由观测 Ni/Fe 比对核心坍缩超新星中爆发性硅燃烧的约束

核心坍缩超新星中爆发性核合成产额的测量为爆炸模型提供了检验。我们利用具有参数化热力学轨迹的核合成网络，研究了可由放射性衰变后观测到的镍和铁含量推导出的对爆炸条件的约束。在大多数区间内，Ni/Fe 比由 58Ni/(54Fe + 56Ni) 的产额比主导，该比例往往随中子过剩和熵的增大而增大。对于产生了 $3.4\pm1.2$ 倍太阳 Ni/Fe 比的超新星 SN 2012ec，我们发现需要中子过剩 $\eta \approx 6\times 10^{-3}$ 的燃料发生燃烧。除非前身星金属度超过太阳的 5 倍，否则前身星中具有此种中子过剩的唯一层是硅壳层。因此，产生大量稳定镍的超新星表明这一深层可以在爆炸中被至少部分抛射出来。我们发现，质量 $M_{\rm ZAMS} \lesssim 13$ Msun、延迟时间小于一秒（$M_{\rm cut} < 1.5$ Msun）爆炸的恒星的通常球对称模型能够实现此种硅壳抛射。产生太阳或亚太阳 Ni/Fe 比的超新星（如 SN 1987A）则必定只燃烧并抛射了氧壳层物质，这可为质量切割设定下限。最后，我们发现，为蟹状星云推导出的 60-75 倍太阳的极端 Ni/Fe 值无法由铁核外任何真实熵的燃烧重现，而在电子俘获模型中获得的 neutrino-neutronization 仍是唯一可行的解释。