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
Cosmic Chandlery with Thermonuclear Supernovae
热核（Ia型）超新星是明亮的恒星爆炸，其光变曲线可以被校准，以允许用作测量宇宙学距离的“标准烛光”。当代的研究调查了事件的亮度如何受到祖系统的性质的影响，这些性质来自宿主星系的性质，如成分和年龄。目标是更好地理解系统效应，并评估亮度的内在散射，从而减少宇宙学研究中的不确定性。我们提出的结果，从合奏的模拟在单一的退化范例解决年龄和金属丰度的事件的亮度的影响，并比较我们的结果与观察到的亮度变化与宿主星系的属性。我们还介绍了“混合”祖模型，将最近的进展恒星演化的结果。
2016-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectra of supernovae in the nebular phase
当超新星在几个月后进入星云阶段时，它们揭示了其内部深处的光谱指纹，由爆炸产生的放射性发光。我们有一个独特的机会来看看爆炸的恒星内部是什么样子。线的轮廓和光度编码的信息，物理条件，爆炸和流体静力学核合成，和喷出物的形态，这链接到祖属性和爆炸机制。本文综述了超新星星云相光谱形成的基本性质。喷出物的形态和线轮廓形状之间的形式主义推导，包括散射和吸收的影响。线光度表达式推导出各种物理限制，从文献中的应用程序的例子。在超新星喷出物的工作，包括伽马射线沉积，非热电子降解，电离和激发，和辐射转移的物理过程进行了说明，并与先进的光谱模型的计算和应用。一些结果来自迄今为止的星云相超新星分析进行了讨论。
2017-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revealing the binary origin of Type Ic superluminous supernovae through nebular hydrogen emission
我们认为在Ic型超亮超新星iPTF 13 ehe中观测到的星云H-α辐射来自于超新星喷出物与伴星碰撞时从伴星上剥离的物质，辐射的时间演化、谱线展宽和整体蓝移与这一解释是一致的。我们缩放星云的H-α光度预测Ia型超新星在单简并系统中，以获得剥离的质量需要解释的H-α光度的iPTF 13 ehe。我们发现剥离质量为0.1 - 0.9太阳质量，假设超新星光度是由放射性或磁星自旋下降。由于需要一个中央加热源来激发H-α发射，如果H-α发射来自剥离物质，则相互作用动力模型不适合iPTF 13 ehe。我们推导出一个超过20个太阳质量的伴星质量和一个小于20个伴星半径的双星分离的基础上的剥离效率在碰撞过程中，表明超新星的祖先和伴星形成了一个巨大的紧密的双星系统。如果Ic型超亮超新星通常发生在大质量的近距离双星系统中，那么先前在几颗Ic型超亮超新星中观察到的早期增亮也可能是由于与近距离伴星的碰撞。对未来Ic型超亮超新星中星云氢发射的观测将使我们能够检验这一解释。
2015-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nebular Models of Sub-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernovae: Clues to the Origin of Ca-rich Transients
我们使用非本地的热平衡辐射传输模型来研究观测到的签名sub-Bracrasekhar质量双爆轰在星云阶段。结果范围从光谱看起来像典型的和亚发光的Ia型超新星（SNe）的高质量的祖先的光谱看起来像钙丰富的瞬变较低的质量的祖先。这种点火机制产生了固有的关系之间的发射功能和祖质量的比率的星云[Ca II]/[Fe III]发射线的增加与减少白矮星质量。通过检查观测到的超新星样本中的[Ca II]/[Fe III]星云谱线比率，我们发现了进一步的证据，证明Polin等人通过Si II速度和B带星等之间的关系（都是在峰值亮度时）确定了两种不同的Ia超新星。这表明Ia型超新星起源于一个以上的祖先通道，并提供了一种基于物理起源对事件进行分类的经验方法。此外，我们提供洞察力的神秘起源的富钙瞬变。低质量的双爆轰模型，只有一个小的质量分数的钙（1%）产生星云光谱，主要通过禁止[钙II]排放冷却。
2021-01-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Delay Times and Rates for Type Ia Supernovae and Thermonuclear Explosions from Double-detonation Sub-Chandrasekhar Mass Models
我们提出的理论延迟时间和热核爆炸率，被认为是生产Ia型超新星，包括双爆子Bracrasekhar质量模型，使用人口合成二进制演化代码StarTrack。如果在白矮星表面的氦积累层中爆炸后，亚克拉塞卡质量的碳氧白矮星的爆炸（“双爆炸”模型）能够产生与超新星Ia相似的热核爆炸，那么这些亚克拉塞卡质量的爆炸至少可以解释观测到的超新星Ia速率的一部分。不管是否所有的双爆炸看起来像“正常”的超新星Ia，在任何情况下，爆炸预计是明亮的，因此可能被检测到。此外，我们发现，双爆轰的子-Brachasekhar质量超新星Ia的延迟时间分布可以分为两个不同的形成通道：“即时”氦星通道的延迟时间<500百万年（所有的子-Brachas的10%），和“延迟”双白矮星通道，延迟时间>800百万年跨越到哈勃时间（~90%）。这些发现与最近的观测得出的延迟时间分布相吻合，后者揭示了大量的超新星Ia的延迟时间小于5亿年，而相当一部分的延迟时间也跨越了~1 Gyr到哈勃时间。
2011-06-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Remnants of Subdwarf Helium Donor Stars Ejected from Close Binaries with Thermonuclear Supernovae
