The chemistry of population III supernova ejecta: II - The nucleation of molecular clusters as a diagnostic for dust in the early universe
我们研究形成的分子前体尘埃在第三星族超新星喷出物使用化学动力学方法。我们的工作重点是零金属丰度20 Msun和170 Msun的祖先，我们认为完全宏观混合和未混合喷出物。用一个新的化学反应网络描述了小分子硅、金属氧化物和硫化物、纯金属和碳团簇的成核阶段。我们考虑的临界成核率的压力依赖性的影响，并测试微观混合的He+对碳尘形成的影响。170 Msun的超新星前身的未混合喷出物合成了约5.6 Msun的小星团，而20 Msun的对应物产生了约0.103 Msun。我们的研究结果指出，在喷出物中形成的尘埃量较少。III超新星的系数~ 5相比，由以前的研究得出的值，并不同的尘埃化学成分。这种偏差是由于一些错误的假设，不恰当地使用经典的成核理论来模拟尘埃的形成，以及忽略了超新星喷出物中分子的合成。大质量的Pop. III超新星的未混合喷出物主要形成二氧化硅和/或硅酸盐，以及纯硅颗粒，而它们的低质量对应物则形成以二氧化硅和/或硅酸盐为主的尘埃混合物，纯硅和铁硫化物。无定形碳只能在富碳区缺乏He+的喷出物中凝聚。第一次尘埃富集的原始气体在早期宇宙从Pop. III大质量超新星主要包括纯硅，二氧化硅和硅酸盐。如果碳尘存在于红移z> 6处，则必须考虑其他尘埃源。
2010-02-16 astro-ph.CO astro-ph.SR
Type II-Plateau supernova radiation: dependencies on progenitor and explosion properties
我们探讨了II型高原（II-P）超新星（SNe）及其红超巨星（RSG）恒星祖先的性质。使用MESA STAR，我们调节参数（例如，混合长度，超调，旋转，金属丰度），控制15 Msun主序星的演变，产生各种物理的前SN模型和SN II-P喷出物。我们扩展了以前的SN II-P辐射模型，包括光球和星云相，以及多波段光变曲线和光谱。我们的治疗不承担当地的热力学平衡，是时间依赖性的，治疗明确的影响线覆盖，并纳入非热过程。我们发现，SNe II-P的颜色特性需要大的模型原子FeI和FeII，远大于Dessart & Hillier（2011）。颜色特性也意味着RSG祖星的范围有限（~ 500 Rsun）--较大的祖星产生SN II-P辐射，保持太蓝太久。这一发现要求减少RSG半径，也许通过加强对流能量输送RSG信封。增加的过冲和旋转降低了喷出物与氦核质量的比率，类似于主序星质量的增加，从而使祖先质量的推断复杂化。在对比祖半径的灵敏度很高，SN II-P的颜色演变似乎不敏感的爆炸能量的变化。最后，我们记录了许多SN II-P的签名，随祖金属丰度而变化，揭示了它们在附近和遥远宇宙中金属丰度测定的潜力。
2013-05-15 astro-ph.CO astro-ph.SR
On The Intrinsic Diversity of Type II-Plateau Supernovae
富含氢的II型高原超新星表现出高原光度$L_{\rm pl}$、镍质量$M_{\rm Ni}$、爆炸能量$E_{\rm exp}$和喷出物质量$M_{\rm ej}$之间的相关性。使用我们的全球性，自洽，多波段模型附近观测良好的超新星，我们发现，这些量的协方差很强，并且置信椭球的方向的相关性，这降低了它们的意义。通过对模型协方差矩阵的适当处理，我们发现$L_{\rm pl}$、$E_{\rm exp}$和$M_{\rm Ni}$之间的相关性具有显著的内在宽度，其中由距离和消光引起的不确定性占主导地位。对于固定的$E_{\rm exp}$，在$M_{\rm Ni}$中的扩散约为0.25 dex，我们将其归因于祖细胞内部结构的差异。我们认为，不完整的$γ$ -射线捕获的影响是不重要的，在我们的样本。类似地，II型高原超新星光变曲线的物理学导致了$E_{\rm exp}$和$M_{\rm ej}$的固有简并估计，这使得它们的观测相关性变弱。忽略超新星参数的协方差或相关性的内在宽度会导致拟合关系的斜率出现显著偏差。我们的研究结果表明，II型高原超新星爆炸不是由一个单一的物理参数或一个简单的一维轨迹通过参数空间，而是反映了他们的祖先的核心和表面属性的多样性。我们讨论了爆炸机制的物理意义和未来可能的观测约束。
2015-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Spectropolarimetric Comparison of the Type II-Plateau Supernovae SN 2008bk and SN 2004dj
II型高原超新星（SN II-P）SN 2004 dj是第一个在光度平台下降之前、期间和之后通过精细的时间采样获得分光偏振测量数据的SN II-P，光度平台标志着SNe II-P从光球相到星云相的转变。SN 2004 dj在从平台下降的过程中显示出一个戏剧性的极化尖峰，然后在接下来的200天内表现出平稳的极化下降。Leonard等人（2006年）将这种现象解释为强烈非球形爆炸机制的证据，这种机制只在最里面的喷出物中留下了非球形的印记。在这份简短的报告中，我们比较了II-P型SN 2008 bk和SN 2004 dj的9个类似的良好采样的分光偏振测量时期。与SN 2004 dj不同，SN 2008 bk在平台期结束前就开始极化，并在星云相早期保持几乎恒定的极化水平。奇怪的是，虽然两个物体的偏振开始和持续时间不同，但两个物体在记录的最大偏振时期的详细光谱偏振特性非常相似。我们简要地解释了非本地热力学平衡，时间依赖性的辐射传输模拟专门为SN II-P喷出物的光的数据。
2011-09-25 astro-ph.SR
Inferring Explosion Properties from Type II-Plateau Supernova Light Curves
我们提出了在模拟IIP型超新星的进展，使用MESA的演变与STELLA耦合产生的光和径向速度曲线的冲击爆发。爆炸模型和合成光变曲线可用于将超新星的可观测性质（例如第50天的光度和平台期的持续时间，以及可观测量$ET$，定义为如果喷出物中没有${\rm ^{56}Ni}$，则会产生的时间加权积分亮度）转化为在平台期产生相同光变曲线和速度的爆炸族。这些预测的爆炸族提供了一个有用的指导，对建模观察到的SNe，并可以约束爆炸属性时，再加上其他观测或理论约束。对于一个观测到的超新星，测量${\rm ^{56}Ni}$质量，打破这些家庭的爆炸（喷出物质量，爆炸能量，和祖半径）的简并需要一个参数的独立知识。我们预计最常见的情况是对附近超新星的祖先半径测量。我们发现，从Fe II $λ$ 5169线推断出的喷出物的速度在大多数的平台阶段的测量提供了一些额外的信息爆炸特性。只有在初始激波冷却阶段，光球速度测量才有可能帮助解开光变曲线简并。
2019-06-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-LTE time-dependent spectroscopic modelling of type II-plateau supernovae from the photospheric to the nebular phase: case study for 15 and 25Msun progenitor stars
