The infancy of core-collapse supernova remnants
我们提出了三维流体动力学模拟中微子驱动的超新星（SNe）与PROMETHEUS-HOTB代码，从冲击爆发，直到他们达到同源膨胀阶段后，大约一年的不对称膨胀喷出物。我们的计算延续了Wongwathanarat等人对两颗红超巨星（RSG）和两颗蓝超巨星（BSG）祖星的模拟，他研究了在爆炸的第一秒期间由流体动力学不稳定性产生的爆炸不对称性的增长以及随后由瑞利-泰勒不稳定性产生的碎片化。我们专注于后期的时间加速和膨胀的喷出物所造成的加热由于放射性衰变的$^{56}$ Ni到$^{56}$ Fe和一个新的向外移动的冲击，形成时，从He/H壳层界面的反向冲击压缩的中央部分的喷出物。富铁喷出物的平均速度在100 km/s和350 km/s之间增加（$\sim$ 8-30\%），最快的百分之一的铁加速到$\sim$ 1000 km/s（$\sim$ 20-25\%）。从1D模型中已知的这种“镍气泡效应”加速了我们3D模型中的镍块，并导致最初过密的富镍团块膨胀，这导致密度不足，延伸的手指，被压缩周围物质的过密皮肤包裹。我们还提供了体积和表面填充因子，以及一个球谐函数分析，以表征光谱的镍块大小定量。我们的四个模型中有三个给出了大于0.3的体积填充因子，这与SN 1987 A的观测结果一致。
2021-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Morphology of IRC +10420's Circumstellar Ejecta
与后红超巨星IRC +10420相关的星周喷出物的图像显示了一个复杂的喷出物，具有幕式质量损失的视觉证据。本文描述了从第二历元{ \it HST/WFPC 2}图像上观测到的内部喷出物中大量的结、弧和凝聚的横向运动。当与几个特征的径向运动相结合时，总的空间运动和流出的方向表明它们在不同的时间，不同的方向喷出，并且可能来自恒星表面的不同区域。喷出物中的这些离散结构在运动学上与星云的一般膨胀不同，它们的运动由横向速度决定。它们显然都在天空平面的几度范围内移动。因此，我们几乎是在极点上观察IRC +10420，几乎是直接向下看它的赤道平面。我们还讨论了表面活性和磁场对IRC +10420最近质量损失历史的作用。
2010-06-02 astro-ph.SR
Parameters of type IIP SN 2012A and clumpiness effects
由流体动力学模拟得到的IIP型超新星爆发能量和喷出物质量是爆发理论的主要参数。然而，通过水动力学模拟研究的SNe IIP的数量很少。此外，在推导的SN IIP参数的可靠性方面存在一些疑问。将通过流体动力学模型对观测良好的IIP SN 2012 A型进行研究。它们的早期光谱将被检查是否存在喷出物团块。其他观察效果的结块将进行探讨。超新星的参数是由标准的流体动力学模型。早期的氢Halpha和Hbeta线用于团块诊断。利用改进的流体动力学程序研究了光变曲线和展开运动学中的块状效应。我们发现SN 20012 A是一颗半径为715 Rsun的红超巨星爆炸的结果。爆炸能量为5.25x10^50 erg，喷出物质量为13.1 Msun，Ni-56的总质量为0.012 Msun。主序恒星的质量估计为15 Msun。早期光谱中的H α和H β谱线表明，外层喷出物是凝块的。流体动力学模拟表明，块状修改早期的光变曲线，并增加外层的最大速度。前SN 2012 A是一颗正常的红超巨星，其前身质量约为15 Msun。喷出物的外层显示了碎屑结构。外层的块状化可以提高最大膨胀速度。
2014-11-24 astro-ph.SR
Numerical simulations of the random angular momentum in convection II: delayed explosions of red supergiants following "failed'' supernovae
本文通过三维流体动力学模拟表明，失败超新星后红或黄超巨星对流氢包层落向黑洞时，随机角动量可引发延迟的近全包层抛射，并解释其亮红新星式观测特征。
2023-09-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Driving asymmetric red supergiants winds with binary interactions
本研究通过三维模拟发现，偏心轨道伴星在近星点掠射红超巨星表面可触发非对称尘埃驱动风，导致显著质量损失并影响双星演化。
2024-05-27 astro-ph.SR
History of two mass loss processes in VY CMa. Fast outflows carving older ejecta
红超巨星（RSG，Minit = 10- 40 Msun）在这个演化阶段会喷射出大量的物质，多达其初始质量的一半。然而，在低质量和中等质量恒星中推动质量喷射的过程对RSG不起作用，驱动喷射的机制仍然未知。人们提出了不同的机制来负责这种质量喷射，但到目前为止，对这些物体中发生的实际过程知之甚少。在这里，我们提出了高角分辨率干涉ALMA地图的VY CMa连续和分子发射，解决了喷出物的结构与前所未有的细节。研究演化恒星周围的喷出物的分子发射已被证明是确定质量损失喷出物特征的重要工具。因此，我们的目标是利用这些观测提供的信息来理解VY CMa所经历的喷射，并确定它们可能的起源。我们检查了观察到的分子发射的运动学。我们获得了位置-速度图，并重建了不同物种追踪的气体的3D结构。它使我们能够研究VY CMa周围不同物种所追踪的气体的形态和运动学。两种类型的喷出物被清楚地观察到：扩展的，不规则的，巨大的喷出物周围的恒星是雕刻的本地快速流出。流出的结构被发现是特别平坦的。我们提出了一个3D重建这些流出和雕刻的证据。这表明在这颗大质量恒星中发生了两种不同的质量损失过程。我们初步提出了这两种结构形成的物理原因。这些结果提供了重要的信息的质量损失过程中的RSG，从而其进一步的演变。
2022-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernovae from Red Supergiants with Extensive Mass Loss
计算了红超巨星在致密星周介质中爆炸产生的超新星的光变曲线。多色LC计算使用多组辐射流体动力学程序STELLA。如果CSM足够密集，则激波爆发信号被CSM延迟和模糊，SN喷出物的动能被有效地转换为热能，并最终以辐射形式释放。我们发现，当爆发前的质量损失率大于10^{-4} Msun/yr时，反应堆发生爆炸的早期阶段受到CSM的影响。它们的特征是LC有一个发光的圆峰，然后是平坦的LC，在紫外线和光学峰处，CNOLC同时是明亮的，并且光球速度在这些时期非常低。我们计算了各种CSM条件和爆炸特性的LC，即，质量损失率、CSM半径、CSM密度斜率、SN喷出物的爆炸能量以及内部的SN祖细胞，以观察它们对LC的影响。我们将我们的模型LC与紫外线明亮的IIP型SN 2009 kf的LC进行了比较，结果表明SN 2009 kf的前身在爆炸前的质量损失率可能高于10^{-4} Msun/yr。结合SN 2009 kf可能是一次高能爆炸并产生大量56 Ni的事实，这意味着SN 2009 kf的前身是一个大质量的RSG，我们的研究结果表明，可能有一些机制在大质量的RSG爆炸前引起广泛的质量损失。
2012-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosion of red-supergiant stars: influence of the atmospheric structure on shock breakout and the early-time supernova radiation
