Radio and X-Ray Emission as Probes of Type IIP Supernovae and Red Supergiant Mass Loss
IIP型超新星被认为来自初始质量约为8-25个太阳质量的恒星，它们以红超巨星的形式结束生命。预期的恒星终点可以从演化计算中找到，在这一点上相应的质量损失属性可以从银河系恒星的典型值估计。观测到的超新星的质量损失密度可以通过观测超新星与周围风相互作用产生的热X射线和射电同步辐射来估算。IIP型超新星预计在典型的观测时间内会有能量守恒的相互作用。由于IIP型超新星有一段长时间的高光度，康普顿冷却会影响射电发射电子，在光学薄的区域产生相对平坦的射电光变曲线。或者，高效率的磁场产生导致无线电发射电子的同步加速器冷却。X射线和射电光度对祖星的质量损失和初始质量都很敏感，尽管射电辐射的开启可能是星周密度的最佳估计。质量损失密度和密度随恒星质量的变化与从最近超新星的直接观测中推断出的祖星的预期是一致的。目前的观测结果与质量是唯一的参数是一致的;在贫金属区域的超新星观测可能会显示质量损失如何取决于金属丰度。
2005-09-15 astro-ph
Light curves and H$α$ luminosities as indicators of $^{56}$Ni mass in type IIP supernovae
本文根据现有的光度学和光谱学资料，研究了星云期H $α$光度可能是II型超新星坪（SNe IIP）中$^{56}$ Ni质量的一个附加指标的可能性。我们首先使用标准方法从放射性尾的$M_V$星等导出$^{56}$ Ni质量。Hamuy（2003）最近发现的$^{56}$ Ni质量和平台$M_V$星等之间的相关性得到了证实。有强有力的证据表明，$V$光变曲线斜率在拐点处的陡度与$^{56}$ Ni质量之间存在相关性。如果得到证实，这种关系可以提供SNe IIP中$^{56}$ Ni量的距离和消光独立估计。然后，我们应用升级的放射性模型H $α$光度在星云的时代，并声称它可能是一个很好的指标$^{56}$镍，如果质量，能量和混合性能变化适度（因子$\sim 1.4$内）SNe IIP之间。根据H $α$光度测定$^{56}$ Ni质量的方法产生的结果与$^{56}$ Ni质量的光度测定质量一致，误差在20%以内。这一结果也意味着SNe IIP事件的参数（质量，能量和混合性质）在大多数SNe IIP中相当相似，除了少数介于IIP和IIL之间的SN II（线性），其中SN 1970 G是一个例子。
2003-04-08 astro-ph
Optical observations of type IIP supernova 2004dj: Evidence for the asymmetry of $^{56}$Ni ejecta
本文介绍了近区IIP型超新星2004 dj的光度和光谱观测结果。根据光变曲线估算的$^{56}$ Ni质量为$\approx0.02 M_{\odot}$。这个估计被发现是一致的H $α$光度。SN 2004 dj在星云时期显示出H $α$发射线的强烈不对称性，最大值为-1600 km s $^{-1}$。在H $β$、[O I]和[Ca II]系中检测到类似的不对称组分。线的不对称性被解释为$^{56}$ Ni喷出物的不对称性的结果。的H $α$配置文件及其演变的非对称双极$^{56}$ Ni和球形氢分布的模型中再现。前$^{56}$ Ni喷流的质量与中心部件相当，并且比后$^{56}$ Ni喷流大两倍。我们注意到另一个IIP型超新星SN 1999 em也揭示了$^{56}$ Ni喷出物的不对称双极结构。
2005-07-29 astro-ph
Extreme Type IIp Supernovae as Yardsticks for Cosmology
基于13 ~ 25 Mo恒星模型的广泛网格和它们爆炸后的光变曲线，研究了核塌缩超新星的演化效应及其在宇宙学中的应用。随着金属丰度Z的降低和质量的增加，祖星倾向于爆炸为致密的蓝超巨星（BSG），并产生亚发光超新星，与红超巨星（RSG）祖星的“正常”SNeII相比，暗约1.5 mag.。具有小质量的祖先倾向于爆炸为RSG，即使具有低Z。对于探索化学演化来说，结果是显而易见的。我们确定“极端SNe IIp”超新星作为一个相当均匀的类，这可能使他们的使用作为标准烛光的距离测定精度在30%以内。由于它们独特的光变曲线，不需要光谱来识别它们，并且后续观测可以限制在非常小的亮度动态范围内。这意味着使用8米级望远镜，通过“极端SNe IIp”确定距离可能达到约3的红移。SIRTIF可能会将极限推高另一个量级。
