The Planetary Nebula Luminosity Function (PNLF): Contamination from Supernova Remnants
行星状星云光度函数（PNLF）自20世纪80年代以来一直被用作河外距离的指示器，但仍然存在与其使用相关的未解决的问题。其中最严重的一个涉及PNLF距离超过~ 10 Mpc，这往往比其他方法略小。我们认为以前的光谱调查的影响，发现在M74中的几个最明亮的行星状星云（PN）的候选者，实际上是紧凑的超新星遗迹（SNRs）。利用KPNO 4-m望远镜的窄带成像数据，我们测量了M31和M33中所有已知SNR的[O III] $λ$ 5007和H $α$通量，并测试了这些物体是否会在超过10 Mpc的距离被误认为明亮的PNe。我们的研究结果表明，紧凑的信噪比是不是一个重要的污染源，在光度测量河外PNe。
2018-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nearby Supernova Rates from the Lick Observatory Supernova Search. II. The Observed Luminosity Functions and Fractions of Supernovae in a Complete Sample
这是一系列论文中的第二篇，其中我们提出了对当地宇宙中超新星（SNe）观测速率的新测量，这些测量是由Lick天文台超新星搜索（LOSS）确定的。本文构造了一个完整的超新星样本，导出了超新星的观测光度函数（未作主星系消光校正）。这些LF解决了两个问题，一直困扰着以前的速率计算附近的SNe：SNe的光度分布和主星系灭绝。我们选择了一个体积有限的样本175 SNe，收集每个对象的测光，并拟合一个家庭的光变曲线，以约束峰值幅度和光变曲线的形状。体积受限的LF表明它们不能很好地由高斯分布表示。不同哈勃类型的星系（特别是Ia型超新星）的LF有显著的差异。我们推导出在一个完整的SN样本中不同子类的观察分数，并发现SN II样本中SNe II-L（10%），IIb（12%）和IIn（9%）的显著分数。此外，我们还计算了不同观测间隔的限幅巡天中不同SN子类的LF值和观测分数，发现LF值在高光度端增强，表现出更“标准”的特征，散射更小;当观测间隔小于10天时，LF值和SNe分数变化不明显。我们还讨论了在不同星系大小和倾角，以及不同的SN子类的LF。一些值得注意的结果是……（节略）。
2010-12-07 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The Evolution of the Type Ia Supernova Luminosity Function
Ia型超新星（SNe Ia）的峰值亮度和光变曲线形状有很大的差异：最暗的SNe Ia比最亮的SNe Ia的亮度低10倍，并且演化速度更快。它们的不同特征也延伸到它们的恒星年龄分布，较暗的Ia超新星优先出现在老的恒星星族中，反之亦然。在这封信中，我们使用利克天文台超新星搜索（LOSS）的数据量化了Ia超新星光度与恒星年龄的关系。我们的二进制人口合成计算同意定性的趋势，在>1 Gyr-old人口探测的损失，如果大部分的超新星Ia产生的亚亚克拉塞卡质量的白矮星（WD）在双WD系统的迅速爆炸。在适当的假设下，我们表明，双WD系统的质量较小的初级，这产生微弱的超新星Ia，互动和爆炸的年龄比那些更大规模的初级。我们发现，双WD系统中的即时爆炸能够再现观测到的超新星Ia光度函数的演变，这是任何超新星Ia祖先场景必须面对的一个约束。
2017-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrino Luminosity and Matter-Induced Modification of Collective Neutrino Flavor Oscillations in Supernovae
我们发现，在O-Ne-Mg核塌缩超新星氢包层底部电子数密度分布的起伏，在中子化爆发低能nu_e的味演化中，引起了中微子-电子和中微子-中微子前向散射效应之间有趣的相互作用。这种碰撞使得相当一部分低能核粒子通过呈现非绝热的味道演化而存活下来。增加中子化爆发的亮度使碰撞影响的nu_e向低能量移动，从而降低了存活概率。类似地，降低光度会使受撞击影响的中微子转移到更高的能量。虽然这些低能量中微子位于可探测性的边缘附近，但受凸点影响的中微子的数量对较高能量中微子信号中的光谱交换形成有直接影响。
2011-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
The origins of low-luminosity supernovae: the case of SN 2016bkv
本文研究了低光度超新星SN 2016 bnx及其早期特殊的相互作用。为此，我们使用CMFGEN代码计算辐射转移模型。由于SN 2016 bnc显示出与其祖先排出的物质相互作用的迹象，它提供了一个很好的机会来限制导致低光度超新星的不确定的演化通道。我们的模型表明，祖先的质量损失率为（6.0 +- 2.0）x 1 e-4 Msun/yr（假设速度为150 km/s）。表面的祖先丰度与太阳的He和CNO含量是一致的。如果SN 2016 b的前身是一颗恒星，那么它就是一颗奇怪的红超巨星，因为某种原因没有经历预期的挖掘。我们认为，祖先更有可能通过二元相互作用进化。一种可能性是主星吸积了伴星上未经处理的物质，避免了进一步的旋转和对流混合，直到超新星爆发。另一种可能性是与低质量恒星合并，主恒星保持低N丰度直到核心崩溃。考虑到现有的合并模型，我们只能对爆炸前的质量施加大约10-20 Msun的宽松约束，根据星云阶段以前的观测约束，更低的值更受欢迎。