一些由白矮星（WD）和热亚矮星（sdB）氦星组成的双星系统将在sdB星的氦燃烧寿命内发生接触。WD上的吸积氦不可避免地经历热核不稳定性，导致爆炸，预计将过渡到WD核心，并导致热核超新星，而施主轨道附近的高速。最近发现的快速移动的对象，占据不寻常的位置上的HR图的动机，我们探讨了热核超新星的捐助者在这个特定的双爆炸的情况下的影响。我们使用MESA模型的二进制爆炸的时刻，然后三维雅典娜++模型的超新星喷出物与施主星的流体动力学相互作用，计算的质量被剥离的量和熵沉积在深恒星内部的强冲击，横穿it.We表明，这些施主残余物喷出的速度主要由其轨道速度：$700-900\ \rm km\ s^{-1}$。我们通过在MESA模型中引入激波熵来模拟残骸的长期热演化。作为对这种熵变的反应，施主残余物会膨胀并变亮，时间跨度从$10^6-10^8$年不等，这给了这些逃逸恒星足够的时间在它们离开银河系之前观察到它们的膨胀状态。即使在表面层被剥离后，一些施主仍保留足够的质量来恢复核心氦燃烧，并进一步延迟衰减超过$10^8$年。
2019-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Thermonuclear explosions as Type II supernovae
本研究模拟碳氧白矮星与红巨星氦核在公共包层内并合引发的双重爆轰，发现其可呈现约40天的IIP型超新星平台光变，并提出鉴别诊断。
2024-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear .Ia Supernovae from Helium Shell Detonations: Explosion Models and Observables
在AM CVn系统的早期演化过程中，氦在适合不稳定热核点火的条件下被吸积到白矮星的表面。由对流燃烧相在He包层中引起的湍流运动变得足够强，以影响燃烧锋的传播，并可能导致爆震的发生。这样的结果将产生放射性同位素和一个微弱的快速上升的热核“Ia”超新星。在本文中，我们提出了流体动力学爆炸模型和可观察到的结果，这些He壳爆炸的范围内的初始核心和信封群众。UVOIR辐射热光度计峰值的范围为10倍（从5e 41 - 5e 42 erg/s），R带峰值的范围为M_R，峰值= -15到-18。所有波段的上升时间都非常快（<10 d），但由于二次近红外增亮，红色波段的下降速率比蓝色波段慢。核合成主要产生重α链元素（40 Ca到56 Ni）和未燃烧的He。因此，峰值光周围的光谱缺乏中间质量元素的迹象，并占主导地位的钙和钛的功能，与警告，我们的辐射转移代码不包括非热效应必要的生产他的功能。
2010-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical and Physical Challenges to Nebular Spectroscopy in Thermonuclear Supernovae
该研究针对热核超新星星云光谱模拟的物理与数值挑战，利用非LTE流体动力学辐射代码HYDRA分析高能转化、紫外光学厚等效应，验证了近钱德拉塞卡质量偏中心延迟爆轰模型可复现JWST观测的Ia型超新星光谱特征。
2025-01-13 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Modeling subgrid combustion processes in simulations of thermonuclear supernovae
Ia型超新星被认为是由碳氧白矮星恒星残骸的热核燃烧产生的。然而，导致观测到超新星的详细爆炸场景和恒星进化起源场景（或多个场景）仍然相当不确定。对所提出的设想的主要检验之一是与例如从超新星光谱推断出的爆炸产物进行比较。进行这种比较需要通过模拟所提出的方案来计算燃烧动力学和产物。在这里，我们讨论了两个具体的爆炸方案，爆燃-爆轰过渡和氦壳双爆轰，考虑到这两个例子，我们继续讨论在这些爆炸中发生的燃烧的计算建模的挑战。亚音速和超音速传播的反应前沿进行了讨论，分别称为爆燃和爆轰。燃烧的几个主要阶段发生在长度和时间尺度上，这些尺度比爆炸模拟中的尺度小许多数量级。试图捕捉这种次网格行为的模型和这些模型的验证进行了简要讨论。
2019-08-16 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Remnants and ejecta of thermonuclear electron-capture supernovae: Constraining oxygen-neon deflagrations in high-density white dwarfs
电子俘获超新星（ECSNe）的爆炸机制仍然是模棱两可的。我们试图限制爆炸机制（中子星形成内爆或热核爆炸）和ECSNe的发生频率使用核合成模拟后一种情况下，人口合成，太阳丰度分布，太阳前陨石氧化物颗粒同位素比测量和白矮星质量半径关系。示踪剂粒子从3D流体动力学模拟后处理与一个大的核反应网络，以确定完整的组成状态的绑定ONeFe残留物和喷出物，和人口合成模拟进行，以估计ECSN率相对于CCSN率。三维爆燃模拟大大过量产生富中子同位素$^{48}$ Ca，$^{50}$ Ti，$^{54}$ Cr，$^{60}$ Fe和几个Zn同位素相对于它们的太阳丰度。利用太阳丰度分布作为约束条件，我们将热核ECSNe的频率上限定为核心坍缩超新星（FeCCSNe）发生频率的1 $-$ 3~ 1%.这与单颗恒星的ECSNe估计值相当或低1~dex。产率的上限也与我们的人口合成模拟的预测相对较好地一致。喷出物中的$^{54}$ Cr/ $^{52}$ Cr和$^{50}$ Ti/ $^{48}$ Ti同位素比率与最近对极端太阳前陨石氧化物颗粒的测量结果几乎完全匹配，如果喷出物在与星际介质混合之前冷凝，$^{53}$ Cr/ $^{52}$ Cr也可以匹配。这些爆炸的束缚ONeFe WD残余物的理论质量-半径关系显然与几个观测WD候选人一致。
2019-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear explosions of rapidly differentially rotating white dwarfs: Candidates for superluminous Type Ia supernovae?
