Ni约为SN 1987 A的一半，大部分峰值亮度…
2013-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrogen-rich Core Collapse Supernovae
富氢核坍缩超新星，被称为“II型”超新星，是自然界中最常见的恒星爆炸类型。它们的定义是在光谱中存在显著的氢线。II型超新星仅在恒星形成星系中观察到，并且有几个事件与大质量恒星祖先直接相关。确定了五个主要的亚类：IIP型（在其光变曲线中显示出平台），IIL型（显示出光变曲线下降），IIn型（显示出窄的发射线），IIb型（显示出随着时间的推移越来越强的He特征）和87A类（显示出类似于SN 1987 A的长上升光变曲线）。IIP型超新星已经被有力地确定为红超巨星的爆炸，而IIL型超新星的祖先仍然难以捉摸。IIn型可能与明亮的蓝色变星有关，IIb型的前身可能是相互作用的双星系统，而类87A的原型被观测到是一颗蓝色超巨星的爆炸。母星质量、金属丰度、双星和自转的多样性可能是导致观测到的爆炸类型多样性的原因，但是母星参数和超新星性质之间的联系在理论上还没有完全理解，也没有完全映射到观测上。目前正在实施限制这种联系的新的观测方法，包括分析大量事件样本，利用非常早期的数据（从爆炸后几小时到几天获得）和对宿主星系性质的统计研究。
2017-10-10 astro-ph.HE
Ellipsars: Ring-like explosions from flattened stars
长期以来，产生天文瞬变的恒星灾变一直被模拟为在球对称恒星中心点燃的点状爆炸或喷射式发动机。然而，许多恒星被观测到，或者在理论上被预期，不是精确的球对称，而是有一个稍微扁平的几何形状，类似于扁球体。在这里，我们提出了轴对称的二维流体动力学模拟的动力学点样爆炸的中心，一个非球面的大质量恒星的扁率范围。我们把这些爆炸的非球面恒星称为“椭圆星”，因为在二维轴对称的情况下，它们的祖先的等密度轮廓是椭圆形的。我们发现椭圆星能够加速相对论喷出物的膨胀环，这可能导致天文瞬变的产生，包括低光度GRB，相对论超新星和快蓝光学瞬变（FBOTs）。
2022-02-24 astro-ph.HE
Early Lightcurves of Type Ia Supernovae are Consistent with Nondegenerate Progenitor Companions
如果Ia型超新星（SNe~Ia）是由一颗白矮星被一颗非简并伴星的洛希瓣溢出点燃而产生的，那么当超新星爆炸撞向伴星时，其喷出物将受到冲击，导致光变曲线中出现早期的蓝色过剩。在单目标研究中已经发现了少数这些过度现象，但由于爆炸后几天内的多波长随访非常罕见，因此对SNe~Ia总体人口的推断受到了限制。在这里，我们提出了一个为期三年的调查产生一个无偏的样本附近的9个（$z<0.01$）SNe~Ia与示范性的早期数据。数据是真正的多波长，涵盖了$UBVgri$和斯威夫特的带通，也很早，平均第一个时期16.0天前最大的光。在这九个天体中，有三个显示出早期的蓝色过剩。我们没有找到足够的统计证据来否定SNe~Ia主要来自Roche瓣溢出单简并系统（$p=0.94$）的零假设。当观察天体的颜色时，我们发现这些天体几乎都是接近紫外线的蓝色，而早期的文献样本发现只有三分之一的SNe~Ia是接近紫外线的蓝色，我们发现在爆炸后的几天里，$B-V$的颜色似乎是连续的，这也与文献中早期的说法形成了对比。这项研究强调了早期，真正的多波长，高节奏的数据在确定SNe~Ia的祖系统，并揭示其多样的早期行为的重要性。
2022-07-15 astro-ph.HE
Proto-Neutron Star Cooling with Convection: The Effect of the Symmetry Energy
我们模拟了超新星爆炸后新诞生的中子星的中微子辐射，研究了它对物态方程、中微子不透明度和高重子密度下对流不稳定性的敏感性。我们发现对流作用的时间周期和空间范围对核对称能在核密度及以上的行为很敏感。当对流在原中子星内结束时，在预测的中微子发射中有一个可以清楚地观察到的中断。
2011-12-01 astro-ph.HE
LSQ14efd: observations of the cooling of a shock break-out event in a type Ic Supernova
我们提出的光度和光谱演化的Ic型超新星LSQ 14 efd，发现的La Silla QUEST调查，其次是PESSTO。LSQ 14 efd在爆炸后几天被发现，观测时间长达100天。早期的光度点显示了超新星爆炸时，祖先经历的冲击爆发事件冷却的特征，这是第一个Ic型超新星爆炸。与Ic型超新星光谱的比较显示，LSQ 14 efd与Ic型SN 2004 aw非常相似。这两颗超新星的动能介于标准Ic爆炸和已知能量最高的爆炸（如SN 1998 bw）之间。我们计算了光变曲线峰值的分析模型，并估计出喷出物的质量为6.3 +/- 0.5 Msun，合成镍的质量为0.25 Msun，动能为Ekin = 5.6 +/- 0.5 x 10^51 erg。LSQ 14 efd和GRB事件之间没有联系。然而，我们指出这颗超新星与奇特的SN-Ia 1999 ac和SN-Iax SN 2008 A在光谱上有一些相似之处。一个核心崩溃的起源是最有可能考虑到光谱，光度的演变和检测的冷却冲击爆发。
2017-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cooling the Shock: New Supernova Constraints on Dark Photons
