一颗没有氢包层的低能核心坍缩超新星

超新星爆发前的波驱动恒星膨胀和双星相互作用

Wave-driven stellar expansion and binary interaction in pre-supernova outbursts

我们认为，能量泄漏的主要结果进行波从核心的信封前坍缩的大质量恒星是信封膨胀，而不是主要的质量喷射。我们表明，传播波的半径小于由波驱动的对流成为超音速的半径，驱动半径的包络线中的压力增加。额外的波压力和波能量耗散导致包络线膨胀。使用数值代码MESA，我们表明，包络扩展吸收波携带的大部分能量。一个可能的结论是，爆炸前爆发（PEO）的结果从扩展包层的双星伴星吸积质量和释放大量的能量。吸积的伴星可能以双极形态排出质量，例如，喷射流和赤道环

70颗剥离包层核塌缩超新星的SuperNova识别谱模板

SuperNova IDentification spectral templates of 70 stripped-envelope core-collapse supernovae

我们使用Modjaz等人（2014）发表的640个剥离包络核心塌陷SNe（SESNe）光谱构建了70个超新星识别（SNID; Blondin & Tennis 2007）超新星（SN）模板。由458个光谱构建的56个SN模板是全新的，将SESNe的数量和当前SNID数据库中SESNe光谱的数量分别增加了2.6和2.0倍。我们还对当前SNID数据库中的模板进行了一些类型和阶段改进。

Formation pathway for lonely stripped-envelope supernova progenitors: implications for Cassiopeia A

We explore a new scenario for producing stripped-envelope supernova progenitors. In our scenario, the stripped-envelope supernova is the second supernova of the binary, in which the envelope of the secondary was removed during its red supergiant phase by the impact of the first supernova. Through 2D hydrodynamical simulations, we find that $\sim$50-90$\%$ of the envelope can be unbound as long as the pre-supernova orbital separation is $\lesssim5$ times the stellar radius. Recombination energy plays a significant role in the unbinding, especially for relatively high mass systems ($\gtrsim18M_\…

IIP型超新星前身星包层的双星诱导质量增加和氦富集

Binary-induced mass increase and helium enrichment of the envelopes of Type~IIP supernova progenitors

研究银河系金属丰度下II型超新星前身星，用ComBinE代码发现约40%源于主序后星与主序伴星合并。合并产物有更重富氢包层且富含氦，会影响IIP型光变曲线，利用相关设施约束比例有助于了解双星演化物理。

Ia型超新星共包络末期的环双星盘和核简并情形

A Circumbinary Disk in the Final Stages of Common Envelope and the Core-Degenerate Scenario for Type Ia Supernovae

我们研究了共同包络（CE）演化的最后阶段，发现相当一部分的喷射质量没有达到逃逸速度。为了得出这个结论，我们在简化假设下使用自相似解。伴随白矮星（WD）的大部分引力能量在很短的时间内被释放到大质量渐近巨星分支（AGB）或红巨星分支（RGB）恒星的包层中。这种快速的能量释放在外壳中形成冲击波。我们遵循从AGB中心向外的爆炸波传播，并表明约1- 10%的喷射信封仍然绑定到残余的二元系统。我们认为，由于角动量守恒和进一步与双星系统的相互作用，后备材料形成了一个circumbinary磁盘周围的后AGB核心和同伴WD。环双星盘与双星系统的相互作用将减少轨道分离，这比单独从CE的动力学阶段（包层被弹出）所预期的要多得多。较小的轨道间隔有利于在CE阶段结束时或之后的短时间内合并，而核心仍然是热的。这是另一个通道，形成一个巨大的WD，具有超克拉塞卡质量，可能爆炸为Ia型超新星。我们称之为核心退化（CD）的情况。

利用引力红移约束白矮星氢层质量

Constraints on White Dwarf Hydrogen Layer Masses Using Gravitational Redshifts

通过引力红移测量白矮星质径关系，发现厚且质量依赖性氢包层模型更符合观测数据，为白矮星氢包层质量研究提供新方法。

快速旋转的低重力亚矮星B星EC 22081 - 1916--一个共同包层合并事件的遗迹

The fast rotating, low gravity subdwarf B star EC 22081-1916 - Remnant of a common envelope merger event

热亚矮星B星（sDBs）是演化的核心燃烧氦的恒星，具有非常薄的氢包层。为了形成sdB，在红巨星分支的尖端，祖先必须失去几乎所有的氢包层。在双星系统中，向伴星的质量转移提供了它们形成所需的非凡质量损失。然而，显然也存在单一的sdB，几十年来它们的形成并不清楚。氦白矮星的合并导致核心氦燃烧的点火，或者氦核心和低质量恒星在共同包层阶段的合并已经被提出。在这里，我们报告发现EC 22081 - 1916作为一个快速旋转，低重力的单一sdB恒星。它的大气参数表明，氢包层必须异常厚，这与He-WD合并的情况不同，但与低质量的普通包层合并一致，可能是具有红巨星核心的亚恒星物体。

Ia型超新星祖先中红巨星施主的包层质量

The envelope mass of red giant donors in Type Ia supernova progenitors

我们计算红巨星供体中剩余的氢量，看看理论和观测之间的冲突是否可以克服。考虑光学厚风的质量剥离效应和热不稳定盘的影响，对WD + MS和WD + RG系统进行了系统的双星演化计算。在这里，我们专注于WD + RG系统的演变。我们发现，在超新星爆发时，一些施主星在氦核顶部几乎不含富氢物质（低至0.017 $M_{\odot}$），这小于从爆炸喷出物剥离物质的观测得出的上限。因此，在这些Ia超新星的星云光谱中没有氢谱线。我们还采用二元布居合成的方法，从WD + RG通道导出了超新星爆发时刻伴星的包层质量和核心质量的分布。我们很少能找到质量非常低的RG伴星。此外，我们的模型意味着，WD + RG通道的超新星爆炸后出现的残留物是一个单一的低质量白矮星（0.15 $M_{\odot}$ - 0.30 $M_{\odot}$）。Ia型超新星的星云光谱中没有氢谱线，这支持了WD + RG系统是Ia型超新星前身的观点。

核塌缩剥层超新星的最优分类和异常检测

Optimal Classification and Outlier Detection for Stripped-Envelope Core-Collapse Supernovae