观测到的“超亮”Ia型超新星的子类缺乏令人信服的理论解释。如果这类天体的辐射完全是由爆炸中形成的镍-56放射性衰变提供动力，那么就需要一颗不旋转的白矮星的母星质量接近或甚至超过克拉塞卡极限。显著超过该极限的质量可以通过差动旋转来支撑。因此，我们探索爆炸和预测不同的情况下产生的差异旋转的碳氧白矮星接近各自的稳定极限的观测值。具体来说，我们已经研究了一个提示爆震模型，爆炸后的初始爆燃阶段（“延迟爆震”模型），和一个纯爆燃模型。在后处理步骤中，我们进行了核合成和三维辐射转移计算，这使我们能够第一次从我们的模型中一致地获得合成观测值。我们发现，所有涉及爆炸的爆炸场景产生非常明亮的事件。然而，对它们的观测预测与任何已知的Ia型超新星的子类都不一致。纯粹的爆燃类似于2002 cx型超新星，可能是这类超新星的一部分。我们讨论了我们的发现的爆炸机制和差异旋转的白矮星作为超新星祖先的存在的影响。
2018-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Deep Search for Prompt Radio Emission from Thermonuclear Supernovae with the Very Large Array
对Ia型超新星（SNe Ia）周围星周物质的探测是对Ia型超新星祖先性质的最有力的检验之一，射电观测提供了对这种物质的特别敏感的探测。在这里，我们报告了Ia超新星及其低光度热核表亲的射电观测结果。我们提出了最大的，最灵敏的，光谱多样性的研究提示（Δ t <~ 1年）的85热核SNe的射电观测，包括25个由我们的团队获得的前所未有的深度的卡尔G。Jansky甚大阵。根据这些观测结果，SN 2012 cg与SN 2011 fe和SN 2014 J一起成为一个Ia型SN，具有非常深的射电极限和极好的时间覆盖（6个历元，爆炸后5--216天，Mdot/v_w <~ 5 x 10^-9 M_sun/yr /（100 km/s），假设Bdot_B = 0.1，Bdot_e = 0.1）。所有的观测结果都没有探测到，这对星周物质的存在产生了很大的限制。我们提出的时间和频谱的分析模型，从热核SNe预期从风分层或均匀密度介质的相互作用的即时无线电发射的演变。这些模型使我们能够限制原始物质的质量损失率，假设风速v_w=100 km/s，限制范围为Mdot <~ 10^-9- 10 ^-4 M_sun/yr。我们比较我们的无线电约束与银河系共生双星的测量，得出结论，<10%的热核SNe有红巨星同伴。
2015-10-26 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Hot subdwarf stars and their connection to thermonuclear supernovae
热次矮星（sdO/Bs）是演化的核心氦燃烧恒星，具有非常薄的氢包层，可以通过普通的包层喷射形成。与大质量白矮星（WD）相伴的近距离sdB双星是Ia型热核超新星（SN Ia）的潜在祖先。我们发现了这样一个祖先候选者，以及一个幸存的伴星的候选者，它逃离了银河系。通过交叉匹配已知的sdB星与自行和光变曲线星表，已经发现了这两种类型天体的更多候选者。盖亚任务将提供我们热亚矮星样本中所有恒星的精确天体测量和光变曲线，并将使我们能够编制一个更大的全天星表。通过这种方式，我们有望找到数百个祖先双星和被驱逐的伴星。
2016-04-19 astro-ph.SR
Combustion in thermonuclear supernova explosions
Ia型超新星与白矮星的热核爆炸有关。燃烧过程在核反应中转化物质，释放出爆炸恒星所需的能量。与此同时，它们产生放射性物质，为辐射提供动力，并引起可观测物质的形成。因此，燃烧过程的物理机制，在这里审查，是理解这些天体物理事件的关键。理论建立了两种不同的燃烧前沿传播模式：亚音速爆燃和超音速爆震。两者都被认为在热核超新星中起着重要作用。讨论了爆燃和爆轰的物理本质和理论模型，并给出了数值实现。由于这些现象涉及的空间尺度范围很广，因此出现了一个特别的挑战。燃烧波及其与流体流动和不稳定性的相互作用都不能在模拟中直接解决。大量的建模工作需要一致地捕捉这样的效果和相应的技术进行了详细讨论。它们构成了现代热核超新星爆炸多维流体动力学模拟的基础。简要地提到了热核超新星爆炸中的爆燃转爆轰问题。
2017-03-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Oxygen Features in Type Ia Supernovae and the Implications for the Nature of Thermonuclear Explosions
O I 7773吸收特征是Ia型超新星（SNe~Ia）的一个重要光谱指标，可用于追踪爆炸中的白矮星外层未燃烧物质。在这项工作中，我们使用大样本的SNe~Ia来检查这种吸收在早期阶段（即，-13天<t <-7天），并与Si~ Ⅱ 6355和Ca~ Ⅱ近红外三重态的吸收特征进行了比较。我们表明，对于一个子群的光谱正常SNe正常光球速度（即，vsi <12，500 km s^{-1}），O~I的高速特征线强度与Si~II（或Ca~II）的高速特征线强度呈负相关，并且与Ia超新星的光度也呈负相关。这一发现以及我们在O~ IHVF中发现的其他特征表明，对于这一SNe~Ia亚群，爆炸性氧燃烧发生在超新星的最外层，燃烧的差异可能导致观测到的多样性，这与流行的延迟爆轰模型的Ekrasekhar质量WD非常一致。
2016-05-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nebular Spectra of 111 Type Ia Supernovae Disfavor Single Degenerate Progenitors
我们把统计约束Ia型超新星（Ia型超新星）的祖先使用227星云相位谱的111 Ia型超新星。我们没有发现任何星云相位谱中的剥离伴星发射的证据。使用最近的流体动力学模拟，对每个光谱中可能未被检测到的质量量设置了上限。有了这些零检测，我们把观测$3σ$上限的部分超新星Ia，产生通过经典的H-丰富的非简并同伴的情况下<5.5%。此外，我们设定了一个试探性的$3σ$上限的He星祖场景<6.4%，虽然进一步的理论建模是必要的。这些限度是指我们最具代表性的样本，包括正常、91 bg样、91 T样和“超级阿帕拉塞卡”\sne，但不包括SNe Iax和SNe Ia-CSM。作为我们分析的一部分，我们还推导出一个星云相位菲利普斯关系，它近似的亮度从$150-500$ ~天后，最大使用峰值幅度和下降率参数$Δm_{15} (B)$的超新星Ia。
2019-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Predicted spatial and velocity distributions of ejected companion stars of helium accretion-induced thermonuclear supernovae