2021-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Low luminosity Type II supernovae -- IV. SN 2020cxd and SN 2021aai, at the edges of the sub-luminous supernovae class
本文给出了两颗低光度型IIP超新星（LL SNe IIP）的光度和光谱数据。SN 2020 cxd在爆炸后两天达到绝对星等峰值$M_{r}$ = -13.90 $\pm$ 0.05等，随后在$\sim$稳定120天。通过后期光变曲线尾部的光度，我们推断合成的$^{56}$ Ni质量为（1.8 $\pm$ 0.5）$\times$ 10 $^{-3}$ M $_{\odot}$。在早期的演化阶段，光谱显示了蓝色的连续（$T$ $>$ 8000 K）与广泛的巴耳末线显示P天鹅座配置文件，而在后期阶段钙II，铁II，钪II和钡II线占主导地位的光谱。流体动力学模型的观测产生$R$ $\simeq$ 575 $R_{\odot}$的祖星，与$M_{ej}$ = 7.5 M $_{\odot}$和$E$ $\simeq$ 0.097福在爆炸期间发出。这种低能量的事件起源于低质量的祖星，与红超巨星（RSG）的爆炸和超渐近巨星分支星产生的电子捕获超新星是相容的。SN 2021 aai的最大亮度为$M_{r}$ = -16.4等（修正$A_{V}$ =1.9等），并显示了一个非常长的平台期（$\sim$ 140天）。估计的$^{56}$ Ni质量为（1.4 $\pm$ 0.5）$\times$ 10 $^{-2}$ M $_{\odot}$。膨胀速度与其他LL SNe IIP（几个10 $^{3}…
2022-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Environment-derived constraints on the progenitors of low-luminosity type I supernovae
我们提出了两种类型的不寻常的瞬态对象的宿主星系的属性的研究，都是次发光的超新星的主要类别相比。其中一种表现出异常强的钙特征，被称为“富钙”。第二种类型，以SN 2002 cx为原型，SN 2008 ha为迄今为止最极端的例子，与第一种类型有一些共同的特性，但通常表现出较低的喷出物速度和不同的早期光谱。我们确认的两种类型的环境中的重要差异，与富钙瞬变优先发生在老恒星星族为主的星系。从数量上看，富钙瞬变与正在进行的恒星形成区域的关联与Ia型超新星的关联非常匹配。SN 2002 cx类瞬变非常不同，目前的样本中没有一个发生在早期类型的宿主中，并且与II-P型超新星的恒星形成区域相似，因此延迟时间为30-50百万年。
2013-06-11 astro-ph.CO astro-ph.SR
The initial mass-final luminosity relation of type II supernova progenitors. Hints of new physics?
我们修正了IIP型和IIL型超新星前身星的理论初始质量-最终光度关系。对对流、反对流、转动、质量损失、核反应率和中微子产生率的处理等主要不确定性的影响作了较详细的讨论。也被认为是密切的二元系统的组件之间的质量传递的影响。通过比较的理论预测的样本的II型超新星的祖先和爆炸前的光度的初始质量是可用的，我们得出结论，恒星旋转可以解释一些祖先出现比预期的更亮的情况下，非旋转模型。在最极端的情况下，SN 2012 ec需要高达300 km s $^{-1}$的初始旋转速度。或者，这些天体可能是密近双星的质量松散成分。然而，大多数观察到的祖细胞似乎比预期的要暗淡。这种情况似乎表明，康普顿和对中微子的能量损失率，如标准电弱理论所预测的，是不够有效的，需要一个额外的负面贡献的恒星能量平衡。我们表明，轴子加上参数访问目前计划的实验，如IAO，可能，婴儿IAO和ALPS II，可能占失踪的恒星能量损失的贡献。
2019-07-15 astro-ph.SR hep-ph
Mass loss of massive helium star supernova progenitors shortly before explosion constrained by supernova radio properties
本研究基于大质量氦星质量损失模型估算Ibc型超新星射电上升时间与峰值光度分布，发现普通Ibc型超新星前身星光度范围内的大质量氦星需具备较大质量损失率，否则与观测不符，暗示其爆炸前夕可能经历非标准辐射驱动风机制的质量损失增强。
2022-05-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
A low-luminosity core-collapse supernova very similar to SN 2005cs
我们对低光度II-P型超新星（LL SN IIP）PSN J17292918+7542390进行了观测和分析。观察到的此类事件的样本仍然很少，其性质仍在辩论中。这类超新星与SN 2005 cs类似，SN 2005 cs是一个观测良好的低光度II-P型事件，具有低膨胀速度，喷出的$^{56}$ Ni质量很小。我们已经开发了一个强大的和相对快速的蒙特卡罗代码，适合半解析模型的核心坍缩超新星的光变曲线。这使得最重要的物理参数的估计，如祖星的半径，弹出的包层的质量，在爆炸过程中合成的放射性镍的质量，等等。PSN J17292918+7542390的原始半径、喷出物质量、动能和膨胀速度分别为$R_0 = 91_{-70}^{+119} \cdot 10^{11} \;\text{cm}$、$M_\text{ej} = 9.89_{-1.00}^{+2.10} \; M_{\odot}$、$E_{\mathrm{kin}} = 0.65_{-0.18}^{+0.19} \;\text{foe}$、$v_{\mathrm{exp}} = 3332_{-347}^{+216}$ km s $^{-1}$。PSN J17292918+7542390的初始镍质量为$1.55_{-0.70}^{+0.75} \cdot 10^{-3} M_{\odot}$。在最早观测阶段测得的光球速度为7000 km/…