在当前的时域天文学时代，拥有严格的数据驱动模型来对瞬变（包括超新星）进行分类变得越来越重要。我们提出了第一个应用主成分分析的剥离包络核心坍缩超新星的光谱。我们使用一个最大的编译光学数据集的剥离信封超新星，包含160 SNe和1551光谱。我们发现，前5个主成分捕获我们的光谱样本的方差的79%，其中包含剥离超新星的主要家族：Ib，IIb，Ic和宽线Ic。我们开发了一个定量的，数据驱动的分类方法，使用支持向量机，并探讨剥离信封超新星分类作为相对于V波段最大光相位的函数。我们的分类方法自然识别“过渡”超新星和超新星有争议的标签，我们详细讨论。我们发现，剥离信封超新星类型是最可区分的后期相位范围内的$10\pm5$天和$15\pm5$天相对于V波段最大值，我们讨论了我们的研究结果的影响，如ZTF和LSST当前和未来的调查。

无氢超亮超新星PTF12dam在扩展包层内爆炸模型中的研究

Hydrogenless Superluminous Supernova PTF12dam in the Model of an Explosion inside an Extended Envelope

本文提出了一个在致密扩展的无氢包层内的超新星爆炸模型，用来解释超亮超新星PTF 12 dam的光变曲线的性质。在文献中，有人认为这颗超新星的通量上升得太快，无法用爆炸模型来解释，这是由于与电子-正电子对产生相关的不稳定性（对不稳定超新星，PISNe），但它可以用磁星能量输入的模型来描述。我们表明，PTF 12 dam型超新星可以解释没有磁星在一个模型中的辐射冲击在一个密集的拱星信封，不需要一个过大的爆炸能量。

共包层演化期间的极端质量损失：双低质量白矮星系统J2102--4145的起源

Extreme mass loss during common envelope evolution: the origin of the double low-mass white dwarf system J2102--4145

通过研究J2102--4145双星系统，发现其两颗白矮星的质量损失差异显著，揭示了共包层演化的关键过程及氢包层质量的限制。

解释iPTF14hls是一个普通的包层喷流超新星

Explaining iPTF14hls as a common envelope jets supernova

我们提出了一个共同的信封喷流超新星的情况下，神秘的超新星iPTF 14 hls的中子星，螺旋在一个大质量的巨星的信封内吸积质量和发射喷流，动力弹射的拱壳和几个星期后爆炸本身。为了解释星周气体和爆炸的动能，中子星应该吸积大约0.3个太阳质量的质量。当中子星在巨恒星的包层内绕轨道运行大约一到几周时，数十个太阳质量的星周气体被喷射出来，这些气体构成了一些吸收线。在相互作用的最后几个小时，中子星与核心合并，吸积质量，并发射喷流，将核心和内部包层喷射出来，形成爆炸本身和超新星光球所在的介质。剩下的中子星吸积了后备气体，进一步为超新星提供了动力。我们把1954年爆发前的爆发归因于一个偏心轨道和临时质量吸积的中子星在近星通道开始前的共同信封阶段。

来自膨胀恒星包层的扩展超新星激波爆发信号

Extended supernova shock breakout signals from inflated stellar envelopes

接近爱丁顿光度的恒星可以有大的低密度膨胀包层。我们发现，从超新星的冲击爆发信号的上升时间可以显着延长，如果超新星的祖先有一个膨胀的恒星信封。如果冲击击穿发生在这样的膨胀包络中，冲击击穿信号在其中扩散，并且它们的上升时间可以显著延长。因此，冲击波突破信号的上升时间主要由膨胀包络中的扩散时间决定，而不是由原始波的过光时间决定。我们表明，我们的膨胀沃尔夫-拉叶星模型的半径是太阳半径的顺序可以有冲击爆发信号的时间超过100秒。沃尔夫-拉叶超新星前身中膨胀包层的存在可能与Ib型SN 2008 D中观测到的神秘长激波爆发信号有关。扩展的冲击爆发信号可以提供膨胀恒星包层存在的证据，并可用于约束这些神秘结构的物理性质。

连接热脉冲渐近巨星分支星的演化与其星周包层中的化学-- I。氢氰酸案

Connecting the evolution of thermally pulsing asymptotic giant branch stars to the chemistry in their circumstellar envelopes -- I. The case of hydrogen cyanide

研究了热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）星的内周包层中氰化氢（HCN）的形成。周期性冲击大气的动态模型，其中包括一个扩展的化学动力学网络，是第一次耦合到详细的演化轨道的TP-AGB阶段计算与COLIBRI代码。我们进行了校准的主要冲击参数（冲击波形成半径和有效绝热指数）使用拱HCN丰度最近测量的脉动TP-AGB星的人口稠密的样本。我们的模型恢复了所观察到的HCN浓度的范围作为质量损失率的函数，并成功地再现了系统的增加HCN移动沿M-S-C化学序列的TP-AGB星，跟踪表面C/O比的增加。化学校准带来了两个重要的含义：i）第一个冲击应该非常接近光球层，和ii）冲击预计将有一个主要的等温特性，在密集的区域接近恒星（3-4 R），这意味着辐射过程应该是相当有效的。我们的分析还表明，HCN的浓度在内部拱星信封的H-H2化学在冲击后弛豫阶段的严重影响。

前白矮星在氢主导大气中的脉动

Pulsations of Pre-White Dwarfs with Hydrogen-dominated Atmospheres

对由后渐近巨星分支（AGB）演化而来的前白矮星的非径向振荡进行了完全非绝热分析。结果表明，对于Teff= 40，000 K -300，000 K的前白矮星模型，氢燃烧壳层中的核反应在约40-200 s的周期范围内激发低阶g模。研究还表明，氢的含量对前白矮星在H-R图上的不稳定区域有显著的影响。因此，氢为主的信封的厚度可以很好地约束通过观察g模式振荡的存在。

来自剥离包层电子俘获超新星的快速演化的微弱瞬变

Rapidly evolving faint transients from stripped-envelope electron-capture supernovae