对II型超新星（SNe）2013 cu和2013 fs的早期观测揭示了喷出物与恒星表面附近物质的相互作用。与SN 2010 jl型不同，它与密集风的相互作用持续了约1年，相互作用在2- 3天后减弱，这表明它有一个密集而紧凑的星周包层。在这里，我们使用多群辐射流体力学和非局域热平衡辐射转移来探索嵌入在各种致密包层中的红超巨星（RSG）爆炸的性质。我们考虑的情况下，一个扩展的静态大气或稳态风，采用一系列的质量损失率。冲击爆发的信号，SN辐射高达10天，和喷出物的动力学强烈的影响，这附近的环境的属性。这就影响了早期观测对Rstar的约束。2013 fs和2013 cu的2-3d窄谱线的存在需要~0.01Msun的材料茧到5- 10 R星。谱线从电子散射发展到多普勒展宽，其发射峰的蓝移越来越大。最近的研究提出，在RSG寿命的最后几个月/年，质量损失率从0.001到1 Msun/yr的超级风阶段，尽管没有观测限制，这种外部物质是稳态流出。或者，观测结果可以解释为RSG恒星在其复杂的大气层内爆炸。事实上，空间分辨的观测显示，RSG星有扩展的大气层，存在向下流动和向上流动到几个Rstar，即使在标准的RSG中，如参宿四。在恒星和风之间的中间区域的质量负载可以容纳解释2013 fs观测所需的0.01 Msun。因此，在核心坍缩之前出现一个令人困惑的超级风阶段可能是多余的。
2017-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Mass-Loss History of the Red Hypergiant VY CMa
VY CMa复杂喷出物中的结，块和扩展弧的成像和光谱学证实了过去几百年来高质量损失事件的记录。HST/STIS光谱的许多小的结靠近恒星，使我们能够测量它们的径向速度从强K I发射，并确定它们的单独的运动，空间取向，和时间，因为喷出物。它们的年龄集中在70、120、200和250年前。一个K-I发射结，距离最近的1985 - 1995年喷出的恒星只有50质量，可能与H2O脉泽相吻合。与VY CMa从1800年到现在的历史光变曲线比较，显示了几个与喷射时间相对应的结，这些结与长时间的变化和深极小值相对应。VY CMa中的这种对应与参宿四最近显著的变暗和气体外流的相似性是显而易见的。从更典型的红超巨星表面类似流出的证据表明，离散喷射更常见，表面或对流活动是红超巨星质量损失的主要来源。
2020-12-15 astro-ph.SR
{\sc precision}: A fast python pipeline for high-contrast imaging -- application to SPHERE observations of the red supergiant VX Sagitariae
对太阳系外行星的搜索推动了仪器的快速发展，导致了VLT的SPHERE，Gemini South的GPI和Subaru的SCExAO等相机的出现，这些相机能够在具有小内部工作角（$\sim 0\farcs{1}$）的明亮恒星周围实现非常高的对比度（$\sim10^{6}$）。能否最佳利用这些工具的数据，取决于是否有易于使用的软件来处理和分析其数据产品。我们提出了一个纯Python的管道，{ \sc precision}，它提供了快速，内存有效的减少从SPHERE/IRDIS近红外成像仪的数据，并可以很容易地扩展到其他仪器。利用{ \sc precision}对极红超巨星VX~Sgr进行观测，发现VX ~ Sgr的内部外流在近红外波段具有不对称的结构，光学偏振成像显示出明显的$\sim0.5^{\prime\prime}$尺度的扩展偏振辐射，该尺度随方位角显著变化，证实了不对称性。虽然这还不是结论性的，但这可能表明喷出物被限制在一个圆盘或环面上，我们几乎是面对面地看到的，尽管其他非球形或clusional配置仍然是可能的。VX~Sgr没有已知的伴星，使得这种几何形状很难解释，因为系统中没有明显的角动量来源。
2020-02-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Super-luminous supernovae: 56Ni power versus magnetar radiation
超亮超新星（SNe）的起源有很多不确定性。受Ic型SN 2007 bi发现的启发，我们研究了它与对不稳定SN（PISN）的拟议关联。我们计算原始~ 200 Msun恒星的恒星演化模型，模拟由于对生产不稳定性的内爆/爆炸，并使用它们作为详细的非LTE时间相关的辐射传输模拟，包括非本地能量沉积和非热过程的输入。我们从红超巨星、蓝超巨星和Wolf-Rayet（WR）恒星祖先中检索了PISN光变曲线的基本形态。虽然我们确认，一个祖100 Msun氦核心（PISN模型He 100）很好地符合SN 2007 bi的光变曲线，其低比率的动能和56 Ni质量的喷出物的质量，类似于标准的核心崩溃SNe，合谋产生冷光球，红色光谱受到强线覆盖，和窄线轮廓，所有与SN 2007 bi的观测相冲突。氦核模型增加56镍-喷出物的质量比有更蓝的光谱，但仍然太红，以匹配SN 2007 bi，即使是模型He 125 - 56镍加热的影响是抵消了相关的增加覆盖。相比之下，磁星延迟注入的能量代表了一个更有吸引力的替代方案，可以重现超亮SNe的蓝色，弱覆盖和宽线光谱。额外的热源是免费的覆盖，并没有明确地绑定到喷出物。实验与~ 9 Msun WR-恒星的祖先，最初爆炸产生一个~1.6B SN Ib/c喷出物，但后来受到可调磁星辐射的影响，我们产生了多样性的蓝色光谱形态联想到SN 2007 bi，奇特的Ib型SN 2005 …
2012-08-06 astro-ph.CO astro-ph.SR
Luminous and Variable Stars in M31 and M33. II. Luminous Blue Variables, Candidate LBVs, Fe II Emission Line Stars, and Other Supergiants
越来越多的非终端喷发被发现在众多的调查光学瞬变。人们对这些巨大的火山喷发、它们的祖先和它们的进化状态知之甚少。现在需要对可能的祖先类进行更好的普查，包括最明亮的演化恒星，明亮的蓝色变星（LBV），以及温暖和凉爽的超巨星，以获得超大质量恒星最后的前SN阶段的完整图像。我们已经开始了对几个邻近的已分辨星系中演化的和不稳定的发光恒星种群的调查。本文综述了M31和M33的光谱特征、光谱能量分布、星周喷出物和质量损失的证据，其中82颗亮星和变星有温暖的星周尘埃，包括几颗Fe II发射线星，但M31和M33中已证实的LBV没有。与光谱上类似的B型超巨星和Of/WN星相比，已确认的LBV即使在高温、静止或视觉最小状态下也具有相对较低的风速。Fe II发射线星的性质及其与LBV态的关系仍然不确定，但有些与暖超巨星和sgB[e]星有共同的性质。几个单独的明星进行了详细讨论。我们确定了三个可能的候选LBV和三个额外的后红超巨星候选人。我们认为M33-013406.63（B301，B416）不是LBV/S Dor变星，而是一颗非常明亮的晚O型超巨星，也是M33中最明亮的星或星对之一。
2014-07-08 astro-ph.SR
Detection of the Red Supergiant Wind from the Progenitor of Cassiopeia A
