Constraints on Type IIn Supernova Progenitor Outbursts from the Lick Observatory Supernova Search
我们搜索了卡茨曼自动成像望远镜（KAIT）获得的大约12年的档案调查数据，作为利克天文台超新星搜索（LOSS）的一部分，以检测或限制可能的IIn型超新星（SNe~IIn）的祖先爆发。KAIT数据库包含50 Mpc内5个SNe~IIn（加上一个SN IIn/冒名顶替者的模糊情况）的多个SN前图像。在我们的任何目标中，使用错误发现率（FDR）统计方法都没有发现祖先爆发。相反，我们得到的限制幅度（LM）在SNe的位置。将这些极限强度（通常达到$m_R \approx 19.5\,\mathrm{mag}$）与SN 2009 ip和$η$ Car的爆发以及其他模拟爆发进行比较。我们发现，SN 1999 el和SN 2003 dv的数据质量足以排除由蓝超巨星（BSG）前身星最初微弱的SNe引起的主峰前$\sim40$天的事件，如SN 2009 ip和SN 2010 mc的情况。因此，这些SNe~IIn可能来自红超巨星的祖先，或者它们可能有一个更快的星周物质相互作用的开始。我们还估计在我们的数据集中检测到至少一个爆发的概率是$\gtrsim60\%$的每一种类型的示例爆发，所以没有任何检测表明，这种爆发要么通常比$\sim -13\,\mathrm{mag}$更不明亮（本质上或由于灰尘），要么在爆炸前几年内在SNe~IIn中不太常见。
2015-03-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Analytic Bolometric Light Curve Model of Interaction-Powered Supernovae and its Application to Type IIn Supernovae
我们提出了一个热光变曲线的分析模型，该模型由超新星喷出物和致密的星周介质之间的相互作用提供动力。这个模型的目的是模拟IIn型超新星，以确定其超新星喷出物和星周介质的性质。该模型不局限于稳态质量损失的情况，具有广泛的适用性。我们只考虑未受冲击的星周介质的光学深度不足以影响光变曲线的情况。我们推导出的光度演化的分析解决方案的基础上创建的相互作用的致密壳层的演变。我们比较了我们的模型和三个IIn型超新星（2005ip，2006jd，2010jl）的观测到的热光变曲线，表明我们的模型可以约束它们的超新星喷出物和星周介质的性质。我们的分析模型是支持从相同的初始条件下的数值光变曲线。
2013-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Caltech Core-Collapse Project (CCCP) observations of type IIn supernovae: typical properties and implications for their progenitor stars
IIn型超新星（SNe IIn）是罕见的事件，只占所有核心坍缩SNe的百分之几，目前观测到的SNe IIn样本很小。在这里，我们研究了加州理工学院核心塌陷项目（CCCP）观察到的四个SNe IIn。CCCP SN样本在对象选择不受目标SN属性影响的程度上是无偏的。因此，这些事件代表了观察到的SNe IIn人群。我们发现，一个狭窄的P-Cygni配置文件中的氢巴耳末线似乎是一个无处不在的功能SNe IIn。我们的光变曲线显示出相对较长的上升时间（>20天）之后是缓慢下降阶段（0.01至0.15 mag/天），V波段的峰值星等M_V=-18.4 ± 1.0等（600 - 1400公里/秒）的超新星在我们的样本，并得出爆炸前的质量损失率（0.026 - 0.12太阳质量每年）。我们从文献中编译类似的数据SNe IIn，并讨论我们的结果在这个更大的样本的背景下。我们的研究结果表明，典型的SNe IIn产生的祖星，经历LBV一样的质量损失前不久，他们爆炸。
2010-10-13 astro-ph.CO astro-ph.SR
An H-alpha survey of the host environments of 77 type IIn supernovae within z<0.02
IIn型超新星（SNe\，IIn）是一种罕见的和高度异质的SN，其中SN喷出物与预先存在的星周介质（CSM）相互作用。以前的研究发现了一个质量阶梯的SN位置与H $α$发射和SN类的祖质量的关联。在本文中，我们提出了最大的环境研究的SNe，IIn。利用连续减影H $α$像，分析了77颗IIn型超新星的H $α$环境。我们使用像素统计技术，归一化累积排名（NCR），关联SN像素与H $α$发射。我们发现我们的~（77）SNe\，IIn不遵循H $α$发射。这与提出的SNe\，IIn，亮蓝变星（LBV）的祖先不一致，因为LBV是经历戏剧性偶发质量损失的高质量恒星。然而，NCR值的子集遵循H $α$发射，表明高质量祖细胞的群体。这表明可能存在多个祖细胞路径，其中$\sim$ 60\%具有非零NCR值，其分布与高质量祖细胞（如LBV）一致，并且这些SNe中的$\sim$ 40\%与H $α$发射无关。我们讨论了SNe\，IIn的可能祖先途径，特别是对于NCR值为零的群体。我们还研究了SNe在其宿主的H $α$和$r'$带通量的径向分布。
2022-04-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Type IIn Supernova 2010bt: The Explosion of a Star in Outburst
众所周知，大质量恒星（M > 8 M_sun）的演化直到恒星核心坍缩，在大多数情况下导致超新星（SN）爆炸。它们的不均匀性主要与爆炸时母星的不同配置以及它们的直接环境有关。我们提出了SN 2010 bt的光度学和光谱学，它被归类为一个IIn型SN，从发现后不久获得的光谱，并广泛观察了大约两个月。在由于接近太阳而出现季节性中断后，SN低于探测阈值，表明光度迅速下降。我们可以通过比较哈勃太空望远镜拍摄的主星系爆炸前的图像和SN最大亮度后的图像来识别可能的祖先，即一颗非常明亮的恒星（log L/L_sun ~ 7）。这样的光度并不适用于静止的恒星，而是适用于处于活跃阶段的大质量恒星。这一候选祖先后来通过2015年（发现后约5年）拍摄的图像得到证实，其中在SN位置没有检测到亮点源。鉴于这些结果和SN的行为，我们得出结论，SN 2010 bt可能是一个IIn型SN，它的前身是一颗大质量恒星，在最终爆炸前不久经历了一次爆发，导致SN前身周围的星周环境致密，富含H。
2018-05-06 astro-ph.SR
Dust Models for the Extinction of Type IIn Supernova SN 2010jl
SN 2010 jl不寻常的消光曲线为研究核心坍缩超新星形成的尘埃的性质提供了绝佳的机会。利用一系列具有不同成分和粒度分布的尘埃模型拟合SN 2010 jl的消光曲线，发现具有指数截止幂律粒度分布特征的硅酸盐-石墨混合尘埃模型能够很好地再现SN 2010 jl的消光曲线。最佳拟合结果表明，由沙尘模型得到的观测值与各历元的观测值都是一致的。然而，总消光比$R_V$约为2.8 - 3.1，这是显着小于$R_V \approx 6.4$由Gall等人得出的值。最佳拟合模型表明，SN 2010 jl周围的尘埃颗粒可能是由小尺寸的天文硅酸盐颗粒和微米尺寸的石墨颗粒。此外，通过拟合光学到中红外光谱能量分布，我们发现SN 2010 jl周围的尘埃质量随着时间的推移而增加，在峰值亮度后1300天左右达到$0.005\,M_{\odot}$，这与之前的估计一致。
2022-01-23 astro-ph.SR
Multi-Epoch Spectropolarimetry for a Sample of Type IIn Supernovae: Persistent Asymmetry in Dusty Circumstellar Material
研究对14颗IIn型超新星开展多历元分光偏振测量，发现尘埃星周物质普遍存在持久几何不对称，并支持双星相互作用塑造超新星前质量损失。
2023-04-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Late-Time Dust Emission from the Type IIn Supernova 1995N
