新前身星模型对超新星爆发的影响

采用2002年Woosley给出的前身星模型,使用"WZYWS9"程序数值模拟了质量为11-40M⊙的Ⅱ型超新星的爆发过程.计算结果显示新模型对Ⅱ型超新星塌缩、激波传播及爆发都有不同程度的影响.此外,还讨论了激波初始能量的定义.     

超新星和中子星

现在我们对超新星的认识是跳跃式地发展的,近来突破性的进展是:Ⅰ型超新星的光变曲线的观测与1M的Ni~(50)的衰变模型符合得较好:Ⅱ型超新星的观测可描述为在超巨星壳层底部有10~(50)尔格能量沉积而产性爆发,形成中子星。本文探讨了超新星和中子星的关系,以及在超新星研究中的某些观点,介绍了超新星的观测特性、前身星的特点以及超新星模型。Ⅱ型超新星释放能量很可能与内部收缩成中子星和产生脉冲星联系在一起,而Ⅰ型超新星爆发将整个恒星毁掉不留下致密天体。某些脉冲星(中子星)可能是失去外层的大质量星爆发而产生的,这些事件并不伴随着明亮的超新星出现。超新星等于中子星形成的观念似乎应当解除.     

魁力永存的超新星1987A

魁力永存的超新星１９８７Ａ温学诗１０年以前（１９８７年２月２３日）超新星１９８７Ａ（简写为ＳＮ１９８７Ａ）的爆发引起了人们广泛的关注，因为它是人类近４００年以来所观测到的离我们最近的并且最亮的一颗超新星，最亮时达到６等。爆发所释放的能量高达３ｘ１０５...     

当前超新星遗迹研究中的若干热点问题

对银河系内历史性超新星"回光"(light echoes)的观测是研究年轻超新星遗迹的重要手段。通过对"回光"进行观测,可以确认其前身星的物理特性,揭示恒星晚期演化过程和其星周介质的三维空间分布。历史性超新星直接"回光"极其暗弱,对其探测最近几年才因新技术的应用而得以实现。综述了河内超新星遗迹包括仅有的已探测到回光现象的两颗年轻超新星遗迹——第谷(SN1572)和仙后座A(CasA)的最新研究进展。研究结果有利于更好地理解Ⅰ型和Ⅱ型超新星的性质,区别两类超新星的爆发机制,加深对超新星的核合成、重元素合成、星系形成和演化、暗能量等的了解。讨论了利用回光观测可以进一步深入开展的研究课题。     

大、小麦哲仑云中超新星爆发能量的估计

本文根据超新星遗迹的射电演化的理论和X射线辐射理论,导出了直接由射电观测的流量密度和X射线光度表示的超新星爆发能量,并应用这一结果估计大、小麦哲仑云中超新星的爆发能量。计算表明,大、小麦哲仑云中的绝大部分超新星,其爆发能量在10~(49)ergs—10~(51)ergs之间,而Ⅰ型超新星爆发的能量系统地比Ⅱ型要小,在10~(49)ergs的量级。本文还讨论了统计的N-D关系和理论导出的N-D关系之间不一致的最可能原因是由于样品的不完备性,并指出在大、小麦哲仑云中,绝大部分的线径大的源仍然处于绝热膨胀相。     

宇宙线的超新星遗迹起源

宇宙线的起源是高能天体物理的核心问题之一.一直以来,超新星爆发被认为是能谱膝区以下宇宙线的主要来源.多波段观测表明,超新星遗迹有能力加速带电粒子至亚PeV (10~(15)eV)能量.扩散激波加速被认为是最有效的天体高能粒子加速机制之一,而超新星遗迹的大尺度激波正好为这一机制提供平台.近年来,一系列较高精度的地面和空间实验极大地推动了对宇宙线以及超新星遗迹的研究.新的观测事实挑战着传统的扩散激波加速模型以及其在银河系宇宙线超新星遗迹起源学说上的应用,深化了人们对宇宙高能现象的认识.结合超新星遗迹辐射能谱的时间演化特性,构建的时间依赖的超新星遗迹粒子加速模型,不仅能够解释200 GV附近宇宙线的能谱反常,还自然地形成能谱膝区,甚至可以将超新星遗迹粒子加速对宇宙线能谱的贡献延伸至踝区.该模型预期超新星遗迹中粒子的输运行为表现为湍流扩散,这需要未来的观测以及与粒子输运相关的等离子体数值模拟工作来进一步验证.     

