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
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
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
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
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
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
Type IIP Supernova SN 2004et: A Multi-Wavelength Study in X-Ray, Optical and Radio
本文报道了对SN 2004 et的X射线、宽带光学和低频射电观测。\cxo在三个时期观测到了超新星，光学覆盖范围涵盖了自爆炸以来的$\sim$ 470天。X射线发射随时间衰减，我们将X射线亮度演化表示为$\Lx \propto t^{-0.4}$。我们利用观测到的X射线光度来估计$\sim \ee{2}{-6} M_\odot \mathrm{yr}^{-1}$的祖星的质量损失率。光学光变曲线显示出持续约110天的显著平台。通过黑体拟合确定了平台期光球半径和色温的时间演化。我们估计出$^{56}$ Ni的喷射质量为0.06 $\pm$ 0.03 M $_\odot$。利用Litvinova和Nadëzhin（1985）的表达式，我们估计爆炸能量为（0.98 $\pm$ 0.25）$\times 10^{51}$ erg。我们还介绍了SN 2004 et的单历元射电观测。我们将其与Chevalier等人（2006）提出的模型的预测进行比较。这些多波长研究表明SN 2004 et的$\sim$ 20 M $_\odot$的主序列祖细胞质量。
2007-07-24 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
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 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
Photometry and Spectroscopy of the Type IIP SN 1999em from Outburst to Dust Formation
我们目前的测光和光谱类型的IIP SN 1999 em在NGC 1637从几天后爆发，直到642天。使用恢复的测热光变曲线来推断喷出的$^{56}$ Ni的$\approx 0.02 M_{\odot}$的量。在星云时代的H PDMATHAMO和He I 10830谱线表明，$^{56}$ Ni的分布可以近似地用速度为1500 km/s $^{-1}$的$^{56}$ Ni球来表示，该球向远半球移动约400 km/s $^{-1}$。本文分析了与SN 1987 A中的“波鸿事件”有关的光球期H PDMATHAMO的精细结构。后期的时间谱显示了一个戏剧性的转变的[O I] 6300线轮廓之间的第465和510天，我们解释为在此期间的尘埃凝结的效果。后期测光支持465天后的尘埃形成情景。[O I]线剖面表明尘埃占据一个速度为$\approx 800$ km s $^{-1}$、光学厚度为$\gg10$的球体。平台亮度和持续时间与膨胀速度相结合，表明$120-150 R_{\odot}$的前超新星半径，$10-11 M_{\odot}$的喷出物质量和$(0.5-1)\times10^{51}$ erg的爆炸能量。喷出物质量与中子星和保守的质量损失假设相结合，意味着$M_{\rm ms}\approx 12-14 M_{\odot}$的主要序列祖先。从[O I] 6300，6364的双峰光…
2002-09-30 astro-ph
Early Ultraviolet, Optical and X-Ray Observations of the Type IIP SN 2005cs in M51 with Swift