IIn型超新星（SNe IIn）被发现与大量的尘埃有关。这些核心坍缩事件通常被认为是大质量恒星演化的最后阶段，无论是在极端的红超巨星阶段还是在明亮的蓝变星阶段。这两种演化情景都涉及到超新星爆发前的大量质量损失。本人已在MCG-02 - 38 -017（Arp 261）中分析了SN I In 1995 N，2009年斯皮策太空望远镜获得的中红外档案数据（爆炸后约14.7年），并于2010年与宽视场红外巡天探测器（WISE）（爆炸后约15.6- 16.0年）显示，在3.4至24微米范围内探测到一个发光（约2 e7 L_sun）源。这些观测探测了由前SN质量损失建立的星周物质，并表明在~240 K下存在~0.05- 0.12 M_sun的预先存在的冷尘埃。这比超新星在高红移时产生的尘埃质量至少低10倍，但SN 1995 N的情况进一步证明了高质量恒星本身可能是尘埃的重要来源。
2013-04-30 astro-ph.CO astro-ph.SR
Properties of Newly Formed Dust Grains in The Luminous Type IIn Supernova 2010jl
超新星（SNe）被认为是宇宙中尘埃颗粒的主要生产场所。然而，我们的知识，其重要性，粉尘生产是有限的，由个人SNe产生的尘埃粒子的性质和数量的观测不良的约束。在本文中，我们提出了一个光谱覆盖光学通过近红外（NIR）光的发光型IIn超新星（SN IIn）2010 jl大约一年半后爆炸。这个独特的数据集揭示了新形成的尘埃颗粒的多个特征。光谱的近红外部分提供了一个罕见的例子，其中清楚地检测到新形成的热尘埃颗粒的热发射。我们确定了这一时期温度为1,350 - 1, 450 K的尘埃物质主要是碳颗粒。尘埃颗粒的质量为~（7.5 - 8.5）× 10^{-4} Msun。氢发射谱线显示出波长相关的吸收，这提供了对新形成的尘埃颗粒的典型尺寸（~0.1微米，最有可能<~0.01微米）的良好估计。我们属性的尘埃颗粒已形成在一个致密的冷却壳层作为一个强大的SN-拱星介质（CSM）的相互作用的结果。尘埃颗粒占发射体积的10%左右，表明是一种不均匀的团块状结构。CSM的平均密度需要大于~3 x 10^{7} cm^{-3}，对应的质量损失率大于~0.02 Msun yr^{-1}（质量损失风速为~100 km s^{-1}）。这有力地支持了SN 2010 jl和其他可能的发光SNe IIn是由非常密集的CSM内的强相互作用提供动力的假设，可能是由爆炸前上个世纪的发光蓝变量（LBV）类喷发造成的。
2013-08-02 astro-ph.SR
Supernova spectra below strong circum-stellar interaction
通过添加SN模板、黑体连续谱和发射线谱，构造了超新星与星周介质强相互作用的光谱。在蒙特卡罗模拟中，我们生成了800多个光谱，将它们分配到10个不同的分类器，并研究不同的模拟参数如何影响光谱的外观。在连续谱上显示出一定结构的SNe IIn被表征为SNe IInS。我们表明，流量比的基础SN的连续FV是最重要的参数确定的光谱分类。随着fv的减小，热核SNe逐渐分为Ia-CSM、IInS和IIn。Ia-CSM和IInS之间的转变发生在fv~0.2-0.3处。结果表明，超新星Ia-CSM的星等范围为-19.5> M >-21.6，与观测结果吻合得很好，而能够隐藏超新星Ia的最暗的SN IIn的M =-20.1。SNe Ia-CSM样本显示与91 T样SNe Ia相关。我们的实验并不支持这种关联是由于光度偏差（类91 T比正常的Ia更亮）。因此，我们的结论是，这种协会有真正的物理起源，我们提出，91 T样爆炸的结果从单一的简并祖细胞。尽管SNe Ibc和SNe Ia之间有相似之处，但这些类型之间的错误分类数量很少，而且大多数都是在低信噪比下。结合重现观测到的SN Ia-CSM光度所需的光度函数，SNe Ibc不太可能构成该样品中的重要污染物。我们展示了如何II型光谱过渡到IIn和如何Ha配置文件随FV变化。比M = -17.2暗的SNe IIn不能掩盖比M =-15亮的SNe IIP。包括辐…
2015-04-08 astro-ph.SR
Type IIn supernova light-curve properties measured from an untargeted survey sample
我们提出了一个样本的超新星类型IIn（SNe IIn）的帕洛玛瞬变工厂（PTF）和它的继任者，中间PTF（iPTF）的非目标，星等有限的调查。SNe IIn发现和随后的PTF/iPTF被用来选择一个样本的42个事件与有用的限制上升时间，以及与可用的峰后光度。样本SNe是在2009-2016年发现的，至少有一个低分辨率分类光谱，以及帕洛玛天文台P48和P60望远镜的测光。我们研究的光曲线特性，这些SNE IIn使用样条拟合（为峰值和下降部分）和模板匹配（为上升部分）。我们发现，典型的上升时间分为快速和缓慢的$20\pm6$ d和$50\pm11$ d，分别。下降率可能分为两个集群，但这种划分具有较弱的统计意义。我们发现SNe IIn的峰值亮度和它们的上升时间之间没有显着的相关性，但更明亮的SNe IIn通常被发现是更持久的。通常发现缓慢上升的SNe IIn缓慢下降。在我们的样品中的SNe的绝对星等$-22 \lesssim M_g \lesssim -13$马格的星系托管。在我们的样品中的SNe IIn的光变曲线峰值的K-修正被发现在0.2马格的观测者的框架$r$ -带，SNe在红移$z < 0.25$。通过应用K-校正，也包括表面上的“超发光”SNe IIn，我们发现，峰值幅度是$M_{\rm peak}^{r} = -19.18\pm1.32$马格。我们得出结论，发生明显的光变曲…
2020-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hα clarifies picture of IIn supernova SN 2015da
Institute of astronomy, Russian Academy of sciences（俄罗斯科学院天体物理研究所）
重新审视 IIn 型超新星 SN 2015da 观测数据，通过分析 Hα 发射源位置变化等，结合热光度曲线、膨胀速度及星际相互作用建模，确定超新星爆炸能量、星际物质密度等，为研究该超新星现象提供新认识。
2026-07-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Crab Nebula and the class of Type IIn-P supernovae caused by sub-energetic electron capture explosions
蟹状星云是由什么样的超新星形成的？有几个迹象表明，蟹状星云是由一颗8-10 Msun恒星的次能量爆炸产生的，这似乎与历史观测所显示的高光度相冲突。本文表明，蟹状星云的几个性质最适合于IIn-P型爆炸（具有平台光变曲线的IIn型光谱）。这些事件可能产生于相对较低的能量（1 e50 erg）的爆炸与低56 Ni产额导致的电子捕获SNe（ecSNe），但它们的高光度和IIn型光谱的冲击与CSM的相互作用占主导地位。大约120天后，CSM和喷出物中几乎所有的物质都进入了一个缓慢致密的壳层。在这里为SN 1054提出的方案中，这个薄壳被不断增长的脉冲星风星云加速，产生了今天看到的复杂的细丝网络。不需要调用假设位于Crab外部的不可见的快速SN包络。SNeIIn-P解释了蟹状星云的几个观测特征：（1）没有爆炸波或快速膨胀的SN包层，（2）总质量为5 Msun的薄壳层，（3）尽管动能低，但峰值亮度高，（4）化学丰度与8-10 Msun恒星和低56 Ni产额一致。一些其他的影响进行了讨论，关于其他螃蟹一样的残余物，灰尘的螃蟹丝，多样性的初始质量的SNe IIn，和之间的关联ecSNe和SN冒名顶替者。该模型预测，如果发现SN 1054的光回波，它们将与IIn-P型光谱一致。
2013-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early Emission from the Type IIn Supernova 1998S at High Resolution
研究得很好的IIn型超新星（SN）1998 S通常被称为原型SN IIn，它提供了一个独特的机会来研究它的祖星内部，因为SN照亮了从祖星发射的密集的星周物质（CSM）。在这里，我们展示了SN 1998 S在核心坍缩后几天内拍摄的凯克HIRES光谱--这是最早公布的SN IIn的高分辨率（$Δλ< 1.0\,Å$）光谱，也是最早公布的SN 1998 S光谱。现代SN研究在SN探测和第一次观测到的光谱之间实现了令人印象深刻的短周转时间，但是非常年轻的超新星的高分辨率光谱是罕见的;这里提出的独特光谱为其他年轻SN系统的观测提供了有用的案例研究，包括SN 2013 cu，它在非常年轻时显示出非常相似的光谱。我们研究了SN 1998 S的完全分辨的发射线轮廓，发现了在远低于沃尔夫-拉叶星（WR）特征的速度下，来自祖星的极端质量损失的证据。我们使用辐射传输代码CMFGEN模拟我们的高分辨率SN 1998 S光谱，并探索SN系统内的成分，密度和速度梯度。我们发现，在核心坍塌前的$\sim$ 15年期间，每年的质量损失率为$6.0 \times 10^{-3} M_{\odot}$，而其他研究表明，在早期（核心坍塌前> 15年），质量损失率要低得多。与SN 2013 cu的光谱比较显示出许多相似之处，尽管SN 2013 cu是IIb型，这表明在爆炸前的最后几年里，非常不同的超新星可以从极端质量损失…