Ia型超新星爆发理论（I）：主要观测特征及其爆发机理

从光谱特性、光变曲线、爆发能量、在星系内分布特征等诸方面,简要介绍了I_a型超新星（SNI_a）的主要观测特征．并根据近年来人们提出的改进标准模型阐述了SNI_a爆发的物理原因和物理过程以及核合成特征．     

NGC 4321中超新星1979_c的照相研究

1979年4月23日—12月27日,我们用北京天文台40/200cm双筒天体照相仪对旋涡星系M100(NGC 4321)中的亮超新星SN1979c进行了照相观测.本文简述了观测情况,并结合前人的观测,分析讨论了我们的结果. 它的光变曲线可以`划分为四个阶段.5月8日—6月5日间光变曲线有驼峰状突起.其光度变化既不同于Ⅰ型超新星,也与典型的Ⅱ型超新星不完全吻合. 计算得到超新星亮度极大时的绝对照相星等为M_(pg)(max)=-19~(m)78;极大光度L_SN(max)=1.076×10~(10)L⊙. 我们利用Balinskaya和Carney等人1980年发表的三色测光资料计算了这颗超新星在不同时刻的色温度变化,推算出它极大时刻的色温度约为T_c(max)≈9.0×10~3K. 爆发期间超新星辐射的总能量E_t=4.2×10~(16)L⊙. 根据这颗超新星的光变曲线、在星系中的位置及爆发期间辐射的总能量等主要特征,我们认为SN1979c是某些性质比较特殊的II型超新星.     

超新星爆发的前身星模型研究

本文利用Woosley提供的4个不同的前身星模型数据作为计算的前超新星分布，并利用自己独立编制的程序和改进的状态方程进行数值模拟．对其结果进行分析比较，考察前身星对超新星的坍缩、激波传输和爆发等过程的影响．     

超新星爆发的前身星模型研究

本利用Ｗｏｏｓｌｅｙ提供的４个不同的前身星模型数据作为计算的前超新星分布，并利用自己独立编制的程序和改进的状态方程进行数值模拟。对其结果进行分析比较，考察前身星对超新星的坍缩、激波传输和爆发等过程的影响。     

一类壳型超新星遗迹非热辐射含时模型的研究与应用

一般认为超新星遗迹是银河系内高能宇宙线粒子的主要源,粒子(轻子和强子)在超新星遗迹中通过扩散激波加速机制被加速到极相对论性能量.近年来,越来越多的观测特别是X射线和γ射线波段的观测支持了这一观点.阐述了超新星遗迹多波段非热辐射的含时模型的研究情况,并将模型应用于4颗超新星遗迹G347.3-0.5,G266.2-1.2,G8.7-0.1和G23.3-0.3,结果显示模型可以很好地解释这4颗SNRs的多波段观测.     

超亮超新星ASASSN-15lh爆炸过程所需~(56)Ni的估算

超新星ASASSN-15lh是近期发现的一颗光变曲线类似于Ia型超新星(SN Ia)的超亮超新星(Super Luminous Super Novae,SLSNe).~(56)Ni的衰变状况与SN Ia爆炸过程中的光度直接相关,考虑生成核的退激发能,详细计算了超新星ASASSN-15lh爆炸环境中~(56)Ni衰变产生的热量,估算出所需的~(56)Ni的质量为31.32 M_⊙,与观测所得的光变曲线给出的ASASSN-15lh所需~(56)Ni≥30 M_⊙的估计相符.超新星ASASSN-15lh的爆发机制至今还在争论之中,计算结果为进一步研究该超新星的前身星和爆发机制提供参考.     

中微子泄漏与超新星爆发

在超新星爆发过程中,中微子的泄漏非常重要.采用一维球对称模型,在不同的中微子泄漏模式下,数值模拟了质量为12 M_⊙、14 M_⊙及15 M_⊙的Ⅱ型超新星爆发过程.结果表明:不同的中微子泄漏模式对超新星塌缩、激波的传播和爆发都具有影响;并给出了最有利于Ⅱ型超新星爆发的相关参数的最佳值.此外还讨论了物态方程与压缩模量对模拟结果的影响.     

一颗古老的超新星

脉冲星——快速自转的中子星是在成为超新星的恒星爆发中诞生的。但银河系的超新星实在太少了,只有蟹云脉冲星的诞生有精确的日期。     

GRB 130427A/SN 2013cq与伽玛射线暴-超新星成协

从1998年4月初步确认GRB 980425/SN 1998bw成协,至2013年9月确认GRB130831A/SN 2013fu成协,共有11对伽玛暴与超新星成协事件通过光谱学方法得到确认。对伽玛暴-超新星成协的详细研究大大深化了人们对伽玛暴与Ic型超新星的认识,并推进了人们对大质量恒星演化、死亡以及爆发机制的研究:对它们的多波段余辉的性质以及超新星光谱的观测与分析间接地揭示出伽玛暴-超新星中心引擎的性质。这些事件中,GRB 130427A/SN 2013cq具有特殊的重要性:它是近距离宇宙中唯一的高能、高亮度的伽玛暴,它的GeV辐射挑战了当前的伽玛暴辐射机制,伴随它的明亮光学闪提供了爆炸本性的有用线索,伴随它的SN 2013cq是伽玛暴成协的超新星中动能最大的超新星之一,对伴随它的中微子探测的零结果也对伽玛暴的瞬时辐射模型给出了有用的限制。总结了GRB 130427A/SN 2013cq的重要观测结果,这对于探索伽玛暴-超新星成协的本质及伽玛暴瞬时辐射和余辉的细节性质有非常重要的研究价值。     