我们提出了第一个非LTE的时间相关的超新星（SNe）II-Plateau（II-P）的辐射传输模拟，涵盖光球和星云阶段，从爆炸后的~10到>~ 1000 d，并基于1.2B活塞驱动的喷出物产生的15 Msun和25 Msun的非旋转太阳金属丰度的恒星。逐渐冷却的光球的径向膨胀导致了爆炸后直到>~100d的近恒定光度。爆发后光球仍留在喷出物的0.5Msun外层，时间长达50天。当光球层到达氦核的边缘时，SN的光度会下降，下降的幅度会被原始半径和56 Ni质量所减轻。合成光变曲线呈现出钟形形态，对于更紧凑的祖细胞进化得更快，并且在更蓝的过滤器中具有更早的峰值和更窄的宽度。紫外和U带通量对谱线覆盖、金属丰度和所采用的模型原子非常敏感。在复合时期的合成光谱主要由HI和金属线，并在很大程度上是不敏感的不同的H/He/C/N/O组成的我们的两个祖星。相比之下，合成星云相光谱揭示了一个更广泛/更强的OI双线在更高质量的祖模型，反映了更大的质量的氧和镍的喷射。我们的模拟高估了标准SNe II-P的典型亮度和视觉上升时间，这可能是我们的祖星太大和/或氢太丰富的结果。模拟结果与SN 1999 em的同色光球相观测结果的比较是令人满意的。我们忽略了非热过程，导致在平台阶段结束时连续辐射和巴耳末线发射的快速消失。除了HI线，我们的星云光谱显示出惊人的相似性，同时期的观测SN 1999 em。
2010-08-19 astro-ph.CO astro-ph.SR
The Value of Progenitor Radius Measurements for Explosion Modeling of Type II-Plateau Supernovae
使用恒星天体物理学实验模块（MESA）+STELLA，我们表明，非常不同的物理模型可以充分再现一个特定的观察到的II型高原超新星（SN）。我们考虑了SN 2004 A、SN 2004 et、SN 2009 ib、SN 2017 eaw和SN 2017 gmr，富镍（$M_\mathrm{Ni}>0.03M_\odot$）事件，这些事件具有测热光变曲线和从平台下降的良好采样。这些事件也有限制的祖半径，通过祖图像，或在SN 2017 GMR的情况下，半径从拟合冲击冷却模型。在一般情况下，许多爆炸跨越参数空间的祖先可以产生良好的光变曲线和Fe线速度协议，证明成功的标度律激励模型匹配高原属性为一个给定的半径和突出的高原亮度和速度之间的模型和观察到的事件，可以跨越超过50%的喷出物的质量，半径和爆炸能量的简并。这有助于解释使用不同模型计算的同一事件报告的爆炸特性的差异。我们的计算产生爆炸属性时，结合爆炸前的祖半径测量或强大的理解最外层的$<0.1\,M_\odot$的材料，量化的祖半径从SN观测爆炸后几天。
2020-05-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Large Late-time Asphericities in Three Type IIP Supernovae
II型坪超新星（SNe IIP）是红超巨星爆炸的结果，是核心坍缩超新星中最常见的子类。过去的观测表明，SNe IIP喷出物的外层大部分是球形的，但非球形的程度向核心增加。我们提出的证据表明，在最近的三个SNe IIP（SNe 2006 my，2006 ov和2007 aa）的内核高度的非球面性，揭示了晚时间的光学偏振光谱。这三个物体都被选择为具有非常低的星际偏振（ISP），这最大限度地减少了ISP去除的不确定性，并允许我们使用连续偏振作为非球面性的示踪剂。这三个天体在测光平台结束后的观测中具有0.83-1.56%的内在连续偏振，在强发射线的波长处偏振几乎下降到零。我们对SN 2007 aa早期的观测，在测光平台上进行，显示出相对较小的连续偏振（~0.1%）。SN 2006 ov的晚期H-α和[O I]线剖面为内部喷出物的非球面性提供了进一步的证据。在非常普通的核心坍缩超新星中，如此高的核心极化提供了进一步的证据，基本上所有的核心坍缩超新星爆炸都是高度非球面的，即使喷出物的外部只显示出与球面对称性的微小偏差。
2010-04-20 astro-ph.CO astro-ph.SR
A Global Model of The Light Curves and Expansion Velocities of Type II-Plateau Supernovae
我们提出了一个新的自洽和通用的方法，推导出光球半径和温度变化的II型高原超新星的膨胀速度和光度测量的基础上。我们将该方法应用于26个观测良好的样本，附近的超新星与公布的光变曲线和速度。我们同时适合~230速度和~6800星等测量分布在21个光度通带，波长从0.19到2.2微米。II型高原超新星之间的光变曲线的差异是很好的模型，假设不同的光球半径膨胀率，我们解释为不同的密度分布的喷出物，我们认为，陡峭的密度分布导致平坦的高原，如果其他一切保持不变。II型线性超新星的光度急剧下降是由于光球温度的快速演变，我们验证了SN 1980 K的成功拟合。消除理论超新星大气模型的需要，我们得到自洽的相对距离，reddenings，和镍质量充分占所有内部模型的不确定性和协方差。我们使用我们的全球拟合估计的时间演化的任何失踪的波段专门为每个超新星，我们构建光谱能量分布和热光曲线。我们为样本中的所有滤波器组合生成热辐射校正。我们将我们的模型与理论稀释因子进行比较，发现B和V过滤器具有良好的一致性。当I、J、H或K带包括在内时，我们的结果与理论不同。我们研究了超新星的红化规律，发现在UBVRI波段与标准R_V ~ 3.1红化规律基本一致。其他条带的结果不确定。我们公开了我们的试衣规范。
2014-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova 2018cuf: A Type IIP supernova with a slow fall from plateau
本文介绍了距离小于40 Mpc巡天（DLT 40）在爆发后24小时内发现的一颗IIP型（“P”表示高原）超新星SN 2018 cuf的多波段测光和谱学研究。SN 2018 cuf似乎是一个典型的IIP型SN，其$-$带绝对星等最大值为16.73 $\pm$ 0.32，在平台期下降速率为0.21 $\pm$ 0.05 mag/50 d。利用膨胀光球法，将目标的距离约束为41.8 $\pm$ 5.7 Mpc。我们使用爆炸后第一年的光谱和光度观测来约束SN 2018 cuf的祖先，使用流体动力学光变曲线模型和后期光谱模型。SN 2018 cuf的前身很可能是一颗约14.5 $\rm M_{\odot}$的红超巨星，在爆炸时产生0.04 $\pm$ 0.01 $\rm M_{\odot}$ $\rm ^{56}Ni$。我们还发现，需要围绕祖先的星周物质（CSM）的$\sim$ 0.07 $\rm M_{\odot}$来拟合早期光变曲线，其中CSM可能起源于超新星爆发前。在平台阶段，在$\rm \sim 11000\ km~s^{-1}$的高速功能检测在光学和近红外光谱，支持喷出物与一些CSM相互作用的可能性。在后平台阶段也观察到一个非常浅的斜率，这可能是由于低程度的镍混合或相对较高的镍质量在SN。
2020-10-19 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
Caltech Core-Collapse Project (CCCP) Observations of Type II Supernovae: Evidence for Three Distinct Photometric Subtypes
我们目前的R波段光变曲线的II型超新星（SNe）从加州理工学院核心塌陷项目（CCCP）。除了相互作用（IIn型）SNe和具有长上升时间的罕见事件之外，我们发现大多数光曲线形状属于三种不同类型之一：平台期、缓慢下降和快速下降事件。最后一类仅由IIb型SNe组成，其呈现与SNe Ib相似的光变曲线形状，这可能表明类似的祖通道。我们没有发现任何中间的光变曲线，这意味着这些子类不太可能反映连续参数的变化，而是可能导致物理上不同的祖先系统，加强建议的二元起源至少有一些剥离SNe。我们发现SNe IIP有一个很大的平台光度范围，而平台长度在大约100天时似乎相当均匀。随着对更多CCCP数据的分析和更大样本的收集，堆芯坍塌SNe的人口统计学研究可能会继续为祖先情景提供新的限制。