热核超新星（SNe），其中一个子集是非常重要的SNe类型，Ia，仍然是现代天体物理学中了解较少的现象之一。近年来，单一的简并氦（He）供体通道，其中一个白矮星（WD）吸积富氦物质从一个氢耗尽的伴星，已成为这些事件的一个有前途的候选祖先场景。在这种情况下，一个悬而未决的问题是伴星的命运，这将是明显的失控热亚矮星（He sdO/B）在SN事件的后果。以前的研究表明，弹射伴星的运动学特性提供了一个机会，更仔细地检查SN祖系统的属性。然而，由于观测到的物体数量与理论预测不符，这种机制的可行性受到质疑。在这项研究中，我们首先合成了一个人口的伴星弹出上述机制，考虑到预测的喷射速度，推断人口密度在银河系（Gal.）质量分布和随后的运动学在Gal。潜力然后，我们讨论这个人口的天体测量性质。我们提出了$10^{6}$个人弹射轨迹，数值计算与一个新开发的，轻量级的仿真框架。预计在Gal方向上会出现近距离物体密度分布的峰值。中心如果实现了整个考虑的质量范围，径向速度分布应在500 \kms处显示峰值。如果仅考虑接近的US 1，708类似物，则在（$\sim750-850$）\kms处应存在峰。我们发现，令人费解的缺乏确认幸存的伴星的热核SNe，虽然可能是一个观测相关的选择效应，可能表明选择对高质量的捐助者在SD的他捐助者通道。（-abridged-）
2021-01-20 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
iPTF16abc and the population of Type Ia supernovae: Comparing the photospheric, transitional and nebular phases
Ia型超新星（SNe~Ia）爆发后几天内的早期观测可以获得有关其前身系统和爆发机制的关键信息。iPTF 16 abc是一个年轻的超新星Ia，具有良好的早期数据。在这里，我们提出了测光和光谱的SN在星云阶段。早期数据与SNe~Ia样本的比较显示出明显的特征，在早期阶段与正常SNe~Ia不同，但在最大光照后几周（即过渡相）和进入星云相时与正常SNe~Ia相似。透明度时标（$t_0$）的SNe~Ia的这个样本的范围之间的$\sim$ 25和41天，表明在喷出物质量的多样性。$t_0$也与峰值测热光度弱相关，与具有较高喷出物质量的SNe将产生更多$^{56}$ Ni的解释一致。比较$t_0$和最大光度，L $_{max}$ \，分布的SNe~Ia的样本的预测，从广泛的爆炸模型，我们发现一个迹象表明，sub-Brachasekhar质量模型跨越观测值的范围。然而，分布的亮端可以更好地解释由Krasekhar质量延迟爆轰模型，暗示在多个祖通道来解释所观察到的SNe~Ia的测热特性。iPTF 16 abc似乎与M $_{ch}$模型的预测一致。
2018-08-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Understanding nebular spectra of Type Ia supernovae
在这项研究中，我们提出了一维的，非本地的热力学平衡，辐射转移模拟（使用CMFGEN），其中我们引入微团在星云的时间到两个Ia型超新星喷出物模型。我们使用了一个含有1.02 M $_\odot$的sub-M $_{\rm Ch}$喷出物和一个含有1.40 M $_\odot$的M $_{\rm Ch}$喷出物模型。我们引入了聚团因子$f=$ 0.33、0.25和0.10，它们在整个喷出物中是恒定的，并与未聚团的$f=1.0$情况进行了比较。我们发现，结块是一种自然的机制，以减少喷出物的电离，减少排放[Fe III]，[Ar III]，和[S III]的几个因素。随着聚集因子$f$值的降低，[Ca II] $λλ$ 7291，7324双峰成为我们的M $_{\rm Ch}$模型的主要冷却线，但在我们的亚M $_{\rm Ch}$模型中仍然很弱。强[Ca II] $λλ$ 7291，7324表明该区域存在非热加热，可能会限制爆炸建模。由于稳定镍的丰度低，我们的亚M $_{\rm Ch}$模型从未显示出所有聚集值的[Ni II] 1.939微米诊断特征。
2019-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Close binary progenitors and ejected companions of thermonuclear supernovae
热次矮星（sdO/Bs）是演化的核心氦燃烧恒星，具有非常薄的氢包层，可以通过普通的包层喷射形成。具有大质量白矮星（WD）伴星的近距离sdB双星是Ia型热核超新星（SN~Ia）的潜在祖先。我们发现了这样一个祖先候选者，以及一个幸存的伴星的候选者，它逃离了银河系。通过交叉匹配已知的sdB星与自行和光变曲线星表，已经发现了这两种类型天体的更多候选者。我们发现了72个具有高银河系静止帧速度的sdO/B候选者，其中12个可能与我们的银河系无关。此外，我们发现了已知的第二紧凑的sdB+WD二进制。然而，由于WD伴星的质量较低，它不太可能是SN\，Ia的祖先。
2016-12-09 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
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
Iron-rich Metal-poor Stars and the Astrophysics of Thermonuclear Events Observationally Classified as Type Ia Supernovae. I. Establishing the Connection
在观测上被归类为Ia型超新星的热核事件的起源系统和爆炸机制是不确定的，并且很难使用Ia型超新星宿主星系、起源星系、光变曲线和遗迹的传统观测来唯一地约束。对于热核事件的子集是铁的多产者，我们使用已发表的理论核合成产率来确定一组元素丰度比，这些丰度比在贫金属恒星中不常见，但在一系列祖星系统和爆炸机制中共享：[Na，Mg，Co/Fe]<0。我们用这种丰度标志标记恒星“富铁贫金属”或IRMP星。我们认为，IRMP恒星形成的环境中占主导地位的热核核合成，因此，它们的元素丰度可以用来约束的祖系统和爆炸机制负责热核爆炸。我们在文献中确定了三个IRMP，并均匀地推断其元素丰度。我们发现BD+80 245、HE 0533- 5340和SMSS J034249.53- 284216.0的元素丰度最好地解释为亚克拉塞卡质量CO白矮星的（双）爆轰。如果我们对IRMP星的解释是准确的，那么它们在球状星团中应该是非常罕见的，在麦哲伦星云和矮球状星系中比在银河系的晕中更常见。我们建议，未来的研究IRMP星将量化不同的热核事件祖系统和爆炸机制的相对发生。
2023-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
[OI] 6300,6364 in the nebular spectrum of a subluminous Type Ia supernova
本文介绍和分析了一颗Ia型超新星SN 2010lp的晚期光谱。与1991年类似bg的超新星Ia在相当的年代一样，其光谱的特征是相对较宽的[Fe II]和[Ca II]发射线。然而，SN 2010 lp显示的是[OI] 6300，6364，而不是像1991 bg一样的SNe最内部区域的窄[Fe III]和[Co III]线，通常与核心坍缩SNe有关，以前从未在亚发光热核爆炸中观察到。[OI]特征具有复杂的轮廓，具有两个强的窄发射峰。这表明氧气分布在靠近喷出物中心的非球形区域，严重挑战了文献中讨论的大多数热核爆炸模型。我们的结论是，鉴于这些限制，暴力合并是目前最有希望的情况下，解释SN 2010lp。