2000-05-02 astro-ph
Ejecta and progenitor of the low-luminosity Type IIP supernova 2003Z
低光度IIP型超新星的起源尚不清楚：它们被认为是来自大质量（约25 Msun）或低质量（约9 Msun）恒星。我们希望确定低光度IIP型超新星2003Z的参数，估计前超新星的质量损失率，并恢复祖质量。我们计算了超新星的流体动力学模型来描述光变曲线和观测到的膨胀速度。用星周物质相互作用的薄壳模型估算了前超新星的风密度。我们估计出的喷出物质量为14兆太阳日，爆炸能量为2.45 × 10^50尔格，超新星前半径为229朗日，放射性Ni-56含量为0.0063兆太阳日。前超新星附近的风密度参数上限为10^13 g/cm，假设质量损失率不变，红/黄超巨星阶段的质量损失小于0.6 Msun。估计的前体质量在14.4 - 17.4 Msun的范围内。SN 2003 Z的前超新星在爆炸时可能是一颗黄超巨星。SN 2003 Z的母星质量低于SN 1987 A和SN 1999 em，但高于发生核心坍缩的恒星的质量下限。我们提出了一个观测测试的基础上的拱星相互作用来区分大规模（约25 Msun）和中等质量（约16 Msun）的情况。
2007-10-10 astro-ph
Explosion Energies, Nickel Masses, and Distances of Supernovae of Type IIP
II型高原超新星光变曲线的流体动力学模型预测了三个可观测参数（高原持续时间、绝对星等和高原中部的光球速度）与三个物理参数（爆炸能量E、被驱逐的包层质量M和前超新星半径R）之间的相关性。使用的相关性，以及采用的距离，估计E，M和R的十几个良好观察SNe IIP。对于这组超新星，E值的变化范围为6 [0.5< E/（10^51 erg）<3]，而包层质量保持在10< M/M_sun <30的范围内。前超新星的半径通常为（200-600）R_sun，但对于最明亮的超新星可以超过1000 R_sun（例如，SN 1992am）。提出了一种新的确定SNe IIP距离的方法。它基于爆炸能量E与通过Co 56衰变为后平台光变曲线尾部提供动力所需的Ni 56质量之间的相关性的假设。该方法是有用的SNe IIP与观测良好的测辐射热光变曲线在平台和放射性尾阶段。由此产生的距离和未来的改进进行了讨论。
2003-08-06 astro-ph
Photometric and spectroscopic evolution of the type IIP supernova SN 2004et
本文介绍了发生在附近星系NGC 6946中的IIP型超新星SN 2004et的光学光度学和光谱学。观测时间跨度为爆炸后8天至541天。晚时测辐射光度和星云相H $α$光度表明$^{56}$ Ni的$0.06\pm0.02{M_\odot}$是在爆炸过程中合成的。平台光度、持续时间和平台中部超新星的膨胀速度表明爆发能量为$E_{\rm{exp}}= 1.20^{+0.38}_{-0.30} \times 10^{51}$尔格。晚时间光变曲线和[OI]和H $α$发射线剖面的演化表明超新星喷出物中早期尘埃形成的可能性。发现[OI] 6300和6364的双星在尘埃形成阶段之前的光度与SN 1987 A在相似时期的光度相当，意味着氧的质量在$1.5 - 2{M_\odot}$范围内，而其前身的主序质量为$20{M_\odot}$。
2006-08-21 astro-ph
Observations and analysis of two type IIP supernovae: the intrinsically faint object SN 2005cs and the ambiguous object SN 2005ay