2020-07-15 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Circumstellar Medium Interaction in SN 2018lab, A Low-Luminosity II-P Supernova observed with TESS
SN 2018实验室是一颗低光度型IIP超新星（LLSN），其V波段峰值光度为$-15.1\pm0.1$等。SN 2018实验室是由距离小于40 Mpc（DLT 40）SNe巡天发现的，其发现时间仅为爆炸后0.73天，由凌日系外行星巡天卫星（TESS）观测确定。SN 2018实验室的TESS观测产生了一个密集采样，快速上升的早期光变曲线，可能是由星周介质（CSM）相互作用驱动的。SN 2018实验室最早光谱（$<$ 2天）中的蓝移、增宽闪光特征为喷出物-CSM相互作用提供了进一步的证据。SN 2018实验室早期的光谱特征可以用一个扩展包层的红超巨星祖先和近距离CSM模型很好地描述。SN 2018 lab是少数几个观测到闪光特征的LLSNe之一，它强调需要更多早期光谱来解释II型SNe闪光特征形态的多样性。
2023-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Evolution of Temperature and Bolometric Luminosity in Type-II Supernovae
在这项工作中，我们提出了一个统一的分析的温度演化和热光度的样本29 II型超新星（SNe），通过拟合黑体模型，他们的多波段测光。我们的样本只包括SNe，具有高质量的多波段数据和相对良好的采样时间覆盖。我们样本中的大多数SNe在爆炸后不到一周就被检测到，因此它们的光变曲线涵盖了重组开始起作用之前和之后的演化。我们使用这个样品来研究氢复合的特征，一旦观测到的温度下降到$\approx 7,000$ K，氢复合就有望出现。理论预测，在复合开始影响光变曲线之前，光度和温度都应该下降得相对较快，遵循时间上的幂律。一旦复合锋到达外流的内部，它将观测到的温度设置为几乎恒定，并减缓光度的下降（甚至导致重新变亮）。我们将我们的数据与分析研究进行比较，并找到了重组签名的有力证据。我们还发现，在一个给定的过滤器中的光学平台的发病，是有效的时间，在该时间的黑体峰值达到过滤器的中心波长，因为它冷却，它不对应于复合开始影响发射的时间。
2017-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Luminosity distribution of Type II supernova progenitors
我为你们展示祖先的光辉（$L$），直接从祖星光度测量和热辐射校正技术计算，或间接从祖星光度和[OI] $λλ$ 6300，6364线光度之间的经验相关性，自爆炸后350 d，$^{56}$ Ni质量，或爆炸后50 d的绝对$V$波段震级。为了校准这些相关性，我使用了12个SNe II，其原始光度是从原始光度测量得到的。我发现，上述的相关性是强大的，统计上显着的，并允许估计祖光度的精度在20%和24%之间。我校正SN样本的选择偏差和定义一个子样本的112 SNe II与祖光度之间的$\log(L/L_{\odot})=4.6$ dex，对应于完整性限制的校正后的样品，和最大观测到的祖光度的$\log(L/L_{\odot})=5.091$ dex。这个子样本的光度分布与LMC、SMC、M31和M33中的红超巨星（RSG）的光度分布在统计上是一致的，它们带有$4.6\leq\log(L/L_{\odot})\leq5.091$。这支持SN II祖细胞对应于RSG。相对于在RSG光度分布中观察到的，SN II祖细胞明显缺乏$\log(L/L_{\odot})>5.1$ dex，这被称为RSG问题，在$5.2\pm0.5\,σ$水平上是显著的。
2022-07-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Large-Scale Environments of Type Ia Supernovae: Evidence for a Metallicity Bias in the Rate or Luminosity of Prompt Ia Events
利用斯隆数字巡天（SDSS）和SDSS-II超新星巡天的数据，我们研究了附近宇宙中已确认的Ia型超新星（SNe Ia）的局部环境。在0.05 < z < 0.15时，我们发现，相对于类似恒星质量和恒星形成速率的星系，蓝色恒星形成星系中的超新星Ia事件优先发生在星系密度较低的区域，而附近红色星系中的超新星Ia事件在测量不确定度范围内没有明显的环境依赖性。尽管我们的样本SNe在红色主机的数量相对较少，模拟星系样本的测试表明，观察到的分布环境的红色超新星Ia主机是在较差的协议与集群类型Ia率相对于场率大幅上升。最后，在考虑了星系形态、恒星年龄、恒星金属丰度和其他相关星系属性的影响后，我们得出结论，在恒星形成星系群中观察到的超新星Ia速率和环境之间的相关性可能是由气相金属丰度效应驱动的，这样，在贫金属系统中，Ia型超新星更经常发生或更明亮。