仙后座A（Cassiopeia A）是研究得最好的年轻银河系超新星遗迹之一。虽然提供了一个难得的机会来详细研究IIb型超新星的残骸，但关于其祖先的性质，质量损失历史及其前SN演化的问题仍然存在。在这里，我们提出了一个光学调查的星周环境的Cas A周围，发现cluerous和conventary的H α发射星云集中在10-15秒差距（10-15角分）的北部和东部。首先由闵可夫斯基作为一个微弱的H II区域报道，这些星云相对于周围的扩散发射表现出不同的形态和光谱特性。与邻近的H II区域相比，这些星云显示出相对于H α更强的[N II] 6548，6583 A和[S II] 6716，6731 A辐射。我们发现，Cas A的最高速度的喷出物结与一些最近的发射星云相互作用，从而提供了强有力的证据，这些星云位于相同的距离作为残余。我们解释这些周围的星云是祖先的红超巨星风的残留物，这些红超巨星风聚集在位于Cas A北部的一个巨大的扩展H II区的南部边缘。我们的发现与Cas A的前身经历了相当大的质量损失的观点一致，首先是来自快速的主序星风，然后是来自较慢的cluerated超巨星风，最后是来自短暂的高速风，就像来自黄色超巨星的风一样。
2020-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Material mixing in pulsar wind nebulae of massive runaway stars
本文通过2.5维MHD模拟研究大质量逃逸星不同前身星类型和运动速度下脉冲星风、超新星抛射物与恒星风在脉冲星风云中的混合效率，揭示恒星演化历史对遗迹内元素分布和辐射机制的关键控制作用。
2024-11-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Long-Duration Luminous Type IIn Supernova KISS15s: Strong Recombination Lines from the Inhomogeneous Ejecta-CSM Interaction Region and Hot Dust Emission from Newly Formed Dust
我们报告了在木曾超新星巡天（KISS）过程中在一个红移z=0.038的低质量恒星形成星系中发现的一颗类SN 1988 Z IIn型超新星KISS 15 s。KISS 15 s显示出长时间的光学连续谱和发射线光变曲线，表明KISS 15 s是由膨胀的喷出物和致密的星周介质（CSM）之间的持续相互作用提供动力的。H $α$发射线轮廓可以分解为四个高斯的窄，中间，蓝移中间，和广泛的速度宽度分量，与半高全宽$\lesssim 100$，$\sim 2,000$，和$\sim 14,000$ km s ${}^{-1}$的窄，中间，和广泛的组件，分别。蓝移的中间分量的存在下，其中相对于系统速度的视线速度约为$-5,000$ km s ${}^{-1}$，表明喷出物-CSM相互作用区域具有不均匀的形态和各向异性的膨胀速度。我们发现，KISS 15 s显示出不断增加的红外连续辐射，这可以解释为热尘埃热发射的$T \sim 1,200$ K从新形成的尘埃在一个冷的，致密的壳层中的喷出物CSM相互作用区域。从热光度推断出的前身质量损失率是$\dot{M} \sim 0.4 M_{\odot} \text{yr}^{-1} (v_{w}/40 \text{km}~\text{s}^{-1})$，其中$v_{w}$是前身的恒星风速度。这意味着KISS 15 s的前身是一颗红超巨星或一颗发光的蓝色变星，在…
2019-01-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Large dust grains in the wind of VY Canis Majoris
大质量恒星寿命很短，通过恒星风失去大量质量。它们的质量是决定它们如何以及何时爆炸为超新星的关键因素，使星际介质富含重元素和尘埃。在红超巨星阶段，质量损失率惊人地增加，但驱动机制已被证明难以捉摸。在这里，我们提出了高对比度的光学偏振成像观测的极端红超巨星VY大犬座及其cloudly，尘埃，质量损失信封，使用新的极端自适应光学仪器球在VLT。这些意见使我们能够作出第一次直接和明确的检测喷出物中的亚微米尘埃颗粒，我们得出一个平均颗粒半径$\sim$ 0.5 $μ$米，50倍以上的扩散ISM，大到足以接受光子散射显着的辐射压力。我们发现的证据不同的颗粒大小的喷出物，突出的信封的动态性质。粒径为0.5 $μ$ m的颗粒很可能到达离VY Canis Majoris最终爆炸的安全距离;因此它可能向ISM注入10 $^{-2}$ M $_\odot$以上的尘埃。
2015-11-24 astro-ph.SR
Probing the ejecta of evolved massive stars in transition: A VLT/SINFONI K-band survey
处于过渡阶段的大质量演化恒星，如亮蓝变星（LBV），B[e]超巨星（B[e] SG）和黄超巨星（YHG），还没有得到很好的理解，但在确定准确的恒星和星系演化模型的关键步骤。这些恒星的拱星环境揭示了它们的质量损失历史，为它们的个体进化状态和不同阶段的物体之间的联系提供了线索。在这里，我们提出了一个调查的25个这样的演化大质量恒星（16 B[e] SG，6 LBV，2 YHG，和1个特殊的Oe星），在K波段观测的光谱仪在近红外线（SINFONI; R = 4500）的ESO VLT UT 4 8米望远镜。根据光谱形态，样本可以分为两类：一类包括所有的B[e] SG，特殊的Oe星和两个LBV，而另一类包括YHG和其余的LBV。LBV光谱外观的差异是由于一些物体处于静止阶段，而一些物体处于活动或爆发阶段。在我们的13个目标中发现了CO排放特征，首次检测到MWC 137，LHA 120-S 35和LHA 115-S 65。从模型拟合的CO波段头，发射区似乎是脱离恒星表面。每颗具有^12 CO特征的恒星也会发射出^13 CO，这表明其性质已经进化。根据^13 C的富集程度，我们得出结论，许多B[e] SG可能处于红超巨星前的演化阶段。似乎有一个较低的光度极限log L/L_solar = 5.0以下，CO是没有检测到的。在几个高光度的B[e] SG中缺乏CO特征，而在其他星系中则缺乏变化性，这…
2013-08-09 astro-ph.SR
NOEMA maps the CO $J = 2-1$ environment of the red supergiant $μ$ Cep
红超巨星被气体和尘埃环绕的星周环境所包围，这是由于它们的质量损失将重元素扩散到星际介质中而造成的。这个包层的结构和动力学对于理解驱动红超巨星质量损失的过程和前超新星喷出物的形成至关重要。我们用NOEMA干涉仪观测了红超巨星$μ$ ~Cep的CO $J = 2-1$线的辐射。在该线中，合成光束为$0.92 \times 0.72$ ~arcsec（$590 \times 462$ ~au，641~pc）。连续谱图只显示了恒星色球层的自由-自由辐射的未解决的贡献。连续扣除通道图揭示了一个非常不均匀和clusified拱星环境。特别是，我们在蓝色通道图中发现了一个明亮的CO团，与线中的中心源一样明亮，位于恒星西南1.80角秒处。在假设两个不同的恒定风速的径向速度的解投影后，使用3D辐射传输代码\textsc{lime}对观测进行建模，以导出不同结构的特性。我们确定，$μ$ ~Cep周围观察到的气体团块负责质量损失率为$(4.9 \pm 1.0) \times 10^{-7}~{\rm M}_\odot\,{\rm yr}^{-1}$，除了空间上无法分辨的风分量与估计的质量损失率为$2.0 \times 10^{-6}~{\rm M}_\odot\,{\rm yr}^{-1}$。因此，团块在$μ$ ~Cep的质量损失（$\ge 25 \%$）中具有重要作用。我们不能排除未解决的中心流出可能…