研究指出核坍缩超新星吸积阶段暗光子在增益层的共振冷却会阻止爆发，对0.1-0.4 MeV暗光子给出强约束，电子俘获超新星可扩展至近0.01 MeV，且新约束取代传统SN1987A冷却限制。
2025-04-17 astro-ph.HE hep-ph
Radio Emission from Fast Blue Optical Transients Powered by Trans-relativistic Shocks in Confined Circumstellar Material
Central China Normal University（华中师范大学）；Institute of Astrophysics, Central China Normal University（华中师范大学天体物理研究所）；Laboratory for Compact Object Astrophysics and Astronomical Technology, Central China Normal University（华中师范大学致密天体天文学与技术实验室）；Education Research and Application Center, National Astronomical Data Center（国家天文台教育研究与应用中心）
本文提出了一种向前冲击波同步辐射模型，解释了快速蓝色光学暂现源（FBOTs）的无线电光变曲线多样性，表明其快速峰值后衰减是由冲击波从密集内层circumstellar物质过渡到更稀薄的外层环境引起的。
2026-05-17 astro-ph.HE
Fast Luminous Blue Transients from Newborn Black Holes
在坍缩的大质量恒星中新生的黑洞可能伴随着一个后备盘。吸积率通常是超爱丁顿和强大的磁盘外流预期。这种外流可以在一些致密（蓝超巨星或沃尔夫-拉叶星）祖先的失败爆炸中直接观察到，并且可能比长持续时间的伽马射线暴更常见。利用分析模型，我们发现回退盘的外流产生了峰值辐射光度为~10^（42-43）erg·s^-1（峰值R波段绝对AB星等为-16至-18）的蓝色紫外光学瞬变，发射持续时间为~几天至~ 10天。光谱可能以中等质量元素为主，但缺乏大量放射性核和铁族元素。上述性质与Pan-STARRS和PTF检测到的一些快速蓝色瞬变大致一致。这种情况下，可以区别于其他模式使用无线电观测后的几年内的光学峰值。
2015-04-21 astro-ph.HE
Shock cooling emission from explosions of red super-giants: II. An analytic model of deviations from blackbody emission
本研究针对红超巨星核心坍缩超新星早期激波冷却辐射，通过大量一维多群数值计算，构建了光谱偏离黑体辐射的解析模型，改进了线阻尼描述，可解释超50%II型超新星早期多波段观测并推断前身星等参数。
2024-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the Source of the High-velocity Ejecta in Type Ia SN 2019ein
我们提出了SN 2019 ein的多波长光度和光谱观测，SN 2019 ein是在附近星系NGC 5353中发现的高速Ia型超新星（SN Ia），具有两天的非检测极限。SN 2019 ein的膨胀速度是所有Ia型超新星中最高的，其Si II吸收最小值在亮度峰值前14天蓝移了24，000 km s $^{-1}$。更不寻常的是，我们观察到的发射分量的天鹅座P配置文件是蓝移向上10,000公里秒$^{-1}$之前，B波段最大的光。这种蓝移，在其他28个Ia型超新星样本中是最高的，在我们最早的光谱时代是最大的，随后朝着最大光减少。我们讨论了可能的祖系统和爆炸机制，可以解释这些极端的吸收和排放速度。在SN 2019 ein的位置，B波段最大光产生未检测到的信号之前14天开始的射电观测，排除了共生的祖先系统，大多数快速光学厚吸积风模型，以及半径为$< 100$ AU的质量为$\lesssim 10^{-6}$ M $_\odot$的光学薄壳层。将我们的光谱与其他高速超新星Ia的模型和观测结果进行比较，我们发现SN 2019 ein与延迟爆轰爆炸非常吻合。我们建议，高排放速度可能是由于在一个不对称的爆炸，或光学深度的影响，在光球层的喷出物在早期的喷出物混合丰度增强的结果。这些发现可能为高速Ia超新星之间的共同爆炸机制和喷出物几何形状提供证据。
2020-07-16 astro-ph.HE
Exploring the efficacy and limitations of shock-cooling models: new analysis of Type II supernovae observed by the Kepler mission