2009-08-26 astro-ph.CO astro-ph.SR
How supernovae became the basis of observational cosmology
本文致力于发现超新星宇宙学中最重要的关系之一-Ia型超新星的峰值光度与其最大光后光度下降率之间的关系。这种关系的历史是相当长和有趣的。这种关系是由美国统计学家和天文学家伯特·伍达德·鲁斯特（BERT Woodard Rust）和苏联天文学家尤里·帕夫洛维奇·普斯科夫斯基（Yury Pavlovich Pskovskii）在20世纪70年代独立发现的。使用有限的I型超新星样本，他们能够证明超新星越亮，其亮度在最大值后下降得越慢。只有随着CCD相机的出现，马克·菲利普斯才能用更好的超新星样本在一个新的精度水平上重新检验这种关系。他的研究证实了鲁斯特和普斯科夫斯基早先提出的想法。
2016-08-15 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
A bias-corrected luminosity function for red supergiant supernova progenitor stars
本文通过引入极限星等计算偏差校正后的红超巨星超新星前身星光度函数，发现高光度前身星比例显著低于先前结果，与M型超巨星一致，表明不存在失败的SNe。
2024-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
A study of the low-luminosity Type II-Plateau supernova 2008bk
超新星（SN）2008bk是一个观测良好的低光度II型事件，与低质量红超巨星的前身有视觉上的关联。为了模拟SN 2008bk，我们从主序星演化出一颗12Msun的恒星，直到核心坍缩，此时它的总质量为9.88Msun，氦核质量为3.22Msun，半径为502Rsun。然后，我们人为地引发一次爆炸，产生8.29兆太阳的喷出物，总能量为2.5x10^50尔格，56镍约为0.009兆太阳。我们用非局域热力学平衡的含时辐射转移模型模拟了喷出物的后续演化。虽然有点太亮和精力充沛，这个模型令人满意地再现了SN 2008bk的多波段光变曲线和多历元光谱，证实了低质量大质量恒星祖先的适用性。与其他低光度的SNe II一样，在平台阶段结束时的结构化H α轮廓可能是由BaII 6496.9A而不是非球面造成的。我们讨论了我们的结果的灵敏度，在祖半径和质量的变化，以及化学混合。当母星半径增加15%时，亮度会增加15%，V带会增亮0.2等，但其长度不会受到影响。喷出物质量增加10%，平台期延长约10天。化学混合会对测辐射热光变曲线带来轻微的变化，仅限于平台的末端，但对星云时期的颜色和光谱有很大的影响。
2016-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Confronting double-detonation sub-Chandrasekhar models with the low-luminosity suppression of Type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）可能是碳氧（CO）白矮星（WD）的热核爆炸，但它们的祖先系统仍然难以捉摸。最近，Sharon和Kushnir（2022）使用Zwicky瞬态设施明亮瞬态调查构建了合成的$^{56}$ Ni质量，$M_\text{Ni56}$，SNe Ia的分布。他们发现低光度（$M_\text{Ni56}\approx0.15\,M_{\odot}$）SNe Ia的比率比更常见的$M_\text{Ni56}\approx0.7\,M_{\odot}$事件低$\sim10$的一个因子。我们在这里表明，为了双爆轰模型（DDM，其中一个传播热核爆轰波，TNDW，在一个薄的氦壳周围的一个sub-masekhar质量CO核心触发TNDW的核心）来解释这种低光度抑制，低质量（$\approx0.85\,M_{\odot}$）WD爆炸的概率应该是$\sim100$ -倍低于高质量（$\approx1.05\,M_{\odot}$）WD。一个可能的解释是，低质量的CO核心的点火以某种方式被抑制。我们使用精确的一维数值模拟表明，如果TNDW能够在氦壳层内传播，那么CO核心内的点火是有保证的（这里首次在全星模拟中解决），即使是$0.7\,M_{\odot}$ WD，也不能为低光度抑制提供自然的解释。DDM可以解释低光度抑制，如果在密近双星的主要WD的质量分布是显着不同的字段分布;如果氦壳点…
2023-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
All known Type Ia supernovae models fail to reproduce the observed bolometric luminosity-width correlation
本研究针对Ia型超新星爆炸机制争议，提出用爆炸后30天热光度与峰值光度比作为宽度指标，发现所有已知Ia型超新星模型均无法复现观测到的热光度-宽度相关性，为模型改进提供了观测约束。
2025-06-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Carnegie Supernova Project II. Observations of the intermediate luminosity red transient SNhunt120