2013-08-20 astro-ph.SR
On Simulating Type Ia Supernovae
Ia型超新星是明亮的恒星爆炸，其光变曲线可以作为宇宙学研究的距离指标。尽管它们在这方面的应用非常成功，但这些事件的祖先并不完全了解。我们描述了模拟Ia型超新星的热核失控发生在一个巨大的白矮星星的范例。我们描述的多尺度物理过程，现实的模型必须纳入和数值模型，我们雇用这些。特别是，我们描述了一个火焰捕获计划，解决了未解决的尺度上的湍流热核燃烧的问题。我们提出了我们的研究结果的Ia型超新星的系统学，包括亮度的趋势，从主机星系的属性，同意与观测。我们还提出了领导级架构的模拟性能结果。
2012-05-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Possible Circumstellar Interaction Origin of the Early Excess Emission in Thermonuclear Supernovae
本文提出星周物质模型，通过抛射物与星周物质相互作用解释Ia型超新星早期过量辐射，并指出需结合紫外、光学和射电多信使观测来研究其前身星系统。
2023-08-13 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
Pre-nebular light curves of type I supernovae
我们将超新星光变曲线的分析预测与最近来自SN 2011 fe（Ia），KSN 2011 b（Ia），Palomar Transient Factory（PTF）和La Silla-QUEST可变性调查（LSQ）（Ia）的高质量数据进行了比较。由于观测的稳定，快速节奏，KSN 2011 b提供了关于Ia超新星的独特的新信息：光变曲线的平滑度，这与爆炸期间显著的大规模混合一致，可能是由于3D效应（例如，Rayleigh-Taylor不稳定性），并为缓慢变化的泄漏（平均不透明度）提供支持。对于一个更复杂的光变曲线（SN 2008 D，SNIb），我们分离的光度由于多种原因，并指出放射性羽流的可能性。早期的亮度上升被证明是由热辐射和非热辐射的不透明度（泄漏率）的影响。阿内特规则的一般推导再次表明，它取决于加热等离子体的{ \em all}过程，而不仅仅是放射性过程，因此如果后者有多个加热过程，则Ia超新星将不同于Ibc超新星。
2017-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inferring the progenitor mass-kinetic energy relation of stripped-envelope core-collapse supernovae from nebular spectroscopy
本文利用星云光谱中[O I]/[Ca II]与[O I]宽度的相关性，推导剥离包层核心坍缩超新星的CO核质量–动能关系，发现富氦与缺氦亚型遵循同一标度律。
2023-03-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Measuring nickel masses in Type Ia supernovae using cobalt emission in nebular phase spectra
Ia型超新星（SNe Ia）的光变曲线是由早期$^{56}$ Ni到$^{56}$ Co的放射性衰变和爆炸后~60天$^{56}$ Co到$^{56}$ Fe的衰变提供动力的。我们研究的[Co III] 5892 A发射复合物在星云阶段的超新星Ia与多个星云光谱的演变，并表明，线通量如下的平方的质量的$^{56}$ Co作为时间的函数。这一结果表明，$^{56}$ Co衰变产生的正电子有效地进行了局部能量沉积，星云电离态也长期稳定。我们从文献中收集了25个Ia超新星的77个星云谱，并给出了包括SN 2014 J在内的7个Ia超新星的17个新的星云谱。从这些，我们测量在[Co III] 5892 A线的通量，并删除其良好的表现时间依赖性推断的初始质量的$^{56}$镍（$M_{Ni}$）在爆炸中产生的。然后，我们研究了不同超新星Ia喷射质量的$^{56}$ Ni产额（$M_{ej}$ -使用光变曲线宽度和喷射质量之间的关系计算），并发现SNe Ia的$^{56}$ Ni质量分为两个区域：用于窄光曲线（低拉伸s~0.7-0.9），$M_{Ni}$聚集在$M_{Ni}$ ~ 0.4 $M_\odot$附近，并且随着$M_{ej}$从~1增加到1.4 $M_\odot$而显示出浅的增加;在高拉伸下，$M_{ej}$以1.4 $M_\odot$的质量聚集，而$M_{Ni}$跨越0.6-1.2…
2015-07-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nebular-phase spectra of superluminous supernovae: physical insights from observational and statistical properties
我们研究了超亮超新星（SLSNe）在极大光之后100天内的光谱演化。我们提供了Gaia 16 apd和SN 2017 egm的新数据，并使用包含12个事件的41个光谱的更大样本分析这些数据。光谱在光变曲线峰后2-4个$e$折叠时间内变为星云状，光谱演化速率与光变曲线时间尺度相关。发射谱线与氧、钙、镁、钠和铁的众所周知的跃迁相一致。SLSNe与其他Ic型SNe的区别在于突出的O I $λ$ 7774线和较高的氧电离状态。在5000欧姆附近的铁占主导地位的区域更类似于宽线SNe Ic，而不是正常的SNe Ic。主成分分析表明，5 'eigenspectra'捕获75%的方差，而聚类分析显示，没有明确的证据多SLSN子类。线速度为5000- 8000 km/s，并显示出喷出物的分层。O I $λ$ 7774可能产生于也产生钙排放的致密内部区域，而[O I] $λ$ 6300来自更远的外部，直到300- 400天。O I $λ$ 7774和Ca II的光度表明显著的聚集，与先前的研究一致。[Ca II] $λ$ 7300/[O I] $λ$ 6300的比率有利于具有相对大质量氦核的祖细胞，可能是$\gtrsim 6$ M $_\odot$，尽管这里需要更多的建模。具有宽光变曲线的SLSNe显示出最强的[O I] $λ$ 6300，表明喷出物质量较大。我们将展示如何推断的速度，密度和电离结构…
2018-11-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Partly burnt runaway stellar remnants from peculiar thermonuclear supernovae
