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
The NGC 300 Transient: An Alternative Method For Measuring Progenitor Masses
我们提出了一种测量恒星经历后期恒星演化的瞬态事件的前兆质量的替代技术。我们使用成熟的恒星星族建模技术对NGC 300（NGC 300 OT 2008 -1）中最近瞬变事件发生地周围的恒星进行年龄测定。由于几乎所有的恒星都形成于星团中，这些星团在物理上保持联系的时间比最大质量恒星的寿命还要长，因此周围的恒星必须与瞬变共享一个共同的关闭质量。我们发现NGC 300 OT 2008 -1的前身被800万至1300万年前在一次爆发中形成的恒星所包围，置信度为70%。因此，瞬变可能是由于一个祖先的质量下降之间的主要序列关闭质量（12 Msun）和最大恒星质量（25 Msun）的等时线界定这个年龄范围。我们的特点，这种技术在确定历史和未来的瞬变和超新星（SNe）的前体质量的一般适用性，注意到它既不需要前体成像，也不需要亚弧秒精度的瞬态的位置。它也是基于主序的物理学原理，因此可能是一个比将演化轨迹拟合到前兆震级更可靠的前兆质量来源。我们推测，如果前身质量接近17 Msun，那么在NGC 300 OT 2008 -1这样的光学瞬变和缺失的II-P型SNe之间可能存在联系，即所谓的“红超巨星问题”。"
2009-08-10 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
Lithium abundances in globular cluster giants: NGC 1904, NGC 2808, and NGC 362
球状星团中存在多个星族的现象已经得到了很好的证实，这要归功于高分辨率的光谱学。人们普遍认为，不同的种群是不同恒星世代的结果：需要星团内污染事件来产生几乎所有星团中观察到的特殊化学物质。不幸的是，负责的祖先留下了一个模糊的签名，其性质仍然没有得到解决。为了限制候选污染物，我们测量了三个系统中180多个巨星的锂和铝丰度：NGC~1904，NGC~2808和NGC~362。目前的调查以及我们以前的分析M12和M5为我们提供了最大的数据库，同时测定锂和铝的丰度。我们的研究结果表明，锂生产发生在每个集群。在NGC~362中，我们发现了类似M12的行为，第一代和第二代恒星具有非常相似的Li丰度，有利于能够产生Li的祖先，例如AGB星。在NGC~1904和NGC~2808中可能有多种祖先类型，因为它们既有与第一代恒星相当的锂中间人口，也有富含Al但缺乏Li的极端人口。一个简单的稀释模型无法再现这种复杂的模式。最后，内部锂的变化似乎表明这种元素的生产效率是星系团质量和金属丰度的函数-低质量或相对富含金属的星系团更擅长生产锂。
2015-03-19 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
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
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
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
Time-series spectroscopy of two candidate double degenerates in the open cluster NGC 6633
Ia型超新星是精密宇宙学中大量使用的工具，但我们仍然不确定祖先系统是什么。一般的可解释性论证表明，在中间年龄的疏散星团中有可能识别出双简并的Ia型超新星祖先。我们目前的时间分辨高分辨率光谱学领域的疏散星团NGC 6633的两个白矮星，以前已被确定为候选人在集群中的双简并。然而，对每个候选者进行了三个小时的连续观测，未能检测到任何大于10 km/s水平的显著径向速度变化，这使得白矮星中的任何一颗都不太可能是在哈勃时间内合并的双简并。白矮星LAWDS NGC 6633 4的径向速度在2.5 sigma水平上与星系团成员不一致，而LAWDS NGC 6633 7的径向速度与星系团成员一致。我们保守地得出结论，LAWDS 7是一个可行的大规模双简并候选者，尽管不太可能是Ia型祖先。很可能需要来自GAIA的天体测量数据来确定这两颗白矮星中的任何一颗是否真的是星团成员。
2015-11-04 astro-ph.SR
Initial-Final Mass Relation for 3 to 4 M$_\odot$ Progenitors of White Dwarfs from the Single Cluster NGC 2099