高速Ia型超新星的蓝色超出: 星周介质的尘埃散射

Ia型超新星起源于碳氧白矮星在质量接近钱德拉塞卡极限时的热核爆炸,并被广泛地用作宇宙学距离的标准烛光.然而, Ia型超新星的前身星系统和爆炸机制还存在很多不明确的地方.近几十年来, Ia型超新星的星周环境得到了越来越多的关注.星周介质的空间分布性质为探究Ia型超新星的物理起源提供了重要线索.同时星周尘埃的散射会在Ia型超新星晚期的光变曲线、光谱和偏振等方面产生可观测效应.光谱上正常的Ia型超新星可以分成两类:喷射物速度正常和高速Ia型超新星.对比两者的光变曲线可以发现高速Ia型超新星在光极大后几个月内有明显颜色偏蓝的超出.该蓝色超出可以通过星周介质中的尘埃散射拟合得到.同时, Ia型超新星晚期光谱的拟合可以限制星周尘埃的颗粒大小等性质,晚期的偏振信号可以有效地限制星周尘埃的空间分布.拟合结果表明针对Ia型超新星晚期的多次图像偏振观测是揭示其星周尘埃环境特征的重要手段.     

Ia型超新星多样性的观测研究

正通常认为Ia型超新星来自碳氧白矮星的热核爆炸,利用其光度可标准化的特性进行宇宙学距离测量,发现宇宙处于加速膨胀状态.然而Ia型超新星的研究仍存在一些基本问题没有解决.这些问题和Ia型超新星观测上的多样性密切相关.通过对处于爆发极早期的Ia型超新星进行观测,获得前身星系统的残留信息,是研究观测多样性起源、提高测距精度的关键环节.我们利用丽江2.4 m望远镜,从国     

中德6cm银道面偏振巡天第2天区以及大尺度超新星遗迹的研究

射电偏振观测是研究星际介质性质的有力工具.一方面偏振巡天可以直接指示大尺度磁场的取向,有助于我们理解银河系的大尺度磁场结构和超新星遗迹的演化及其与星际介质的相互作用.另一方面通过结合其他波段偏振数据可以分析星际介质以及偏振源超新星遗迹里面的法拉第旋转,从而得到里面热电子密度、填充因子、规则磁场强度和扰动磁场的性质.之前的偏振巡天主要是在低频波段进行,受法拉第效应的影响很严重,探测到偏振辐射的距离(偏振视界)很近.在6 cm波段,偏振观测受法拉第效应影响很小,我们能够探测到更远的偏振辐射,更好地研究银河系星际介质整体的性质.通过对天区内法拉第屏的研究,可以揭示银河系同步辐射的空间分布以及这些屏本身的物理性质;另外6 cm波段的总强度数据是研究弥漫结构或者大尺度超新星遗迹(其它的大望远镜很难观测到这样大的超新星遗迹)在高频波段谱偏折行为的重要数据,这可以帮助我们理解银河系相对论电子能量分布、盘和晕的相互作用以及大尺度超新星遗迹晚期的演化.     

脉冲星和超新星

在脉冲星发现以前 ,就有科学家预言超新星爆发可以产生中子星。目前已经在银河系中发现千颗以上的脉冲星 ,可是自 1 7世纪发明天文望远镜以来 ,还没有在银河系中发现一次超新星爆发 ,仅仅是从古代的观天记录中确认了八九次超新星爆发。1 967年发现脉冲星后不久 ,相继在船帆座超新星遗迹和蟹状星云中发现脉冲星 ,这极大地支持了中子星源于超新星爆发的理论 ,也解决了蟹状星云能源之谜。但是 1 572年爆发的第谷超新星和 1 667年的仙后座超新星都比蟹状星云超新星年轻得多 ,在它们的遗迹中却怎么也找不到脉冲星。目前银河系中已发现近 2 0 0个…     

超新星遗迹G1.9+0.3射电流量密度的时间演化

对年轻超新星遗迹的射电观测有助于理解超新星遗迹的早期演化. 选取银河系最年轻的超新星遗迹\lk G1.9+0.3进行了研究. 收集了已有的射电流量密度测量, 转化到同一频率, 从而获得了G1.9+0.3的流量密度在过去近50 yr的演化. 发现流量密度在2008年之前几乎一直在增加, 随后开始减小, 流量密度达到峰值的年龄约为\lk 150--155 yr. 流量密度的增加可能由磁场放大或者粒子加速效率提高产生的高能电子增多导致. 根据流量密度到达峰值的年龄, 结合前人的数值模拟, 讨论了超新星抛射物的质量和超新星爆发释放的动能.