我们报告了斯威夫特紫外光学和X射线望远镜获得的IIP型超新星（SN）2005 cs的早期光球相观测结果。观察在发现后两天内开始，并定期持续三周。在这段时间内，V波段的亮度基本上保持不变，而紫外线最初是明亮的，但逐渐褪色，直到低于一个潜在的紫外线明亮的HII区域的亮度。这种紫外线衰减类似于国际紫外线探测器观测到的SNe II。UV棱纹光谱显示MgII 2798 A的P-Cygni吸收，表明UV通量的光球起源。基于非LTE模式的CMFGEN大气计算，我们将紫外通量的快速演变与喷出物的冷却联系起来，光谱能量分布（SED）的峰值从6月30日的~ 700 A移动到7月5日的~ 1200 A。此外，喷出物的相应重组，例如，从Fe III到Fe II的转变引起光球层处和光球层上方的金属线覆盖的显著加强，从而更有效地阻挡这种衰减的UV通量。SN 2005 cs在X射线中没有被探测到，而X射线光度的上限使其质量损失速率限制在每年10^-5个太阳质量左右。总的来说，斯威夫特提供了一个独特的机会，捕捉早期和快速演变的II型SNe在紫外线，提供额外的约束变红，4000 A的SED短路，电离状态和温度的光子去耦区域。
2006-12-19 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
Primordial massive supernovae as the first molecular factories in the early universe
我们研究的喷出物化学的零金属量的祖先，大规模的，超新星使用一种新的方法，化学动力学的基础上。考虑的物种跨越范围的简单，双原子分子，如CO或SiO的尘埃成核过程中涉及的更复杂的物种。我们描述了它们的形成从气相包括所有可能的相关化学过程，并将其应用到原始170 Msun超新星的喷出物。两个喷出物的情况下进行了探讨：充分混合的重元素，分层喷出物反映祖核合成。渗透的氢从祖信封被认为是。我们表明，分子形式非常有效地在原始超新星的喷出物的混合水平和占总祖质量的13至34%，相当于21至57 Msun的喷出物物质的分子形式。分子的化学性质取决于喷出物中重元素和氢的混合。产生的物质包括O2、CO、CO2、SiS、SO、SiO和H2。因此，分子可以作为超新星爆炸后混合的观测示踪剂。我们的结论是，原始大质量超新星是早期宇宙的第一个分子供应者。
2008-07-16 astro-ph
Trans-Relativistic Blast Waves in Supernovae as Gamma-Ray Burst Progenitors
我们研究了爆炸恒星外层激波加速到相对论速度的问题。通过将爆炸能量集中在最外层的喷出物中，这种跨相对论性冲击波可以作为伽马射线暴（GRB）的祖先;特别是，困扰许多GRB模型的“重子加载”问题被规避。我们提出了物理动机和数值验证的解析表达式来描述超新星中的反相对论冲击波。我们发现，相对论喷出物在更集中的凝聚信封，例如，对于辐射包线，当亮度接近埃丁顿极限时。我们提出了方便的公式来估计相对论喷出物从一个给定的祖。我们应用我们的分析和数值方法的SN 1998 bw模型，发现显着增强相对论喷出物相比，以前的研究。我们认为，GRB 980425与SN 1998 bw有关，可能是由于一次近似球形的爆炸产生了约10^-6 M_sun的中等相对论性喷出物，平均洛伦兹因子约为2，然后与质量损失率约为几× 10^-4 M_sun/yr的密集的星周风相互作用而产生的。不需要高度不对称的爆炸。一个极端的模型的“超超新星”爆炸的大质量恒星是能够占的能量和相对论喷出物的速度所需的许多观测到的宇宙伽玛射线暴。我们提出了由吸积引起的白矮星坍缩和中子星的相变引起的爆炸的简化模型。虽然与以前的研究相比，我们发现相对论性喷出物的能量增加，但这些爆炸不太可能在宇宙学距离上用现有的探测器观察到。（节略）
2001-01-13 astro-ph
Observation of X-ray lines from a Gamma-Ray Burst (GRB991216): Evidence of Moving Ejecta from the Progenitor
本文报道了钱德拉X射线天文台在1999年12月16日伽马射线暴余辉X射线谱中发现的两个辐射特征。这些功能被确定与Ly $_α$线和窄复合连续铁的类氢离子在红移$z=1.00\pm0.02$，提供了一个明确的测量伽玛射线暴的距离。谱线的宽度和强度意味着伽玛暴的前身是一个大质量恒星系统，在伽玛暴事件之前，它以$\approx 0.1 c$的速度喷射出$\approx 0.01 \Ms$铁，可能是超新星爆炸。