2019-04-29 astro-ph.SR
Jet-shaped filamentary ejecta in common envelope evolution
本文通过三维流体动力学模拟研究旋转红超巨星包层内中子星喷流与共同包层演化，证明Rayleigh-Taylor不稳定性形成纤维状抛射物，并揭示旋转增强螺旋结构。
2025-05-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ejecting the envelope of red supergiant stars with jets launched by an inspiraling neutron star
我们研究了由中子星发射的喷流在红超巨星的包层和核心内螺旋运动的性质。我们建议，索恩-Zytkow对象（TZO）是不太可能形成通过共同的信封（CE）的演变，如果吸积到中子星可以超过爱丁顿率与吸积能量的大部分直接进入喷流，随后消散在巨大的信封。我们使用的射流反馈机制，其中的能量沉积的射流驱动整个信封和部分核心的喷射，并找到一个非常强相互作用的射流与核心材料在后期阶段的CE演变。根据我们的研究结果，我们推测在大质量恒星的演化中可能发生的两个罕见的过程。(1)最近的研究声称，如果HV 2112 RSG星是一颗TZO，那么它的特殊丰度可以得到解释。相反，我们推测富钙包层来自一颗恒星伴星的超新星爆炸，该伴星的质量仅比HV 2112略大，因此在其爆炸期间，HV 2112已经是一颗巨大的恒星，拦截了相对大部分的SN喷出物。(2)我们提出的可能性，强r-过程核合成，形成高原子量的$A \ga 130$的元素，发生在由NS发射的RSG星的核心内的喷流。
2015-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the origin of mixed morphology supernova remnants: Linking their properties to the evolution of a red supergiant progenitor star
本文通过恒星演化理论与二维流体动力学模拟，提出混合形态超新星遗迹可由红超巨星前身星塑造的星周介质与遗迹相互作用、经反射激波再加热中心抛射物而形成，无需额外物理机制。
2024-03-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Type IIb Supernova 2011dh from a Supergiant Progenitor
利用一套基于恒星演化祖先的流体动力学模型对SN 2011 dh的性质进行了研究。我们的模型表明，一个大的祖星--与R ~200 Rsun-，需要重现SN 2011 dh的早期光变曲线。这与在深爆炸前图像中SN位置检测到的黄色超巨星是祖星的建议一致。根据测热光变曲线的主峰和膨胀速度，我们将喷出物的质量限定为~2 Msun，爆炸能量限定为E= 6-10 x 10^50 erg，56 Ni的质量约为0.06 Msun。这颗恒星由3 ~ 4 Msun的氦核和~0.1 Msun的薄富氢包层组成，主序星质量估计在12--15 Msun之间。我们的模型排除了氦核质量大于8 Msun的祖先，这对应于M_ZAMS > 25 Msun。这表明SN 2011 dh不太可能是一颗恒星演化的情景。
2012-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
PTF11iqb: Cool supergiant mass loss that bridges the gap between Type IIn and normal supernovae
PTF 11 iqb最初被归类为在爆炸后很早就发现的I型事件。在第2天，它表现出窄的沃尔夫-拉叶（WR）光谱特征，但窄发射很快减弱，光谱变形为类似于II-L和II-P型。在后期，Halpha发射表现出复杂的多峰轮廓，让人想起SN 1998 S。在光谱演化方面，我们发现PTF 11 iqb是SN~ 1998 S的近孪生子，尽管在早期与星周物质（CSM）的相互作用较弱，而在晚期与CSM的相互作用较强。我们解释的光谱变化所造成的早期相互作用与不对称CSM迅速（第20天）由扩大SN喷出物光球包围，但随后再次揭示高原结束后，当光球消退。光变曲线可以与一个简单的模型相匹配，弱CSM相互作用添加到一个正常的SN~II-P的光变曲线。这个平台需要祖有一个扩展的H信封像一个红超巨星，符合缓慢的祖风速表示的窄发射。冷超巨星的祖先是重要的，因为PTF 11 iqb在其早期光谱中显示了WR特征-这意味着在早期SN光谱中存在这种WR特征并不一定表明是WR样的祖先。总体而言，PTF 11 iqb桥接SNe~IIn，在SNe II-L和II-P中观察到较弱的前SN质量损失，这意味着这些类型之间的连续性。
2015-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
A magnetar model for the hydrogen-rich super-luminous supernova iPTF14hls
瞬变测量最近揭示了富氢超亮超新星（SLSN;例如，iPTF 14 hls，OGLE-SN 14 -073），其特征在于具有异常大的时间积分热光度、持续的蓝色光学颜色和多普勒增宽的HI线。在这里，我研究了磁星（初始旋转能为4x10^50 erg，场强为7x10^13 G）对典型的II型SN喷出物（质量为13.35 Msun，动能为1.32x10^51 erg，0.077 Msun的56 Ni）的性质的影响富氢蓝超巨星的终端爆炸。我提出了一个非LTE的时间相关的辐射转移模拟所产生的光度和光谱的演变，从1天，直到600天后爆炸。有了磁星的能量，模型的光度和亮度都得到了增强，喷出物到处都更热，电离程度更高，光谱形成的区域也扩大了很多。这个磁星驱动的SN喷出物再现了SLSN iPTF 14 hls的大部分观测特性，包括R波段持续亮度为-18等，蓝色光学颜色，以及600天的宽HI线。非极端磁星的属性，结合标准的II型SN喷出物的属性提供了一个有趣的替代最近提出的对不稳定的超大质量恒星模型，其中涉及一个高能量和超大质量的喷出物。因此，这种II型SLSNe可能仅通过磁星的影响而不同于标准的II型SNe。
2018-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-Lasting X-Ray Emission from Type IIb Supernova 2011dh and Mass-Loss History of The Yellow Supergiant Progenitor
IIb型超新星（SN）2011 dh，以前所未有的黄色超巨星（YSG）祖先的结论性检测，提供了一个极好的机会，加深我们对大质量恒星演化的最后几个世纪的SN爆炸的理解。在本文中，我们报告的探测和分析的热X射线发射从SN IIb 2011 dh在~500天后爆炸的钱德拉档案数据，提供了一个坚实的推导出的质量损失率的YSG祖首次。我们发现，拱星介质（CSM）应该是密集的，超过预期的沃尔夫-拉叶星（WR）的一个数量级。发射是由反向冲击波穿透到外壳，完全符合YSG的祖先，但不与WR的祖先。在最外面的喷出物的密度分布是陡峭得多，比预期的紧凑型WR星，这一发现必须考虑到在模拟早期的紫外线/光发射从SNe IIb。在爆炸前的最后约1，300年，质量损失速度约为20 km/s，由此得出的质量损失率为3 x 10^{-6} Msun/年。导出的质量损失性质在很大程度上与巨星预期的标准风质量损失一致。这不足以成为排出几乎所有氢气包层的主要驱动力。因此，在爆炸前1,300年发生的巨大质量转移的二元相互作用是产生YSG祖先的可能方案。