2012-06-15 astro-ph.CO astro-ph.SR
Dust and the type II-Plateau supernova 2004dj
本文介绍了用斯皮策太空望远镜观测到的II型高原超新星SN 2004 dj在爆炸后106- 1393 d的中红外光谱。还报道了MIR测光加上光学/近红外观测。早期MIR过量归因于冷致密壳（CDS）内形成的非硅酸盐尘埃的发射。大部分CDS尘埃在50天到165天之间凝结，达到0.3 x 10^{-5} Msun的质量。在整个观测过程中，大部分较长波长（>10微米）的连续谱部分被解释为来自星际尘埃的红外回波。MIR过剩在后来加强。我们表明，这是由于热辐射从温暖的，非硅酸盐尘埃中形成的喷出物。使用光学/近红外线轮廓和MIR连续，我们表明，尘埃分布作为一个磁盘，其半径似乎是缓慢收缩。圆盘半径可以对应于由反向冲击引起的颗粒破坏区，反向冲击也加热了粉尘。尘埃盘几乎是面对面的，在光学/近红外区域有很高的不透明度，但在研究的大部分时间里，在和平号中保持光学薄。假设尘埃密度均匀，996 d时喷出的尘埃质量为0.5 +/- 0.1）x 10^{-4} Msun，到1393 d时超过10^{-4}Msun。对于向中心上升的灰尘密度，极限更高。然而，这项研究表明，SN 2004 dj喷出物中新合成的尘埃量与以前的研究结果一致，并进一步增加了这样的事件不可能是宇宙尘埃预算的主要贡献者的说法。
2011-04-13 astro-ph.SR
Revisiting the progenitor of the low-luminosity type II-plateau supernova, SN 2008bk
更新的红超巨星大气模型的可用性和单星和双星恒星演化模型的改进，以及以前未发表的数据，促使我们重新审视低光度II型高原超新星SN 2008 bk的祖先。利用中红外数据结合尘埃模型，我们发现高温（4250-4500 K），高消光（E（B-V）>0.7）的解决方案与数据不兼容。因此，我们倾向于一个凉爽的（~3500-3700 K）的祖先与亮度的log（L/Lsun）~4.53。通过与演化轨迹的比较，我们推断出祖先的质量在8-10 Msun范围内，这与前人的一些研究结果一致。这一质量与观测到的低光度IIP型超新星的模式一致，该模式来自RSG在核心坍缩的下极值处的爆炸。我们还提出了多时代的数据的祖先，但没有找到明确的证据的变化。
2020-12-01 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
Comparing Moment-Based and Monte Carlo Methods of Radiation Transport Modeling for Type II-Plateau Supernova Light Curves
来自核心坍缩超新星的随时间变化的电磁特征是通过恒星喷出物的冲击沉积和放射性能量辐射的详细传输的结果。由于基础辐射过程的复杂性，相当大的近似，以简化辐射传输问题的关键方面。我们提出了一个系统的比较基于矩的辐射流体动力学代码STELLA和蒙特卡罗辐射输运代码Sedona在II型高原超新星的一维建模。基于恒星天体物理学实验模块（MESA）仪器生成的爆炸模型，我们发现模拟的光变曲线和喷出物结构热演化具有显著的一致性，肯定了两种辐射输运模拟方法的保真度。在Sedona用Monte Carlo方法直接计算的辐射矩也验证了基于矩的方法的准确性。我们发现，在STELLA的不透明度表和数值近似的粗分辨率产生的测辐射热光变曲线的影响微不足道，使其成为一个有效的工具，光学光变曲线建模的特定任务。
2020-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic Properties of Type II-P Supernovae
我们研究了23个II型高原超新星（SNe II-P）的样本，所有观测到的仪器相同。对它们光度演化的分析证实，它们典型的平台期为100天，几乎没有散射，显示出更有活力的SNe变得更短的趋势。从爆发到平台的上升时间似乎与光度无关。我们分析了它们的光谱，测量典型的喷出物速度，并确认它们遵循良好的幂律下降。我们发现高速物质的迹象，在我们的六个SNe的光谱。我们通过以下问题测试不同的灰尘消光校正方法--在应用给定方法后，样品的均匀性是否增加？一个表现合理的基础分布在修正后应该会变得更紧。我们测试的方法都没有取得显著的改善。
2014-09-20 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Molecules and dust in Cassiopeia A: II - Dust sputtering and diagnosis of dust survival in supernova remnants
我们研究了超新星遗迹仙后座A的尘埃演化。我们通过模拟颗粒的溅射来跟踪II-b型超新星中形成的尘埃颗粒的处理过程。尘埃位于被反向冲击穿过的致密喷出物团块中。研究了反向激波破坏团簇后团簇间介质的进一步溅射。本文还研究了II-P型超新星及其残余物的致密喷出物团块中的尘埃演化。我们研究了描述喷出物氧核的富氧团块，以及对应于最外层富碳喷出物区的富碳团块。我们认为在超新星形成的尘埃成分，几个反向冲击波速度和团间气体温度，并得出尘埃粒度分布和质量作为时间的函数。我们发现，非热溅射在团块是重要的，占减少的颗粒人口的~ 40%至80%的质量，这取决于团块气体过密度和颗粒的类型和大小。II-b型超新星形成小颗粒，这些颗粒在团块内和团块间的介质中溅射。对于Cas A，硅酸盐颗粒在团间介质中不能经受热溅射。我们推导出的质量目前处理的硅酸盐，氧化铝和碳颗粒在Cas A同意以及从观察得出的值。II-P型超新星产生的颗粒更好地存活于残余阶段。对于密集的喷出物团块，尘埃的存活效率在质量的42%和98%之间。对于SN 1987 A模式，导出的幸存尘埃质量在~ 0.06-0.13 Msolar范围内。这种类型的致密超新星可以有效地为星系提供尘埃。具体地，超过0.1微米的硅酸盐颗粒和超过0.05微米的其他颗粒在残余物中经受住热溅射。因此，超新星起源的太阳前颗粒可能形成于II-P型超新星的密集喷出物团块中。
2016-03-02 astro-ph.SR
Inferring Type II-P Supernova Progenitor Masses from Plateau Luminosities
将核心坍缩超新星爆炸的观测结果与其大质量恒星祖先的性质联系起来是超新星科学长期寻求的一个具有挑战性的目标。最近，Barker等人（2022）使用一个有效的模型，从球对称中微子驱动的核心坍缩超新星（CCSN）模拟中提出了一幅祖星景观的热光变曲线。他们发现II-P型CCSN光变曲线的平台光度与祖先的终末铁核质量之间存在密切关系。值得注意的是，这使我们能够单独用光度法来限制祖细胞的性质。我们分析了II-P型CCSN光变曲线的大量观测样本，并使用Barker等人2022的关系估计了铁核质量的分布。推断的分布与恒星演化模型中的铁核质量分布非常匹配，即包含高质量的铁核，表明观测数据中非常大的祖先的贡献。我们使用这种分布的铁核心质量推断的最小和最大质量的祖先的观测数据。使用贝叶斯推断方法来定位最佳的初始质量函数参数，我们发现M $_{\mathrm{min}}=9.8^{+0.37}_{-0.27}$和M $_{\mathrm{max}}=24.0^{+3.9}_{-1.9}$太阳质量的观测数据。