2015-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Optical and Near-Infrared Study of the Type Ia/IIn Supernova PS15si
我们提出了超新星（SN）PS15 si的光学/近红外光谱和光度学。这个物体最初被确定为IIn型SN，但在这里，我们认为它应该被重新分类为Ia型SN，其窄氢线源于与星周物质的相互作用（CSM;即，SN Ia/IIn或SN Ia-CSM）。基于深未检测发现前27天，我们推断，这个SN被发现的光学极大值附近或稍早，我们估计的大致时间，它达到R-波段最大值的基础上与其他SNe Ia/IIn比较。在光谱形态方面，我们发现PS15 Si可以匹配到一系列的超新星Ia光谱类型，虽然SN 1991 T-类超新星Ia提供了最自洽的匹配。虽然这一观测结果与大多数其他超新星Ia/IIn的分析一致，但我们发现，当CSM的亮度要比下面的SN高出几个量级时，隐含的CSM亮度太低，无法解释SN的整体亮度。我们推断，PS15 Si和SN 1991 T的热，过亮，高电离光谱之间的相似性是一个光谱的结果，起源于喷出物层，由CSM相互作用的紫外线/X射线辐射加热。此外，PS15 si可能在发现后85天左右在B和V波段的短时间内重新变亮，这可能表明SN喷出物与大半径的团块或壳产生的CSM局部增强相互作用。
2016-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type IIn Supernovae. I. Uniform Light-curve Characterization and a Bimodality in the Radiated Energy Distribution
University of Florida（佛罗里达大学）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
基于490颗IIn型超新星的多波段光变曲线，通过高斯过程回归分析发现其光度-时标空间存在清晰的双峰分布，辐射能量呈现双峰性，并建议放弃“IIn型超亮超新星”的分类。
2026-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Rise of the Remarkable Type IIn Supernova SN 2009ip
Mauerhan等人最近的观测显示，先前发现的明亮蓝色变星SN 2009 ip（也是超新星冒名顶替者），发生了前所未有的转变，变成了真正的IIn型超新星（SN）爆发。我们呈现了SN 2009 ip在2012年UT 9月23.6日和10月9.6日之间获得的高节奏光学成像，使用澳大利亚凯恩斯珊瑚塔天文台的0.3-0.4米口径望远镜。光变曲线显示出明确的阶段，包括早期非常快速的增亮（在9月24日晚上观察到的6小时内0.5等），9月25日至9月28日之间过渡到缓慢得多的上升，以及10月7日左右的平台/峰值。这些变化是一致的光谱变化，最有可能的是，标志着开始之间的快速SN喷出物和致密的星周介质形成的早期LBV爆发强相互作用。在16天的观测期间，SN 2009 ip从9月23日的I = 17.4等（MI = -14.2）到10月9日的I = 13.7等（MI = -17.9）增亮了3.7等，在光学波长范围内辐射约2 × 10^49 erg。目前，SN 2009 ip比大多数IIP型SNe更明亮，与其他IIn型SNe相当。
2012-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2024dy: Dust formation in a long-lived Type IIn supernova and constraints on the dust mass
Kagoshima University（鹿儿岛大学）；Hiroshima University（广岛大学）；Tohoku University（东北大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
通过500天的紫外、光学和近红外观测，研究长寿命IIn型超新星SN 2024dy的尘埃形成，发现碳尘埃温度1300-1800K，质量约10^{-5} M_⊙，并指出光学深度效应可能导致质量低估。
2026-06-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2017hcc and SN 2023usc a comparative spectroscopic study of type IIn supernovae
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Instituto de Estudios Astrofísicos, Universidad Diego Portales（迭戈帕拉莱斯大学天体物理研究学院）；Millennium Institute of Astrophysics（天体物理千年研究所）；Department of Physics, Florida State University（佛罗里达州立大学物理系）；Homi Bhabha Center for Science Education Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础科学教育霍米巴巴中心）
通过对SN 2017hcc和SN 2023usc的光谱研究，发现I型IIn超新星中窄线的出现可能表明新的爆炸机制，且高扩展CSM的前身较为罕见。
2026-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Late-Time Circumstellar Interaction in a Spitzer Selected Sample of Type IIn Supernovae
IIn型超新星（SNe IIn）是一种罕见的（< 10%）核心坍缩型超新星，其发射线相对较窄，来自致密的、预先存在的星周介质（CSM）。在2009年，斯皮策的一项暖巡天观测到了30颗在2003 - 2008年发现的超新星，其中10颗在1.75亿秒差距外有未报告的晚期红外辐射，有些在发现后超过5年。对于这一单一时期的数据，暖尘参数表明存在一个辐射加热源，包括持续的CSM相互作用不断产生的光学/X射线发射。在这里，我们提出了多波长的后续观察这个样本的10 SNe IIn和研究良好的类型IIn SN 2010 jl。斯皮策最近的一次观测揭示了该样本中9个SNe的持续中红外发射。除了SNe 1987 A、2004 dj和2008 iy之外，我们还在WISE存档数据中检测到三个SNe。对于样品中的至少五个SNe，光学和/或X射线发射证实存在来自进行中的CSM相互作用的辐射发射。斯皮策的两次未探测到与前向冲击超越并破坏尘埃壳层是一致的，这一结果对尘埃壳层的尺寸设置了上限。光学和红外观测证实了辐射加热模型，并限制了一些模型参数，包括祖质量损失特性。这个样本中的所有超新星都经历了一次爆发，大约在超新星爆发前几十到几百年，随后是一段不太强烈的质量损失时期。虽然所有的证据都指向大量的祖先，但数据的变化突出了SN I祖先进化的多样性。虽然这些观测结果没有确定一个特定的祖系统，但它们表明，未来协调的多波长…
2013-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Delayed Shock-induced Dust Formation in the Dense Circumstellar Shell Surrounding the Type IIn Supernova SN 2010jl
IIn型超新星的光变曲线主要由超新星激波与其致密的星周介质（CSM）相互作用释放的辐射能量决定。超新星SN 2010 jl在爆炸后的几周内就表现出红外辐射，超过了外推的紫外光谱。有些人认为这种辐射是在冷却的激波后CSM中迅速形成尘埃的证据。我们调查的物理过程，可能会抑制或促进粉尘的形成CSM。当只考虑辐射冷却时，致密的冲击气体的温度迅速下降到尘埃凝结温度以下。然而，通过考虑激波下游辐射对激波后气体的加热，我们发现，当激波传播到CSM较低密度的外部区域时，直到激波的辐射减弱，尘埃的形成才受到抑制。因此，SN 2010jl的尘埃形成只能在380天后开始。只有自那个时期以来的红外发射可以归因于新形成的CSM尘埃。第460天及之后的观测显示，红外线光度超过了紫外线光度。激波后的尘埃不能消除由膨胀的SN激波发出的辐射。因此，它的红外辐射必须由内部源提供动力，我们将其与通过SN喷出物传播的反向激波联系起来。因此，在380天之前的红外辐射必须是来自预先存在的CSM尘埃的红外回波。