利用凯克低分辨率成像光谱仪对富疏散星团NGC 2099（M37）中观测到的白矮星进行了样本扩展。在20颗白矮星候选者中，光谱显示19颗是真正的白矮星，其中14颗具有高信噪比。我们发现这14个中的11个与单独进化的集群成员一致。其跨越$\sim$ 0.7至0.95 M $_\odot$的质量范围，不包括低质量离群值，对应于$\sim$ 3至4 M $_\odot$的祖细胞质量。这个区域的初始最终质量关系（IFMR）有很大的散射和斜率，仍然是精确确定的。利用这个属于单一年龄和金属丰度群体的大样本白矮星，我们发现初始-最终质量关系为（0.171 $\pm$ 0.057）M $_{\rm initial}$ +0.219 $\pm$ 0.187 M $_\odot$，明显比许多先前研究中在整个观测到的白矮星质量范围内采用的线性关系更陡峭。将太阳金属丰度NGC 2099与富含金属的毕宿星团和普雷塞普星团中的18颗白矮星的这种新关系进行比较，发现它们的IFMR也具有一致的陡峭斜率。这种强烈的一致性也表明，在这个质量和金属丰度范围内，IFMR没有显著的金属丰度依赖性。因此，IFMR可以更可靠地确定与这一广泛的样本的29个总白矮星给出M $_{\rm final}$ =（0.163 $\pm$ 0.022）M $_{\rm initial}$ +0.238 $\pm$ 0.071 M $_\odo…
2015-05-25 astro-ph.SR
A study of the low-luminosity Type II-Plateau supernova 2008bk
超新星（SN）2008bk是一个观测良好的低光度II型事件，与低质量红超巨星的前身有视觉上的关联。为了模拟SN 2008bk，我们从主序星演化出一颗12Msun的恒星，直到核心坍缩，此时它的总质量为9.88Msun，氦核质量为3.22Msun，半径为502Rsun。然后，我们人为地引发一次爆炸，产生8.29兆太阳的喷出物，总能量为2.5x10^50尔格，56镍约为0.009兆太阳。我们用非局域热力学平衡的含时辐射转移模型模拟了喷出物的后续演化。虽然有点太亮和精力充沛，这个模型令人满意地再现了SN 2008bk的多波段光变曲线和多历元光谱，证实了低质量大质量恒星祖先的适用性。与其他低光度的SNe II一样，在平台阶段结束时的结构化H α轮廓可能是由BaII 6496.9A而不是非球面造成的。我们讨论了我们的结果的灵敏度，在祖半径和质量的变化，以及化学混合。当母星半径增加15%时，亮度会增加15%，V带会增亮0.2等，但其长度不会受到影响。喷出物质量增加10%，平台期延长约10天。化学混合会对测辐射热光变曲线带来轻微的变化，仅限于平台的末端，但对星云时期的颜色和光谱有很大的影响。
2016-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Masses of Supernova Remnant Progenitors in NGC 6946
我们限制了169个超新星遗迹，8个历史上观测到的超新星，以及NGC 6946中的黑洞形成候选者的祖先质量，发现它们与标准的初始质量函数一致。此外，还有16个遗迹没有显示出附近恒星形成的迹象，与核心坍缩超新星一致，使它们成为Ia型超新星的良好候选者。利用$Hubble$ $Space$ $Telescope$宽带成像，我们测量了F435 W、F555 W、F606 W和F814 W滤光片中ACS/WFC场以及F438 W、F606 W和F814 W滤光片中WFC 3/UVIS场的恒星光度。然后，我们将这一光度测定与恒星演化模型相结合，以确定在SNRs和SNe位置上存在的年轻种群的年龄。然后，我们从拟合的年龄分布推断出祖先质量概率分布。对于37个SNR，我们测试了不同的滤波器组合如何影响推断的质量。我们发现，过滤器敏感的H $α$，[N II]，和[S II]气体排放量可以偏置质量估计残留物，依赖于我们的技术。使用KS检验分析我们最可靠的测量，我们发现祖细胞的质量分布是匹配的幂律指数$-2.6^{+0.5}_{-0.6}$，这是符合标准的初始质量函数。
2021-04-22 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（$M_{\rm H_{\rm…
2021-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The luminous red nova AT 2018bwo in NGC 45 and its binary yellow supergiant progenitor
发光红新星（LRNe）是与双星系统合并前不久的共同包层（CE）部分喷射有关的天体物理瞬变。在这里，我们提出了我们的光度和光谱后续活动的AT 2018 bwo（DLT 18x），在NGC 45中发现的LRN的结果，并使用二进制恒星演化模型研究其祖先系统。瞬变达到了$M_r=-10.97\pm0.11$的峰值幅度，并在其$t_p = 41\pm5$天的光学平台期间保持这种亮度。在这一阶段，它的光球温度相当稳定，约为3300 K，光度约为$10^{40}$ erg/s。AT 2018 bwo的光球层在早期看起来比其他类似的LRNe更大更冷，可能是由于合并前的质量损失事件延长。接近平台的末端，光学光谱显示出具有强分子吸收带的红色连续谱。在爆发后约1.5年，在中红外波段也检测到了冷却尘埃的再处理排放。斯皮策和哈勃太空望远镜在瞬变事件发生前10-14年的档案数据显示，这颗恒星的前身是$T_{prog}\sim 6500$ K、$R_{prog}\sim 100R_{\odot}$和$L_{prog}\sim 2\times10^4L_{\odot}$，光学上薄的温暖尘埃（1000 K）的质量上限是$M_d<10^{-6}M_{\odot}$。利用恒星双星演化模型，我们确定了与祖先参数空间一致的双星系统的性质。对于AT 2018 bwo，我们推断其原始质量为12-16 $M_{\odot}$，比…