现代瞬变测量已经开始发现和跟踪超新星（SNe），这是在第一次出现光之后不久-提供了对II型SNe上升的系统测量。我们探讨如何分析模型的早期冲击冷却排放核心崩溃SNe可以约束祖的半径，爆炸速度，和本地主机灭绝。我们模拟合成测光在几个现实的观测场景，假设模型描述典型的爆炸，发现紫外线观测可以约束祖的半径的统计不确定性$\pm10-15\%$，与系统的不确定性$\pm 20\%$。根据这些观测结果，局部宿主消光（$A_V$）可以被限制为2倍，而冲击波速度到$\pm 5\%$的系统不确定度为$\pm 10\%$。我们还重新分析了Garnavich等人（2016）提出的SN光变曲线，发现KSN 2011 a可以用祖星半径为$R_s < 7.7 + 8.8 {\rm (stat)} + 1.9 {\rm (sys)}R_\odot$的蓝超巨星模型拟合，而KSN 2011 d可以用祖星半径为$R_s = 111_{-21 {\rm (stat)}}^{+89 {\rm (stat)}} \phantom{}_{-1{\rm (sys)}}^{+49 {\rm (sys)}}$的红超巨星模型拟合。我们的结果与Garnavich et al.（2016）的结果不一致。此外，我们重新评估了他们的说法，发现在KSN 2011 d的光变曲线中没有统计学上显著的证据表明存在冲击爆发耀斑。
2017-08-06 astro-ph.HE
A "Hyperburst" in the MAXI J0556-332 Neutron Star: Evidence for a New Type of Thermonuclear Explosion
瞬态吸积中子星的研究为阐明中子星壳的性质提供了有力的手段。本文对瞬态低质量X射线双星MAXI J 0556 - 332中的中子星的演化进行了广泛的数值模拟。在过去的十年中，我们模拟了近20个观测结果，这些观测结果是在四次不同的爆发后的静止阶段获得的，考虑到恒星在吸积过程中由深地壳加热机制补充的一些浅热源的加热。我们表明，冷却数据是一致的，在过去三次爆发的浅层加热作用的单一来源，而一个非常不同的和强大的能源需要解释的中子星，~350 eV的极高的有效温度，当它退出第一次观察到的爆发。我们认为，在第一次爆发结束前几周，发生了一次巨大的热核爆炸，即富中子氧或氖同位素不稳定燃烧产生的“超爆”，释放出10^44尔格，密度约为10^11 g/cm ^3。这将是第一次观察到超爆，这些将是极其罕见的事件，因为爆炸层的建立需要大约一千年的吸积历史。尽管超暴的能量输出很大，但由于其深度，在吸积阶段并没有产生任何明显的光度增加，只能通过其对中子星后来冷却的印记来识别。
2022-02-08 astro-ph.HE
Shock-cooling Constraints via Early-time Observations of the Type IIb SN 2022hnt
本研究通过多波段测光观测IIb型超新星2022hnt的早期窄峰，拟合激波冷却模型以约束前身星半径和富氢包层质量，并提出了未来研究IIb型超新星爆炸性质的标准化框架。
2025-01-28 astro-ph.HE
White dwarf deflagrations for Type Iax supernovae: Polarisation signatures from the explosion and companion interaction
越来越多的证据表明Iax型超新星可能是双星系统中质量为1000亿克拉塞卡的白矮星的热核爆燃的结果。我们进行蒙特卡罗辐射转移模拟和预测光谱偏振功能起源于超新星爆炸和随后的喷出物与伴星的相互作用。具体来说，我们计算视角相关的流量和偏振光谱的3D模型模拟爆燃的一个brasekhar质量的白矮星，并为第二个模型，模拟喷出物与主序星的相互作用。我们发现，内在的信号是弱极化，只有温和的视角依赖，由于整体的球形对称性的爆炸和去极化贡献的铁族元素占主导地位的喷出物组成。与伴星的相互作用在喷出物中形成了一个空洞，并产生了一个可检测的，但适度的信号，只有在相对蓝色的波长（$\lesssim$ 5000 $\unicode{x212B}$）才有意义。特别是，越来越微弱和红色的光谱预测观察者的取向进一步从腔，而一个温和的偏振信号$P\sim0.2$ %被发现在蓝色波长的取向30 $^\circ$和45 $^\circ$远离腔。我们发现一个合理的协议之间的相互作用模型，从这些方向和光谱偏振数据SN 2005HK和解释的最大光偏振信号在蓝色波长看到这个事件作为一个可能的签名的喷出物同伴的相互作用。我们鼓励进一步的极化观测SNe Iax测试我们的结果是否可以扩展和推广到整个SN Iax类。
2020-02-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Importance of $^{56}$Ni production on diagnosing explosion mechanism of core-collapse supernova
$^{56}$ Ni是超新星爆发的一个重要指标，它表征了光变曲线。尽管如此，爆炸能量而不是$^{56}$ Ni经常受到爆炸机理界的关注，因为它比$^{56}$ Ni的量更容易从数值数据估计。然而，最终的爆炸能量很难通过详细的数值模拟来估计，因为目前的模拟不能达到典型的爆炸能量饱和时间尺度。相反，$^{56}$ Ni的量在短时间尺度内收敛，使得它将是爆炸机制的更好探针。通过数值模拟和解析模型研究了超新星喷发物中爆炸核合成合成$^{56}$ Ni的量。对于数值模拟，我们采用拉格朗日流体动力学代码，其中中微子加热和冷却项考虑灯泡近似。初始条件取自Woosley & Hegel（2007），其在零年龄主序列中具有12、15、20和25 $M_\odot$。我们还开发了一个分析模型，它给出了一个合理的估计量的$^{56}$镍。我们发现，为了产生足够量的$^{56}$ Ni，$\mathcal{O}(1)$ Bethe的$^{-1}$的爆炸能量的增长率是必要的，这是远远大于在最近的爆炸模拟中发现的，典型的$\mathcal{O}(0.1)$ Bethe的$^{-1}$。