2018-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Type IIn Supernova SN 2010jl: Optical Observations for Over 500 Days After Explosion
我们提出了广泛的光学观测IIn型超新星（SN）2010 jl的第一个1.5年后发现。UBVRI的光变曲线在星云阶段表现出一个有趣的两阶段演化，在光学极大值后约90天几乎变平。SN 2010 jl的本征H_α光度是SN IIn中最高的，特别是在晚相，表明SN喷出物与其前身喷出的致密环星物质（CSM）之间存在强相互作用。这也可以通过在光谱中持续存在的非常强的巴耳末线来表明。SN 2010 jl的一个有趣的光谱演化是巴耳末线的不对称性。这些线可以很好地分解为窄分量和中等宽度分量。中宽分量的强度和蓝移均随时间稳定增加，直到达到最大值后的t ~ 400天，但在t ~ 500天时，当谱线轮廓再次出现相对对称时，蓝移变少。由于纯红化效应会导致光变曲线的突然下降和谱线的渐进蓝移，因此我们认为SN 2010 jl中H线的不对称轮廓不太可能是由于喷出物内部新形成的尘埃的消光造成的，这与一些早期研究的解释相反。基于一个简单的CSM相互作用模型，我们推测SN 2010 jl的前身星在爆炸前的几十年内可能经历了巨大的质量损失（约30-50 M_sun）。考虑到缓慢移动的恒星风（例如，~ 28 km/s），推测SN 2010 jl的前身星可能经历了红超巨星阶段，最终爆炸为初始质量大于30-40 M_sun的后红超巨星。
2012-08-30 astro-ph.SR
SN 2021foa, a transitional event between a Type IIn (SN 2009ip-like) and a Type Ibn supernova
我们提出了不寻常的相互作用超新星（SN）2021 foa的光度和光谱数据。它在20天内上升到$M_r=-18$等的绝对震级峰值。最初的光变曲线下降显示了在长期平坦化之前的一些光度波动。在主事件发生前的几周，探测到一个微弱的光源（$M_r\sim -14$等），显示出缓慢上升的光度趋势。$r$波段的绝对光变曲线与SN 2009 ip类事件非常相似，有一个微弱和持续时间较短的增亮（“事件A”），随后是一个更亮的峰值（“事件B”）。SN 2021 foa的早期光谱显示出一个蓝色的连续谱，有窄的（$v_{FWHM}\sim$ 400 km s $^{-1}$）H发射线，两周后，显示出一个复杂的轮廓，在中间宽度（$v_{FWHM}\sim$ 2700 km s $^{-1}$）组件的顶部有一个窄的天鹅座P。在+12天时，发射中的金属线出现，而\Hei线变得非常强，其中\Hei ~ $λ$ 5876的光度达到了\Ha的一半，比之前的SN 2009 ip类天体要高得多。我们认为SN 2021 foa是富氢SN 2009 ip型SNe和富氦型Ibn型SNe之间的过渡事件。
2022-06-01 astro-ph.SR
Two-dimensional radiation-hydrodynamics simulations of super-luminous interacting supernovae of type IIn
一些相互作用的超新星（SNe）的类型IIn显示出一个相当大的连续极化暗示大规模的不对称性在拱星介质（CSM）和/或SN喷出物。在这里，我们扩展了Dessart等人最近关于超发光SNe IIn的工作，并进行轴对称（即，2D）多群辐射流体动力学模拟，以探索强加的大尺度密度不对称的影响。当CSM是不对称的，径向光学深度$τ$的纬度变化介绍了一个强大的流量重新分配从高密度的CSM地区，在那里的冲击光度较大，对低密度的CSM地区，光子逃逸更自由-这种重新分配时停止$τ<$ 1。沿着CSM密度较大的方向，激波减速更强，其进展更慢，产生非球形冷密壳层（CDS）。对于扁圆CSM密度分布，光球（CDS）具有扁圆（长）形态时，$τ>$ 1。当CSM是对称的和喷出物不对称的，CSM内的流量重新分配现在往往阻尼的亮度在冲击的纬度变化。然后，它需要一个更大的喷出物不对称性产生相当大的纬度变化的紧急流量。当相互作用是在SN喷出物和遗迹盘之间时，早期的亮度提升与盘的张开角成比例-形成超亮的SN I。相比之下，与中等厚度/质量的盘的相互作用可以产生与标准SN II在星云时代的放射性衰变相媲美的功率。
2016-02-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2008iy: An Unusual Type IIn Supernova with an Enduring 400 Day Rise Time
本文介绍了对IIn型超新星（SN）2008 iy的光谱和光度观测。SN 2008 iy的上升时间长达400天，是第一个超过100天才达到最高光度的SN。SN 2008 iy的峰值绝对星等为M_r ~ -19.1等，最初~700天的总辐射能量为~2 × 10^50尔格。在光谱上，SN 2008 iy与SN 1988 Z的I型超新星非常相似，并且和SN 1988 Z一样，它也是一个发光的X射线源（两颗超新星的X射线光度都大于10^41 erg/s）。SN 2008 iy的H α辐射分布图显示了一个狭窄的天鹅座P吸收分量，这意味着SN 2008 iy之前的风速约为100 km/s。我们认为，SN 2008 iy的光度是通过SN喷出物与致密的，cluerous拱星介质的相互作用提供动力的。如果在距离原始生物约1.7 x 10^16 cm的半径范围内，团块的数量密度随着距离的增加而增加，那么可以理解约400天的上升时间。这种情况是可能的，如果祖经历了一个情节阶段的增强质量损失前一个世纪的爆炸或祖风速增加几十年前核心崩溃。我们赞成前一种情况，这让人想起观察到的亮蓝变星（LBV）爆发的质量损失事件。原始风速和增加的质量损失率进一步证明，至少有一些，也许是所有的IIn型超新星在核心坍塌前不久经历了类似LBV的爆发。我们还讨论了SN 2008 iy的宿主星系，一个亚发光的矮星系，并提供了一些原因，为…
2011-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Environments of interacting transients: Impostors and type IIn supernovae
本文介绍了第一个环境分析的位置的类“相互作用的瞬态”，即IIn型超新星和超新星冒名顶替者。我们讨论了这些瞬变与恒星形成，宿主星系类型，金属丰度，以及每个事件在各自的主机的位置。鉴于各种研究中经常假设这些爆炸的祖先具有非常高的质量，最值得注意的是直接的祖先探测，有趣的是注意到这些亚型与恒星形成的微弱关联，特别是与Ic型超新星相比，它们追踪H α发射，并被认为来自高质量的祖先。与Ic型超新星相比，这些瞬变的径向分布也非常不同。这为日益增长的假设提供了证据，即这些“相互作用的瞬变”实际上是由各种祖系统组成的。本样本中包含的事件进行了详细讨论，在文献中存在的信息，并提供的环境数据进行比较。冒名顶替者被发现分为两个主要类别，在环境方面：SN 2008 S类冒名顶替者落在零Hα发射的区域，而η-Carina类冒名顶替者都落在正Hα发射的区域。我们还发现的迹象表明，冒名顶替类起源于较低的金属丰度环境比IIn，Ic和IIP SNe型。
2014-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
SN 2009kn - the twin of the Type IIn supernova 1994W
我们提出了一个光学和近红外光度和光谱研究超新星（SN）2009 kn跨度约1.5年的发现。光谱主要由狭窄的巴耳末线（半峰全宽约为1000 km·s^-1）组成，这是具有天鹅座P型剖面的IIn型SN的特征。首先，光度演化更类似于IIP型SN，在平台阶段结束时光度大幅下降。这些特征与SN 1994 W相似，其性质已经用两种不同的模型和不同的方法解释。SN 2009 kn的良好采样数据集提供了在SN 2009 kn和SN 1994 W的情况下测试这些模型的可能性。我们将狭窄的天鹅座P线与由拱星物质和SN喷出物组成的扫起壳相关联。宽的发射线翼，在平台阶段期间看到的，产生于该壳层中的内部电子散射。后平台下降后的光变曲线的斜率与56 Co放射性衰变的预期相当一致，表明SN 2009 kn的SN起源。假设放射性是SN 2009 kn尾相光变曲线的主要来源，我们推断56 Ni的质量上限为0.023 M_sun。这明显高于SN 1994 W的估计值，后者也显示出在平台后下降后光变曲线的急剧下降。我们还观察到晚期近红外发射，这很可能来自SN 2009 kn新形成的尘埃。与SN 1994 W一样，SN 2009 kn的光谱中没有观察到宽线，甚至在晚时间尾相也没有。