2014-03-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Parsec-scale Circumstellar Shell Around VX Sgr: Mass Loss and RSG/TŻO Nature
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）
研究发现VX Sgr周围存在0.59秒差距的弧形星周壳层，排除其为弓激波产物，通过运动学年龄排除超AGB模型，估算质量损失率并探讨其超新星抛射物与星周物质的相互作用，以明确VX Sgr的RSG/TŻO性质。
2026-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
SN 2018hna: Adding a Piece to the Puzzles of the Explosion of Blue Supergiants
我们提出了广泛的光学/紫外观测和建模分析附近的SN 1987 A一样奇特的II型超新星（SN）2018 hna。测光和光谱学都涵盖了爆炸后500天的$>$阶段，使其成为该亚型中观测最好的SN II之一。SN 2018 hna在光球相期间明显比SN 1987 A蓝，表明光球温度较高，这可能是其光谱中Ba II $\mathrmλ$ 6142线较弱的原因。对早期温度演化的分析表明，SN 2018 hna的前身半径为$\sim$ 45 $\mathrm{R_{\odot}}$，与蓝超巨星（BSG）一致。用流体动力学模型拟合辐射热光变曲线，发现SN 2018 hna的喷出物质量为$\sim$（13.7- 17.7）$\mathrm{M_{\odot}}$，动能为$\sim$（1.0- 1.2）$\times 10^{51}$ erg，$^{56}$ Ni质量约为0.05 $\mathrm{M_{\odot}}$ .此外，根据标准恒星演化和从星云[OI]线推导出的氧质量（0.44 - 0.73 $\mathrm{M_{\odot}}$），SN 2018 hna的前身预计具有初始主序星质量$<$ 16 $\mathrm{M_{\odot}}$。在原则上，这样一个相对低质量的恒星不可能在核心坍缩之前结束为BSG，除非涉及一些独特的机制，如快速旋转，限制性双折射等。另一方面，双星方案可能更有利，如…
2023-01-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Circumstellar Material Around Evolved Massive Stars
我回顾了在不同类型的演化大质量恒星（即红超巨星、黄超巨星、亮蓝变星、B[e]超巨星和沃尔夫-拉叶星）周围看到的物质的多波长观测，集中在本地和遥远的例子中的质量、成分和动能的诊断。星周物质对恒星的演化状态、恒星演化中偶发性质量损失的作用以及双星和旋转在形成喷出物中的作用有着重要的意义。这种质量损失决定了通过剥离恒星外层而产生的超新星的类型，但是星周气体也可以深刻地影响超新星爆发前的环境。致密的星周物质实际上可以改变超新星的类型，当它被超新星照亮或被爆炸波加热时。因此，被遥远的超新星照亮的未解决的星周物质可以提供一种研究遥远环境中大质量恒星质量损失的方法。
2010-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiative Properties of Pair-instability Supernova Explosions
我们对起源于红超巨星（RSG）、蓝超巨星（BSG）和沃尔夫-拉叶（WR）恒星的无旋转祖先的成对不稳定超新星（PISNe）进行了非LTE时间相关的辐射传输模拟，这些恒星的质量范围为160- 230 Msun，10^-4 Zsun。虽然受到对流和恒星质量损失率的不确定性，我们的初始条件来自物理一致的模型，治疗从主序列的演变，对生产不稳定性的发病，和爆炸阶段。我们的输入模型具有大的56 Ni和喷出物质量，以及大的动能，我们定性地恢复了II型平台，II型特殊和Ib/c光曲线形态，尽管它们具有更大的峰值辐射热光度（~10^9至10^10 Lsun）和更长的持续时间（~ 200 d）。我们讨论了每个模型的光谱特性，在光球和星云阶段，包括巴耳末线在II-P和II-PEC在早期，占主导地位的线从中间质量元素（IMEs）附近的测辐射热最大值，和加强金属线覆盖之后。具有相似的氦核性质，所有模型都表现出相似的峰后光谱，这些光谱被FeII和FeI线强烈覆盖，以红色为特征，并且来自温度<4000 K的光球/喷出物。结合测辐射热峰值后的适度线宽，这些特性与已知的超发光SNe形成对比，表明PISNe尚未被发现。PISNe是红色的，在高红移时很难观测到，除非它们来自RSG爆炸，在这种情况下，它们可以用作金属丰度探针和距离指示器。
2012-10-23 astro-ph.CO astro-ph.SR
A Deep Near-Infrared [Fe II]+[Si I] Emission Line Image of the Supernova Remnant Cassiopeia A
我们提出了一个长曝光（~10小时）的超新星（SN）残余仙后座A（Cas A）的图像与UKIRT的3.8米望远镜使用窄带滤波器中心在1.644微米的排放。通带包含[Fe II] 1.644 μ m和[Si I] 1.645 μ m线，我们的“深[Fe II]+[Si I]图像”提供了前所未有的Cas A全景图，以亚弧秒（~0.7弧秒或0.012 pc）分辨率显示了冲击和未冲击的SN喷出物以及冲击的星周介质。未受冲击的SN喷出物的漫射发射具有团块、细丝和弧的形式，并且它们的空间分布与Spitzer [Si II]红外发射的空间分布很好地相关，这表明发射可能是由于[Si I]线而不是像在受冲击的材料中那样的[Fe II]线。Cas A的光学不可见的西部区域的结构首次被清楚地看到。该地区充满了许多准固定絮凝体（QSF）和破碎的喷出物壳的碎片。我们认为，在这个地区的异常无线电特性可能是由于这种密集的团块的数量增加。我们在[Fe II]+[Si I]深图像中识别了309个结，并将其分为QSF和快速移动结（FMK）。QSF的H+He总质量约为0.23 Msun，这意味着在祖先的红超巨星风中，致密团块的质量分数为4- 13%。QSF的空间分布表明，在SN爆炸前$10^4$-$10^5$年，存在高度不对称的质量损失。发射[Fe II]谱线的致密铁喷射物的质量约为3 x $10^{-5}$ Msun。…
2018-09-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Pair Instability Supernovae of Very Massive Population III Stars
对原始恒星形成的数值研究表明，宇宙中的第一批恒星可能质量非常大。恒星模型显示，初始质量为140-260 Msun的非旋转星族III恒星会以高能对不稳定超新星的形式死亡。我们提出了新的二维模拟的原始对不稳定超新星与CASTRO代码。我们的模拟比以前的多维模型更早开始，在核心崩溃的开始，捕捉任何动力学不稳定性，可能是崩溃和爆炸燃烧的种子。这种不稳定性可以通过将热灰与燃料混合来提高爆炸产量，从而加速核燃烧，并通过在早期从恒星更深处挖掘重元素来影响超新星的光谱。我们的模型网格包括蓝超巨星和红超巨星，这些事件的前身质量范围都在预期之内。我们发现，由氧和氦燃烧驱动的流体不稳定性出现在氧壳层$\sim$的上，下边界的核心反弹后20 - 100秒。在SN激波离开氦核后，由燃烧驱动的不稳定性冻结。当冲击随后传播通过氢包层时，形成强烈的反向冲击，从而驱动Rayleigh-Taylor不稳定性的增长。在红超巨星的祖先中，这些不稳定性的振幅足以混合超新星喷出物。