2017-04-16 astro-ph.HE
Applying the Jet Feedback Mechanism to Core-Collapse Supernova Explosions
本文研究了一种机制，通过这种机制，一个新形成的中子星（NS）或一个黑洞（BH）在核心坍缩超新星（CCSN）中心发射的两个快速窄喷流形成两个缓慢的大质量宽（SMW）喷流。在一些数值模拟中，这种SMW喷流被假定为初始条件，证明SMW喷流可以驱逐坍缩恒星的其余部分。原始的快速窄喷流必须通过冲击波将能量储存在恒星内部，并形成两个热气泡，加速更大的质量以形成SMW喷流。为了防止射流穿透仍然下落的气体并逃逸而不是形成热气泡，射流应该遇到新鲜的下落气体。如果射流的轴线改变其方向，则满足该条件。导出了精确的条件。此外，为了维持小中微子冷却，快速窄喷流必须在距离核心r>1000 km处受到冲击，这样大部分冲击后能量都在辐射中，温度不会太高。这里提出的方案被证明能够抑制新形成的星系中的恒星形成，并在冷却流星系团和行星状星云中形成SMW喷流。也就是说，我认为CCSN中心的NS（或BH）关闭了自己的增长，并通过与超大质量BH关闭自己的增长相同的机制驱逐了剩余的可供吸积的质量，以及它们的宿主膨胀，在年轻的星系中。
2009-10-14 astro-ph.HE
SN 2009ip after a decade: The luminous blue variable progenitor is now gone
我们提出了新的HST成像测光的IIn型超新星（SN）2009 IP的网站采取了近十年后爆炸。自2012年类似SN事件以来，光源持续稳定衰减。在F606 W滤光片中，SN 2009 ip位置的源现在比静止的前身暗1.2等，该滤光片也被用来探测SN 2009 ip位置的亮蓝变星（LBV）前身。它比2009- 2011年的前SN爆发要暗6- 7等。这明确排除了源在2012年事件后恢复到先前状态的预测。相反，后期衰落符合终端爆炸的预期。在所有的可见光波长过滤器中，光源以相似的速度衰减，没有明显的颜色变化，因此也排除了发光的尘埃遮蔽幸存者或过渡到更热的LBV后幸存者的假设。然而，在一个狭窄的F657 N过滤器中检测到的具有稳定颜色和强H $α$发射的晚时连续谱，完全可以预期在一个十年之久的核心塌陷SN中与星周物质的持续激波相互作用。有趣的是，自2015年以来，紫外线通量几乎保持不变，这支持了之前的假设，即F275 W光追踪了一个年轻星团中的主序星OB。我们预计，可见光波长连续体最终将趋于平稳，追踪这个星系团的光。在没有任何额外爆发的情况下，将2012年事件视为终端SN爆炸似乎是谨慎的，我们讨论了可能的情况。
2022-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
A hot and luminous source at the site of the fast transient AT2018cow at 2-3 years after its explosion
本文报道了在哈勃空间望远镜（HST）拍摄的AT 2018 cow爆发后714 d和1136 d的图像上，在其快速蓝色光学瞬变（FBOT）位置发现了一个发光的晚期光源。该源在UV和光学波长下均被检测到，并且具有显著的H $α$发射。它在两个历元之间具有非常稳定的亮度和与$f_λ$ $\propto$ $λ^{-4.1 \pm 0.1}$一致的非常蓝的光谱能量分布（SED），即具有log（$T$ /K）$>$ 4.6的非常高的温度和log（$L$ / $L_\odot$）$>$ 7.0的亮度的热黑体的瑞利-金斯尾部。这个后期来源不太可能是偶然对齐的不相关物体，或者是由于AT 2018 cow的光回波。其他可能的情况也有一些困难，在解释这个晚时间的来源，包括伴星（S），星团，幸存的祖星，与星周介质（CSM）的相互作用，磁星，或在潮汐破裂事件（TDE）的延迟吸积。长期、多波长的监测将有助于解决其性质，最终揭示“牛”的起源。
2022-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Convection-Aided Explosions in One-Dimensional Core-Collapse Supernova Simulations I: Technique and Validation
大多数一维的核心坍塌模拟无法爆炸，但多维模拟经常爆炸。一个主要的多维效应是中微子驱动的对流。我们将对流模型近似一维核心坍缩超新星（CCSN）的模拟。这就是1D+的方法。这种对流模型将爆炸所需的中微子光度降低了30%，类似于多维模拟中观察到的减少。该模型基于Mabanta & Murphy（2018）的全球湍流模型，并对中微子驱动对流的平均场湍流进行建模。在这个初步的调查中，我们使用简单的中微子加热和冷却算法比较的临界条件在二维模拟中观察到的临界条件的1D+模拟。定性地说，1D+和二维模拟中的临界条件是相似的。对流模型中的假设会影响密度、熵和温度的径向分布，与三维模拟的分布进行比较将有助于校准这些假设。这些1D+模拟与等效二维CCSN模拟的剖面和爆炸条件一致，但速度快约100倍，并且1D+处方有可能比三维CCSN模拟快约100，000倍。1D+技术将非常适合测试数千个原型的可爆炸性。
2019-01-31 astro-ph.HE
Gravitational Wave Signatures of Magnetohydrodynamically-Driven Core-Collapse Supernova Explosions