我们调查的预期率和热光变曲线的剥离信封电子捕获超新星（ECSNe）使用恒星模型从二进制人口和光谱合成（BPASS）的代码。我们发现，0.8%（Z = 0.020）和1.2%（Z = 0.004）的核心塌陷超新星是剥离信封ECSNe。它们的典型喷出物质量估计约为0.3 Msun（Z = 0.020）和0.6 Msun（Z = 0.004）。假设ECSN爆炸特性为1.5e ~（50）erg，56 Ni质量为2.5e ~（-3）Msun，我们发现条带包层ECSN的典型上升时间约为7天（Z = 0.020）或13天（Z = 0.004），峰值亮度约为1 e41 erg/s（-13.8 mag，Z = 0.020）或7 e40 erg/s（-13.4 mag，Z = 0.004）。它们的典型喷出物速度约为7000 km/s（Z = 0.020）或5000 km/s（Z = 0.004）。因此，带状包络ECSNe观察到快速发展的微弱瞬变与相对较小的速度。SN 2008 ha类超新星，是SN 2002 cx类超新星中最暗的一种（也称为SN 2008 ha）。Iax型）超新星，可能与剥离包层的ECSNe有关。

氢燃烧低质量氦白矮星中的脉动

Pulsations in Hydrogen Burning Low Mass Helium White Dwarfs

质量M <~ 0.20 Msun的氦核白矮星（WD）在演化过程中经历了几个稳定的氢燃烧回旋。我们表明，在一定范围内的WD和氢的信封质量，这些WD可能会表现出g-模式脉动类似于他们的被动冷却，更大规模的碳/氧核心对应物，ZZ Cetis。我们的模型与稳定燃烧的氢信封氦核心产生g模式周期和周期间隔比典型的ZZ Cetis长近2倍。我们表明，核心的组成和结构，可以使用地震探测，因为g-模式的本征函数主要驻留在氦核心。虽然我们还没有进行完全的非绝热稳定性分析，但对流区的热时间与表面重力的比例关系突出了几个低质量的氦WD，它们应该在寻找脉动时被观察到：NLTT 11748，SDSS J 0822 +2753和PSR J1012+5307的伴星。对这些He核WD的地震学研究可能证明是特别富有成效的，因为它们的光度与氢包层质量有关（通过稳定的氢燃烧），这消除了一个模型参数。

Ib型超新星iPTF 13 bvn的分光偏振测量：揭示剥离包层核塌缩超新星的复杂爆炸几何学

Spectropolarimetry of the Type Ib Supernova iPTF 13bvn: Revealing the complex explosion geometry of a stripped-envelope core-collapse supernova

我们提出了六个时代的光谱偏振观测和一个时代的光谱Ib型SN iPTF 13 bvn。这些观测的历元对应于$-$ 10至$+$ 61天，相对于{ \it r}波段光变曲线最大值。在整个观测过程中，连续谱被内在地极化到$0.2-0.4\%$水平，这意味着光球形状的$\sim10\%$的非球面性。我们观察到与Ca II IR 3、He I/Na I D、He I λλ 6678、7065、Fe II λ4924和O I λ7774的光谱特征相关的显著线偏振。我们建议，在$\sim 6200\mathrmÅ$的吸收功能，通常被确定为Si II $λ6355$，是最有可能是高速$\mathrm{Hα}$在$-16,400$ $\mathrm{km \; s^{-1}}$。两个明显的极化组件，分离的速度，检测到的He I/Na I D和Ca II IR 3，表明存在两个离散的线形成区域的喷出物中的径向速度空间和在天空的平面。我们使用的极化，他我$λ5876$作为示踪剂的喷出物中的非热激发源，发现大部分的放射性镍被限制在内部的喷出物半径的$\sim 50-65\%$。所观察到的极化的背景下，iPTF 13 bvn的可能的祖系统进行了讨论，我们的意见有利于爆炸的恒星扩展，扭曲的信封，而不是紧凑的沃尔夫-拉叶星。

富氢包层质量对超新星爆发和快光变曲线的影响

The Effects on Supernova Shock Breakout and Swift Light Curves Due to the Mass of the Hydrogen-Rich Envelope

质量损失仍然是恒星演化的主要不确定性之一。在质量最大的恒星中，质量损失决定了星周介质，并能显著改变恒星的命运。质量损失是由各种风机制和二元相互作用引起的。超新星是这种质量损失的最佳探测器，既包括星周物质，也包括富氢包层的减少质量。在本文中，我们专注于减少氢包层质量对超新星光变曲线的影响，研究了各种质量损失情况下的冲击爆发和峰值光变曲线发射。尽管这种质量损失的趋势会被不同的祖先、爆炸能量和星周介质引起的变化所掩盖，但这些趋势对超新星调查中应该看到的超新星光变曲线有重大影响。最后，我们将我们的结果与几个关键观察结果进行了比较。

一颗具有混合氢碳大气的超大质量白矮星可能是合并残留物

An ultra-massive white dwarf with a mixed hydrogen-carbon atmosphere as a likely merger remnant

白矮星是致密的、冷却的恒星余烬，主要由碳和氧组成，或者在较高的初始恒星质量下由氧和氖（含百分之几的碳）组成。这些恒星核心被氦壳所包裹，而氦壳又通常被一层氢所包围，通常无法直接观察内部组成。然而，在相当大一部分白矮星的表面观察到了碳，有时还伴有微量的氧，人们认为碳是由一个深氦对流区从核心吹出来的。在这些物体中，只有微量的氢被发现，因为预计大量的氢会抑制包层内的氢/氦对流混合。我们报告了WDJ 055134.612 +413531.09的发现，这是一颗超大质量（1.14 $M_\odot$）白矮星，具有独特的氢/碳混合大气（C/H=0.15）。我们对包层和内部的分析表明，氢和氦的总质量分数必须比单颗恒星演化的预测低几个数量级：分别小于$10^{-9.5}$和$10^{-7.0}$。由于快速运动学（相对于当地标准的休息$129\pm5$公里/秒），大质量，和独特的信封组成，我们认为，WDJ 0551 +4135是一致的形成从两个白矮星合并在一个紧密的双星系统。

向IIb型超新星的掠食包层演化

Grazing envelope evolution toward Type IIb supernovae

我提出了一个方案，大多数的IIb型超新星（SNe IIb）的祖先失去了大部分的富氢信封在放牧信封演变（GEE）。在GEE中，双星系统的轨道半径大约等于巨星的半径，更紧凑的伴星通过吸积盘吸积质量。假设吸积盘发射两个相对的喷流，有效地从伴星轨道的包层中移除气体。有效的信封删除射流防止进入一个共同的信封演变的二元系统，至少在一部分时间。GEE可以是连续的或间歇的。我粗略地估计，对于连续的GEE，总的GEE时间周期在大约几百年的范围内，对于间歇性的GEE，则高达数万年。关键的新观点是，在GEE期间通过喷流去除包层气体防止系统进入共同的包层演化，并由此大大增加了导致SNe IIb的恒星二元参数空间的体积，既降低了次级质量，又使轨道分离更近。