2012-07-17 astro-ph.SR
Searching for precursor activity of Type IIn Supernovae
通过分析27颗近邻 SNe IIn 的多年存档图像，研究发现29%存在爆炸前明亮爆发，并指出真实发生率因观测偏差而更高。
2024-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-term optical and near-infrared photometric evolution of SN 2019vxm, an interacting Type IIn supernova
HUN-REN CSFK, Konkoly Observatory（匈牙利科学院研究网络恒星物理研究所孔科伊天文台）；MTA Centre for Excellence（匈牙利科学院卓越中心）；ELTE Eötvös Loránd University, Institute of Physics and Astronomy（厄特沃什·罗兰大学物理与天文学研究所）；MTA–HUN-REN CSFK Lendület “Momentum” Stellar Pulsation Research Group（匈牙利科学院-匈牙利科学院研究网络恒星物理研究所Lendület“动量”恒星脉动研究组）；Department of Experimental Physics, University of Szeged（塞格德大学实验物理系）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体科学系）
基于多波段测光数据，研究SN 2019vxm的光谱能量分布、热光度、有效温度和光球半径的演化，揭示其被光学厚星周介质包围、激波与光球解耦、以及星周尘埃再增亮等特征，表明前身星经历剧烈质量损失。
2026-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical observations of the luminous Type IIn Supernova 2010jl for over 900 days
发光的IIn型超新星（SN）2010 jl显示了SN喷出物与致密星周物质（CSM）相互作用的强有力证据。我们提供了SN 2010 jl在最早探测到$t \sim 900$ d后的观测结果，包括从$t = 55$到$909$ d的一系列光谱。我们还补充了我们的晚时间光谱和光度测量的文献中的新的，晚时间$BVRI$光度学的一个额外的时代。结合现有的光度和光谱数据，我们推导出一个半测辐射热的光学光变曲线，并计算出总辐射能量的$\sim 3.5\times10^{50}$尔格的SN 2010 jl的光学。我们还详细研究了H $α$发射线轮廓的演变，并找到了$t \gtrsim 775$ d轮廓不对称的证据，这是不容易解释的任何建议的情况下，这个迷人的事件。最后，我们讨论了光学和近红外线曲线的文献解释，并提出最有可能的解释，他们的演变是形成新的尘埃在密集的，预先存在的CSM风后，$\sim 300$ d。
2015-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2009ip and SN 2010mc: Core-collapse Type IIn supernovae arising from blue supergiants
最近被称为SN 2009 ip的超新星（SN）在2012年发生了戏剧性的前兆爆发，随后发生了更明亮的爆炸。它在2012年之前的观测使其成为历史上记录最好的SN祖先，但引发了关于其2012年爆炸性质的争论-它是一个真正的SN还是某种类型的暴力非终结事件。两者都可以与星周物质（CSM）的动力激波相互作用，但只有核心坍缩SN提供了自洽的解释。光谱中持续的宽发射谱线需要相对较大的喷出物质量和至少10^51尔格的相应动能，而2012 a事件的微弱与已发表的致密（~60 R_Sun）蓝超巨星的核心坍缩SNe模型一致。SN 2009 ip和另一种类型IIn，SN 2010 mc的光变曲线几乎相同;我们证明它们的光谱也匹配，并且两者都是标准的SNe IIn。我们的观察结果与最近的说法相矛盾，即SN 2009 ip的后期光谱正在恢复到其祖先的类LBV状态，我们表明SN 2009 ip的后期光谱与SN 1987 A的光谱非常相似。此外，SN 2009 ip在爆炸后改变的H-alpha等效宽度与通常在核心塌陷SNe IIn中看到的行为相匹配。关于SN 2009 ip和SN 2010 mc的几个关键事实强烈支持核心坍缩的解释，并使非终结的10^50尔格事件变得不可信。最直接和自洽的解释是SN 2009 ip是一颗蓝超巨星的最初微弱的核心坍缩爆炸，产生的56-Ni约为SN 1987 A的一半，大部分峰值亮度…
2013-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing the Mass-loss Histories of Type IIn and II-L Supernovae with Late-time Radio Observations
Northwestern University（西北大学）；Gemini Observatory（双子座天文台）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of Arizona（亚利桑那大学）
通过晚期无线电观测研究Ia型II和II-L超新星的物质损失历史，发现其物质分布范围广，且核心塌缩前的物质损失历史影响显著。
2026-05-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical simulations of super-luminous supernovae of type IIn
我们提出的数值模拟，包括1-D欧拉多群辐射流体动力学，1-D非LTE辐射转移，和2-D偏振辐射转移的超亮相互作用超新星（SNe）。我们的参考模型是一个~ 10 Msun的内壳层，10^51尔格撞击到~ 3 Msun的冷外壳层（环星介质，CSM），后者从10^15厘米延伸到2x10^16厘米，以100公里/秒的速度移动。我们讨论了光变曲线的演变，这不能充分捕捉与灰色的方法。在这些相互作用中，激波穿过光学厚度CSM的时间比光子扩散时间长得多。因此，辐射是不断泄漏的冲击通过CSM，在不同意的炮弹休克模型，这是经常调用。我们的光谱随着时间的推移而变红，第一个月的近紫外峰分布在第二年逐渐转移到光学范围。最初的巴耳末线表现出一个狭窄的线芯和宽线翼，这是在SNe IIn大气（CSM）中的电子散射的特征。在稍后的时间，他们也表现出广泛的蓝移的组成部分，这是来自冷致密壳层。我们的模型结果与SN 2010 jl观测到的辐射热光变曲线和光谱演化基本一致。在CSM中，我们也可以重现在SN 2010 jl中观察到的~2%连续偏振和线去偏振。通过改变内壳层的动能和外壳层的质量和范围，可以产生大范围的峰值亮度和持续时间，与2010 jl或2006 gy等超发光SNe IIn广泛兼容。
2015-03-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the observational behaviour of the highly polarized Type IIn supernova SN 2017hcc
我们提出的结果的基础上光度（$Swift$ UVOT），宽带偏振（$V$和$R$带）和光谱观测的I型超新星（SN）2017 hcc。我们的研究补充了文献中关于这一事件的分光偏振数据。峰后光变曲线演变缓慢（$b$带中的$\sim$ 0.2 mag 100 d $^{-1}$）。$\sim$ +27 d的光谱显示出具有窄发射线的蓝色连续谱，这是典型的IIn型SN。档案偏振数据以及$Gaia$ DR 2距离已被用于评估朝向SN方向的星际偏振（ISP），发现其为$P_{ISP}$ = 0.17 $\pm$ 0.02%和$θ_{ISP}$ = 140 $^{\circ}$ $\pm$ 3 $^{\circ}$。为了提取SN 2017 hcc的固有极化，对观察到的和文献极化测量值进行了ISP校正。我们注意到在$\sim$ 2个月的时间内，固有极化水平显著下降$\sim$ 3.5%（$V$ -带）。与此相反，内在的偏振角保持几乎恒定的所有时期。我们的研究表明，SN 2017 hcc的喷出物和/或周围介质中的不对称程度有很大的变化。我们还估计了$\dot M$的质量损失率为0.12 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$（对于$v_w$ = 20 km s $^{-1}$），这表明SN 2017 hcc的前身很可能是一颗亮蓝变星。