目的：根据U、B、V、R、I CCD测光结果，导出IIP型超新星SN 2005ay和SN 2005cs的观测性质和物理参数，并确定其速度行为。方法：分析SN 2005cs的光变曲线，用合成光谱模拟方法得到SN 2005cs的速度和光谱特征。结果如下：这两颗超新星都比SN IIP的平均亮度要暗，SN 2005cs的亮度更低，在V、R、I带的平台阶段的后半段有轻微的增亮，膨胀速度也很低。考虑了两种不同的距离模量对SN 2005ay物理参数的影响。两种方法被用来恢复喷出的56 Ni的数量，表明质量为0.02 Msun的数量级，虽然后期的光度可能表明SN 2005 ay的数量更高，特别是对于大距离的情况。祖属性的限制，也提出了基于经验分析模型。两种方法被用来估计在平台阶段的中间的膨胀速度。SN 2005cs代表了一个例子，其中所有3个物理参数，速度，能量和56Ni质量都低于平均值，这种相关性并不总是在SNe IIP中观察到。如果采用较短距离的可能性，SN 2005ay可能属于同一类。此外，SN 2005cs的估计质量范围与使用超新星前成像建立的限制一致。
2006-12-04 astro-ph
A Spitzer Space Telescope study of SN 2002hh: an infrared echo from a Type IIP supernova
我们提出了晚时间（590-994天）中红外测光的正常，但高度红化的IIP型超新星SN 2002 hh。从超新星的方向检测到明亮、凉爽、缓慢衰落的辐射。大部分的流量似乎不是由超新星事件驱动的，而是可能起源于沿着视线的一个冷却的，模糊的恒星形成区域或分子云。然而，我们也表明，下降的组件的流量是一致的SN供电的红外回波从尘埃祖CSM。中红外辐射也可能来自新凝聚的尘埃和/或喷出物/CSM撞击，但它们的贡献可能很小。对于CSM-IR回波的情况，我们推断尘埃质量小至0.036 M（太阳），相应的CSM质量为3.6（0.01/r（dg））M（太阳），其中r（dg）是尘埃与气体的质量比。这样的CSM可能是由28，000年前的间歇性质量损失导致的，其速度显着下降。或者，来自周围密集的尘埃分子云的红外回波也可能是造成衰落的原因。无论哪种方式，这是第一次在IIP型超新星中清楚地识别出红外回波。我们没有发现支持或反对IIP型超新星通过喷出物中的颗粒凝结产生大量尘埃的证据。然而，在CSM-IR回波方案中，尘埃的质量意味着最常见的核心坍缩超新星的祖先可能对宇宙尘埃含量做出重要贡献。
2006-07-31 astro-ph
Determination of Primordial Metallicity and Mixing in the Type IIP Supernova 1993W
我们提出了一个大网格的合成光谱的结果，并将其与SN 1993 W的早期光谱观测进行比较。这颗超新星是在接近爆炸日期时被发现的，其后退速度为5400 km/s，位于哈勃流中。在这里，我们集中在两个早期的光谱，获得约5和9天后爆炸。我们参数化的外超新星信封作为幂律密度分布在同源膨胀。为了提取关于参数值的信息，需要大量的模型。我们发现，非常早期的光谱结合详细的模型可以提供约束的值的幂律指数，氢，氦的比例在表面的祖，祖金属丰度和放射性镍的量混合到外部信封的超新星。光谱拟合非常好地再现了观察到的光谱。光谱结果结合早期测光预测爆炸日期为4.7 \pm 0.7天前获得的第一个光谱。从早期光谱中获得金属丰度的能力使SN IIP成为宇宙化学演化的有吸引力的探针，并且通过显示我们有能力确定超新星爆炸期间的祖先和混合的参数，很可能使SN IIP成为有用的宇宙学距离指标，同时补充了SNe Ia。
2002-12-03 astro-ph
Spitzer measurements of atomic and molecular abundances in the Type IIP SN 2005af
我们目前的结果的基础上斯皮策太空望远镜中红外（3.6-30微米）观测附近的IIP超新星2005 af。我们报告了有史以来第一次在IIP型超新星中探测到SiO分子。再加上检测到的CO基本，这是一个令人兴奋的发现，因为它可能标志着喷出物中尘埃凝结的开始。从丰富的精细结构线，我们提供了丰富的估计稳定的镍，氩，氖，通过光谱合成，可用于约束核合成模型。
2006-09-26 astro-ph
VLT detection of a red supergiant progenitor of the type IIP supernova 2008bk