导致极端质量损失的红超巨星对不稳定超新星祖先的脉动

Pulsations of red supergiant pair-instability supernova progenitors leading to extreme mass loss

最近的恒星演化模型一致地表明，非常大质量的无金属恒星在爆炸前不久会演化成红超巨星。我们认为，这些恒星的信封，这将形成对不稳定的超新星，变得脉动不稳定，这将导致极端的质量损失率，尽管微小的金属含量的信封。我们研究了这种模型的脉动特性，并推导出脉动引起的质量损失率，其中考虑了质量损失对脉动自洽的阻尼效应。我们发现，脉动可能会导致质量损失率约1 e-4 - 1 e-2 Msun/年前不久的爆炸，这可能会创建一个致密的星周介质。我们的研究结果表明，非常大质量的恒星与致密的星周介质可能源于一个更广泛的初始质量范围比脉动对不稳定超新星。当大量富含氢的外壳消失，恒星变得更加紧凑并停止脉动时，极端的质量损失就会停止。因此，这些恒星的氦核不会受到影响，它们作为对不稳定超新星的命运也不会改变。无金属对不稳定性超新星周围的致密星周介质的存在可以使它们更亮更蓝，并且它们可能比以前预期的更容易在高红移下被探测到。我们认为，在对不稳定的超新星祖先的质量损失增强可以自然地解释一些观测性质的超亮超新星：充满活力的爆炸的恒星内的氢丰富的致密的星周介质与小56镍生产和缺乏一个富氢的信封在对不稳定的超新星候选人与大56镍生产。

在Ib型超新星中寻找氢

Searching for Hydrogen in Type Ib Supernovae

我们提出了合成光谱拟合的典型Ib型SN 1999 dn和富氢Ib SN 2000 H使用广义非局部热力学平衡恒星大气代码\phx。我们将模型光谱拟合到SN 1999 dn的五个时期，范围从最大光照前10天到最大光照后17天，以及SN 2000 H的两个最早时期，最大光照和最大光照后6天。我们的目标是研究Ib型超新星（SNe Ib）中存在氢的可能性，特别是在6200光年附近的一个特征，这一特征以前被归因于高速的H-α。在SN 1999 dn的早期研究中，我们发现最合理的H-α替代物是Si II和Fe II线的混合物，可以通过增加金属丰度来调整。我们的模型很简单，它们假设一个幂律密度分布与半径，同源膨胀，和太阳的成分。氦核是通过燃烧4 H--> He来产生的，以保持核子数。对于含氢的模型，模型的外壳由太阳组成的壳层组成。SN 1999 dn的标准太阳组成层的氢质量为M_H，小于太阳质量的0.001倍; SN 2000 H的标准太阳组成层的氢质量为M_H，小于太阳质量的0.2倍。我们的模型相当好地拟合了观测到的光谱，成功地再现了大多数特征，包括特征氦离子。SN 1999 dn的氢特征很明显，但SN 2000 H的氢特征要明显得多。我们讨论了一个可能的进化方案，占这两个超新星之间的氢壳质量的二分法。

预测SN 2002 cx型超新星Ia的超新星爆炸所剥离的氢量

Predicting the amount of hydrogen stripped by the supernova explosion for SN 2002cx-like SNe Ia

Ia型超新星（SNe Ia）最受欢迎的祖先方案包括单简并（SD）方案和双简并方案。在超新星Ia的星云光谱中没有剥离的氢（H），这对SD祖先模型提出了挑战。最近的研究表明，偏离中心点燃的质量为2002 cx的白矮星的纯爆燃爆炸模型很好地再现了类超新星Ia的特征观测特征。在这项工作中，我们预测，为第一次，剥离的H偏心纯爆燃爆炸量。我们发现，它们的低动能导致低效率的H质量剥离（小于0.01 M_sun），表明剥离的H可能隐藏在（观察到的）晚时间光谱的SN 2002 cx类超新星Ia。

Simulating the negative jet feedback mechanism in common envelope jets supernovae

We use the stellar evolution code MESA to study the negative jet feedback mechanism in common envelope jets supernovae (CEJSNe) where a neutron star (NS) launches jets in the envelope of a red supergiant (RSG), and find that the feedback reduces the mass accretion rate to be $χ_{\rm j} \simeq 0.04-0.3$ times the mass accretion rate without the operation of jets. We mimic the effect of the jets on the RSG envelope by depositing the energy that the jets carry into the envelope zones outside the NS orbit. The energy deposition inflates the envelope, therefore reducing the density in the NS vicini…

DBA白矮星中氢的对流疏通模型

A Convective Dredge-Up Model as the Origin of Hydrogen in DBA White Dwarfs

我们重新讨论了DB白矮星的形成问题，以及氢在DBA星的起源，使用一套新的信封模型计算分层和混合的氢/氦成分。我们首先描述了一个近似模型来模拟所谓的对流稀释过程，其中薄的，表面的氢辐射层逐渐被底层和更大质量的对流氦信封侵蚀，从而将DA白矮星转化为DB星。我们表明，这种对流稀释过程是能够占大量增加的DB白矮星的数量低于Teff ~ 20,000 K，但预计从这个过程中的剩余氢丰度仍然是数量级低于DBA白矮星中观察到的。人们经常引用从星际介质或其他外部物体吸积氢的假设来解释氢的过度丰度。在本文中，我们描述了一个新的范例，氢，最初稀释在厚厚的恒星信封，仍然存在，并缓慢地向上扩散在Teff ~ 20,000 K白矮星的深层。当对流稀释过程发生时，混合氢/氦对流区的底部会下沉到恒星深处，导致大量的氢被吹到恒星表面，这种现象类似于DQ白矮星的情况。