通过一系列二维、狭义相对论磁流体力学（MHD）模拟，研究了磁流体驱动的核塌缩超新星中的引力波特征。为了提取引力波形，我们提出了一个包含磁场和相对论修正的应力公式。通过参数化地改变坍缩前的磁场和初始角动量分布，我们计算了12个模型。在微观物理方面，采用了一个现实的状态方程，并通过一个多味中微子泄漏方案考虑了中微子冷却。通过这些计算，我们发现，总GW振幅表现出一个单调增加反弹后的模型与一个强大的崩溃前磁场（$10^{12}$ G）也与快速旋转施加。我们表明，这种趋势源于大的径向速度的MHD流出的动力学贡献，也从占主导地位的环形磁场，主要触发MHD爆炸的磁贡献。对于具有较弱初始磁场的模型，反弹后的总GW振幅几乎保持为零，因为来自磁场的贡献与来自流体动力学对应物的贡献相抵消。通过对爆炸动力学的分析，可以清楚地了解这些特征。我们指出，GW信号的增长趋势，可能是可见的下一代探测器的银河系超新星，将与MHD爆炸与爆炸能量超过$10^{51}$尔格。
2011-08-19 astro-ph.HE
The Ring Nebula Around the Blue Supergiant SBW1: Pre-Explosion Snapshot of a SN 1987A Twin
SBW 1是一颗B超巨星，周围环绕着一个环状星云，是SN 1987 A的孪生兄弟。我们目前的图像和光谱SBW 1与HST，斯皮策，双子座南。SBW 1的HST图像没有显示出长的瑞利-泰勒指，这被认为是造成SN 1987 A环中的热点的原因，而是显示出几何上薄的cloudspiring环。SBW 1环的径向质量分布和不均匀性的大小尺度与SN 1987 A环非常相似，但没有更完整的盘，预期位于RT指的基部。这种结构可以解释为什么热点之间的SN 1987 A环的部分在超过15年后仍未变亮。我们提出的模型不需要一个快速的风与先前的红超巨星风碰撞。更令人惊讶的是，SBW 1的图像还显示了弥漫的H-α和热红外辐射填充环内部; 190 K尘埃主导了8-20微米的光度（但只包含1 e-5 Msun）。温度较低（85 K的尘埃存在于赤道环本身（尘埃质量为5e-3 Msun）。弥散辐射从中心恒星向内延伸至1角秒，在那里缺乏辐射意味着被风挖掘出的内洞。我们认为，环内的漫射辐射来自于致密环光蒸发物质的电离流，它阻止了超巨星风在赤道的前进。这种内部发射可能对应于一种假设存在于SN 1987 A周围的结构，这种结构从未被直接检测到。我们认为，光致电离可以发挥重要的动力学作用，在塑造环状星云，我们推测，这可能有助于解释的起源极环围绕SN 1987 A。节略。
2012-11-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Shocked jets in CCSNe can power the zoo of fast blue optical transients
本文提出富氢坍缩恒星发射的相对论性喷流与恒星相互作用形成激波茧层，其冷却辐射可同时解释快速蓝色光学暂现源的光学、射电和X射线多波段观测特征，并排除了非准直外流模型。
2025-07-21 astro-ph.HE
Thermal evolution of massive compact objects with dense quark cores
我们研究了包含低质量强子和高质量夸克-强子恒星的紧凑物体序列的热演化，这些物体是从微观激发的状态方程构造的。研究了温度-年龄平面上的冷却径迹随无隙参数（红绿夸克对能隙与电子化学势之比）和蓝夸克能隙大小的变化。在红-绿通道中的配对被建模为假设非均匀超导相，以避免速子不稳定性和比热的异常;蓝色冷凝物被建模为Bardeen-Cooper-Schrieffer（BCS）型彩色超导体。我们发现，含有夸克物质的大质量恒星在中微子冷却时代冷却得更快，如果其中一种颜色（蓝色）是不成对的和/或其余的颜色（红绿）在非均匀的无隙超导状态下配对。冷却曲线沿序列显示出显著的变化，因为模型的质量（或中心密度）是变化的。这一特性提供了一个微调模型的手柄，使其适合于相同年龄中子星表面温度的数据。在后期光子冷却时代，我们观察到模型温度排列的反转，即，经历快速中微子冷却的恒星比缓慢冷却的恒星更热。
2011-10-18 astro-ph.HE nucl-th
Late Engine Activity in Neutron Star Mergers and Its Cocoon: An Alternative Scenario for the Blue Kilonova
本研究针对GW170817中早期蓝千新星的起源难题，通过解析建模研究中子星并合晚期喷流在抛射物中的传播，发现晚期喷流加热的包层辐射可解释蓝千新星，并估算了相关探测率，为中子星并合研究提供了新的电磁探测途径。
2024-01-26 astro-ph.HE
Type II supernova energetics and comparison of light curves to shock-cooling models