我们报告了在ESO甚大望远镜（VLT）的高质量光学和近红外爆炸前图像中，与附近的II-P型超新星（SN）2008 bk的位置相一致的源的识别。利用VLT上的NAOS CONICA自适应光学系统获得的爆炸后KS波段图像，在光学和近红外爆炸前图像中分别确定SN位置在± 70和± 40质量之内。在四个不同波段探测到的爆炸前源与SN 2008 bk完全一致，并且与由单个点源主导一致。我们使用STARS恒星演化模型确定了点源的性质，发现它的颜色和光度与SN 2008 bk的红超巨星祖先一致，初始质量为8.5 +- 1.0 Msun。
2008-10-08 astro-ph
Chandra Observations of SN 2004et and the X-ray Emission of Type IIp Supernovae
本文报道了利用钱德拉X射线天文台对旋涡星系NGC 6946中II型坪超新星SN 2004 et的X射线探测。发现X射线源的位置与光学位置在~0.4 arcsec内一致。钱德拉还在2004年的事件之前调查了该地区，在祖星的位置没有发现X射线发射。在爆炸后的观测中，分别于2004年10月22日、11月6日和12月3日在三个点上探测到了202、151和158个光子，每个点的长度约为29 k。第一次观测的光谱与温度为kT=1.3 keV，视线吸收为N_H=1.0 x 10^{22} cm^{-2}的热模型最佳拟合。采用5.5 Mpc的距离，推断的未吸收光度（0.4-8 keV）约为4x 10 ^{38} erg/s。第一和第三个时期的硬和软计数之间的比较表明，在这段时间内的软化，虽然有一个光子的数量不足以限制温度和光谱拟合的吸收的变化。我们的排放模型所产生的超新星喷出物和祖风之间的相互作用的反向冲击区。对于具有扩展祖先的IIP型超新星，冲击波爆发时形成的冷壳层可以影响相互作用壳层的初始演化和对反向冲击辐射的吸收。观察到的光谱软化可能是由于减少壳吸收。我们发现，在风速为10公里时，超新星爆发前的质量损失率为（2-2.5）x 10^{-6} M_{\odot} /年，这与IIP型超新星的预期一致。
2007-06-13 astro-ph
Optical Signatures of Circumstellar Interaction in Type IIP Supernovae
我们提出了新的诊断在IIP型超新星的拱星相互作用的检测高速（HV）的吸收功能，在Ha和He I 10830 A线在光球阶段。为了证明该方法，我们计算的电离和激发的H和他在超新星喷出物考虑到随时间变化的影响和X射线照射。我们发现，与一个典型的红超巨星风的相互作用应该会导致未受冲击的喷出物外层的激发增强和相应的HV吸收的出现，即在H α的蓝色吸收翼中的低压和He I 10830 A的明显吸收，径向速度约为-10，000 km/s。我们确定HV吸收在Ha和He I 10830 A线的SN 1999 em和在Ha的SN 2004 dj是由于这种效果。假设风速为10 km/s，两颗超新星的质量损失率接近10^{-6} Msun/yr。我们认为，除了在未受冲击的喷出物中形成的HV吸收外，SN 2004 dj和SN 1999 em的光谱显示了由瑞利-泰勒不稳定性修改的冷致密壳层（CDS）中形成的HV缺口特征。CDS的结果从冲击爆发和辐射冷却的气体已经通过反向冲击波。在光球相晚期（~60 d），凹口在HV吸收中占主导地位.从CDS的速度推导出的风密度是一致的风密度发现从未受冲击的喷出物产生的HV吸收。
2007-03-17 astro-ph
^{56}Ni mass in type IIP SNe: Light curves and H-alpha luminosities diagnostics
我们分析了后期的观测，可用的光度和光谱，II型高原超新星（SNe IIP）的样本。使用H $α$光度在星云时代作为示踪剂的$^{56}$镍质量在这类对象的可能性进行了研究，产生的一致性与基于光度的估计在20%以内。有趣的相关性，发现和我们目前的理解的物理核心崩溃SNE的影响进行了讨论。
2003-09-10 astro-ph
Optical and infrared observations of the Type IIP SN2002hh from day 3 to 397