关于II型超新星大气中氢的蒸发时间

On the Hydrogen Recombination Time in Type II Supernova Atmospheres

差分膨胀超新星大气层的NLTE辐射转移计算是计算密集型的，并且几乎普遍地在与时间无关的快照模式下进行。速率方程中稳态近似的有效性最近受到质疑。我们使用我们的通用大气模型程序PHOENIX计算了SN II中氢的有效复合时间。虽然我们发现，在早期的SNe II的条件下的复合时间增加的情况下，一个简单的氢模型原子的能级对应的前2个主量子数的经典值，复合时间的经典值的情况下，多层次的氢原子恢复。我们还发现，在大多数光学深度的复合时间是较小的情况下，一个多能级原子比一个简单的二能级氢原子。我们发现，在速率方程的时间依赖性是重要的超新星的生命周期的早期时期。由于随时间变化的速率方程（在恒定的输入光度）的变化表现在物理参数，如直接影响光谱的水平人口。在早期，H-α分布受时间相关速率方程的影响。在稍后的时间，时间依赖性不会显著改变水平群体，因此H-α曲线大致与使用稳态还是时间依赖性方法无关。

氢包层对超新星回落及最终致密残骸质量的影响

Impacts of hydrogen envelope on supernova fallback and the resulting compact remnant masses

研究氢包层对超新星回落及残骸质量的影响，揭示爆炸能量与残骸质量的普遍关系。

I型超亮超新星在非氢星周包层内的爆炸

Type I Superluminous Supernovae as Explosions inside Non-Hydrogen Circumstellar Envelopes

最近发现了一些I型（无氢）超亮超新星（SLSN）事件。然而，其性质仍有争议。其中最有前途的想法是冲击相互作用机制，但只有简化的半解析模型已被应用到目前为止。我们模拟光变曲线的几个I型SLSN（SLSN-I）的模型覆盖的密集，非氢拱星信封，使用多组辐射流体动力学代码，预测不仅测辐射热，但也可调光变曲线。我们证明，大部分SLSNe-I，包括那些相对较窄的光变曲线，如SN 2010 gx或广泛的，如PTF 09 cnd可以解释的SN喷出物与CS信封的相互作用，虽然这些模型的参数范围是相当宽的。中等爆炸能量（$\sim (2 - 4)\cdot 10^{51}$尔格）足以解释窄和宽的SLSN-I光变曲线，但这两种情况下的喷射质量和包络质量不同。只需要5到10个$M_\odot$的非氢物质就可以重现SN 2010 gx的光变曲线，而PTF 09 cnd的最佳模型非常庞大：它在CS包层中几乎包含$ 50 M_\odot $，而在喷出物中只包含$ 5 M_\odot $。每种情况下的CS包络从10 $R_\odot$延伸到$\sim 10^5R_\odot$（$7\cdot 10^{15} $ cm），这比标准SNe在最大光附近的典型光球半径大约大一个数量级。我们简要地讨论可能的方式来形成这种不寻常的信封。

Ia型超新星遗迹中幸存伴星的亮度

On the Brightness of Surviving Companions in Type Ia Supernova Remnants

Ia型超新星的前身系统仍然存在争议。测试所提出的祖先系统的方案的方法之一是根据所谓的单一退化方案来识别应该存活的同伴。这些伴星可能受到超新星喷出物的影响。我们提出了几个幸存的红巨星同伴的信封剥离和加热的数值模拟。我们发现，具有较小质量氦核（$\lesssim0.30\,M_{\odot}$）的红巨星在超新星爆发后会非常微弱，以至于我们无法检测到它们。此外，我们将结果应用到SNR 0509-67.5的情况下，并把限制的氦核质量，信封剥离，和能量注入下的单简并的情况下的Ia型超新星。

普通包层事件中氢复合能的利用

On the use of hydrogen recombination energy during common envelope events

在这封信中，我们讨论了发生了什么事，以氢复合能量，在定期共同信封（CE）事件，而不是自我调节CE事件期间释放。我们表明，可以通过对流或辐射从发生复合的区域转移走的复合能量的量是可以忽略的。相反，复合能量注定要被用来帮助CE膨胀，作为一个工作项，或加速当地的流体元素。例外的是最初具有非常高熵材料的供体，$S/(k_B N_A)>37$ mol g $^{-1}$。分析和结论独立于特定的恒星模型或演化代码，并依赖于恒星物质的基本性质，如状态方程，Saha方程和不透明度，以及恒星结构方程和对流混合长度理论。

用超新星后伴星监测约束质量转移与公共包层物理

Constraining mass transfer and common-envelope physics with post-supernova companion monitoring

提出解析模型描述超新星伴星响应，通过测光约束双星参数，揭示IIb型与Ibc型超新星前身星分别源于稳定质量转移与公共包层通道，助力探究公共包层物理。

Common envelope jets supernova r-process yields can reproduce $\rm [Eu/Fe]$ abundance evolution in the Galaxy

We use a numerical Galactic chemical evolution model and find that the common envelope jets supernova (CEJSN) r-process scenario can account for both the very early average ratio of europium to iron and its evolution at later times in the Milky-Way (MW) Galaxy. In the CEJSN scenario a neutron star (NS) spirals-in inside a red supergiant (RSG) star all the way to the core and destroys it. According to this scenario r-process isotopes are nucleosynthesized inside neutron-rich jets that the accretion disk around the NS launches inside the core. The merger of a NS with an RSG core already takes pl…

具有热核爆发前身星的共包层喷流超新星：解释神秘超新星遗迹W49B

Common envelope jets supernova with thermonuclear outburst progenitor for the enigmatic supernova remnant W49B

本文提出热核共包层喷流超新星（CEJSN）模型解释超新星遗迹W49B，指出中子星坍缩为黑洞发射的喷流与红超巨星核心热核爆发共同塑造了其非球形形态和高铁丰度。

3D Hydrodynamics of Pre-supernova Outbursts in Convective Red Supergiant Envelopes

Eruptive mass loss likely produces the energetic outbursts observed from some massive stars before they undergo core-collapse supernovae (CCSNe). The resulting dense circumstellar medium (CSM) may also cause the subsequent SNe to be observed as Type IIn events. The leading hypothesis of the cause of these outbursts is the response of the envelope of the red supergiant (RSG) progenitor to energy deposition in the months to years prior to collapse. Early theoretical studies of this phenomena were limited to 1D, leaving the 3D convective RSG structure unaddressed. Using FLASH's hydrodynamic capab…

光球相II型超新星包层含时电离的解析模型

Analytical Model of Time-Dependent Ionization in the Envelopes of Type II Supernovae at the Photospheric Phase

我们研究一个简化的动力学系统的氢原子（两个级别加上连续）的条件下的IIP型超新星在平台阶段，现实地描述了完整的系统的基本属性。我们找到了约化系统的李雅普诺夫函数，利用该函数解析地获得了长时间尺度上的电离冻结效应。由于系统在长时间尺度上的平衡近似中完全重组，这在现实中不会发生，因此这一结果证实了在超新星爆炸的光球阶段动力学中考虑时间依赖效应的必要性。