2019-07-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Superluminous Type IIn Supernova ASASSN-15ua: Part of a continuum in extreme precursor mass loss
本文通过地基测光和光谱观测分析了超亮IIn型超新星ASASSN-15ua，发现其前身星在死前约12年经历了极端质量损失，其各项物理特征介于SN 2006tf和SN 2010jl之间，揭示了超亮SNe IIn行为的连续谱。
2023-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2011ht: Confirming a Class of Interacting Supernovae with Plateau Light Curves (Type IIn-P)
我们提出的光度学和光谱学的IIn型超新星（SN）2011 ht，以前确定为SN冒名顶替者。光变曲线从约120天的明确平台期突然转变为急剧的热辐射下降。导致峰值亮度，热发射线光谱表现出与拱星物质（CSM）相互作用的迹象，以相对狭窄的P-天鹅座H I和He I叠加在广泛的洛伦兹翼的形式。对于其余的平台阶段的光谱表现出加强P-Cygni配置文件的Fe II，Ca II，和H-α。到了第147天，在平台期结束后，SN进入星云相，预示着在弱连续谱上出现了[O I]、[O II]和[Ca II]的禁戒跃迁。在这一阶段，光变曲线显示出与次发光II-P型超新星相当的低光度，以及相对较快的可见光波长衰减，比Co-56的衰减率明显更陡。然而，包括红外光度在内的总辐射热下降与Co-56的衰变一致，这意味着Ni-56的质量较低，约为0.01 M（太阳）。因此，我们将SN 2011 ht描述为一个真正的核心坍缩SN，与1994 W和2009 kn的特殊SN I非常相似。这三种SNe定义了一个亚类，根据它们的光谱，它们是IIn型，但也表现出明确的平台并产生低Ni-56产率。因此，我们建议将IIn-P型作为这个子类的名称。与现有数据一致，SNe IIn-P的可能祖先包括8-10 M（太阳）恒星，它们在短暂的增强质量损失阶段后由于电子捕获而发生核心坍缩，或者更大质量的M>25 M（太阳）祖先，它们经历了富含金属的…
2013-03-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2014ab: An Aspherical Type IIn Supernova with Low Polarization
我们目前的光度，光谱和分光偏振超新星（SN）2014 ab，通过$\sim 200$天后获得的峰值亮度。SN 2014 ab是一个明亮的IIn型SN（$M_V < -19.14$等），在其宿主星系VV 306 c的核心附近达到峰值亮度后被发现。发现前上限将爆炸时间限制在发现前200天内。虽然SN 2014 ab在我们的观测过程中下降了$\sim 1$等，但观测到的光谱保持显著不变。光谱表现出一个不对称的发射线轮廓与一贯较强的蓝移分量，这表明尘埃的存在或缺乏对称性之间的远侧和近侧的SN。Pa的$β$发射线显示出与H $α$非常相似的轮廓，这意味着这种较强的蓝移成分是通过大尘埃颗粒的遮蔽、光学厚材料的掩星或相互作用区域的远侧和近侧之间缺乏对称性而引起的。尽管有这些不对称的线轮廓，我们的光谱偏振数据显示，SN 2014ab在考虑星际偏振后几乎没有检测到偏振。这意味着我们看到的是一个光球层的辐射，它的正面与圆对称只有很小的偏差，我们很可能看到一个SN IIn，它在垂直于我们视线的平面上几乎是圆对称的，但是沿着我们的视线，它要么是大颗粒的尘埃，要么是星周物质或SN喷出物的密度明显不对称。我们认为SN 2014 ab和SN 2010 jl（以及其他SNe IIn）可能是从不同方向观察的类似事件。
2020-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Model for the 19th Century Eruption of Eta Carinae: CSM Interaction Like a Scaled-Down Type IIn Supernova
本文提出了一个简单的19世纪海山二号爆发的模型，它包括两个组成部分：（1）强风（MdotM=0.33 Msun/yr; v=200 km/s），吹了30年，其次是（2）1844年1 e50 erg的爆炸。快速喷出物和CSM之间的碰撞导致了1844年底观测到的亮度增加，随后是持续10-15年的持续高光度阶段，与历史光变曲线相匹配。出射光度由CSM相互作用提供动力，类似于发光的IIn型超新星的过程，除了爆炸能量低10倍和速度较慢（导致更长的持续时间和更低的出射光度）。这样的爆炸性事件为光变曲线的演化提供了一个自然的解释，但也解释了侏儒星云的一些令人困惑的属性：（1）总辐射能和总动能的大致均分;（2）Homunculus的双层壳结构;（3）薄的后掠壳导致的表观单龄和Hubble流;（4）HST图像中极瓣的复杂斑驳外观，由Raleigh-Taylor或Vishniac不稳定性引起，（5）有效和快速的尘埃形成，如在IIn型超新星中所见，以及（6）快速（5000公里/秒）的物质，产生于离开密集的CSM时的前向激波的加速。原则上，双极形状已经在早期的相互作用风的研究中得到了解释，除了这里的CSM相互作用只发生了10年，产生了一个薄壳，所产生的结构然后冻结在膨胀的双极星云中。这种自洽的图片有许多其他喷发瞬变的影响，其中许多也可能是供电CSM相互作用。
2012-09-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Massive Progenitor of the Luminous Type IIn Supernova 2010jl
最近在附近发现的明亮超新星SN 2010 jl是罕见的相对明亮的IIn型事件的一员。在这里，我们报告档案HST观测其宿主星系UGC 5189 A采取大约10年前爆炸，以及早期的光谱SN。HST图像显示SN位置处有一个明亮的蓝色点源，在F300 W滤波器中绝对星等为-12.0。如果这不是一个偶然的排列，那么SN位置的源可能是（1）SN所在的大质量年轻（小于600万年）星团，（2）一颗静止的明亮蓝色恒星，其视温度约为14，000 K，（3）一颗在类似于LBV的明亮爆发期间捕获的恒星，或者（4）选项1和选项2或3的组合。虽然我们无法在这些可能性中做出选择，但它们都意味着SN 2010 jl的原始质量超过30 Msun。这加强了越来越多的证据，即许多SNe IIn是由非常大质量的恒星产生的，大质量的恒星可以产生可见的SNe而不会安静地坍缩成黑洞，并且大质量的恒星可以保留它们的H包层直到爆炸前不久。标准的恒星演化模型无法解释这些观测到的性质。
2010-11-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Interacting supernovae and supernova impostors. SN 2007sv: the major eruption of a massive star in UGC 5979
我们报告的瞬态SN 2007 sv的光度和光谱监测活动的结果。这些观测值与I型超新星相似，I型超新星是一种著名的天体，其喷出物与预先存在的环绕恒星的物质相互作用。光谱显示在早期阶段有一个蓝色的连续谱，并在发射中有显著的巴耳末线，然而，SN 2007 sv发现时的绝对星等（M_R =-14.25 +/-0.38）表明它很可能是一颗超新星的冒名顶替者。这一分类也得到了超新星喷出物中所预期的极高速物质光谱缺乏证据的支持。此外，我们没有发现明确的证据，α和/或铁峰元素的宽线。与其他相互作用天体（包括IIn型超新星）的绝对光变曲线的比较突出了与原型冒名顶替者SN 1997 bs的整体相似性。这支持了我们的说法，SN 2007 sv不是真正的超新星，而是一颗冒充的超新星，很可能类似于一颗明亮的蓝色变星的大爆发。
2014-11-10 astro-ph.SR
Electron-capture supernovae exploding within their progenitor wind