2000-11-17 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
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
Constraints on the Progenitor of Cassiopeia A
我们比较了一套三维爆炸计算和恒星模型，结合先进的物理观测约束仙后座A的祖先。我们认为，从16日至40日的质量与爆炸能量和几何形状的范围内的双星和单星。被认为是由观测的参数空间的氮丰富的高速喷出物，喷出物质量，紧凑的残余质量，和44 Ti和56 Ni丰度单独和作为一个合奏。一个15-25太阳质量的祖先，失去了它的氢包层的二元相互作用，并经历了一个充满活力的爆炸，可以匹配所有的观测约束。
2005-11-29 astro-ph
Dust in the Early Universe: Dust Formation in the Ejecta of Population III Supernovae
本文应用非稳态成核和颗粒生长理论，研究了第三族超新星（包括对不稳定超新星）喷出物中尘埃颗粒的形成。在计算中，通过求解考虑放射性元素能量沉积的辐射转移方程，计算了喷出物中气体温度随时间的演化，它强烈地影响着新形成颗粒的数量密度和尺寸。两个极端的情况下被认为是在喷出物中的元素的混合;未混合和均匀混合的情况下，在他-核心。计算结果表明：在未混合的喷出物中，有多种颗粒物质凝聚，反映了喷出物中形成部位元素组成的差异;而在均匀混合的喷出物中，只有氧化物颗粒凝聚。新形成的晶粒的平均尺寸跨越三个数量级的范围，这取决于晶粒种类和形成条件，并且最大半径被限制为小于1 $μ$ m，这不依赖于祖质量。在所有颗粒种类上加起来的尺寸分布函数近似于幂律公式，其指数对于较大的半径为-3.5，对于较小的半径为-2.5;在交叉点处的半径范围从0.004到0.1 $μ$ m，取决于超新星的模型。锁定在尘埃颗粒中的质量分数随着母体质量的增加而增加;对于核心坍缩超新星，锁定在母体质量的2- 5%;对于母体质量在140 - 260 $M_{\odot}$之间的对不稳定超新星，锁定在母体质量的15- 30%。因此，如果第一代恒星中充满了非常大质量的恒星，那么早期宇宙中就会产生大量的尘埃颗粒。
2003-08-18 astro-ph
Narrow Lines in Type II Supernovae -- Probing the Circumstellar Nebulae of the Progenitors
我们对16颗II型超新星（SNe）进行了高色散（R~ 30，000）阶梯光栅光谱巡天，以寻找由其大质量祖先抛射出的星周星云的窄发射线。如果发现星周星云，将为探测SN祖先提供宝贵的机会。在观测到的16个SNe中，4个SNe和另外2个SNe中清楚地检测到SN喷出物，12个SNe中检测到星际气体，而仅在SN 1978 K和SN 1998 S中检测到星周物质。在SN 1978 K的情况下，我们可以将星周喷出物星云的大小上限设定为2.2 pc，并注意到这与在明亮的蓝色变星而不是沃尔夫-拉叶星周围观测到的喷出物星云的典型大小更一致。在SN 1998 S的情况下，我们对SN爆发后1年的窄线的观测显示出与早期相比的变化。我们从SN 1998 S观测到的星云线要么来自低密度的星周星云的外部区域，要么已经被星际成分所控制。
2002-01-28 astro-ph
The nature of SN 1997D: low-mass progenitor and weak explosion
通过对II-P型超新星1997 D的光谱和光变曲线的分析，恢复了其喷出物的参数。SN 1997 D的最佳流体动力学模型，满足在光球时代的观测约束，提出了一个低爆炸能量约$10^{50}$尔格，喷出物质量周围$6 M_{\odot}$，和超新星前半径附近$85 R_{\odot}$。我们证实了Turatto等人（\cite{tmy98}）先前的结果，即喷出物含有极少量的放射性$^{56}$ Ni（$\approx 0.002 M_{\odot}$）。模拟星云光谱支持流体动力学模型，使我们能够估计新鲜合成的氧的质量（0.02- 0.07 $M_{\odot}$）。结合恒星演化理论的基本结果，得到SN 1997 D的参数，推测其前身星是主序星中质量范围为8- 12 $M_{\odot}$的恒星。事实上，至少有一些来自这个质量范围的祖先产生了具有低动能（$\approx 10^{50}$ erg）和低放射性$^{56}$ Ni（$\approx 0.002 M_{\odot}$）的核心坍缩超新星，这是没有先例的，并对爆炸机制施加了重要的限制。我们推测银河系超新星1054和1181可能归因于SN 1997 D事件。