我们报告发现了三颗恒星，以及原型LP 40 -365，形成了一类独特的化学性质奇特的逃逸恒星，它们是热核爆炸的幸存者。光谱分析发现，四颗已确认的LP 40-365恒星的大气层中，以ONe为主，富含数量相当的部分O-和Si-燃烧的核灰烬。运动学证据与双星超新星祖先的抛射是一致的;至少有两颗恒星的静止坐标系速度表明它们没有被银河系束缚。质量和半径分别在0.20-0.28 Msun和0.16-0.60 Rsun之间，我们推测这些膨胀的白矮星是特殊的Iax型或电子捕获超新星的部分燃烧残余物。采用文献中的超新星速率，我们估计在盖亚任务结束时，大约20颗亮度超过19等的LP 40 -365恒星应该在距离太阳2千秒差距内被探测到。我们认为，当它们冷却时，这些恒星将在它们的光谱外观上进化，最终成为奇特的富O白矮星。最后，我们强调新的LP 40 -365恒星的发现将有助于进一步限制它们的演化，为爆炸机制，超新星速率和特殊热核爆炸的核合成产率的建模提供关键的边界条件。
2019-06-07 astro-ph.SR
Filling The Pockets: The Spherical Nature of 3D Deflagration in Thermonuclear Supernovae
Florida State University（佛罗里达州立大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；University of Hawai’i at Manoa（夏威夷大学马诺阿分校）；Planetary Science Institute（行星科学研究所）；Hamburger Sternwarte（汉堡天文台）
研究发现湍流和磁场通过促进燃烧材料与未燃烧材料的混合，解决了三维爆燃模型中白矮星膨胀不足的问题。
2026-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-dimensional Simulations of Pure Deflagration Models for Thermonuclear Supernovae
我们使用三维、高分辨率、全星流体动力学模拟、使用拉格朗日示踪粒子计算的核合成产额以及使用辐射输运计算的光变曲线，对Ia型超新星的纯爆燃模型进行了系统研究。我们评估的模拟，通过比较他们的预测光变曲线与许多观察到的超新星Ia使用SALT 2数据驱动的模型，并发现模拟可能对应于下发光的超新星Iax。我们通过改变随机选择的点火点的数量从63到3500，和中心球的半径，他们被限制在从128到384公里的初始条件对我们的结果的影响进行了探索。我们发现，核燃烧的速度取决于在早期的点火点的数量，在中间时间的点火点的密度，在后期的封闭球的半径。结果主要取决于燃点的数量，但我们并不认为这是一般情况。点火点少的模拟释放更多的核能$E_{\mathrm{nuc}}$，有更大的动能$E_{\mathrm{K}}$，并产生更多的$^{56}$镍比那些有许多点火点，并在喷出物中的分布不同的$^{56}$镍，硅，和C/O。由于这些原因，具有少量点火点的模拟显示出更高的峰值B波段绝对幅度$M_\mathrm{B}$和上升和下降更快的光变曲线;它们的$M_\mathrm{B}$和光变曲线类似于欠发光SNe Iax的光变曲线，而具有许多点火点的模拟则不是。
2014-05-13 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
Multidimensional Nebular-Phase Calculations of Dynamically-Driven Double-Degenerate Double-Detonation Models for Type Ia Supernovae
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung（重离子研究中心）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；School of Physics, Trinity College Dublin, The University of Dublin（都柏林三一学院物理系）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）
研究通过1D和3D模拟探讨Ia型超新星双致密天体双点火模型的多维星云相特征，发现多维结构显著影响离子平衡和光谱特征，但现有模型在光谱形状和强度上仍存在不一致，需进一步验证。
2026-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wakes from Companion Interactions in Type Ia Supernovae Nebular Emission Line Profiles
本研究模拟双简并双爆燃Ia型超新星中抛射物与伴星相互作用产生的尾流，计算[Co III]和[Ar III]禁戒线形，预测观测角度依赖，并提供工具以支持JWST观测。
2025-07-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progressive Red Shifts in the Late-Time Spectra of Type Ia Supernovae
我们研究了晚时间的演化，光学星云的Ia型超新星（SNe Ia）的特征，使用的样本包括160光谱的27个正常SNe Ia从文献中，以及未发表的光谱SN 2008 Q和ASASSN-14 lp。特别注意的是星云的功能之间的4000-6000 A的宽度和中心波长的时间变化。对突出的晚期4700 A特征的分析显示，对于我们的整个样品，中心波长从~4600 A逐渐向更长的波长偏移，至少到+300天。我们没有发现任何证据表明该功能的红移减缓或停止在[Fe III]混合质心4701 A已提出。特征的宽度也稳定地增加，其中FWHM在+100天时约170 A，到+350天时增长到200 A或更大。在4850和5000 A附近的两个较弱的相邻特征表现出与4700 A特征非常相似的红移，但直到非常晚的时间才显示出宽度的变化。我们讨论了可能的原因，观察到的红移这些后期的光学功能，包括贡献[钴II]发射在早期星云的时代和出现的额外功能在以后的时间。我们的结论是，无处不在的红移，这些共同的晚时间，星云超新星Ia光谱特征是不是主要是由于在禁止铁线的蓝移的减少，但结果，在一定程度上，允许铁线的速度和/或光学深度的降低。
2016-08-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of chemical differentiation of white dwarfs on thermonuclear supernovae
22 Ne在冷却的白矮星中的引力沉降可以影响热核超新星的结果。我们调查如何超新星能量学和核合成反过来又受到这个过程的影响。我们使用来自最先进的白矮星冷却序列的真实化学剖面。冷却序列提供了白矮星化学结构和超新星祖先系统年龄之间的联系。用最新的恒星演化程序计算了一个1兆太阳的白矮星的冷却序列。我们计算了两个krasekhar质量和亚krasekhar质量的白矮星爆炸，假设球对称和忽略对流混合在前超新星碳沸腾阶段，以最大限度地提高化学分离的影响。无论是22 Ne的重力沉降，还是12 C和16 O的化学分化，对Ia型超新星的性质都没有明显的影响，除非火焰性质（从爆燃到爆炸的转变密度）直接依赖于化学成分。在固定的跃迁密度下，从不同年龄的祖先获得的超新星星等的最大变化为~0.06星等，即使假设22 Ne的扩散系数不切实际地大，它也将小于~0.09星等。如果跃迁密度取决于化学成分（在其他条件相同的情况下）最古老的SNIa可能比最年轻的SNIa亮0.4等（在我们的模型中，年龄差为7.4 Gyr）。此外，我们的研究结果表明，22氖沉降不能被调用来解释形成一个中央核心的稳定的富中子的Fe-组原子核在喷出物中的sub-Bracrasekhar模型，所需的观测Ia型超新星。