2023-01-29 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
Underluminous Type II Plateau Supernovae: II. Pointing towards moderate mass precursors
本文报道了SN 1999 gn、SN 2002 gd、SN 2003 Z、SN 2004 eg和SN 2006 ov等5颗II型低亮度高原超新星的最新观测数据。这个低光度SNe IIP（LL SNe IIP）的新样本与过去研究的类似物体一起进行了分析。所有这些都显示了一个持续约100天的平坦的光变曲线平台，一个发光的后期指数尾巴，异常红色的固有颜色，以及显示突出和狭窄的P-Cygni线的光谱。从高原末端的测量结果可以推断，喷出物质的速度低于10^3 km/s。在爆炸中喷射出的56 Ni质量非常小（小于10^-2太阳质量）。我们研究了56 Ni质量、喷出物的膨胀速度和平台中部绝对星等之间的相关性，证实了Hamuy（2003）的主要发现，根据该发现，显示更明亮的平台和更大的膨胀速度的事件预计会产生更多的56 Ni。我们建议，这些微弱的对象代表了低光度的尾巴的连续分布在参数空间的SNe IIP。通过流体动力学模型计算了两个具有代表性的超新星SN 2005 cs和SN 2008 in爆炸时的物理性质。我们发现，大部分的LL SNe IIP，很可能是所有，起源于核心坍缩的中等质量的恒星，在质量范围10-15太阳质量。
2014-01-21 astro-ph.SR
Mass discrepancy analysis for a select sample of Type II-Plateau supernovae
对超新星（SNe）及其前身的详细研究可以更好地了解大质量恒星的演化以及它们如何结束生命。尽管它的重要性，最常见的爆炸类型，II型超新星（SNe II）的物理参数范围仍然是未知的。特别是，以前的研究II型高原超新星（SNe II-P）的祖先群众之间的差异，推断从流体动力学模型和档案图像中的直接检测分析确定。我们的目标是导出物理参数通过对选定的一组6 SNe II-P的光变曲线和膨胀速度演变进行流体动力学建模，（SN 2004 A、SN 2004 et、SN 2005 cs、SN 2008 bk、SN 2012 aw和SN 2012 ec），符合以下三项标准：1）它们有足够的光度和光谱监测，可以进行可靠的流体动力学建模; 2）有直接的原始探测; 3）通过原始物质在爆炸后图像中的消失，确认了原始物质的身份。然后，我们比较了我们的流体动力学模型所获得的质量与直接检测的祖细胞，以测试这种差异的存在。与以前的一些作品相反，我们发现这两种方法之间有很好的一致性。
2019-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The interplay between chemistry and nucleation in the formation of carbonaceous dust in supernova ejecta
核心坍缩超新星被认为是高红移宇宙中星际介质原始尘埃富集的重要贡献者。到目前为止，恒星爆炸中尘埃形成的理论模型提供了有争议的结果，并且通常与当地超新星尘埃形成的观测结果不太吻合。我们提出了一种新的方法来计算年轻超新星遗迹中碳质尘埃的形成。我们的新技术使用成核理论和化学反应网络，使我们能够计算分子水平以上的尘埃生长，以及考虑形成颗粒的化学侵蚀。我们发现，碳质尘埃有效地形成在喷出物的核心，但需要几年的冷凝，比以前估计的时间更长。它的形成是不均匀的，并且仍然集中在残余的内部。这些结果支持了核心坍缩超新星作为尘埃工厂的作用，并为SN 1987 A的观测提供了新的见解，在SN 1987 A中，在核心坍缩后数年的时间尺度上发现了大量的尘埃。
2015-12-10 astro-ph.SR
SN 2020jfo: A short plateau Type II supernova from a low mass progenitor
我们目前的光谱和光度观测的IIP型超新星，SN 2020 jfo，在紫外和光学波长。SN 2020 jfo发生在螺旋星系M61（NGC 4303）中，在过去的100年中观测到8颗超新星。SN 2020 jfo在爆炸后约8.0 $\pm$ 0.5 d出现一个短的平台期，其V波段亮度最大值为$M_V$ = -17.4 $\pm$ 0.4 mag。根据测辐射热的光变曲线，我们估计在爆炸中合成的$^{56}$ Ni的质量为0.033 $\pm$ 0.006 $M_\odot$。观测到的光谱特征是典型的IIP型超新星，除了在整个演化过程中的浅H $α$吸收，以及在星云阶段在7378 ° C处存在稳定的$^{58}$ Ni特征。使用MESA + STELLA框架中的流体动力学模型，估计喷出物质量约为5 $M_\odot$。模型还表明SN 2020 jfo可能是具有$M_{ZAMS}$ ~ 12 $M_\odot$的红超巨星祖先的结果。测辐射热光变曲线模型揭示了初始~ 20 d的次级辐射源的存在，这归因于与质量~ 0.2 $M_\odot$的星周物质的相互作用，该物质很可能是在超新星爆炸前约20年由于增强的质量损失而喷出的。
2022-04-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Late formation of silicon carbide in type II supernovae
我们已经发现，个别太阳前碳化硅（SiC）尘埃颗粒从超新星显示出正相关之间的49 Ti和28 Si过剩，这是由于放射性衰变的短寿命（t1/2=330天）49 V到49 Ti在内部高度28 Si-丰富的Si/S区。49 V-49 Ti精密时计显示，这些超新星SiC尘埃颗粒至少是在其母星爆炸后两年形成的。这一结果支持了最近的尘埃凝结计算，预测在超新星中延迟形成碳和SiC颗粒。因此，天文学家观察到超新星中的尘埃在数年内持续积累，可以解释为超新星中的尘埃库中增加了富含C的尘埃。
2018-01-19 astro-ph.SR
Rapid formation of large dust grains in the luminous supernova SN 2010jl
星系中尘埃的起源仍然是个谜。大多数难熔元素是在超新星爆炸中产生的，但目前还不清楚尘埃颗粒是如何以及在哪里凝结和生长的，以及它们如何避免在恒星形成星系的恶劣环境中被破坏。最近在附近的超新星遗迹中探测到0.1-0.5个太阳质量的尘埃，这表明尘埃是在原地形成的，而其他观测表明超新星爆炸后的头几年里尘埃很少。明亮的SN 2010 jl的观测结果被解释为预先存在的尘埃，尘埃形成或根本没有尘埃。在这里，我们报告的快速（40-240天）形成的尘埃在其密集的星周介质。这种尘埃的波长依赖性消光揭示了非常大（> 1微米）颗粒的存在，这些颗粒对破坏性过程具有抵抗力。在稍后的时间（500-900天），近红外热辐射显示尘埃质量的加速增长，标志着超新星从拱星转变为以喷出物为主的尘埃来源。这提供了在具有致密星周介质的超新星中早期和晚期尘埃质量演化之间的联系。
2014-07-16 astro-ph.SR
LSQ13fn: A type II-Plateau supernova with a possibly low metallicity progenitor that breaks the standardised candle relation