2014-07-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
SN2023ixf: ultraviolet-to-infrared radiative-transfer modeling of the nebular-phase evolution until 1000 days
Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS-Sorbonne Université（巴黎天体物理研究所，法国国家科学研究中心-索邦大学）；French-Chilean Laboratory for Astronomy, IRL 3386, CNRS and Instituto de Astrofísica, Pontificia Universidad Católica de Chile（中法天文实验室，法国国家科学研究中心和智利天主教Pontificia大学天体物理研究所）；Cahill Center for Astrophysics, California Institute of Technology（加州理工学院卡希尔天体物理学中心）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Department of Astronomy, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校天文学系）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（CSIC））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究研究所）；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）
研究通过非局部热力学平衡辐射传输建模，分析SN2023ixf星云阶段演化，揭示尘埃形成、γ射线逃逸及Fe线发射对紫外和光学辐射的影响，最终确定尘埃质量增长与外层冷尘埃成分的重要性。
2026-05-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Low-luminosity Type IIP Supernova 2016bkv with early-phase circumstellar interaction
我们对低光度IIP型超新星（SN）2016 bkv从初始上升阶段到平台阶段进行了光学和近红外观测。我们的观测结果表明，该超新星的平台期结束时间比爆发前延长了$\gtrsim 140$天，表明该超新星完成平台期的时间是最长的。在类型IIP SNe（SNe IIP）中，包括低光度（LL）SNe IIP。各种离子在平台相中期的线速度低至1，000 - 1，500 km/s $^{-1}$，甚至在LL SNe IIP中也是最低的。这些测量意味着SN 2016 btons的喷出物质量大于研究充分的LL IIP SN 2003 Z。在早期阶段，SN 2016 bm 3在光变曲线上显示出强烈的颠簸。此外，在此碰撞阶段的光谱表现出一个蓝色的连续伴随着一个狭窄的H $α$发射线。这些特征表明SN喷出物和拱星物质（CSM）之间的相互作用，如SNe IIn。假设抛射物-CSM相互作用的情景，在SN爆炸前几年内的质量损失率估计为$\sim 1.7 \times 10^{-2} M_{\odot}$ yr $^{-1}$。这与银河系红超巨星观测到的最大质量损失率相当，甚至更大（VY CMa的质量损失率为$\sim 10^{-3} M_{\odot}$ yr $^{-1}$）。我们认为，SN 2016 b的祖先恒星在SN爆炸之前经历了一次剧烈的质量损失。
2018-04-17 astro-ph.GA 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
Impact of clumping on core-collapse supernova radiation
有观测和理论证据表明，核心坍缩超新星（SNe）的喷出物是结构化的。这种材料不是光滑和均匀的，而是由不同成分的过密和欠密区域组成的。在这里，我们探讨了在光球阶段使用1-D非局部热力学平衡辐射转移和喷出物模型所产生的蓝超巨星爆炸（产生II型特殊SN）的SN辐射的成块的效果。忽略化学偏析，我们采用速度依赖的体积填充因子的方法，假设团块很小，但不改变沿任何视线的柱密度。我们发现，聚集提高了光球层的重组率，导致更快的衰退的光球，增加热光度，并通过增强覆盖的SN颜色变红。SN测辐射热光变曲线的峰值较早，过渡到星云相的速度也较快。在上升到最大值时，我们的聚集模型和光滑模型之间的最强光度对比是在光球层已经退到喷出物层的时候获得的，在那里聚集因子只有0.5 --这个聚集因子在自然界中可能更大。在II型高原SN模型中，聚束被认为具有类似的影响。由于我们忽略了孔隙度和化学分离，我们的模型低估了结块的真实影响。这些结果值得进一步研究的影响，在光球阶段的其他SN类型的观测。
2018-08-27 astro-ph.HE 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
Infrared diagnostics of late-time core-collapse supernova spectra
Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS-Sorbonne Université（巴黎天体物理研究所，CNRS-索邦大学）
研究通过红外诊断分析核心坍缩超新星晚期喷射物中原子和离子的发射，揭示Ibc型超新星红外线特征与56Ni混合水平的关系。
2025-11-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Influence of macroclumping on type II supernova light curves
核心坍缩超新星（SN）喷出物的结构可能在小尺度和大尺度上都有，在爆炸地点附近，球状对称性的偏差更大。在这里，我们提出了2D和3D灰色辐射流体动力学模拟II型SN光变曲线从红色（RSG）和蓝色超巨星（BSG）的恒星爆炸调查SN观测的密度或成分的不均匀性的影响，与特征尺度设置为百分之几的局部半径。聚束效应加速了储存辐射的释放，提高了早期的亮度，缩短了光球相位。在光球周围，辐射在光子平均自由程较大的团块之间泄漏。由于辐射在体积上是均匀存储的，因此更大的聚集可以通过将越来越多的质量存储到包含越来越少的辐射能量的更小和更密集的团块中来增加这种泄漏。不同区域在不同温度下重组的非均匀介质也会影响光变曲线。因此，成团可以是SN亮度的多样性的来源。成块可能会导致系统低估喷出物质量从光曲线建模，虽然一个显着的偏移似乎需要一个大的密度对比度之间的几十块和interclump介质。
2019-07-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
The look of high-velocity red-giant star collisions
本文模拟并计算了黑洞驱动的高速红巨星碰撞的光度和光谱，发现其能量堪比超巨星爆发，早期呈紫外亮相，可被ULTRASAT等紫外巡天探测。