Revisiting the explodability of single massive star progenitors of stripped-envelope supernovae

Stripped-envelope supernovae (Types IIb, Ib, and Ic) that show little or no hydrogen comprise roughly one-third of the observed explosions of massive stars. Their origin and the evolution of their progenitors are not yet fully understood. Very massive single stars stripped by their own winds ($\gtrsim 25-30 M_{\odot}$ at solar metallicity) are considered viable progenitors of these events. However, recent 1D core-collapse simulations show that some massive stars may collapse directly into black holes after a failed explosion, with a weak or no visible transient. In this letter, we estimate the…

大质量恒星合并是富氢脉动对不稳定超新星的前兆

Massive Stellar Mergers as Precursors of Hydrogen-rich Pulsational Pair Instability Supernovae

双星系统中大质量恒星之间的相互作用被认为是观测到的超新星多样性的主要原因。随着调查探索更罕见的事件群体，我们应该期待看到超新星产生于越来越不常见的祖先通道。在这里，我们研究了一种情况，即大质量恒星在形成氢耗尽的核心后合并。我们认为，这可能会产生恒星爆炸的对不稳定超新星（PISNe）显着更多的氢，在一个给定的金属丰度，比在单星模型具有相同的爆炸前富氧的核心质量。我们调查了那些恒星合并，后来产生脉动PISNe的子集，并估计，这种合并后，富含氢的脉动PISNe的速度可以接近千分之几的所有核心坍缩超新星。这种富含氢的脉动PISNe的性质和预测速率让人想起非常不寻常的超新星iPTF14hls。对于合理的假设，来自类似合并的PISNe可能主导局部宇宙中PISNe的速率。

剥离包层核心坍缩超新星的三维爆炸几何学。I.分光偏振观测

Three-Dimensional Explosion Geometry of Stripped-Envelope Core-Collapse Supernovae. I. Spectropolarimetric Observations

本文通过对超新星（SN）的剥层包线光谱偏振观测，研究了SN爆发的多维几何结构，没有富氢层的SNe。我们对2个剥状包线的SNe，Ib型SN 2009 jf和Ic型SN 2009 mi进行了分光偏振观测。两个物体在强线的波长处都表现出非零偏振。它们还显示了斯托克斯Q-U图中的一个环，这表明喷出物中的非轴对称三维离子分布。我们发现，五分之六的剥离信封SNe已经观察到spectropolarimetrically到目前为止，显示这样一个循环。这意味着三维几何形状在带状包络SNe中是常见的。我们发现，较强的线往往表现出较高的偏振。这种效应与几何无关，必须进行校正以比较不同线或不同对象的偏振。然而，即使在校正之后，在不同对象之间仍然存在偏振度的分散。这种分散可能是由从不同方向观察的三维离子分布引起的。

嵌入剥层超新星的快速旋转新生脉冲星的多信使测试

Multi-Messenger Tests for Fast-Spinning Newborn Pulsars Embedded in Stripped-Envelope Supernovae

快速旋转的强磁化新生中子星，包括新生磁星，通常被用作发光恒星爆炸的发动机。在这里，我们考虑的情况下，他们的权力各种剥离信封超新星，不仅是超亮超新星Ic，但也宽线超新星Ibc和可能的一些普通超新星Ibc。这种情况也是由银河系磁星主要来自快速旋转的中子星作为剥离包层超新星的残留物的假设激发的。通过一致地模拟磁化风和Ni衰变的能量注入，我们发现，在普通超新星Ibc中可以存在自转>~ 10 ms、B_dip >~ 5 x 10^14 G的原中子星。另一方面，毫秒级原中子星只有在极向磁场B_dip >~ 5 x 10^14 G时才能为宽线超新星Ibc提供能量，而B_dip >~ 10^13 G的超亮超新星Ic则只能提供能量。然后，我们研究了如何多信使发射可以用来区分脉冲星驱动的超新星模型从其他竞争的情况。首先，胚胎脉冲星风星云的高能x射线和伽马射线辐射是潜在的新生脉冲星风的一个有希望的吸烟枪。强烈鼓励在爆炸后约50-100天使用NuSTAR对剥离包层超新星进行后续观测，以寻找附近的物体。我们还讨论了引力波对原中子星自旋下降的可能影响。如果B_dip <~几× 10^13 G的毫秒级原中子星发射引力波，由于B_t >~ 10 ^16 G的内环场使超新星非轴对称旋转变形，因此可以用Advanced LIGO、Advanced Virgo和KAGRA从室女星系团的普通超新星Ibc中探测到引力波信号…

A UV census of the environments of stripped-envelope supernovae

This paper reports an environmental analysis of 41 uniformly-selected stripped-envelope supernovae (SESNe) based on deep ultraviolet-optical images acquired by the Hubble Space Telescope. Young stellar populations are detected in most SN environments and their ages are derived with a hierarchical Bayesian approach. The age distributions are indistinguishable between Type IIb and Type Ib while that for Type Ic is systematically younger. This suggests that the Type Ic SN progenitors are more massive while the Type IIb and Type Ib SNe have very similar progenitor masses. Our result supports a hyb…

卡内基超新星计划I：低红移剥离包层超新星的测光数据发布

The Carnegie Supernova Project I: photometry data release of low-redshift stripped-envelope supernovae

卡耐基超新星计划（Carnegie Supernova Project，简称CSP-I）的第一阶段是一个专门的超新星后续计划，位于拉斯坎帕纳斯天文台，收集了2004年至2009年期间年轻的低红移超新星的科学数据。本文介绍了低红移剥包核坍缩超新星的CSP-Ⅰ测光数据发布。数据包括34个物体的光学（UBgVri）测光，其中26个具有近红外（YJH）测光。20个物体具有光学预最大覆盖范围，其中12个子集在B波段最大亮度出现之前至少5天开始。在近红外，17个物体有前最大的观测与子集的14开始至少五天前的时期J-波段最大亮度。对这一光度数据发布的分析在关注估计宿主星系灭绝的技术的配套论文中提出（Stritzinger等人，提交）和样品的光变曲线和祖星性质（Taddia等人，提交）。分析伴随的可见波长光谱样品的~150光谱将是未来的论文的主题。