我们目前的光学成像和光谱的超新星（SN）LSQ 13 fn，一个II型超新星与几个hitherto看不见的属性。虽然它最初表现出强烈的对称光谱发射特征，可归因于\ion{He}{ii}，\ion{N}{iii}和\ion{C}{iii}，让人想起一些相互作用的SNe，但它转变为一个更自然地属于II型高原（IIP）分类的对象。然而，它的光谱演化揭示了几个不寻常的性质：金属线出现的时间比预期的要晚，很弱，有些物种因它们的缺席而引人注目。此外，线速度被发现低于预期的平台亮度，打破了SNe~IIP标准化蜡烛距离估计方法。我们发现，结合早期喷出物-拱星物质相互作用的短阶段，贫金属喷出物和大的祖半径可以合理地解释所观察到的行为。与合成模型光谱的比较表明，一个给定的祖星质量的SNe~IIP的金属丰度低至0.1\，Z $_{\odot}$。LSQ 13 fn突出了SNe~II的多样性，以及在核心坍缩之前大质量恒星演化的最后阶段发挥作用的许多相互竞争的物理效应。
2016-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring the effect of mixing in Low-Luminosity Type IIp Supernovae by modeling SN 2024abfl
Purdue University（普渡大学）
研究通过对SN 2024abfl建模，利用含MESA和STELLA的定制管道，探讨低光度IIp型超新星喷射物质混合受抑制与平台期后光度急剧下降的关系，为了解其与典型IIp型超新星差异提供新思路。
2026-07-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical and Ultraviolet Observations of A Low-Velocity Type II-Plateau Supernova 2013am in M65
本文介绍了对邻近旋涡星系M65中的II型坪超新星（SN IIP）2013 am的光学和紫外观测结果。早期光谱的特征是相对狭窄的P-Cygni特征，喷出物速度远低于正常SNe IIP中观察到的速度（即，$\sim$ 2000 km s $^{-1}$ vs. $\sim$ 5000 km $^{-1}$（在平台阶段中间）。此外，在SN 2013 am中也在相对较早的阶段检测到显著的Ca II吸收。这些光谱特征让人想起低速低光度的SN IIP 2005 cs。然而，SN 2013 am表现出不同的光度特性，与SN 2005 cs相比，它具有更短的平台期和更明亮的光变曲线尾部。采用$R_{V}$ =3.1和从光度法和光谱法得出的总红化平均值（即，$E(B-V)=0.55\pm$ 0.19 mag），我们发现SN 2013 am可能已经达到了绝对的$V$带峰值震级为$-15.83\pm0.71$ mag，并在爆炸中产生了质量为0.016 ^{+0.010}_{-0.006}太阳质量的$^{56}$ Ni。这些参数与SN 2008 in和SN 2009 N的参数接近，SN 2008 in和SN 2009 N被认为是连接微弱SNe IIP和正常SNe IIP的“间隙填充物”。这表明一些低速SNe IIP可能不一定来自低能爆炸，低膨胀速度可能是由于祖星的金属丰度较低，爆炸中喷出的包层质量较大，或…
2014-09-25 astro-ph.SR
The chemically controlled synthesis of dust in type II-P supernovae
我们研究了形成的分子和尘埃团在喷出物的太阳金属丰度，II-P型超新星使用化学动力学的方法。我们跟踪了爆炸后100天到1500天分子和小尘埃团质量的演变。我们认为恒星的祖先与初始质量为12，15，19和25 Msun爆炸的超新星分层喷出物。尘埃颗粒的分子前体包括二氧化硅、硅酸盐、金属氧化物、硫化物和碳化物、纯金属和碳的分子链、环和小团簇，其中硅酸盐团簇的成核通过金属和氧添加的两步过程来描述。我们研究了56 Ni质量对合成粉尘的类型和数量的影响。我们预测，大质量的分子，包括CO，SiO，SiS，O2和SO形式的喷出物。我们发现，在爆炸后约500天的红外波长下检测到的小尘埃质量与最近用赫歇尔在超新星遗迹中检测到的大量尘埃之间的差异可以用与喷射物质中分子和尘埃团形成相关的非平衡化学来解释。在爆炸后的5年时间里，尘埃从小质量（~10^{-5} Msun）逐渐积累到大质量（~ 5 x 10^{-2} Msun）。随后的粉尘形成和/或生长受到参与粉尘成核的化学试剂的短缺和长时间的堆积的阻碍。结果突出了粉尘的化学成分和质量的依赖性的56镍在爆炸过程中合成的量。这种依赖性可以部分解释超新星中尘埃形成时期的多样性。更一般地说，我们的研究结果表明，II-P型超新星是有效的，但适度的尘埃生产者与合成尘埃的质量上限范围从~ 0.03至0.09 Msun。
2013-09-24 astro-ph.SR
Condensation of dust in the ejecta of type II-P supernovae
目的：通过将尘埃的成核和凝聚阶段与气相化学耦合，研究II-P型超新星尘埃的产生。我们认为两个超新星的祖先群众与均匀和clusified喷出物，以评估化学类型和数量的尘埃，形成。粒度分布作为爆炸后时间的函数。方法：用化学网络描述气相化学和尘埃团簇的同时形成。被认为是形成的关键物种（CO，SiO）和灰尘的硅酸盐，氧化铝，二氧化硅，金属碳化物和硫化物，纯金属，和无定形碳的集群。描述成核相的化学的主方程耦合到基于布朗凝聚的尘埃凝结形式主义。结果：II-P型超新星产生的尘埃颗粒的各种化学成分和大小分布作为时间的函数。随着时间的推移，颗粒尺寸分布变得越来越复杂，向大颗粒倾斜，并且与通常用于星际尘埃的MRN幂律分布不同。气体密度以团块的形式增加，强烈影响粉尘的化学成分和粒度分布。硅酸盐和纯金属颗粒高度依赖于块状。具体来说，clusific喷出物产生的颗粒超过0.1微米，最终的尘埃质量达到0.14 Msun。相反，碳和氧化铝粉尘质量由粉尘产生区域中氧化铝和碳的质量产率控制。喷出物中形成了几种尘埃成分，总尘埃质量在爆发后3至5年的时间内逐渐增加。这种逐渐的增长为爆炸后早期形成的小尘埃质量和最近对超新星遗迹的观测得出的高尘埃质量之间的差异提供了一个可能的解释。
2014-12-17 astro-ph.SR
Supernova dust destruction in the magnetized turbulent ISM
本研究通过包含磁场效应的真实星际介质动力学模拟，揭示非均匀性和磁场可显著抑制超新星导致的尘埃摧毁。
2024-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Old supernova dust factory revealed at the Galactic center
超新星喷出物中的尘埃形成是目前解释在遥远的早期宇宙中观察到的大量尘埃的主要候选者。然而，目前还不清楚喷出物形成的尘埃是否能在超新星遗迹（SNR）的高温内部存活下来。我们目前的红外观测~0.02 $M_\odot$的温暖（~100 K）的尘埃看到附近的中心的~10,000岁的Sgr A东SNR在银河系中心。我们的研究结果表明，在一个较老的SNR，是扩大到一个相对密集的周围介质（$n_e$ ~ 100 $\mathrm{cm}^{-3}$），并已幸存下来的反向冲击通过灰尘的检测。结果表明，超新星可能确实是早期宇宙星系致密环境中主要的尘埃产生机制。
2015-03-24 astro-ph.GA 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
Luminous Type II Short-Plateau Supernovae 2006Y, 2006ai, and 2016egz: A Transitional Class from Stripped Massive Red Supergiants