渐近巨星分支（AGB）中质量最大的恒星，也就是所谓的超级AGB星，被认为是在其简并的O+Ne+Mg核中被电子俘获而产生超新星（SNe）的。超级AGB恒星被认为具有高质量损失率的慢风，因此它们的风密度很高。因此，超AGB恒星的爆炸被认为发生在这种密集的风中。我们提供了第一个合成的光变曲线（LC）的爆炸现实的电子捕获超新星（ecSN）的祖先在他们的超级AGB风这样的事件。我们发现，早期LC，即复合波到达底部的富氢信封SN喷出物（高原阶段）之前，不受密集风。然而，在平台阶段之后，当考虑到超级AGB风时，光度仍然较高。我们将我们的结果与蟹状星云的前身SN 1054的历史LC进行了比较，并表明在普通的超级AGB风中ecSN的爆炸可以解释LC特征。我们的结论是，SN 1054可能是一个没有任何额外的极端质量损失的I In型SN，这是以前提出的解释其早期高光度所必需的。我们还表明，我们的LC匹配类型IIn SNe与早期的高原阶段（“类型IIn-P”），并建议他们在超级AGB风ecSNe。虽然某些ecSNe由于其较大的祖核半径而在光谱范围内是明亮的，但它们的X射线光度并不一定会像其他IIn型SNe那样明亮，因为它们的光学光度也是由相互作用提供动力的。因此，我们认为，光学明亮的X射线微弱的IIn型SNe可以出现从ecSNe。光学暗淡的IIn型超新星，如SN 2008 S，如果它们的富氢包层质量很小，…
2014-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN2012ab: A Peculiar Type IIn Supernova with Aspherical Circumstellar Material
我们介绍了超新星（SN）2012 ab的测光，光谱和分光偏振测量，主要是在发现后的$\sim 300$天内获得的。SN 2012 ab是在旋涡星系2MASXJ 12224762 +0536247的核心附近发现的一个IIn型事件。虽然它的光变曲线与SN 1998 S相似，但它的光谱演化却不一样。我们看到CSM相互作用的迹象，在强烈的中等宽度的发射功能，高亮度（峰值在绝对星等$M=-19.5$），并在光谱中缺乏广泛的吸收功能。H PDMATHAMO发射经历了一个特殊的跃迁。在早期，它显示出一个宽的蓝色发射翼到$-14{,}000$ km $\mathrm{s^{-1}}$和一个截断的红色翼。然后在后期（$>$ 100 $\,$天），它显示出一个截断的蓝色机翼和一个非常宽的红色发射机翼，大约$+20{,}000$ km $\mathrm{s^{-1}}$。这种晚期的宽红翼可能产生于反向激波。光谱还显示了一个不对称的中间宽度H $α$组件，在较晚的时候，在红色的一面有较强的发射。非对称轮廓的演变需要在远距离CSM中的高度非球面的密度结构。我们的光谱偏振数据还表明非球面性与强的连续极化的$\sim 1-3$ %和H $α$线的去极化，表明非球面性在CSM在一个水平，可与其他SNe IIn。我们估计$v_{\rm pre} = 100$ $\,$ km $\,$ $\mathrm{s^{-1}…
2017-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Circumstellar and explosion properties of Type Ibn supernovae
通过分析Ibn型超新星的辐射热光变曲线，研究了它们的拱星和爆炸性质。Ibn型SNe的辐射热光变曲线通常在峰值光度和后期光度之间有很大的对比度，这比56 Ni动力的SNe大得多。因此，它们中的大多数可能是由SN喷出物和致密的星周介质之间的相互作用提供动力的。此外，Ibn型SNe的下降速度比IIn型SNe快得多，这表明Ibn型SNe中的相互作用比IIn型SNe中的更早停止。因此，我们认为，Ibn型SN祖细胞在爆炸前的短时间内经历了高质量损失率，而IIn型SN祖细胞具有长时间持续的高质量损失率。此外，我们表明，上升时间和峰值光度的类型Ibn和类型IIn SNe是相似的，因此，它们具有类似的爆炸性质和星周密度。这两类超新星的星周密度相似，可能表明Ibn型超新星的质量损失率普遍高于IIn型超新星，因为在Ibn型超新星中，由窄谱分量推断的风速普遍较高。我们还表明，56Ni的质量和爆炸能量的类型Ibn SNe可能小于其他剥离信封SNe，可能是因为他们往往遭受大的回落或其中一些可能甚至不是终端恒星爆炸。
2016-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Unusual Temporal and Spectral Evolution of the Type IIn Supernova 2011ht
本文报道了UGC 5460中奇特的I In型超新星（SN）2011 ht的极早期紫外-光学光度和光谱观测结果。紫外线观测上升到峰值是有史以来第二次记录到的IIn型SN，也是迄今为止最完整的。SN最初被归类为SN冒名顶替者，在\sim 55天内缓慢上升至M_V \sim -17。与从第一次观测到峰值的v波段光变曲线中的\sim 2量级增加相反，UV通量增加了>7个量级。光谱主要是强的，巴耳末发射与窄峰（FWHM \sim 600 km/s），非常广泛的不对称翼（FWHM \sim 4200 km/s），蓝移吸收（\sim 300 km/s）叠加在一个强的蓝色连续。UV光谱主要由Fe II、Mg II、Si II和Si III吸收线组成，吸收线被\sim 1500 km/s加宽。合并X射线观测表明L_（0.2-10）=（1.0+/-0.2 x10 ^（39）erg/s）。SN 2011 ht的一些特性类似于SN冒名顶替者，而其他特性则与IIn型SNe相当。早期的光谱显示出明亮的蓝色变星在最大值和巨大爆发期间的典型特征。然而，在以前的SN冒名顶替者中没有观察到与强UV通量相结合的宽发射轮廓。绝对星等和能量（前112天约为2.5x10^（49）尔格）让人联想到正常的II型超新星，但光谱是密集风。我们认为，形成这种不寻常的轮廓的机制可能是一个冲击波与一个物质壳相互作用，这个物质壳是在SN发现…
2012-02-22 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Fading Echoes of Interaction: Probing Centuries of Mass-Loss in Four Old Type IIn Supernovae
University of California, San Diego（加利福尼亚大学圣地亚哥分校）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；University of California, Berkeley（加利福尼亚大学伯克利分校）
通过X射线和射电观测，研究四颗古老Ibn型超新星的质量损失，发现其质量损失率显著低于早期光学估计，揭示了前身演化过程的快速变化。
2026-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comparison between the first and second mass eruptions from progenitors of Type IIn supernovae
一些大质量恒星会经历偶发性的强烈质量损失阶段，伴随着光度的波动。喷出的物质在恒星周围形成星周物质，随后的核心坍缩导致了IIn型超新星，其特征是超新星喷出物和星周物质之间的相互作用。引发这些大规模爆发的能量来源和外流的动力学尚未得到明确解释。此外，如果这些事件重复发生，大规模喷发本身可以改变包层的密度结构，并影响随后的大规模喷发的动力学。大量的观测证据表明，在核心坍塌之前，有多次大规模喷发。我们调查的第一次大规模喷发和随后的第二次大规模喷发事件相比，第一次事件的性质改变的信封的密度结构。我们在15颗$M_\odot$星的氢包层底部两次沉积额外的能量，并利用辐射流体动力学模拟程序计算了它们的时间演化。我们没有讨论能量源的起源，而是集中在一颗大质量恒星重复爆发的动力学上。第一次和第二次大规模爆发在光度和颜色方面有显着差异。第二次爆发导致了一个更红的爆发事件，其中相关的增亮阶段持续的时间比第一次更长。即使在第一次和第二次事件中沉积的能量相同，喷出的物质数量也不同，但差异取决于恒星的密度结构。即将到来的高节奏和深瞬变调查将为我们提供大量的超新星前活动，其中一些可能会显示多峰光变曲线。这些应解释为考虑到密度结构的影响，改变了以前的突出事件。
2021-02-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Carnegie Supernova Project II. Observations of SN 2014ab possibly revealing a 2010jl-like SN IIn with pre-existing dust
我们介绍了IIn型超新星（SN）2014 ab的光学和近红外测光和光谱学，由卡内基超新星计划II（CSP-II）获得，并在其光学发现后立即启动。我们还提出了中红外测光宽视场红外巡天探测器（WISE）卫星从56天前的光学发现超过1600天。SN 2014 ab的光变曲线演化缓慢，但光谱显示出强烈的发射特征，这是由快速膨胀的喷出物与致密的星周物质相互作用产生的。它的光变曲线和光谱特性与SN 2010 jl非常相似。SN 2014 ab的前身的质量损失率估计为0.1 Msun/yr，假设球对称的拱星物质和稳定的质量损失。虽然中红外线的光度增加是由于尘埃的辐射，其特征是黑体温度接近尘埃蒸发温度（~ 2000 K），但在SN 2014 ab的早期阶段，没有观察到位于前向激波后面的冷致密壳层内原位尘埃形成的清晰特征。SN 2014 ab的中红外辐射可能来自于致密的星周物质中的尘埃，这些物质被SN激波或激波驱动的辐射加热。最后，为了社区的利益，我们还在附录中提供了SN 2010 jl在发现后450至1300天之间获得的近红外光谱。