剥离包层超新星中的透明氦

Transparent Helium in Stripped Envelope Supernovae

使用简单的参数的光度光变曲线和速度演化的基础上，我们提出，一些剥离的信封超新星（SNe）的迹象表明，他们的氦的一个显着的部分是有效的透明。主要证据是相对较低的速度，几乎没有速度演变，正如爆炸恒星深处所预期的那样，以及温度太低，无法电离氦。这意味着氦不应该对主要SN光变曲线的成形有贡献，并且因此总氦质量可能难以从简单的光变曲线建模测量。相反，这种建模可能更有助于约束SN祖细胞的碳/氧核心的质量。其他剥离的包层SNe显示出更高的速度和更大的速度梯度，这需要额外的不透明度源（可能是较重元素或放射性镍的混合）来防止氦透明。我们讨论的方式，类似的分析可以提供洞察SNe Ib和Ic之间的差异和相似之处，这将导致更好地了解各自的形成机制。

利用早期射电辐射探测剥离包层超新星的激波爆发和祖先

Probing Shock Breakout and Progenitors of Stripped-Envelope Supernovae through Their Early Radio Emissions

我们研究了来自剥层包层超新星（IIb/Ib/Ic型）的早期射电辐射的性质。我们认为，在它们的射电性质中存在一类剥离包络超新星，包括光学上研究得很好的Ic型超新星（SNe Ic）2002 ap和2007 gr，它们在10天内迅速上升到射电峰值，达到低光度（至少比大多数SNe IIb/Ib/Ic暗一个数量级）。它们的谱指数相似，但峰值后的下降幅度比其它谱指数要小。我们发现，所有这些属性都很自然地解释，如果拱星材料（CSM）密度低，因此向前冲击膨胀到CSM没有减速。由于在这种情况下的前向激波速度，从无线电特性估计，仍然记录的最大速度的SN喷出物后的冲击爆发，观察这些SNe在无线电波长提供了新的诊断性质的爆发和祖，否则需要一个相当快速的后续工作在其他波长。推测的SNe Ic 2002 ap和2007 gr的冲击后爆发速度是次相对论的，~0.3c。这些都高于SN II 1987 A的推断，与建议的紧凑型祖细胞一致。然而，这些低于Wolf-Rayet（WR）祖细胞的预期。它可能反映了爆炸前祖先的一个尚未解决的性质，我们认为WR祖先信封可能已经膨胀，这可以迅速降低最大喷出物速度从初始冲击爆发速度。

IIP型超新星包层含时电离的一个简单模型

A simple model of time-dependent ionization in Type IIP supernova envelopes

我们提出了一个典型的IIP型超新星在平台阶段的大气条件下的氢原子的模型动力学系统（两个级别加上连续）。尽管这个系统很简单，但它真实地描述了整个系统的基本特性。分析表明，电离“冻结”效应总是在很大的时间表现出来。本文给出了在给定条件下，任意时刻系统统计平衡的一个简单判据。结果表明，如果系统在早期处于非平衡态，则电离的时间依赖效应必然存在。我们也推广这个标准的情况下，任意的多层系统。我们讨论了各种因素的影响强度的时间依赖性的影响在光球阶段的超新星爆炸的动力学。

普通包层喷流超新星（CEJSN）r-过程方案

The common envelope jets supernova (CEJSN) r-process scenario

我们研究了一颗冷中子星（NS）在巨恒星核内螺旋运动所发射的喷流内部r过程的可能性，发现这种共同的包层喷流超新星事件可能是早期宇宙中重r过程元素的重要来源。我们运行恒星演化代码MESA来跟踪低金属量巨星的演化，这些巨星在其后期膨胀阶段吞噬了NS，并发现在某些情况下NS穿透了核心。当NS在核心内部螺旋时，Bondi-Hoyle-Lyttleton（BHL）质量吸积率足够高，以获得重r过程所需的富含中子的喷出物，其中第二和第三r过程元素被合成。由于NS半径小，吸积是通过一个吸积盘，流出是喷流（或双极盘风）。r-过程核合成发生在喷流内部。为了解释银河系中r过程的丰度，我们要求每10个NS进入巨星包层的情况中就有1个以CEJSN r过程事件结束。

The formation of the stripped envelope type II b Supernova progenitors: Rotation, Metallicity and Overshooting

Type IIb supernovae are believed to originate from core-collapse progenitors having kept only a very thin hydrogen envelope. We aim to explore how some physical factors, such as rotation, metallicity, overshooting, and the initial orbital period in binaries, significantly affect the Roche lobe overflow and the formation of type IIb supernovae. It is found that binaries are the main channel that capable of producing type typeIIb supernovae progenitors in the mass range for initial masses below 20 $M_{\odot}$. The formation of type IIb supernova progenitors is extremely sensitive to the initial …

超新星包层中的轻核：准粒子气体模型

Light nuclei in supernova envelopes: a quasiparticle gas model

本文给出了由质量数为A \le 13的轻核组成的低密度超新星物质的物态方程和组成。我们的准粒子气体模型，其中占束缚态的衰变时间尺度大于相关的超新星和质子中子星演化的时间尺度。平均场的贡献包括在Skyrme密度泛函。氘、氚和3H（e）核在物质中的浓度远高于较重的核。我们计算了氘在这种物质中凝聚的临界温度，并证明了团簇的出现大大降低了临界温度。

剥离包层星的膨胀：超新星和引力波祖星的结果

The expansion of stripped-envelope stars: consequences for supernovae and gravitational-wave progenitors

合并成致密天体的大质量双星是引力波源的前身。大多数双星都经历了一个或多个质量转移阶段，在此期间，其中一颗恒星失去了部分或全部的外层包层，成为一颗剥离包层的恒星。这些被剥离的恒星大小的演变对于确定它们是否经历进一步的相互作用以及它们的最终命运至关重要。我们提出了新的计算剥离信封星的基础上计算MESA的二进制演化模型。我们用这些来研究它们的半径演化作为质量和金属丰度的函数。我们进一步讨论了它们的前超新星可观测的特点和潜在的后果，他们的演化对超新星的性质从剥离的恒星。在高金属丰度，我们发现，几乎所有的富氢信封被删除，与早期的发现。只有初始质量低于10 \Msun的祖细胞才能扩展到大半径（高达100 \Rsun），而更大质量的祖细胞则保持紧凑。在低金属丰度下，大量的氢仍然存在，原则上，对于我们考虑的所有质量，祖细胞可以膨胀到巨大的尺寸（> 400 \Rsun）。这意味着他们可以重新填充他们的罗氏叶。我们发现，人口合成模型中常用的处方低估恒星半径高达两个数量级。我们预计，这有后果的预测引力波源从双中子星合并，特别是对它们的金属丰度的依赖。