II型超新星（SNe II）的多样性被认为主要是由其祖先的富氢（H-丰富）包络质量的差异驱动的，SNe IIP具有长的平台（$\sim100$天）和最大的富氢包络。然而，这是一个持续的谜，为什么SNe II与短期高原（数十天）很少看到。在这里，我们提出了发光的II型短高原SNe 2006 Y，2006 ai和2016 egz的光学/近红外光度和光谱观测。它们的平台约$50$ - $70$天和发光的光学峰（$\lesssim-18.4$ mag）表明显着的爆炸前质量损失，导致部分剥离的富氢包层和早期的星周物质（CSM）相互作用。我们计算了一个大网格的MESA+STELLA单星祖和光变曲线模型与各种祖零龄主序（ZAMS）的质量，质量损失效率，爆炸能量，$^{56}$镍质量，和CSM密度。我们的模型网格显示了一个连续的人口SNe IIP-IIL-IIb类光变曲线形态的降序富氢信封质量。由于$^{56}$ Ni质量较大（$\gtrsim0.05\,M_\odot$），短平台SNe II位于有限的参数空间中，作为SNe IIL和IIb之间的过渡类。对于SNe 2006 Y，2006 ai和2016 egz，我们的研究结果表明，高质量红超巨星（RSG）的祖先（$M_{\rm ZAMS} \simeq 18$ - $22\,M_{\odot}$）具有小的富氢包层质量（$M_{\rm H_{\rm…
2021-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Dust Mass of Supernova Remnants in M31
利用Spitzer/IRAC 4和MIPS 24，Herschel/PACS 70，100，160和Herschel/SPIRE 250，350 $μ$ m波段的红外光谱能量分布，拟合出M31超新星遗迹的尘埃温度和质量. 20个测光相对可靠的超新星，其尘埃温度平均为$20.1^{+1.8}_{-1.5}$ K，高于周围环境，表明超新星爆发的加热效应。这些超新星的尘埃质量从100到800 $ M_{\odot}$不等，比银河系中的超新星要大得多。另一方面，这产生了$0.10^{+0.07}_{-0.04}{ M_{\odot} \rm pc^{-2}}$的尘埃表面密度，大约是周围面积的一半，这意味着超新星爆炸摧毁了SNRs中大约一半的尘埃。尘埃温度、半径和尘埃质量都表明，由于距离和观测分辨率的限制，所研究的信噪比很可能处于“雪犁”阶段甚至消失阶段，其结果可作为超新星爆发对周围尘埃最终影响的参考。
2021-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
SN 2018gj: A Short-plateau Type II Supernova with Persistent Blue-shifted H-alpha Emission
本研究通过多波段观测和建模，揭示了短平台II型超新星SN 2018gj的持续蓝移Hα发射特征，并推断其前身星为质量小于13太阳质量的红超巨星，且早期光变曲线需考虑与星周物质的相互作用。
2023-06-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust destruction by the reverse shock in the clumpy supernova remnant Cassiopeia A based on hydrodynamic simulations
对核心坍缩超新星喷出物的观测表明，尘埃颗粒在膨胀的喷出物中形成过密的气体团。这些团块随后经受反向激波的通过，并且由于激波后气体中的高温和高速，大量新形成的粉尘材料可能被破坏。为了确定尘埃的存活率，我们已经进行了一组流体动力学模拟，使用基于网格的代码AstroBEAR，以模拟与气体和尘埃的团块相互作用的冲击波。之后，尘埃运动和尘埃破坏率计算使用我们新开发的外部，后处理代码纸船，其中包括气体和等离子体阻力，颗粒充电，运动学和热溅射以及颗粒颗粒碰撞。我们已经确定了富含氧气的超新星遗迹仙后座A的尘埃存活率作为初始颗粒大小，尘埃材料和气体密度的函数。
2019-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Shedding light on the Type Ia supernova extinction puzzle: dust location found
变红的Ia型超新星的颜色演化可以对尘埃的位置产生很大的限制，并有助于解决观察到的灭绝是源于星际介质还是源于祖先周围的星周物质的问题。在这里，我们分析了48个变红的Ia型超新星的BV测光从文献和估计的尘埃位置从他们的$B-V$颜色演变。我们发现一个随时间变化的颜色多余的$E(B-V)$在我们的样本中的15颗超新星和约束尘埃之间的距离为0.013和45 pc（$4\times10^{16}-10^{20}$厘米）。对于剩余的超新星，我们获得了恒定的$E(B-V)$演化，并对距离爆炸的尘埃距离设定了下限。在所有48颗超新星中，推断出的尘埃位置与灭绝的星际起源是一致的。这一点得到了以下观测结果的证实：超新星与相对较近的尘埃（$\lesssim$ 1 pc）靠近其宿主星系的中心，在高密度的尘埃区域，超新星辐射和附近的星际云之间的相互作用可能会发生。对于超新星显示随时间变化的$E(B-V)$，我们确定了一个潜在的偏好低$R_\mathrm{V}$值，异常强烈的钠吸收和蓝移和随时间变化的吸收功能。在星际框架内，这为提出的一种设想提供了证据，即超新星辐射压力引起的云-云碰撞可以将粒度分布转移到较小的值，并提高气相中钠的丰度。
2018-06-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2021ukt: A Transitional Supernova with a Short Plateau and Persistent Interaction
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；University of California, San Diego（加州大学圣迭戈分校）；Tsinghua University（清华大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Jet Propulsion Laboratory（喷气推进实验室）；University of Florida（佛罗里达大学）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（ICE，CSIC））；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Goddard Space Flight Center（戈达德太空飞行中心）；University of Nevada, Reno（内华达大学里诺分校）；University of Tennessee, Knoxville（田纳西大学诺克斯维尔分校）
SN 2021ukt是一种具有短平台和持续相互作用的过渡型超新星，其前身质量约为12个太阳质量，放射性镍-56质量约为0.04个太阳质量，氢丰富包层质量约为0.5个太阳质量。
2025-11-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust Formation Observed in Young Supernova Remnants with Spitzer