在爆炸后的最初几天里，II型超新星（SNe）主要是由相对简单的物理学决定的。因此，关于早期SN在紫外（UV）和光学波段的光变曲线的理论预测是相当稳健的。我们提出，第一次，$57$ $R$ -波段II型SN光变曲线的样本，以及在他们的上升过程中，有$>5$检测发现后的第一个10天内，以及一个良好的约束时间内爆炸$1-3$天。我们表明，通过将早期光学数据与Rabinak & Waxman（2011）的模型进行比较，可以推导出每单位质量的能量（$E/M$）大致为5倍，而仅根据$R$ -波段数据无法确定祖半径。我们发现，II型SN爆炸能量跨越一个范围$E/M=(0.2-20)\times 10^{51} \; \rm{erg/(10 M}_\odot$），并有一个平均能量每单位质量的$\left\langle E/M \right\rangle = 0.85\times 10^{51} \; \rm{erg/(10 M}_\odot$），修正Malmquist偏差。假设原始物质的分布很小，这表明爆炸能量的内在多样性很大。此外，$E/M$与爆炸中产生的$^{56}\rm{Ni}$的量正相关，正如最近的一些堆芯坍塌模型所预测的那样。我们进一步提出了几个经验相关性。峰值幅度与下降速率（$Δm_{15}$）相关，下降速率与上升时间弱相关，上升时间与峰值幅度不显著相关。下降速度越快的SNe越亮，上升…
2015-11-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
Shock Cooling and Possible Precursor Emission in the Early Light Curve of the Type II SN 2023ixf
本研究分析II型超新星SN 2023ixf的早期光变曲线，通过激波冷却模型估算前身星半径，发现爆炸首日光度异常，提出该超额辐射可能源于激波在前身星系统中传播的持续辐射。
2023-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dense Iron Ejecta and Core-collapse Supernova Explosion in the Young Supernova Remnant G11.2-0.3
我们提出的结果，近红外光谱观测致密（$\simgt$ 10 $^3$厘米$^{-3}$）铁喷出物在年轻的核心塌陷超新星遗迹G11.2-0.3。预计靠近其中心的五个喷出物节显示出多普勒频移的大分散：东部的两个节的蓝移超过1，000 \kms，而西部的三个节的蓝移相对较小，为20-60 \kms。这种速度差异可能表明，西方的结已经显着减速或存在系统的速度差异之间的结。另一方面，在西北边界的一个喷出物丝状体红移了$\simgt$ 200 \kms，而在东南边界的相反丝状体显示出可以忽略的径向运动。一些结和细丝有二次速度分量，和一个结显示了弓形激波的速度结构的功能。铁的喷出物似乎没有来自其他重元素的强烈辐射，例如S，这可能证明了在靠近其中心的核心坍缩超新星爆炸的爆炸性核合成过程中富含α的冻结过程。Fe喷出物在西北和东南方向的显著两极分布，以及中央脉冲星风星云在垂直方向的伸长，与超新星主要沿西北和东南方向爆炸的解释一致。
2009-08-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Actinide crystallization and fission reactions in cooling white dwarf stars
冷却的白矮星（WD）开始结晶时形成的第一批固体预计将大大富含锕系元素。这是因为WD物质的熔点标度为$Z^{5/3}$，且锕系元素具有最大的电荷$Z$。我们估计，这些固体可能富含锕系元素，它们可以支持裂变链式反应。这种反应可能会点燃碳燃烧，并导致热核超新星（SN Ia）中孤立WD的爆炸。我们的机制可能解释超新星Ia与sub-Bracrasekhar喷出物质量和短延迟时间。
2021-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Cooling compact stars and phase transitions in dense QCD
我们报告了新的模拟冷却的紧凑型恒星包含夸克核心和更新适合的Cas A快速冷却数据。我们的模型是建立在这样一个假设上的，即在Cas A中的恒星的瞬态行为是由于在恒星核心的致密QCD物质内的相变。具体地说，快速冷却是由于中微子发射的增强，这是由从完全带隙的、双味的、红绿色超导夸克凝聚体到超导晶体或替代的无带隙的、色超导相的转变触发的。蓝色凝聚体被模拟为具有自旋1配对序参量的Bardeen-Cooper-Schrieffer（BCS）型彩色超导体。我们研究的灵敏度适合的相变温度，蓝夸克的配对间隙和时间尺度表征的相变（后者建模的宽度参数）。这些参数在其最佳拟合值附近的相对变化大于$10^{-3}$会破坏数据的拟合。我们证实了以前的发现，冷却曲线显示出显着的变化作为一个紧凑的恒星质量的函数，这使得一个占分散在热发射中子星的表面温度的数据。
2016-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Neutrino-driven supernova of a low-mass iron-core progenitor boosted by three-dimensional turbulent convection