我们提出了两个间隙瞬态的多波长观测，其次是卡内基超新星项目-II，并补充了一些不同的程序获得的数据。在这里，在两篇论文的第一篇中，我们专注于中间亮度红色瞬变（ILRT）指定SNhunt 120，而在同伴论文中，我们研究了发光的红色新星AT 2014 ej。我们的SNhunt 120的数据集包括一个早期的光学发现，估计在爆发后3天内，随后的光学和近红外宽带后续延伸超过$\sim$ 2个月的时间，两个视觉和两个近红外波长光谱，斯皮策太空望远镜观测从早期（$+$ 28天）到晚期（$+$ 1155天）阶段。SNhunt 120类似于其他ILRT，如NGC 300-2008-OT和SN 2008 S，并且像其他ILRT一样，SNhunt 120在早期和晚期都表现出普遍的中红外发射。从SNhunt 120和其他ILRT的电子捕获超新星模拟的比较，我们发现，目前的模型低估了爆炸动能，从而产生合成光变曲线，高估了光度。最后，检查前爆发哈勃太空望远镜图像产生没有祖检测。
2020-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova neutrinos and antineutrinos: ternary luminosity diagram and spectral split patterns
在核心坍缩的超新星中，nu_e和反nu_e物质可能会在相对尖锐的边界（“分裂”）所限定的能量区间内经历集体味道交换到非电子物质nu_x。这些现象似乎敏感地依赖于初始能谱和光度。本文研究了在热谱和总光度固定的早期超新星情形下，相对于通常的“能量均分”情形（1/6，1/6，1/6），分数光度（l_e，l_{anti-e}，l_x）的一般变化的影响。我们表示的约束l_e+ l_{anti-e} +4l_x = 1的三元图，这是通过数值实验（在单角度近似）在均匀间隔的网格点探索。在倒置的层次结构中，在大多数情况下会出现单分裂，但在均分分裂周围的几个点上会观察到突然过渡到双分裂。在正常的层次结构中，集体效应在所有网格点上都是不可观察的，只有一个网格点是可以观察到的。因此，允许的偏离均分可能会导致超新星（反）中微子光谱形状的巨大变化。所观察到的模式解释的初始味极化矢量（定义边界的单/双分裂过渡），轻子数守恒，和最小化的势能。
2009-10-02 astro-ph.SR hep-ex hep-ph
SN2024abfl: A Low-Luminosity Type IIP Supernova at the Low-Mass End of Core Collapse
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；International Centre of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory of Supernova Research（超新星国际中心（ICESUN），云南省超新星研究重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Physics Department, Tsinghua University（清华大学物理系）
研究了低光度IIP型超新星SN2024abfl，发现其光变曲线具有长达110天的平台期，膨胀速度极低，推测其核心坍缩起源。
2026-04-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova Explosions of Super-Asymptotic Giant Branch Stars: Multicolor Light Curves of Electron-Capture Supernovae
电子俘获超新星（Electron-capture supernova，ECSN）是一颗主序质量为$M_{\rm ms}\sim7-9.5M_\odot$的超渐近巨星分支（super-asymptomatic giant branch，SAGB）恒星的核心坍缩超新星（core-collapse supernova，CCSN）爆发。爆炸发生在核心反弹和随后的中微子加热，是第一原理模拟成功产生的一个独特的例子。这使我们能够获得第一个自洽的CCSN的光变曲线。采用第一性原理模拟得到的爆炸特性，利用$1.5\times10^{50}$ erg的低爆炸能量和$2.5\times10^{-3}M_\odot$的小$^{56}$ Ni质量，对ECSNe进行了多群辐射流体力学计算，给出了不同包层质量和氢丰度的SAGB星的ECSNe的光变曲线。我们证明了一个激波爆发的峰值亮度为$L\sim2\times10^{44}$ erg/s，对于碳尘的情况，它可以蒸发高达$R\sim10^{17}$ cm的星周尘埃，ECSNe的平台亮度和平台持续时间分别为$L\sim10^{42}$ erg/s和$t\sim60-100$ d，在一个平台之后是一个亮度下降$\sim4$的尾部。ECSN显示了一个明亮而短暂的平台，与典型的II型一样明亮高原超新星，和一个微弱的尾巴，可能会受到新生脉冲星的自旋亮度下降。此外，理论模…
2013-06-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revealing the binary origin of Type Ic superluminous supernovae through nebular hydrogen emission