我们目前的尘埃特征和质量观察年轻的超新星遗迹（SNRs）与斯皮策IRS映射和凝视观测的四个最年轻的超新星遗迹：SNR 1E102.2 - 7219（E0102）在SMC，在我们的银河系的Cas A和G11.2 - 0.3，和N132D在LMC。光谱图数据揭示了一些尘埃特征，其中包括Cas A中的21微米峰值尘埃和无特征尘埃以及E0102和N132D中的18微米峰值尘埃。18微米的峰值特征是由MgSiO $_3$和固体Si尘埃颗粒的混合物拟合的，而21微米的峰值尘埃是由硅酸盐和FeO的混合物拟合的;我们还探索了使用椭球体颗粒模型的连续分布拟合的尘埃。报道了在近红外波段对Cas A中CO基带的探测。我们回顾了在其他SNR中观察到和识别的尘埃特征。尘埃排放与喷出物排放在空间上相关，表明尘埃形成于SN喷出物中。E0102的光谱显示出来自喷出物的丰富的气体线，包括Ne和O的强喷出物线，包括两条[Ne III]线和两条[Ne V]线，这使我们能够诊断喷出物的密度和温度并测量喷出物质量。E0102和N132D显示出弱或缺乏Ar、Si和Fe的喷出物，而年轻的银河系SNR Cas A显示出强Ar、Si和S，弱Fe。我们讨论了尘埃的成分和质量，以及与喷出物的关联，最后，从SNe到早期宇宙的尘埃贡献。
2009-01-13 astro-ph.SR
The Evolution of Dust Opacity in Core Collapse Supernovae and the Rapid Formation of Dust in Their Ejecta
核心坍缩超新星（CCSNe）的红外（IR）观测已被用来推断在其喷出物中形成的尘埃质量。推断的尘埃质量与超新星（SN）年龄的关系图显示了尘埃质量随时间增加的趋势，跨越了几十年的观测。这一趋势被解释为CCSNe中尘埃缓慢和逐渐形成的证据。从观测上看，这种趋势表现出一种$ t^2$行为，这正是从膨胀的光学厚度喷出物中所预期的。在这种情况下，观测到的尘埃存在于喷出物的红外（IR）薄的“光球层”中，并且仅构成总尘埃质量的一小部分。因此，我们认为粉尘的形成过程非常迅速，在爆炸后两年内，大多数可用的耐火元素都被冷凝。在早期的时期，只有一小部分的尘埃排放逃逸的喷出物占低观测到的尘埃质量。喷出物的全部尘埃含量在爆炸后几十年才被揭开，其红外不透明度逐渐降低。这张照片的佐证包括SN 1987 A喷出物中耐火元素的早期耗尽和SN~ 2004 et中300天左右出现的硅酸盐发射带。
2018-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
SN 2025aedz: A typical short-plateau type IIP supernova with rapid post-peak decline
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛史密森尼天体物理中心）
本文报道了典型短平台IIP型超新星SN 2025aedz，其快速峰值后下降源于低质量氢包层前身星及星周相互作用，为红超巨星问题提供观测约束。
2026-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Eye of Sauron in SN 2025ngs: a Short-plateau Cousin of SN 1998S with Evidence for a Ring-like Circumstellar Medium
Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Davis（加州大学戴维斯分校物理与天文学系）；Gemini Observatory（Gemini 天文台）；School of Physical and Chemical Sciences – Te Kura Matū, University of Canterbury（坎特伯雷大学物理与化学科学学院）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛史密松天体物理中心）
SN 2025ngs 是一个介于强相互作用超新星（IIn型）和IIP型之间的短平台超新星，其光谱特征显示与SN 1998S相似，但峰值亮度较低，且有环状周围介质的证据。
2026-05-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A prolonged plateau-to-tail transition in the Type II supernova SN2025abyc
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；International Centre of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory of Supernova Research（超新星国际研究中心（ICESUN），云南省超新星研究重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
本研究通过测光和光谱观测发现II型超新星SN2025abyc存在约30天的延长平台期到尾部过渡，并指出星周环境、镍分布和氢包层结构共同影响其光变演化。
2026-09-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust Models for the Extinction of Type IIn Supernova SN 2010jl
SN 2010 jl不寻常的消光曲线为研究核心坍缩超新星形成的尘埃的性质提供了绝佳的机会。利用一系列具有不同成分和粒度分布的尘埃模型拟合SN 2010 jl的消光曲线，发现具有指数截止幂律粒度分布特征的硅酸盐-石墨混合尘埃模型能够很好地再现SN 2010 jl的消光曲线。最佳拟合结果表明，由沙尘模型得到的观测值与各历元的观测值都是一致的。然而，总消光比$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
Molecules and dust in Cas A: I - Synthesis in the supernova phase and processing by the reverse shock in the clumpy remnant
目的：我们研究化学的IIb型超新星喷出物，导致了Cas A超新星遗迹，以评估化学类型和数量的尘埃，形成和演变的残余阶段。后来，我们模拟了一个密集的富氧喷出物结，在Cas A的反向冲击交叉研究团簇气相的演变和可能性，以改革后的反向冲击气体尘埃团。方法：化学网络，包括在高气体温度和密度有效的所有过程。描述了关键双分子物种（CO，SiO）和尘埃团簇的形成。刚性，耦合，普通，微分方程求解的条件有关的SN喷出物和后反向冲击气体。结果如下：我们发现，IIb型SNe喷出物无法形成大量的分子和尘埃团，而不是他们的II-P型同行，因为他们的弥漫喷出物。气体密度需要增加几个数量级才能形成尘埃团。我们发现，尘埃团的化学成分的变化急剧增加的气体密度和增益的化学复杂性。因此，Cas A超新星祖先的喷出物必须以致密团块的形式存在，以解释从Cas A的红外观测推断的尘埃化学成分和质量。我们发现，在一个团，这是由反向冲击重组后的反向冲击气体与低丰度比那些最初的喷出物团，除了SiO。这些分子包括CO、SiS和O2。尘埃团被反向激波破坏，即使在最高的气体密度下，也不会在反向激波后的气体中重新形成。这些结果表明，在Cas A的致密结和其他超新星遗迹中，不太可能从气相合成尘埃颗粒。
2014-01-22 astro-ph.SR
Estimating dust distances to Type Ia supernovae from colour excess time-evolution