我们目前的光学和红外（IR）的观测类型IIP SN 2002 hh爆炸后3至397天。光谱（4- 397 d）和光度（3- 278 d）数据由在IR波长下获得的光谱（137- 381 d）和光度（137- 314 d）数据补充。这是第一次成功地获得了本星系群以外超新星的L波段光谱。VRI光变曲线显示SN 2002 hh是一颗SN IIP（平台），是所有核心坍缩超新星中最常见的。SN 2002 hh是有史以来最具灭绝性的超新星之一。为了在其早期光谱和IIP SN 1999 em型的同时期光谱之间提供良好的匹配，以及保持与KI星际吸收的一致性，我们调用了一个2分量消光模型。一个成分是由于我们银河系的星际介质和SN宿主星系的综合作用，而另一个成分是由于“尘埃袋”，其中颗粒的平均尺寸小于星际介质。SNe 1999 em和2002 hh的早期光学光变曲线大致匹配，这两颗SNe和SN 1987 A的放射性尾也是如此。SN 2002 hh的光学光变曲线与SN 1987 A的光学光变曲线的后期相似性，以及光学/红外光度和[Fe II] 1.257 μ发射的测量结果表明，SN 2002 hh喷射出0.07 +- 0.02 Msun的Ni 56。[... [简略]从[OI] 6300，6364 A的双重光度，我们推断一个16-18 Msun的主序星祖星。SN 2002 hh的前身可能是一颗拥有大量尘埃…
2006-02-17 astro-ph
Ultraviolet Light Curves of Supernovae with Swift Uvot
我们目前的紫外线（UV）观测超新星（SNe）获得的紫外线/光学望远镜（UVOT）上的斯威夫特航天器。这是来自任何单一仪器的最大的UV光变曲线样本，涵盖了所有主要SN类型和大多数亚型。SNe Ia的紫外光变曲线相当均匀，而SNe Ib/c和IIP的光变曲线形状变化较大。紫外光的颜色清楚地区分Ia型超新星和IIP型超新星，特别是在早期。然而，SNe IIP的颜色演变使得它们在爆炸后约20天的颜色与SNe Ia相似。SNe Ib/c显示出具有不同的UV光学颜色。使用紫外线的颜色来帮助类型SNe将是重要的高红移SNe发现在光学观测。这些数据可加到地基光学和近红外数据中，以建立单个物体的热辐射光变曲线，并作为对在没有紫外线数据的情况下使用的一般热辐射校正的检查。这个样本也可以与在光学波长处观察到的高红移SNe的静止帧UV观测进行比较。
2008-03-08 astro-ph
Spectral Modeling of Type II Supernovae
使用SN~IIP 2005 cs的模型，我们表明，详细的光谱分析可以用来确定红化和丰度。
2006-11-17 astro-ph
56Ni dredge-up in the type IIp Supernova 1995V
我们提出了NGC 1087中高原II型SN 1995 V的当代红外和光学光谱，涵盖了四个时期，大约在冲击爆发后22至84天。数据显示，第一次，在一个典型的II型事件的平台阶段的红外光谱演化。在光学区，确认了巴耳末系的天鹅座P线和金属线。红外（IR）光谱主要由连续谱主导，但也清楚地看到P Cygni Paschen线和Brackett伽马线。其他突出的红外特征仅限于波长为11000 nm的蓝光，包括Sr II 10327、Fe II 10547、C I 10695和He I 10830 nm。我们证明了He I 10830在第69天和第85天的存在。在如此晚的时间出现这条线意味着再电离。一个可能的再电离机制是56 Ni放射性衰变后的伽马射线沉积。我们基于Weaver & Woosley（1993）的爆发模型s15 s7 b2 f，建立了He I 10830谱线的光谱模型，对这一机制进行了研究。我们发现，这不会产生所观察到的线由于限制的56镍的中央区域的喷出物。为了重现He I的谱线，需要引入额外的56 Ni向上混合，使总镍质量的10^{-5}达到氦光球层以上。此外，我们认为，He I线形成区域很可能是在氢包层中的纯氦块的形式。
1998-04-29 astro-ph
From progenitor to afterlife