天体物理核反应：从氢燃烧到超新星爆炸

Astrophysical Nuclear Reactions: from Hydrogen Burning to Supernovae Explosions

本论文的主要工作是研究大质量恒星中核反应的动力学、周期和量子力学过程，以及在超新星爆发中起关键作用的爆炸核合成现象。将探讨四个主要领域：物理学的核反应，氢燃烧，CNO循环和爆炸超新星现象。第一章将提供核物理的背景和潜在的方法，如量子力学方面，截面和麦克斯韦-玻尔兹曼分布的概述。下一章将描述低质量恒星（我们的太阳）的氢燃烧过程，涉及更高质量恒星的CNO和热CNO循环以及钠和镁等其他循环。第三章将回顾红巨星由于氢燃料耗尽而参与的氦燃烧过程。下面将简要地讨论其他氦处理方法的概况。第四章对超新星爆炸中爆炸燃烧过程的公认模型进行了总结。爆炸核合成与重元素一起作为硅燃烧过程也将被描述。

掠食包络演化的IIb型超新星

Type IIb supernovae by the grazing envelope evolution

我们模拟了一个大质量的主星15Mo的双星系统的演化，我们引入了一个增强的质量损失，由于喷流，次要的明星可能会推出，并发现在许多情况下，增强的质量损失带来的双星系统经历掠包络演化（GEE），并形成IIb型超新星（SN IIb）的祖先。喷流、洛希瓣溢出（RLOF）和最后的恒星风带走了大部分富氢包层，留下了蓝色致密的SN IIb前身。在许多情况下，如果没有这种喷流驱动的质量损失，系统会进入共同包络演化（CEE），而不会形成SN IIb祖先。我们使用恒星演化程序MESA二进制和模拟喷流驱动的质量损失与一个简单的处方和一些自由的参数。我们的研究结果表明，喷气驱动的质量损失，一些系统在GEE期间，增加了恒星双星系统形成SN IIb祖星的参数空间。我们估计，与GEE的二进制演化通道的贡献约四分之一的所有SNe IIb，约等于其他三个通道，没有GEE的二进制演化，致命的CEE（其中二级恒星合并的巨型主星的核心），和单星通道的贡献。

富含氦的主序列施主能隐藏足够的氢来解释Ia型超新星吗？

Can the Helium-Enriched Main-Sequence Donor Scenario Hide Enough Hydrogen to Explain Type Ia Supernovae?

流体动力学模拟预测，在Ia型超新星（SNe Ia）的单简并情况下，超新星爆发会从富氢伴星中带走大量的氢（>0.1太阳质量）。然而，在Ia型超新星的晚期光谱中没有发现富氢物质，这表明从其前身系统剥离的氢质量小于0.001-0.058太阳质量。在这封信中，我们包括热盐混合到自洽的二进制演化计算的氦丰富的主序列（HEMS）的施主通道的超新星Ia的第一次。我们发现，在这个通道中，预计扫起的氢质量约为0.10-0.17太阳质量，这是高于观测极限，虽然伴星是强烈的氦丰富时，SN爆炸。这对HEMS供体渠道提出了严峻的挑战。

氢壳低质量白矮星是潮汐扰动菜单中缺失的一环

Low-mass White Dwarfs with Hydrogen Envelopes as a Missing Link in the Tidal Disruption Menu

我们构建了一个菜单的对象，可以引起明亮的耀斑时，被大规模的黑洞（BH），从行星到演化的恒星。主序星和演化恒星通过它们的潮汐扰动，可以有效地探测到静止的超大质量黑洞的存在，而白矮星可以探测到中等质量黑洞。许多低质量的白矮星拥有扩展的氢包层，这使得在与中等质量的黑洞（从$10^5$到$10^7~M_\odot$）发生破坏性碰撞时能够产生快速耀斑--这些黑洞的质量可能构成了大质量黑洞的大多数。这些物体在两个方面是缺失的一环：（1）探测中等质量的黑洞和（2）理解具有纤细包络的物体破裂的流体动力学。由$10^5~M_\odot$ BH对$0.17~M_\odot$白矮星的潮汐破坏引起的耀斑在0.6到11天之间达到最大值，峰值回落率通常是超爱丁顿的，导致的耀斑可能比典型的潮汐破坏事件更亮。仅剥离外壳的遭遇可以提供仅氢的回退，而破坏核心的遭遇则从富氢到富氦的回退。虽然到目前为止观察到的大多数潮汐破坏候选者与主序星的破坏一致，但像Dougie和PTF 10 iya这样的核瞬变的快速时间尺度自然可以用低质量白矮星的破坏来解释。随着观测到的耀斑数量的不断增加，这里提供的菜单将是必不可少的，通过潮汐破坏来表征核黑洞及其环境。

富氢型和贫氢型II超新星的光学光变曲线比较

Comparison of the optical light curves of hydrogen-rich and hydrogen-poor type II supernovae

II型超新星（SNe II）的光谱在其整个演化过程中都表现出强的氢特征，而IIb型超新星（SNe IIb）的光谱则从早期的主要氢谱线演化到后来越来越强的氦谱线，但目前还不清楚这两类超新星（SN）的祖先是否形成了SN前氢质量的连续体，或者它们在物理上是否是不同的。SN光变曲线形态直接关系到包层中氢含量、SN前半径、爆炸能量和放射性物质合成质量等祖源和爆炸性质。在这项工作中，我们研究了富氢SNe II和贫氢SNe IIb的光学波长光变曲线的形态，以测试两者之间是否存在观测连续性。使用95个SNe样本（73个SNe II和22个SNe IIb），我们定义了一系列关键观测参数，并对两种类型进行了比较分析。我们发现，缺乏事件的桥梁所观察到的性能的SNe II和SNe IIb。光变曲线参数，如上升时间和后最大下降率和曲率明显分开的SN类型，因此，我们得出结论，没有连续的，与两个SN类型形成两个观测不同的家庭。在V波段，上升时间为17天（SNe II较低，SNe IIb较高），爆发后30天和40天之间的震级差为0.4等（SNe II较低，SNe IIb较高），作为区分两种类型的近似阈值。