我们提出了一种新的技术来推断尘埃的位置向红Ia型超新星，并帮助区分星际和拱星起源所观察到的灭绝。使用蒙特卡罗模拟，我们表明，时间演化的光变曲线的形状，特别是颜色过剩\ebv ~地方强大的约束尘埃和超新星之间的距离。我们将我们的方法应用于两个高度红化的Ia型超新星，其尘埃距离估计可在文献中获得：SN 2006 X和SN 2014 J。对于前者，我们得到一个随时间变化的$E(B-V)$，并从这个派生的距离$27.5^{+9.0}_{-4.9}$或$22.1^{+6.0}_{-3.8}$ PC取决于是否使用典型的大麦云云（LMC）或银河系（MW）的灰尘属性。对于后者，相反，我们得到一个常数$E(B-V)$一致的距离大于50和38 pc的LMC $-$和MW $-$型尘埃，分别与灰尘。这样提取的值与先前对这两颗超新星的估计非常一致。我们的研究结果表明，导致这些超新星灭绝的尘埃很可能位于星际云中。我们还讨论了其他属性的变红Ia型超新星$-$，如其特有的消光和偏振行为和检测变量，蓝移钠功能在这些事件$-$可能是兼容的尘埃和气体在星际尺度的距离。
2017-09-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Light Curves of Type IIP Supernovae from Neutrino-driven Explosions of Red Supergiants Obtained by a Semi-analytic Approach
本研究使用辐射流体动力学代码SNEC和半解析模型构建了大型合成IIP型超新星光曲线集合，发现红超巨星包层结构是解释光曲线的主要不确定性，其重要性不亚于爆炸物理学。
2023-05-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The difficulty of inferring progenitor masses from Type II-Plateau supernova light curves
关于II型高原超新星（II-P）的前身质量的推断存在许多争议。这场争论是由辐射流体动力学模拟、爆炸前成像和宿主恒星星族研究得出的不一致结果引发的。在这里，我们提出了一个控制实验，使用四个太阳金属丰度模型与零年龄的主序列质量为12，15，20，和25 Msun。由于核心燃烧和表面质量损失的影响，这些模型会以红超巨星（RSG）的形式达到核心坍缩，其富氢包层质量为8至9 Msun，但最终质量在11至16 Msun之间。我们使用热弹爆炸前体，调整能量沉积以产生1.25 x 10^51 erg的渐近喷出物动能和0.04 Msun的初始56 Ni质量。由此产生的SNe产生类似的光度和光谱性能从10到200天。光谱特性是简并的。早期颜色的分散是由于祖先半径的范围，而晚期光谱的差异反映了更大质量的祖先中更大的氧产量。由于前体恒星具有可比的富氢包层质量，因此所有模型的光球相持续时间都是可比的;氦核质量的差异是不可见的。由于不同的主序星质量可以产生具有相似的富氢包络质量的祖星，因此光变曲线模型无法为II-P型SNe的喷出物质量提供稳健且独特的解决方案。大质量恒星演化和风质量损失的众多不确定性也阻止了与主序星质量的强关联。光曲线建模最多只能提供兼容性。
2019-03-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust Production and Particle Acceleration in Supernova 1987A Revealed with ALMA
超新星爆发是推动星系演化的重要引擎，它通过冲击加热气体，增加金属丰度，产生尘埃和加速高能粒子。2012年，我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列观测SN 1987 A，这是自望远镜发明以来观测最好的超新星之一。我们目前的空间分辨图像在450微米，870微米，1.4毫米，和2.8毫米，一个重要的过渡波长范围。较长波长的辐射主要来自激波加速粒子的同步辐射，较短波长的辐射来自超新星遗迹中测量到的最大质量的尘埃（> 0.2兆太阳）。我们第一次明确地表明，这些尘埃是在内部喷出物（爆炸恒星核心的冷残留物）中形成的。尘埃排放集中在遗迹的中心，因此尘埃尚未受到地震的影响。如果有相当一部分幸存下来，并且SN 1987 A是典型的超新星，那么超新星就是重要的宇宙尘埃制造者。
2013-12-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova induced processing of interstellar dust: impact of ISM gas density and gas turbulence
量化超新星对星际介质中尘埃的破坏效率对于理解星系尘埃演化至关重要。我们提出了三维流体动力学模拟的SN冲击波传播通过ISM。残骸的前向激波与周围ISM的相互作用导致ISM尘埃被激波加热的气体破坏。我们考虑了由于离子溅射、原子/分子吸积和颗粒-颗粒碰撞引起的尘埃加工。使用来自模拟时间序列的2D切片，我们使用Paperboats代码应用后处理计算。我们发现，粉尘破坏的效率强烈地依赖于由于颗粒颗粒碰撞的颗粒破碎率。当忽略颗粒之间的碰撞时，有效的粉尘破坏与以前的理论估计相似，但包括颗粒破碎在内，净破坏效率大约高出一个数量级。这一结果表明，ISM中的尘埃破坏率可能在以前的工作中被严重低估，这只会加剧在高红移星系中看到的尘埃预算危机。
2021-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation and Evolution of Dust in Type IIb Supernova with Application to the Cassiopeia A Supernova Remnant
我们调查的尘埃颗粒的形成在喷出物的SN IIb和它们的演化在冲击气体中的SNR考虑均匀和幂律密度结构的CSM。在此基础上，我们还模拟了SNR中激波加热尘埃热辐射的时间演化，并与Cas A SNR的观测结果进行了比较。我们发现，在SN IIb中形成的尘埃总质量高达0.167 M_sun，但尘埃的平均半径小于0.01 μ m，这与具有大质量H包层的SN II-P中的尘埃半径有很大的不同。在小质量H包层的爆炸中，膨胀的He核几乎没有减速，因此He核中的气体密度太低，无法形成大尺寸的颗粒。此外，SN IIb的低质量H包线导致反向激波提前到达尘埃形成区。因此，当CSM密度大于0.1 cm^{-3}时，如果CSM是近似球形的，则新形成的晶粒在相对致密的冲击气体中将被完全破坏。然而，实际的CSM很可能是非球形的，因此一部分颗粒可能会被喷射到ISM中而不会受到冲击。我们表明，由热尘埃排放的SED的时间演化是敏感的环境气体的密度和结构，影响通过的反向冲击到喷出物。因此，SED的演变很好地反映了尘埃通过溅射和随机加热侵蚀的演变。对于Cas A，我们考虑了在超巨星相期间~ 8 × 10 ^{-5} M_sun/yr的稳定质量损失所产生的CSM。然后我们发现Cas A的红外SED是由0.008M_sun新形成的尘埃热辐射合理地再现的，该尘埃由0.008M_sun冲击的暖尘埃和0.072M_sun未冲击的冷…
2010-02-25 astro-ph.SR
Herschel Detects a Massive Dust Reservoir in Supernova 1987A
我们报告了对超新星1987 A的远红外和亚毫米观测，这颗恒星于1987年2月23日在大麦云云中爆炸，该星系位于16万光年之外。观测结果表明，存在着一群温度约为17-23 K的冷尘埃颗粒，辐射率约为220太阳光度。发射的强度和光谱能量分布表明尘埃质量约为0.4-0.7太阳质量。辐射必须来自SN喷出物，并要求所有耐火材料有效地沉淀成粉尘。我们的观察意味着超新星可以产生在非常高的红移的年轻星系中检测到的大尘埃质量。
2011-07-14 astro-ph.SR