1999-06-10 astro-ph
The first year of SN 2004dj in NGC 2403
本文介绍了NGC 2403中IIp型超新星2004 dj的新BVRI光度测量和光谱测量结果。前身星团Sandage 96也在爆炸前的画面中被探测到。光变曲线表明，爆炸发生在发现前约30天，平台期持续了约+110 \pm 20天。平台相光谱已被建模与SYNOW光谱合成代码使用H，NaI，TiII，ScII，FeII和BaII线。SN距离是根据适用于SNe IIp的扩展光球法和标准烛光法推导出来的。它们产生的距离彼此一致，以及早期的造父变星距离和塔利-费舍尔距离。SN 2004 dj和NGC 2403的平均距离D = 3.47 \pm 0.29 Mpc。爆炸产生的镍质量估计为0.02 \pm 0.01 M_o。SED的祖集群重新分析拟合人口合成模型，我们观察到的BVRI数据补充U和JKH的幅度从文献中。卡方检验最小化揭示了一个可能的“年轻”解，其聚类年龄T_{cl} = 800万年，而“老”解，其聚类年龄T_{cl} = 2000万~ 3000万年。“年轻”的解决方案将意味着祖细胞质量M > 20 M_o，这高于先前检测到的II型SNe的祖细胞质量。
2006-04-11 astro-ph
Dense, Fe-rich Ejecta in Supernova Remnants DEM L238 and DEM L249: A New Class of Type Ia Supernova?
我们目前的观测两个LMC超新星遗迹（SNRs），DEM L238和DEM L249，与钱德拉和XMM-牛顿X射线卫星。明亮的中心发射，被一个微弱的壳包围，存在于两个遗迹中。中心发射有一个完整的热谱占主导地位的强铁L-壳线，与推断的铁丰度超过太阳和不符合LMC丰度。铁的过量导致了DEM L238和DEM L249是热核（Ia型）爆炸的残余物的结论。炮弹发射源于被冲击波卷起并加热的气体。标准的谢多夫分析表明，两个后掠壳层的质量都约为50个太阳质量，信噪比年龄在10，000 ~ 15，000年之间，震前密度较低（< 0.05 cm^-3），爆炸能量为3 × 10^50尔格。中心富铁超新星喷出物接近碰撞电离平衡。它们的存在是出乎意料的，因为标准的Ia型信噪比模型预测微弱的喷出物发射与短的电离年龄。这两种SNR都属于以前未识别的Ia型SNR，其特征在于明亮的内部发射。密度比预期的喷出物和/或周围的祖先密集的拱星介质需要解释这些SNRs中的富铁喷出物的存在。大量的拱星气体更可能存在于更大质量的Ia型祖先的爆炸中。DEM L238，DEM L249和类似的SNRs可能是“不稳定的”Ia型爆炸的残留物，具有年轻的（约1亿年）祖先。
2006-10-20 astro-ph
Nuclear and Gamma-ray Production by Supernova Ejecta
超新星爆炸最快的喷射物作为主超新星冲击波的先驱传播，并且可以相当有活力。根据最近的分析和数值超新星模型，估计这种快速喷出物的光谱，并发现是一个功率定律，具有截止能量为10 MeV/nucl，其精确值取决于超新星质量和能量。在此范围内的截止值下，可能存在能量高于$γ$射线和Li、Be和B产生的阈值的显著通量。这些核的相互作用必然伴随着超新星喷出物穿过周围的介质。快粒子的组成是母星最外层的物质;如果母星的外壳被伴星破坏或质量损失，那么它的组成是非太阳的，特别是富含金属。这种快速粒子的组成和光谱是解释最近COMPTEL观测到的猎户座中的$γ$射线发射所必需的。从一个失去了大量质量的祖先的超新星喷出物被证明可以定量地解释猎户座$γ$射线，并暗示在过去的$\la 10^4$年里猎户座中存在其他较弱的线和超新星爆炸。这种机制的核合成模式的影响，并作为一个潜在的超新星诊断，进行了讨论。模型的依赖性和不确定性的注意，并需要精确测量的$γ$ -射线和spectroscopic生产截面在能量阈值附近。
1996-01-09 astro-ph