2010-11-09 astro-ph.SR
Polarization signatures of a high-velocity scatterer in nebular-phase spectra of Type II supernovae
II型超新星（SNe）通常表现出线性极化，由自由电子散射引起，具有复杂的光学特征，无论是在连续谱还是在谱线上。专注于早期的星云阶段，在SN年龄为200天，我们进行了系统的研究与56 Ni '斑点'，打破球对称的偏振签名。非LTE辐射转移计算支持我们的分析，即这种56 Ni团的主要作用是提高自由电子的局部密度，否则在SNe II中复合后会降低。使用二维偏振辐射传输模型，我们探讨了这样的电子密度增强的影响，改变其幅度N_e_fac，其速度位置V_blob，和它的空间范围。对于合理的几十个N_e_fac值，高速团块可以在200 d提供0.5-1.0%的连续偏振P_p。我们的模拟再现了P_p的解析标度，特别是与斑点径向光学深度的线性增长。然而，最具约束力的信息是由偏振线光子携带的。对于高V_blob，偏振光谱表现为全光谱的复制品，按因子100到1000缩小（即，1/P_cos），并且红移量V_blob（1-cos（alpha_los）），其中alpha_los是视线角。随着V_blob减小，红移减小，复制变差。在偏振通量中，与斑点重叠的谱线显得更弱、更窄。由于偏振依赖于倾角（~ sin^2 alpha_los），因此偏振优先显示垂直于视线的平面内的不对称性。随着电子密度增强的适当选择，这些结果中的一些可能适用于一般的不对称爆炸，或从外部喷出物中新形成的尘埃的偏振签名。[删节]
2021-05-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in thermonuclear supernovae with tracers: convergence and variable mass particles
热核超新星多维模拟的核合成产额预测通常依赖于示踪粒子方法来获得给定超新星模拟的喷出物质的同位素信息。我们研究了需要多少示踪粒子来确定收敛的综合总核合成产率。为此，我们在固定的空间分辨率下对不同流体动力学爆炸模型的示踪粒子数进行了分辨率研究。我们进行流体动力学模拟的共同扩大欧拉网格在两个维度假设旋转对称的纯爆燃和延迟爆轰Ia型超新星爆炸。在一个给定的爆炸模型中，我们改变示踪粒子的数量，以确定所需的最小值的方法，给出一个强大的预测最丰富的核素的综合产量。首次放宽了通常的示踪粒子质量不变的假设，引入了示踪粒子质量的径向变化分布。我们发现，最丰富的物种（质量分数> 10E-5）的核合成产额是合理的预测为示踪剂数量小到32每个轴和方向-或多或少独立的爆炸模型。我们的结论是，在现存的已出版的作品中使用的示踪粒子的数量似乎已经足够的综合收益率最丰富的生产的核素而言。此外，我们发现，一个适当选择的示踪剂质量分布可以提高收敛的超新星外层中产生的恒定示踪剂质量处方遭受空间分辨率差的核。
2010-05-27 astro-ph.SR
Deflagration to detonation transition by amplification of acoustic waves in type Ia supernovae
基于白矮星包层中陡峭密度梯度的声波放大形成激波的理论，我们研究了热核超新星（SNe Ia）从爆燃到爆轰转变的一种新机制。如果密度有足够大的跳跃，湍流爆燃产生的小的压力和速度扰动就会变成梯度下的激波，在那里它会消散并加热介质。在正确的频率和振幅下，加热足以引发爆震，爆震可以向后传播并沿着密度梯度向上传播。我们学习了平面几何和球面几何。在平面情况下，我们做了频率和振幅的参数研究。我们发现，在低至马赫数M=0.003的扰动下，获得爆震是可能的。在球形情况下，几何阻尼使其更难引发爆轰，但考虑到小的He大气（<0.01 Msol），再次有可能获得小扰动（M=0.002）的爆轰。在热核超新星的背景下，这可能是一种将产生声波的湍流火焰转化为爆炸的方法。
2013-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the physical properties of Type II-P supernovae using nebular phase spectra
我们提出了一个研究的星云相位谱的样本II型高原超新星与确定的祖先或限制性的限制。线通量，形状和速度的演变进行了比较内的样本，并解释使用的频谱合成代码。数据集内的小多样性可以通过爆炸期间发生的强烈混合来解释，并且通过认识到大多数线具有来自H包络中的原始金属的显著贡献来解释，H包络在这些类型的物体中占主导地位。特别是，当使用[O I] 6300，6364埃的双重态来估计恒星的核心质量时，必须注意考虑到包层中原始O的发射。最后，H-α线宽和56 Ni的质量之间的相关性，这表明更高的能量爆炸与更高的56 Ni产量。
2011-11-30 astro-ph.CO astro-ph.SR
Evaluating Systematic Dependencies of Type Ia Supernovae
Ia型超新星是明亮的恒星爆炸，被认为发生在热核失控消耗了大约太阳质量的简并恒星物质时。这些事件产生和传播铁峰元素，其光变曲线的性质允许标准化和随后用作宇宙学距离指标。然而，这些事件的爆发机制仍然只是部分了解。许多模型都认为，爆炸始于一颗白矮星的中心附近产生的爆燃，这颗白矮星从一颗恒星的伴星那里获得了质量。为了与观测结果相匹配，这种单简并场景的模型通常会调用（亚音速）爆燃到（超音速）爆炸的后续过渡，从而迅速消耗恒星。我们提出了一个调查假设这种范式的热核超新星的系统学。我们利用一个统计框架，这些事件的随机初始条件的二维模拟的对照研究。我们调查的组合物和热历史的祖上的放射性产量的影响，从而亮度，事件。我们的研究结果提供了一个解释的一些观察到的平均亮度与宿主星系的属性的趋势。
2010-11-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Difficulties of two exploding white dwarfs to account for type Ia supernovae with bimodal nebular emission profiles
本文通过动力学模拟发现两颗爆发白矮星抛射物的分离速度仅为4200-5400 km/s，难以解释Ia型超新星中速度分离高达约7000 km/s的双峰发射线轮廓，从而对该类模型提出挑战。
2025-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Oxygen and calcium nebular emission line relationships in core-collapse supernovae and Ca-rich transients