我们认为在Ic型超亮超新星iPTF 13 ehe中观测到的星云H-α辐射来自于超新星喷出物与伴星碰撞时从伴星上剥离的物质，辐射的时间演化、谱线展宽和整体蓝移与这一解释是一致的。我们缩放星云的H-α光度预测Ia型超新星在单简并系统中，以获得剥离的质量需要解释的H-α光度的iPTF 13 ehe。我们发现剥离质量为0.1 - 0.9太阳质量，假设超新星光度是由放射性或磁星自旋下降。由于需要一个中央加热源来激发H-α发射，如果H-α发射来自剥离物质，则相互作用动力模型不适合iPTF 13 ehe。我们推导出一个超过20个太阳质量的伴星质量和一个小于20个伴星半径的双星分离的基础上的剥离效率在碰撞过程中，表明超新星的祖先和伴星形成了一个巨大的紧密的双星系统。如果Ic型超亮超新星通常发生在大质量的近距离双星系统中，那么先前在几颗Ic型超亮超新星中观察到的早期增亮也可能是由于与近距离伴星的碰撞。对未来Ic型超亮超新星中星云氢发射的观测将使我们能够检验这一解释。
2015-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Blue supergiants as a progenitor of intermediate-luminosity red transients
本研究探究蓝超巨星的其他爆发情景，通过模拟不同参数下的爆发光变曲线，发现其爆发可产生两类超新星，解释了相关观测与预期占比的差异，拓展了对蓝超巨星爆发多样性的认知。
2024-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
A reddening-free method to estimate the $^{56}$Ni mass of Type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe\，Ia）数量的增加表明，该种群的多样性比过去所假设的要大。这种多样性的原因（例如亲本种群、爆炸机制）在很大程度上仍然未知。我们研究了SNe\，Ia近红外线曲线的一个样本，并将第二个极大值的相位与测热峰值亮度关联起来。峰值辐射热光度与第二个最大值的时间（相对于{ \it B}光曲线最大值）的关系如下：$L_{max}(10^{43} erg s^{-1}) = (0.039 \pm 0.004) \times t_2(J)(days) + (0.013 \pm 0.106)$。$^{56}$ Ni的质量可以根据阿内特规则从峰值光度导出，该规则规定最大光度等于镍衰变产生的瞬时能量。我们将这一假设与最近的质量延迟爆轰模型的辐射传递计算进行了比较，发现这一假设在最近的质量延迟爆轰模型的辐射传递计算中的有效性在10%以内。将$L_{max}$与$t_2$的关系应用于40个具有显著红化（$E(B-V) >$ 0.1 mag）的额外SNe ~ 1，Ia的样品，并建立了SNe~Ia的无红化的辐射热光度函数。通过直接观测SN 2014 J中大量吸收的$γ-$射线的$^{56}$ Ni质量测量，对该方法进行了测试，发现结果完全一致。超巨星系塞卡质量爆炸，特别是SN 1，2007 if，不遵循峰值光度与第二红外极大值之间的关系。这可能指向一个额外的能量源在最大光贡献。构造了SNe\…
2016-01-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2015an: a normal luminosity type II supernova with low expansion velocity at early phases
介绍了IC 2367中的II型超新星SN 2015 an的光度学和光谱学。SN的重组相持续时间长达$\sim$ 120 d，下降速率为1.24 mag/100 d，高于典型的SN e IIP。SN的颜色比大多数SNe II更蓝，表明喷出物的温度更高。SN 2015 an在50 d时的绝对$V$带星等是$-$ 16.83 $\pm$ 0.04等，这对于SN II来说是非常典型的.然而，$^{56}$ Ni的质量产率（由尾部$V$带光变曲线估计为0.021 $\pm$ 0.010 M $_\odot$）相对较低. SN 2015 an的光谱特征是不典型的，在早期阶段H $α$膨胀速度较低，并存在H $α$的高速分量。此外，连续体表现出过量的蓝色通量高达$\sim$ 50 d，这被解释为祖金属丰度效应。高速度的特征表明，在早期阶段的喷出物-拱星物质的相互作用。半解析模型的热光变曲线产生的总喷射质量为$\sim$ 12 M $_\odot$，前超新星半径为$\sim$ 388~R $_\odot$，爆炸能量为$\sim$ 1.8 foe。
2019-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The detonation of a sub-Chandrasekhar-mass white dwarf at the origin of the low-luminosity Type Ia supernova 1999by
虽然具有低$^{56}\rm{Ni}$产额的$M_{\rm Ch}$模型可以匹配快速下降的91 bg类Ia型超新星（SNe Ia）的峰值亮度，但它们系统地无法再现其更快的光变曲线演化。在这里，我们说明了一个低的喷出物质量对低光度的超新星Ia的辐射显示的影响，通过比较一个子$M_{\rm Ch}$模型产生的纯中心爆炸的C-O白矮星（WD）的$M_{\rm Ch}$延迟爆炸模型与相同的$^{56}\rm{Ni}$产量为0.12 M $_{\odot}$。我们从0.90 M $_{\odot}$ WD祖细胞中获得的子$M_{\rm Ch}$模型在紫外-光学-红外（UV-IR）积分光度以及$B$ -波段中的上升时间缩短了$\sim$ 5天，峰值UV-IR光度提高了$\sim$ 20%（$\sim$ 1 mag更亮的峰值$M_B$）。由于较大的比加热速率，以及较大的最大后紫外线和$B$带下降速率，该子$M_{\rm Ch}$模型还显示更蓝的最大光颜色。在星云时期光度的下降也更加明显，反映了由于原始WD密度较低而导致的伽马射线逃逸增强。在最里面的喷出物中的稳定镍的赤字导致一个显着的情况下，禁止线[Ni II]在星云光谱。相比之下，$M_{\rm Ch}$模型由于[Ni II] 1.939 $μ\rm{m}$而显示强线，其原则上可用于区分不同的祖细胞情况。我们的子$M_{\rm Ch}$模型提供…