2023-10-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Unveiling the nitrogen-rich massive star in the metal-poor galaxy NGC 4068
本文报道了在低金属丰度（Z ~ 0.1Zsun）矮星系NGC 4068中发现的一个不寻常的类星发射线天体。利用长缝摄谱仪和法布里-珀罗干涉仪的观测结果表明，该天体的Ha线具有高速色散，HeII 4686 A线的存在和特殊的低[SII]/[NII]通量比。根据观测数据，我们推断该天体是一颗高辐射热光度L~1.5*10^6 Lsun的单星，被一个运动学年龄t ~ 0.5Myr的膨胀星云所包围。该星云显示出明显的氮过剩（log（N/O）~-0.05，比低金属量星系高出约1.4倍）。我们认为这是一颗巨大的蓝超巨星（BSG）或沃尔夫-拉叶（WR）恒星，周围环绕着与星际介质相互作用的喷出物。我们使用云光电离代码计算了星云的模型，应用CMFGEN模型的BSG和WR星作为电离源。我们发现，模型的模拟和观察到的光谱之间的最佳协议，假设电离的低金属丰度WR星的质量M*~ 80 Msun，电离星云通过强风和丰富的星际介质与氮。
2022-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
SN 2024cld: unveiling the complex mass-loss histories of evolved supergiant progenitors to core collapse supernovae
SN2024cld揭示了核心坍缩超新星前身的复杂质量损失历史，通过多组分CSM结构和持续的CSM相互作用，提供了对98S型超新星的深入理解。
2025-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
A shock crashing into confined dense circumstellar matter brightens the nascent SN 2023ixf
本文利用 Monte Carlo 方法模拟辐射扩散过程，证实 SN 2023ixf 早期光变曲线的快速上升是由超新星抛射物与 progenitor 附近 10^15 cm 内、质量损失率约 10^-2 Msun/yr 的致密 CSM 相互作用所致。
2025-04-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The remnant of SN1987A revealed at (sub-)mm wavelengths
超新星1987 A（SN 1987 A）在大麦云（LMC）中爆炸。它的邻近性和快速演化使其成为超新星遗迹发展早期阶段的独特案例研究。一个特别令人感兴趣的方面是SN 1987 A中可能形成的尘埃，因为SNe可能对高红移的尘埃有显着贡献。目的：我们探讨了SN 1987 A及其环暴介质的属性，在毫米和亚毫米波长，弥合现有的无线电和红外（IR）观测的同步辐射和尘埃发射之间的差距。研究方法：SN 1987 A于2005年7月由澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）以3.2毫米观测，并于2007年5月由阿塔卡马探路者实验（APEX）以0.87毫米观测。本文首次给出了SN 1987 A在这些波长下的图像和亮度测量结果。结果：SN 1987 A在3.2 mm（5”射束）和0.87 mm（18”射束）处被检测为11.2 +/- 2.0 mJy和21 +/- 4 mJy的未分辨点源。这些通量密度与幂律无线电频谱和修正黑体尘埃排放的外推完全一致。这限制了自由-自由发射的存在，这与SN 1987 A电离喷出物的预期自由-自由发射相似。在0.87 mm处观察到邻近的较暗发射，向西南方向延伸约0.5'。这可能是超新星前身的风的影响，当它仍然是一个红色的超巨星在致密的介质。结论：我们已经建立了一个连续的光谱能量分布从SN 1987 A和它的周围环境，连接红外和无线电数据。这限制了来自电离等离子体的贡献。我们的亚毫米…
2011-07-07 astro-ph.SR
On the evolutionary state of massive stars in transition phases in M33
几个大质量恒星的高级阶段的特点是在不稳定阶段期间发生的质量损失。赋予这些恒星一个适当的演化状态的关键是评估它们喷出物的成分和几何形状以及恒星的性质。我们选择了M33中的五个热LBV候选者来改进它们的分类，调查它们的星周环境并探索它们的演化特性。作为近红外波段的可接近目标，我们在$K-$波段用GNIRS/GEMINI进行了中分辨率光谱学研究，以研究它们的分子周星环境。两颗恒星被发现显示CO排放，这是模拟出现从拱星或拱双星开普勒盘/环。碳同位素$^{13}$ C的鉴定，以及其中一颗恒星的$^{12}$ CO/ $^{13}$ CO比值明显较低，意味着恒星的演化状态。由于这两个CO发射星是非常明亮的，因此不经历红超巨星阶段，我们认为，剥离过程和赤道高密度喷出物，由于快速旋转是负责从核心处理材料的恒星表面的富集。一个候选的B[e]SG显示一个吸收CO的配置文件，这可能是由于喷流或恒星脉动。这两颗恒星的红外光谱没有任何特征，表明它们有一个低密度的气体壳层，或者是由于恒星的电离温度而导致的分子耗散。我们建议光谱监测我们的目标，以评估CO分子的稳定性，并评估随时间变化的动力学的拱星气体结构。
2018-07-31 astro-ph.SR
Supernovae from massive stars with extended tenuous envelopes
具有核晕结构的大质量恒星是恒星物理学和流体力学研究的重要对象。利用恒星演化、辐射流体动力学和辐射转移的模拟，我们研究了具有扩展和稀薄包络（即，95%的质量包含在表面半径的10%或更小的范围内的恒星）。我们认为富氢超巨星和氦巨星的前身星都是近双星演化的结果，最终质量为2.8- 5 Msun。一个扩展的包层导致超新星（SN）激波制动，并形成反向激波，将核心物质扫入致密的外壳。冲击沉积的能量，这遭受很少的退化膨胀，被困在喷出物层的中等光学深度，从而提高了SN亮度在早期。延迟56 Ni加热，我们发现，所产生的光学和近红外光变曲线都表现出双峰形态。我们展示了如何扩展祖可以解释一些IIb和Ib型SNe的蓝色和无特征的光谱。由反向激波形成的致密壳导致具有较小且接近恒定宽度的线轮廓。这种喷出物的性质可以解释IIb型超新星的轮廓在统计上比Ib型超新星窄，以及SN 1993 J中看到的独特的H α轮廓。在早期，我们的氦巨星爆炸模型显示出高光度，蓝色和无特征的光谱，让人想起Ib型SN 2008 D，这表明它是一个低质量的祖先。
2018-01-06 astro-ph.HE 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
Supernovae in colliding-wind binaries: observational signatures in the first year