大质量超新星类型IIP（平台光变曲线）、IIL（线性光变曲线）、IIb、IIn（窄线）、Ib和Ic的序列大致代表了恒星演化过程中质量损失增加的序列。质量损失会影响喷出物成分的速度分布;特别是，只有IIP通常以低速移动的H结束。对河外超新星的无线电和X射线观测显示出不同的质量损失特性，这与对祖星的预期一致。对于年轻的超新星遗迹，脉冲星风星云和星周相互作用分别提供了内部喷出物和高速喷出物的探测器。在年轻的残骸中，有证据表明存在各种类型的超新星，包括那些爆炸时有大部分H包层存在的超新星（蟹状星云，3C 58，0540- 69）和那些在失去大部分H包层后爆炸的超新星（Cas A，G292.0+1.8）。
2006-07-18 astro-ph
Mass loss and supernova progenitors
我们首先讨论了IIP型SN祖星的质量范围，以及上下限如何对恒星演化施加有趣的约束。然后，我们讨论了两个SNe，2002 ap和2006 jc，沃尔夫-拉叶星的质量损失率和长伽马射线暴的可能影响。
2007-11-16 astro-ph
Pulsar Wind Nebulae and Their Supernovae
包含脉冲星风星云的年轻超新星遗迹为超新星的内部和与周围介质的相互作用提供了诊断，提供了将这些物体与超新星类型联系起来的机会。在观测到的年轻星云中，有证据表明存在一系列超新星类型，包括IIP型（蟹状星云和SN 1054）和IIb/IIn/IIL型（G292.0+1.8）。
2003-10-24 astro-ph
Circumstellar Interaction Around Supernovae
在所有类型的大质量超新星周围都观察到了星周相互作用，特别是在无线电和X射线波长处。Ib/c型超新星中的相互作用壳层似乎在快速移动，尽管SN 1998 bw仍然是唯一一个证据指向相对论膨胀的例子。IIP型超新星的质量损失率相对较低，与中等质量的单恒星在生命末期的情况一致。IIb型超新星和一些IIL和IIn超新星在爆炸前会有很强的质量损失，这发生在一颗几乎没有H的恒星上。质量损失可能是由燃烧后期的光度驱动的。
2003-01-17 astro-ph
SNe 2005ay and 2005cs: Two interesting II-Plateau events
本文给出并分析了SN 2005 ay和SN 2005 cs的“U、B、V、R、I”光变曲线和SN 2005 cs的一条光谱。我们发现这两个事件都比SN的平均IIP要暗，SN 2005 cs在平台阶段的后半部分在$V,R,I$带中显示出轻微的增亮和低膨胀速度。考虑了两种不同的距离模量对SN 2005 ay物理参数的影响。两种方法被用来估计在平台阶段的中间的膨胀速度。基于经验分析模型，我们推导出祖属性的约束。排出的$^{56}$ Ni的量也被回收。
2006-11-06 astro-ph
Radio Studies of Young Core Collapse Supernovae
本文介绍了用GMRT对两个射电亮SNe（SN 1993 J，SN 1979 C）进行的一年多多频观测。它们的射电光变曲线追踪了超新星爆发前恒星风中质量损失的演变。它们在低频的光谱区分同步自吸收和自由-自由吸收模型。还观察到两个非常相似的IIp型SN 1999 gi和SN 1999 em，我们对它们的祖细胞质量进行了评论。这些对核心坍缩超新星不同子类的观测将有助于确定它们的祖先。
2002-05-16 astro-ph
SN 2005cs in M51 I. The first month of evolution of a subluminous SN II plateau
报道了旋涡星系（M51）超新星（SN）2005 cs的早期光学观测结果。光度数据表明SN 2005 cs是一颗中等亮度的II型高原超新星（SN IIP）。SN在早期是异常蓝色的（爆炸后约三天U-B ~ -0.9），这表明非常高的连续温度。光谱显示相对较窄的P-Cygni功能，表明喷出物的速度低于在更典型的SNe IIP中观察到的速度。最早的光谱显示出He I 5876 A吸收组分的蓝翼中的弱吸收特征，而H $β$和H $α$的吸收特征不太清楚。基于光谱模型，可以提出两种不同的解释：这些功能可能是由于高速H和He I组件，或（更有可能）由不同的离子（N II，Si II）产生。与低光度，$^{56}$镍贫，低速SNe IIP的类比也进行了讨论。虽然更广泛的光谱覆盖范围是必要的，以准确地确定祖星的属性，公布的估计祖星质量似乎不符合恒星演化模型。
2006-05-29 astro-ph