我们提出了第一个成功的模拟中微子驱动的超新星爆炸的三维（3D），使用普罗米修斯顶点代码与轴自由阴阳网格和一个复杂的治疗三味，能量依赖的中微子运输。它的前身是一颗不旋转的零金属量9.6 Msun恒星，有一个铁的核心。而在球对称向外冲击加速度设置在反弹后300毫秒后，一个成功的爆炸开始在约130毫秒反弹后的二维（2D）。三维模型爆炸的时间大致相同，但激波膨胀比二维模型快，爆炸能量增加更快，大约高出10%，大于10^50尔格。在3D中更有利的爆炸条件被解释为较低的温度，从而减少中微子排放的冷却层以下的增益半径。这使增益半径向内移动，并导致增益层中的质量更大，其更大的复合能量提高了3D中的爆炸能量。这些差异是由三维中与激波后对流相关的不太连贯、不太大质量和不太快速的对流下降气流造成的。在冷却层中，这些向下的吸积流的较不猛烈的冲击产生较少的冲击加热，因此减少了中微子发射的能量损失。因此，我们有，第一次，确定了一个减少的质量吸积率，较低的入流速度，和一个较小的表面填充因子的对流下降气流的后果，三维激波后湍流，促进中微子驱动的爆炸，并加强他们相比，2D的情况。
2015-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Updating the $^{56}$Ni Problem in Core-collapse Supernova Explosion
核心坍缩超新星（CCSN）爆炸机制的细节仍然需要完全理解。在多维流体动力学模拟中再现爆炸的成功例子越来越多，但随后的研究指出，这些模拟的爆炸能量$\dot{E}_\mathrm{expl}$的增长率不足以产生足够的$^{56}$ Ni来匹配观测。该问题在CCSNe中称为“$^{56}$ Ni问题”。然而，最近，一些研究表明，这个$^{56}$ Ni问题是从简单的爆炸模型。作为回应，我们调查的爆炸能量增长率$\dot{E}_\mathrm{expl}$的行为在CCSNe在一个更现实的模型的核合成的效果。我们采用一维拉格朗日流体动力学代码，其中我们考虑中微子加热和冷却条款与灯泡近似。我们重申，与以前的反驳研究一致，存在$^{56}$ Ni问题：虽然$^{56}$ Ni被合成为几乎相同的质量坐标，独立于$\dot{E}_\mathrm{expl}$，但在低$\dot{E}_\mathrm{expl}$模型中，一些最内层的物质未能逃逸，导致喷出物的最内层质量坐标向外部位置移动。将我们的结果与观测结果进行比较，我们发现，虽然现代慢爆炸在原则上可以重现标准II型SNe的观测结果，但这对于剥层包络SNe是不可能的。我们的发现对爆炸机制提出了强有力的限制。II型和剥层型SNe在前身结构和爆炸机制上存在显著差异。
2023-01-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-Explosion Properties of Helium Star Donors to Thermonuclear Supernovae
氦星-碳氧白矮星（CO WD）双星是热核超新星的潜在单简并祖先系统。重新访问一组二进制演化计算使用恒星演化代码$\texttt{MESA}$，我们完善我们以前的预测，哪些系统可以导致热核超新星，然后表征的氦星施主在爆炸时的属性。我们将这些模型属性转换为NUV/光学量级假设黑体光谱，并支持这种方法使用匹配的恒星大气模型。这些模型将是有价值的比较与爆炸前的成像为未来的超新星，虽然我们强调的观测困难，检测极蓝的同伴。与SN 2012 Z相关的爆炸前源被解释为氦星双星，包含一个最初在多天轨道上的超大质量WD。然而，我们的二元模型扩展到初始CO WD质量高达$1.2\,M_{\odot}$，我们发现，这些系统进行偏离中心的碳点火，因此预计不会产生热核超新星。这种张力表明，如果SN 2012 Z与氦星- WD双星相关联，那么来自系统的爆炸前光学光必须被双星环境显着修改和/或WD没有富碳的内部成分。
2021-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
The full evolution of supernova remnants in low and high density ambient media
超新星爆炸及其残余物（SNRs）驱动着重要的反馈机制，对宿主星系产生了相当大的影响。因此，对信噪比演化的认识对于理解星际介质的结构和星系的形成与演化具有重要意义。在这里，我们研究了均匀的环境介质中的信噪比的演变，从初始的，喷出物为主的阶段，到最后的，动量为主的阶段。数值模型是基于薄壳近似，并考虑了喷射气体和辐射冷却的配置。它准确地再现了众所周知的分析和数值结果，并允许一个研究的SNR在环境介质中的演变与广泛的密度$n_{0}$。结果表明，在高密度的情况下，强辐射冷却显着改变的冲击动力学和抑制Sedov-Taylor阶段，从而显着限制的反馈，信噪比提供给这样的环境。对于$n_{0}>5 \times 10^{5}$ cm $^{-3}$，由于强辐射冷却引起的冲击气体中的热压迅速下降，反向冲击没有到达爆炸中心。
2019-06-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
The spectra of a radiative reprocessing outflow model for fast blue optical transients
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area, Sun Yat-sen University（中山大学粤港澳大湾区子午线科学中心）
研究光学厚外流对中心源高能辐射的再处理过程，考虑频率依赖的不透明度，计算UV-光学-NIR波段光谱，并应用于FBOT AT2018cow，推断外流质量及中心残留物性质。
2025-09-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
From supernovae to neutron stars