2017-11-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectropolarimetry of the Thermonuclear Supernova 2021rhu: High Calcium Polarization 79 Days After Peak Luminosity
我们报告了Ia型超新星（SN）2021 rhu在四个历元的分光偏振观测结果：相对于其$B$带最大亮度的$-$ 7，+0，+36和+79天。观测到一个波长依赖的连续偏振峰，其峰值在$3890 \pm 93$角，达到$p_{\rm max}=1.78% \pm 0.02$ %的水平，偏振曲线的峰值比银河系中的典型值更蓝，这表明在SN的视线方向上有较大比例的小尘埃颗粒。在去除星际偏振后，我们发现Ca II近红外三重态的偏振显著增加，从第7天的$\sim$ 0.3%增加到第79天的$\sim$ 2.5%。从+39天到+74天，NaID和CaIIH&K特征的高分辨率通量谱没有时间演化，表明后期极化的增加是SN固有的，而不是由SN光子在星周或星际物质中的散射引起的。我们认为，钙II近红外三重态极化的后期上升的解释可能是钙原子在弱磁场通过光激发/泵浦各向异性辐射SN的排列。
2022-08-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dependence of low redshift Type Ia Supernovae luminosities on host galaxies
我们利用一个大型低红移样本研究了Ia型超新星与宿主星系的关系。通过对最佳拟合宇宙学下整个样本的哈勃残差的检验，我们发现在2.1σ置信水平下，经过光变曲线修正后，被动宿主中的Ia型超新星比恒星形成宿主中的超新星亮。在>3σ的置信水平下，我们发现高光度宿主中的Ia超新星经过光变曲线校正后更亮。我们还发现，SNe Ia在大尺寸星系亮后的光变曲线校正？2σ置信水平。我们证明，残差线性依赖于主机亮度的置信度为4σ或主机大小的置信度为3.3σ。
2013-05-10 astro-ph.CO astro-ph.SR
The origin of the late-time luminosity of supernova 2011dh
由于其前身表面残留有少量的氢（${\leq 0.1M_{\odot}}$），IIb型超新星是大质量恒星生命末期质量损失过程的敏感探针，包括双星的作用。我们报告了哈勃太空望远镜对M51中SN 2011 dh的后期观测，以及从爆炸后$1.8$到$6.2$几年的短暂重新变亮和光度光变曲线的平台期。这些观测结果排除了星周相互作用的作用，但是缓慢旋转的磁星，大量的放射性元素或光回波可能是$t > 1000\mathrm{d}$观测到的晚期光度的原因。如果后期光变曲线是由放射性元素的衰变提供动力，那么SN~ 2011 dh就需要产生$\mathrm{^{44}Ti}$的$\sim 2.6 \times 10^{-3}\,M_{\odot}$，这大大超过了从SN 2011 dh本身早期星云光谱推断出的或在Cas A SN残骸中测量到的数量。的亮度和颜色的演变的后期光变曲线也支持的作用，一个轻的回声起源于尘埃与一个优选的几何形状的磁盘的程度$\sim 1.8$ $\sim 2.7\,\mathrm{pc}$从SN，符合风吹泡。由于光回波的长期光度演化，一个幸存的双星伴星在紫外波段的流量贡献可以被分离出来，并对应于一颗恒星$\sim 9 - 10M_{\odot}$。
2019-05-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Luminosity-Dependent Variations in the Secondary Maximum of Type Ia Supernovae and Their Connection to Host Galaxy Morphology
GD Goenka University（GD Goenka大学）；IILM University（IILM大学）
本研究发现Ia型超新星二次极大值的光度依赖性与其宿主星系形态相关，揭示了SNe Ia校准改进的潜在方向。
2026-03-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The X-ray/radio and UV luminosity expected from symbiotic systems as the progenitor of SNe Ia
我们进行了一系列的双星恒星演化计算，其中考虑了潮汐增强风对WD + RG系统演化的影响。WDs的质量增加到克拉塞卡质量极限，然后爆炸为超新星Ia。在双星演化结果的基础上，利用一些已发表的标准模型估算了超新星喷出物与CSM（次级）相互作用的X射线/射电（过量紫外）光度。我们发现，在共生系统中，邻近的Ia型超新星的X射线通量可能高到足以被探测到，而当伴星是渐近巨星分支（AGB）时，射电通量更容易被探测到，而对于第一巨星分支（FGB）伴星，射电通量一般低于探测极限。对于两个观测良好的Ia超新星2011 fe和2014 J，几乎所有的共生系统都被X射线观测排除，但WD + FGB系统可能不被射电观测排除。如果RG次级粒子在超新星爆发的瞬间充满了它的洛希瓣，那么超新星喷出物与RG次级粒子碰撞所产生的过量紫外光光度可能会高到足以被探测到。X射线/无线电发射在WD + AGB系统的Ia超新星中更为普遍，尽管这种系统的Ia超新星很少见。超新星喷出物与RG次级碰撞产生的紫外光光度足够高，但每几百个Ia超新星中只有一个显示出碰撞产生的信号。