2020-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Unveiling the Diversity of Type IIn Supernovae via Systematic Light Curve Modeling
本研究利用MOSFiT系统建模142个IIn型超新星光变曲线，揭示其星周介质、抛射物等性质的多样性及相关趋势，验证前身星起源，并估算鲁宾天文台巡天的探测率。
2024-09-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiation hydrodynamical simulations of eruptive mass Loss from progenitors of Type Ibn/IIn supernovae
观测表明，一些大质量恒星经历了剧烈的爆发性质量损失，并伴随着显著的增亮，这是流体静力学恒星模型无法解释的。这一事件似乎形成了致密的星周物质（CSM）。喷发质量损失的机制尚未完全解释。我们专注于这样一个事实，即核燃烧的时间尺度变得比一些大质量恒星的核心崩溃前几年的信封的动态时间尺度短。为了揭示喷发质量损失的性质，我们研究了它与发生在核心内部的核燃烧所提供的包层底部的能量注入的关系。在这项研究中，我们并没有具体说明从核燃烧地点到包层底部输送能量的实际机制。相反，我们参数化注入的能量和注入时间的量，并试图从与观测的比较中提取这些参数的信息。我们进行了1-D辐射流体动力学模拟的祖先的红色，黄色和蓝色超巨星，沃尔夫-拉叶星。我们用一个公开的恒星演化程序计算了祖先的演化。我们得到的光变曲线与喷发，喷出的质量，和CSM分布在核心崩溃的时间。在短于包层动力学时标的时间内，大质量恒星包层底部的能量注入可以重现一些观测到的核心坍缩前的光学爆发，并形成CSM，它可以为IIn型相互作用超新星（SN）提供动力。
2020-05-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectral Evolution of the Extraordinary Type IIn Supernova 2006gy
我们提出了一个非常明亮的IIn型超新星SN 2006 gy使用爆炸后的第36和237天之间获得的光谱的详细分析。我们得到的时间演化的有效温度，半径，膨胀速度，和测热光度，以及祖风密度和总扫过的冲击质量。SN 2006 gy可以在激波与致密CSM相互作用的背景下进行解释，但CSM质量为20 Msun，爆炸动能至少为5 e51 erg。SN 2006 gy和其他SNeIIn的一个关键区别是，由于它的大CSM质量，相互作用区域保持不透明的时间要长得多。在早期，H-α的宽度表明光球在激波之前，光子通过不透明的CSM扩散出去。在第110天左右，我们开始看到黑体半径的减小和激波后壳层示踪物的增强，开始向光学薄辐射转变。根据激波前速度的演化，我们推断CSM是在爆炸前8年的一次1 e49 erg的前兆事件中被祖先抛射出来的。大的CSM质量排除了涉及初始质量约为10 Msun的恒星的模型。在完整的质量预算下，即使是M_ZAMS=30-40 Msun的大质量祖星也是不够的。在近似太阳的金属丰度下，SN 2006 gy的质量可能在恒星的生命中发生了大量的损失，因此SN 2006 gy的前身更符合LBV爆发或初始质量超过100 Msun的恒星中的脉动对不稳定性喷射。这需要对当前的恒星演化范式进行重大修改。（节略）
2009-06-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2020pvb: a Type IIn-P supernova with a precursor outburst
SN 2020pvb是一颗具有前身爆发的IIn-P型超新星，其前身星爆发发生在爆炸前约0.5年，光变曲线峰值亮度为-17.95等，前身星光度受限，排除了大质量单星前身星。
2024-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2017ens: The Metamorphosis of a Luminous Broad-lined Type Ic Supernova into an SN IIn
我们目前对超新星（SN）2017 ens的观测，该超新星是由ATLAS巡天发现的，并通过GREAT计划被确定为热蓝色天体。红移z=0.1086意味着峰值亮度M_g=-21.1等，将该天体置于超亮超新星的范围内。我们观察到了一个戏剧性的光谱演化，从最初的蓝色和无特征，到后来发展出类似于宽线Ic型SN 1998 bw的特征，最后显示出约2000 km s^-1宽的H-α和H-β发射。相对窄的巴耳末发射（让人想起SN IIn）始终存在。我们还检测到日冕线，表明一个密集的星周介质。我们根据天鹅座P星的剖面，将原始恒星的风速限制在50-60 km/s，这比沃尔夫-拉叶星的风速要慢得多。这可能意味着这颗恒星的前身经过了一个明亮的蓝色变星相，或者这颗恒星风是来自一颗红超巨星的伴星。在后期，我们看到了约2000 km/s的H-α辐射在高光度（约3x10^40 erg/s）下持续了至少100天，这可能表明了高速下额外的质量损失，这些损失可能是由脉冲对不稳定性喷射出来的。
2018-12-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Carnegie Supernova Project II. The shock wave revealed through the fog: The strongly interacting Type IIn SN 2013L
我们提出了由卡内基超新星计划II（CSP-II）获得的长期IIn型超新星（SN）2013 L的紫外到中红外观测。SN 2013 L的光谱主要由H辐射特征所支配，其特征在于三个分量归属于不同的区域。这种类型的IIn SN的一个独特的特点是，蓝移线轮廓是由SN的膨胀冲击波的宏观速度为主。因此，我们能够追踪致密和部分不透明的星周介质（CSM）中激波速度的演变，从+48 d时的$\sim 4800~km~s^{-1}$，到一年后的$\sim 2700~km~s^{-1}$。我们进行频谱建模的广泛和中等速度分量的H $α$线轮廓。高速分量是一致的，从一个径向薄，球形壳位于后面的扩大冲击与发射翼扩大电子散射的发射。我们建议，中间组件起源于预电离气体从未受冲击的致密CSM与相同的速度作为窄的组件，$\sim 100~km~s^{-1}$，但也扩大了电子散射。用双分量黑体（BB）模型较好地再现了SN 2013 L +132 d后的光谱能量分布（SED）。辐射热光变曲线的拱星相互作用模型揭示了大爆炸前25 - 40年在$\sim $上具有大值（$1.7\times 10^{-2} - 0.15~M_\odot~yr^{-1}$）的质量损失率历史。光变曲线在$\sim 350$天的下降和电子散射翼在后期的存在表明各向异性CSM。质量损失率值和未受冲击的CSM速度与大质量恒星的特征一致，例如经历强烈爆发…
2020-03-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Interacting Supernovae: Types IIn and Ibn
超新星（SNe），显示出强烈的冲击相互作用的证据，其喷出物和预先存在的，较慢的拱星物质（CSM）构成了一个有趣的，多样的，仍然知之甚少的爆炸瞬态类别。它们非常有趣的主要原因是，它们告诉我们，在恒星死亡的一个子集中，祖星可能在爆炸前的几年、几十年或几个世纪变得非常不稳定。这是标准恒星演化模型中没有包括的东西，但可能会显著改变演化的最终产物和产量，并使我们将SNe映射到它们的祖先的尝试变得复杂。它们有趣的另一个原因是CSM相互作用是产生明亮瞬变的有效引擎，允许由正常SN爆炸能量产生超亮瞬变，并允许由次能量爆炸或低放射性产额产生正常SN亮度的瞬变。CSM相互作用使快速喷出物以明亮的激波发射，模糊了我们对潜在爆炸的正常看法，并且相互作用的辐射流体动力学模型具有挑战性。CSM相互作用也可能是高度非球形的，可能与祖细胞系统中的二元相互作用有关。在某些情况下，这些并发症使得很难明确区分核心塌陷或热核爆炸，或者区分非终端喷发，失败的SN或弱SN。努力揭示个别事件的物理参数和与可能的祖星的联系，使这成为一个迅速发展的话题，继续挑战恒星演化的范式。
2016-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