当一颗核心坍缩的超新星在一个双星系统中爆炸时，喷出物可能会遇到一个过密的壳层，在那里两颗恒星的恒星风之前发生了碰撞。在这项工作中，我们调查的超新星光变曲线上的时间尺度，从早期的闪光电离签名，爆炸后约一年的这种相互作用的影响。我们构建了一个模型的碰撞风壳在一个轨道双星系统，我们提供了一个解析表达式的壳的厚度和密度，我们校准与三维自适应网格细化流体动力学模拟探测不同比例的风动量和不同制度的辐射冷却效率。我们模拟了超新星喷出物与星周介质的角相关相互作用，并利用一个现实的冷却函数估算了激波辐射效率。我们发现，辐射冲击功率超过典型的IIP型超新星光度只有双红超巨星双星的质量比$q \gtrsim 0.9$，风质量损失率$\dot{M} \gtrsim 10^{-4} M_\odot\,\text{yr}^{-1}$，和分离之间约50和1500 AU。对于$q$较小的双星或风速较快的主星，所需的$\dot{M}$会增加。我们估计所有坍缩大质量恒星的$\ll 1\%$满足双星质量比和双星分离的条件。由于风壳碰撞而产生的散射光度最多比未受扰动的恒速风高出10倍，但与靠近恒星的风加速相关的更高密度提供了更强的信号。
2021-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsar wind nebulae meeting the circumstellar medium of their progenitors
本研究通过2.5维磁流体动力学模拟，探讨了移动的大质量超新星前身星产生的脉冲星风云与星周介质相互作用的不对称演化，发现终止激波的不对称回响显著影响遗迹的射电辐射和物质混合。
2024-09-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Determining the main-sequence mass of Type II supernova progenitors
我们提出了辐射流体动力学模拟的核心坍缩超新星（SN）爆炸，人工产生的驱动活塞在一个旋转或非旋转的红超巨星祖星的信封的底部。我们寻找喷出物运动学的趋势，在由此产生的II型高原（II-P）SN，探索爆炸能量和前SN恒星演化模型的依赖关系。我们恢复平凡的结果，较大的爆炸能量产生较大的喷出物的速度在一个给定的祖。然而，我们强调，对于一个给定的爆炸能量，增加氦核心质量与主序列质量的这种II-P SN祖导致喷射的核心嵌入富氧物质在更大的速度。我们发现，光球速度在15天后，冲击爆发是一个很好的和简单的指示爆炸能量在我们选择的一套前SN模型。这个测量值，结合星云相OI 6303 - 6363 A线的宽度，可以用来确定主序质量的上限。使用我们的模拟结果，我们发现，目前，但显着不足，晚的时间光谱类型II-P SNe支持祖主序列质量低于~ 20 Msun，从而证实了推断的基础上直接，但困难，祖识别爆炸前的图像。II-P型超新星中OI 6303 - 6363 A的星云光谱宽度很窄，不支持25- 30 Msun范围内的高质量祖星。结合定量光谱建模，这种诊断提供了一种手段来约束的主要序列质量的祖，质量分数的核心弹出，因此，质量的紧凑的残余物形成。
2010-06-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the progenitor and early evolution of the type II supernova 2009kr
我们报告的源符合SN 2009 kr在HST爆炸前的图像识别。该物体看起来是一个单点源，固有色V-I = 1.1，M_V =-7.6。如果这是一颗恒星，它将是一颗黄色超巨星，log L/ L_{sol} \sim 5.1，质量为15（+5/-4）M_{sol}。空间分辨率还不允许我们明确地确定祖先对象是一颗恒星，一个双星系统还是一个紧凑的星团。我们发现，早期的光变曲线是平坦的，类似于IIP SNe，但光谱有点奇特，显示不寻常的P-Cygni配置文件。不断膨胀的喷出物的演化将在理解祖先天体方面发挥重要作用。
2009-12-10 astro-ph.CO 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
The pair-instability origin of supernova 2023vbw
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）；California Institute of Technology（加州理工学院）；The University of Tokyo（东京大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，国立自然科学研究院）
研究通过观测和建模氢丰富的超新星2023vbw，证实低金属licity环境下大质量恒星的双星不稳定现象导致超新星爆发，其能量和持续时间显著高于常规核心坍缩超新星。
2026-05-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass ejection in failed supernovae: equation of state and neutrino loss dependence
一颗失败的核心坍缩超新星来自非旋转的祖先，由于质子中子星的中微子发射导致引力减弱，它可以喷射出质量。这种机制产生了可观察到的瞬变，并为黑洞（BH）残余物的质量设定了上限。然而，先前对这一机制的全球模拟包括了中微子损失的参数化，直接影响了喷出物的质量和能量。在这里，我们发展的内部超新星核心的球对称，广义相对论中微子辐射流体动力学代码，直到BH形成。然后，我们将结果用于牛顿代码中，该代码遵循恒星外层对重力变化的响应，并解析表面压力刻度高度。我们发现，稠密物质状态方程（EOS）可以引入一个因素$\sim 2$变化的引力质量损失中微子，与刚性EOS匹配以前的参数结果，和软EOS产生较低的喷出物的质量和能量的几个因素。这种差异主要是由于在较硬的EOS中形成BH的时间较长。在软状态方程下，如果不包括氢复合能，我们的红、黄超巨星祖先就不能解除质量束缚。使用中微子的质能损失时间的线性斜坡（具有适当的参数）产生的恒星响应与使用中微子损失的详细历史所获得的响应在$\sim 10\%$范围内。我们的研究结果意味着定量的，但不是定性的修改，以前的预测，冲击爆发，高原排放，并最终BH群众从这些事件。
2021-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Supernova 1998S at 14 years Postmortem: Continuing Circumstellar Interaction and Dust Formation
我们报告的晚时间光谱观测的类型IIn SN 1998 S，采取爆炸后14年使用大双筒望远镜。光谱显示出[O I]、[O II]、[O III]、H-α、H-β和[Fe II]的宽发射特征。过去十年的演变已经表现出加强的氧转换，证据表明，后期发射是由越来越多的富含金属的SN喷出物穿越反向冲击。H-α的光度要求SN 1998 S仍然与致密的星周物质（CSM）相互作用，这可能是由红超巨星前身的强风在爆炸前至少1000年产生的。发射线表现出不对称的蓝移轮廓，这意味着SN的后退半球被尘埃遮蔽。特别是[O III]线，其红翼完全被抑制。这可能是预期的尘埃消光或较小的径向分布[O III]的波长依赖性的结果。在后一种情况下，[O III]的红色翼可能被核心尘埃吸收，而蓝色和红色翼都被前向和反向冲击之间的冷致密壳层内的尘埃吸收;这种解释可以解释为什么SNe的后期[O III]发射通常比模型预测的要弱。的[O I]线表现出双峰结构上的更广泛的基础配置文件，可能是由于个别团块的喷出物或环状结构的富含金属的碎片发射。峰的质心是蓝移的，并且缺少红色对应物。然而，在第1093天获得的档案光谱显示了第三个红移峰，我们怀疑它已经被过去十年形成的尘埃所熄灭。这意味着在其他SNe观测到的多峰氧分布的“缺失”红色成分可能被不同程度的尘埃消光所掩盖。
2012-06-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