2016-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The `Red Supergiant Problem': the upper luminosity boundary of type-II supernova progenitors
通过比较红超巨星（RSG）超新星祖先的性质与现场RSG的性质，已经声称不存在光度$L$高于$\log(L/L_\odot) > 5.2$的祖先。这与$\log(L/L_\odot) = 5.5$上RSG的经验光度上限相矛盾，这一结果被称为“红超巨星问题”。这被解释为黑洞形成的质量阈值上限的证据。本文比较了麦哲伦云中RSG SN祖星的观测光度和RSG $L$分布。我们的研究结果表明，在目前的样品中没有明亮的SN II-P/L祖细胞，至少可以部分地解释由陡峭的$L$ -分布和小样本量，和红超巨星问题的统计意义是1-2 $σ$之间。其次，我们模拟的II-P/L祖细胞的亮度分布作为一个简单的幂律的上限和下限的截止，并找到一个亮度上限为$\log(L_{\rm hi}/L_\odot) = 5.20^{+0.17}_{-0.11}$（68\%的信心），虽然这增加到$\sim$ 5.3，如果一个固定的幂律斜率是从理论上的论点预期。结果再次指出了RSG问题在$\sim 2 σ$中的重要性。在所有祖先都是单星演化的结果的假设下，这对应于$M_{\rm hi} = 19.2{\rm M_\odot}$、$\pm1.3 {\rm M_\odot (systematic)}$、$^{+4.5}_{-2.3} {\rm M_\odot}$（随机）的父分布的质量上限（68\%置信限）。
2020-01-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Effects of Explosion Asymmetry and Viewing Angle on the Type Ia Supernova Color and Luminosity Calibration
Ia型超新星（SNe~Ia）的峰值光度与其它观测量之间存在唯象关系，这使得人们可以标准化它们的峰值光度。然而，有几个问题尚待澄清：SNe~Ia显示标准化后的颜色变化。此外，个别SNe~Ia可以显示残差在其标准化的峰值绝对幅度在$\sim 0.15$马格的水平。在本文中，我们探讨了如何的颜色和光度残差与观测到的$\gsim 150$天后最大光的星云发射线的波长漂移。11个Ia型超新星的样本可能几乎没有宿主灭绝，这表明峰值$B-V$颜色和后期发射线位移之间存在相关性（$3.3σ$）。此外，几乎相同的关系适用于仅排除三个具有$B-V \gsim 0.2$ mag的SNe的较大样本。解释后，晚时间的发射线偏移是一个示踪剂的观察方向，从偏离中心的爆炸被观察到，我们认为，观察方向是一个主导因素控制SN颜色和颜色变化的很大一部分是内在的，而不是由于主机消光。我们还研究了20 SNe样本中星云发射线的峰值亮度残差与波长漂移之间的关系。因此，我们发现了相关性的提示（在$\sim 1.6 σ$水平）。这一点的确认将需要未来的SNe样本，以及更准确的距离估计。辐射传输模拟玩具爆炸模型，不同的视角导致后期的发射线移位，预测颜色和移位之间的强相关性，和一个较弱的亮度残差。
2011-01-20 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Nearby Supernova Rates from the Lick Observatory Supernova Search. I. The Methods and Database
这是一系列论文中的第一篇，其中我们提出了对当地宇宙中超新星（SNe）观测速率的新测量，这些测量是由Lick天文台超新星搜索（LOSS）确定的。我们在11年的时间间隔内（1998年3月至2008年12月）对14，882个样本星系进行了230万次观测。我们考虑在我们的样本中检测到1036个SNe，并使用726个SNe的最佳子样本（274个SNe~Ia，116个SNe~Ibc，324个SNe~II）来确定我们的SN率。这是有史以来为此目的组装的最大和最均匀的一组附近SN，我们是第一个基于CCD成像和现代图像减影技术的局部SN率分析。本文的研究为以后的研究奠定了基础。我们推导出一个已知的光度函数的SNe的控制时间计算的配方，并提供了计算中使用的星系和SN样本的建设细节。与一个完整的体积有限的星系样本相比，我们的样本有一个赤字的低光度星系，但仍然提供了足够的统计数据，一个可靠的速率计算。有一个强烈的Malmquist偏差，所以星系的平均大小（光度或质量）随着距离单调增加，这种趋势被用来展示SN率和星系大小之间的相关性。在早期类型的星系中，很少发现核心坍缩SNe，这对这些星系中最近恒星形成的数量提供了强有力的限制。小的平均观测间隔（$\sim 9$天），我们的调查，确保我们的控制时间的计算可以容忍一个合理的量的不确定性的光度函数的SNe。我们进行蒙特卡罗模拟，以确定每个图像的极限星等和SN检测…
2010-12-07 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Predicted Neutrino Signal Features of Core-Collapse Supernovae
本文通过24个三维核心坍缩超新星模拟，发现中微子信号特征（如光度峰值、总能量、各向异性）与前身星致密度相关，并评估了JUNO、DUNE等探测器的可探测性。
2025-06-24 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