这项工作研究了属性之间的关系[O I] $λλ$ 6300、6364、[Ca II] $λλ$ 7291、7323和Ca II近红外三重态的（通量比，半最大速度时的全宽），核心坍缩超新星（SNe）和富Ca瞬变的大样本发射线（86个瞬态的509个光谱，其中10个瞬态是富Ca事件）。线通量比作为时间的函数进行了研究，确定的瞬态类之间的差异，特别是II型SNe被发现有不同的线通量比相比，剥离包络（SE）SNe。没有发现之间的相关性[Ca II]/[O I]通量比的SE-SNe和它们的喷出物的质量和动能（从光曲线模型测量），这表明可能有一个贡献，从一个额外的电源在更明亮的SE-SNe。我们发现，[Ca II]发射线的平均特征宽度小于所有SN类型的[O I]发射线，这表明[Ca II]发射通常起源于喷出物中比[O I]更深的地方。这与II型SNe中排放的标准模型存在一定的张力。还将II型SNe的发射线特性与理论模型进行了比较，发现有利于较低质量的径迹（$M_\mathrm{ZAMS}$ $<$ 15 M $_{\odot}$），没有发现$^{56}$ Ni显著混合到H包层中或Ca混合到O壳层中的证据。一些超发光SNe的通量比被发现与SE-SNe的通量比相似，因为它们的上升时间较长（尽管我们注意样本量很小）。
2022-06-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nebular phase observations of the type-Ib supernova iPTF13bvn favour a binary progenitor
目的。我们提出并分析了晚时间观测的Ib型超新星与可能的前超新星的祖先检测，iPTF 13 bvn，采取在$\sim$ 300天后爆炸，并讨论了这些背景下的约束超新星的祖先。先前的研究提出了两种可能的超新星前身星的性质，即大质量沃尔夫-拉叶星或密近双星系统中的低质量恒星。方法.观测结果表明，该超新星已进入星云相，光谱主要为Mg~I] $λλ$ 4571，[O~I] $λλ$ 6300，6364和[Ca~II] $λλ$ 7291，7324发射线。我们测量了发射线通量，估算了核心氧的质量，并与其他超新星的[O~I]/[Ca~II]线比值进行了比较。结果超新星前身的核心氧质量估计为$\lesssim$ 0.7 M $_\odot$，这意味着最初的前身质量不超过$\sim$ 15 - 17 M $_\odot$。由于推导出的质量太小，不可能使一颗恒星成为沃尔夫-拉叶星，这一结果更支持iPTF 13 bvn的祖星的双星性质。[O~I]/[Ca~II]线比值与其他超新星的比较也表明iPTF 13 bvn似乎与剥离包层和II型超新星的低质量祖先密切相关。
2015-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulations of light curves and spectra for superluminous Type Ic supernovae powered by magnetars
在过去的十年中，许多Ic型超亮超新星（SLSNe）被发现和监测。其起源的有利机制是来自磁星的持续能量注入。本研究提出了非局部热力学平衡的时间相关的辐射转移模拟的各种单一的富碳沃尔夫-拉叶星爆炸的影响磁星的不同属性和覆盖从几天到一个或两个爆炸后的年。非热处理过程中，规定的磁力沉积配置文件，动力学效应被忽略。在这种情况下，磁星功率的主要影响是在长达一周的时间尺度上提高喷出物的内能，提高喷出物的温度和电离，将光谱能量分布转移到近紫外线（即使对于采用的太阳金属丰度），产生蓝色光学颜色。不同的喷出物和磁星属性会导致光变曲线的不同延伸和移动（上升时间、峰值或星云光度、光变曲线宽度）。在最大限度上，所有模型都显示出光学中存在OII和CII线，而OIII和CIII线则更少。在高亮度阶段，非热效应可以忽略不计。在最大值之后，更高能量的爆炸更热，电离程度更高，产生的光谱在光学上更蓝。聚束是最大值之后的谱分集的来源。成团是必不可少的触发喷出物重组，并产生存在的OI，CaII和FeII线从几个星期后，直到星云的时间最大。Gaia 16 apd的紫外和光谱在最大值处或LSQ 14 an在+410 d处的星云光谱与一些假设没有成团的模型是一致的。然而，大多数观察到的SLSNe Ic似乎需要从早期极大后到星云时间的聚集（例如，SN 2007 bi在+46和+367d; Gaia 16 apd在+43d）。
2018-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nebular spectra of pair-instability supernovae
如果非常大质量的恒星（M >~ 100 Msun）能够形成，并且在演化过程中避免了太强的质量损失，那么它们预计会以对不稳定超新星（PISNe）的形式爆炸。对候选事件的一个关键检验是，它们的核合成产额和内部喷出物结构（通过t >~ 1年的星云相位谱揭示）是否与模型预测的结果相匹配。在这里，我们计算理论光谱的基础上模型PISN喷出物在爆炸后1-3年，允许定量比较与观测。PISNe的高柱密度导致完全的γ射线捕获时间t >~ 2年，结合满足的稳态条件，导致与56 Co衰变相匹配的热超新星光度。大多数伽马射线被深层的铁和硅/硫层吸收。电离平衡显示出主要的中性气体状态，这导致Fe I、Si I和Si I的发射线。对于低质量的PISNe，金属核心膨胀得足够慢，以产生清晰的谱线森林，而高质量的PISNe膨胀得更快，产生更多无特征的光谱。在~5000 A以下的几年内，线阻塞是完全的，并且模型光谱是红色的。最强的谱线是典型的[Ca II] 7291，7323，这是来自电离物质的少数谱线之一。我们将我们的模型与建议的PISN候选SN 2007 bi和PTF 12 dam进行比较，发现几个关键观测值存在差异，因此不支持PISN解释。我们讨论了不同的光谱特征预测的模型，和检测对不稳定的爆炸之间的非超亮超新星的可能性。
2015-10-09 astro-ph.SR
Superluminous supernova 2015bn in the nebular phase: evidence for the engine-powered explosion of a stripped massive star
我们提供了贫氢超亮超新星SN 2015 bn的星云相位成像和光谱学，红移z=0.1136，最大光后跨越+250-400 d。光变曲线的下降速率从1.4 mag/（100 d）变陡到1.7 mag/（100 d），表明不透明度显著降低。这种变化伴随着从一个蓝色的连续光谱叠加光球吸收线的星云光谱占主导地位的氧，钙和镁的发射线的过渡。没有明显的星周相互作用或大镍质量的迹象。我们发现，在+400 d的光谱几乎是相同的一些充满活力的Ic型超新星，如SN 1997 dq，SN 2012 au，SN 1998 bw，表明类似的核心条件和加强之间的联系“hypernovae”/长伽马射线暴和超亮超新星。一个单一的爆炸机制可能统一这些事件的绝对震级跨度为-22 < M_B <-17。SN 2015 bn的光变曲线和光谱都与发动机驱动的爆炸一致，喷射出7-30 M $_\odot$的氧占主导地位的喷出物（在温度和不透明度方面进行合理选择）。一条强而相对窄的O II $λ$ 7774线，在许多这样的高能事件中可以看到，但在正常的超新星中看不到，可能指向一个内壳，这是一个中央引擎的标志。
2016-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