用二维中微子辐射流体动力学程序模拟了一颗11.2 $M_{\odot}$星的引力坍缩、反弹和铁芯爆炸。爆炸是由中微子加热驱动的，辅之以多维流体动力学效应，如对流。爆炸阶段之后，我们继续模拟的质子中子星的热演化的$\sim$ 70 s时，地壳的中子星形成使用一维模拟。发现地壳在高密度区（$ρ\sim10^{14}$ g cm $^{-3}$）形成，并由内向外推进。这是第一个自洽的模拟，成功地遵循从坍缩阶段的质子中子星冷却阶段的多维流体动力学模拟的基础上。
2013-12-02 astro-ph.HE nucl-th
Matter Mixing in Aspherical Core-collapse Supernovae: Three-dimensional Simulations with Single Star and Binary Merger Progenitor Models for SN 1987A
我们对SN 1987A的非球面核坍缩超新星进行了三维流体动力学模拟。研究了四种前超新星模型和参数化非球面爆炸的影响。四个超新星前模型包括一个蓝超巨星（BSG）模型，该模型基于最近为SN 1987A的祖先开发的缓慢合并场景（Urushibata et al. 2018）。另外两个是基于单星演化的BSG模型和两个红超巨星（RSG）模型。在调查的爆炸（模拟）模型中，一个模型与二进制合并祖模型和不对称的双极爆炸，它调用一个喷流爆炸，最好的再现约束的质量高速$^{56}$镍，推断从观察到的[Fe II]线配置文件。二元并合先驱体模型的优点是C+O核和氦层的$ρ\,r^3$轮廓平坦且延伸较少，这可能是由于氦核质量小。从最佳爆炸模型出发，预测了双极爆炸轴的方向（最强爆炸方向）、中子星（NS）反冲速度及其方向。其他相关的影响和未来的展望也被给出。
2019-12-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Synchrotron and Inverse-Compton Signatures of Black to White Hole Explosions: Weibel-Mediated External Shocks in the Interstellar Medium
Department of Physics, Hanoi Pedagogical University 2（河内师范大学二系物理系）
该研究探究黑洞到白洞爆炸的抛射体扫过星际介质产生的非热电磁对应体，通过Weibel介导激波建模辐射过程，发现其余辉演化远快于经典长GRB，可作为区分其他快速瞬变的特征。
2026-08-17 astro-ph.HE gr-qc
SN 2024aecx: a fast-evolving Type IIb supernova with a prominent shock-cooling peak
School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚巴塔观测科学研究所）；Mahatma Jyotiba Phule Rohilkhand University（马哈特马·乔蒂巴·普尔·罗希尔坎德大学）；Department of Physics, Royal Holloway, University of London（伦敦大学皇家霍洛威学院物理系）；National Astronomical Research Institute of Thailand（泰国国家天文研究所）；Institute of Astrophysics, Central China Normal University（华中师范大学天体物理研究所）；Education Research and Application Center, National Astronomical Data Center（国家天文数据中心教育研究与应用中心）；Key Laboratory of Quark and Lepton Physics (Central China Normal University), Ministry of Education（教育部夸克与轻子物理重点实验室（华中师范大学））；Millennium Institute of Astrophysics（天体物理千年研究所）；Department of Physics, Indian Institute of Technology Roorkee（印度理工学院卢尔基分校物理系）；Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系）；Department of Applied Optics and Photonics, University of Calcutta（加尔各答大学应用光学与光子学系）；Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy (CASSACA), National Astronomical Observatories, CAS（中国科学院南美天文中心（CASSACA），中国科学院国家天文台）；Centre for Astrophysics Research, University of Hertfordshire（赫特福德大学天体物理学研究中心）
SN 2024aecx是一颗快速演化型IIb超新星，通过高频率观测揭示其冲击冷却峰值和双星前身系统特征。
2025-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