2022-01-27 astro-ph.SR
PTF12os and iPTF13bvn. Two stripped-envelope supernovae from low-mass progenitors in NGC 5806
本文研究了PTF在NGC 5806星系中发现的两颗剥层超新星。这些SNe，命名为PTF 12 os/SN 2012 P和iPTF 13 bvn，在距离主星系中心相似的距离爆炸。根据我们的光谱序列，我们将PTF 12 os归类为IIb型SN; iPTF 13 bvn先前已被归类为Ib型，可能有一个零年龄主序列（ZAMS）质量低于17太阳质量的祖先。我们的主要目标是限制iPTF 12 os和iPTF 13 bvn的爆炸参数，并对SN祖细胞施加约束。我们在SNe上展示了全面的数据集，并介绍了iPTF目前使用的一种新的参考减法管道（FPipe）。我们进行了详细的研究的光变曲线（LC）和光谱演化的SNe。使用流体动力学代码HYDE的测热LC建模。我们使用星云模型和后期光谱来约束祖细胞的ZAMS质量。我们进行图像注册的PTF 12 os的地面图像存档的NGC 5806的HST图像，以确定一个潜在的祖先候选人。我们的iPTF 13 bvn星云光谱表明，其前身的ZAMS质量较低，约为12个太阳质量。PTF 12 os的晚期光谱与ZAMS质量约为15个太阳质量一致。我们成功地确定了一个祖先的候选人PTF 12 os使用档案HST图像。这个来源与大质量恒星的星团是一致的。我们的流体动力学模型表明，PTF 12 os的祖先有一个紧凑的He核心，质量为3.25太阳质量，并合成了0.063太阳质量的强烈混合…
2016-06-09 astro-ph.HE 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
Co-spatial Long-slit UV/Optical Spectra of Ten Galactic Planetary Nebulae with HST/STIS II. Nebular Models, Central Star Properties and He+CNO Synthesis
本研究报告有两个目的。首先，我们采用新的HST/STIS光谱和光电离模拟技术，确定了八个行星状星云（IC 2165，IC 3568，NGC 2440，NGC 3242，NGC 5315，NGC 5882，NGC 7662和PB 6）的祖先质量。其次，我们第一次能够比较每个对象的观测星云的氦，碳和氮的丰度与这些相同的元素的丰度预测的恒星模型，是一致的每个对象的祖质量。重要结果包括：（1）我们的天体中心星的质量范围与其他PN中心星和白矮星的质量分布很好地匹配;（2）我们的天体中He/H都高于太阳，在大多数情况下可能是由于预测的第一次疏浚效应; 4）我们的天体的C/O与O/H似乎是负相关的，这可能与理论家的结论一致，即从第一次挖掘开始的大气碳富集程度对一个参数敏感，该参数的值随着金属丰度的下降而增加; 5）恒星模型对星云C和N富集的预测与观测到的祖星质量<=1.5 Msun的丰度一致。最后，我们给出了NGC 5315和NGC 5882的第一个光电离模型。
2015-10-05 astro-ph.SR
The blue straggler V106 in NGC6791: A prototype progenitor of old single giants masquerading as young
我们测定了老的疏散星团NGC6791中双星V106的性质。我们确定该系统是一个蓝色的离散星系团成员，通过结合使用地面和开普勒测光和多历元光谱。发现主分量的性质是$M_{\rm p}\sim1.67 \rm M_{\odot}$，比团簇关断更重，具有$R_{\rm p}\sim1.91 \rm R_{\odot}$和$T_{\rm eff}=7110\pm100$ K。次级组件尺寸过大，并且由于其含有低质量的$M_{\rm s}\sim0.182 \rm M_{\odot}$、$R_{\rm s}\sim0.864 \rm R_{\odot}$和$T_{\rm eff}=6875\pm200$ K而过亮。我们将这颗二级恒星确定为一颗膨胀的（原）质量极低的氦白矮星。V106的这些性质表明，它代表了一个典型的阿尔戈悖论系统，它通过一个传质阶段，提供了洞察其过去的演变。我们提出了一个详细的二进制恒星演化模型的形成V106使用MESA代码，发现质量转移阶段只停止约40万年前。由于轨道周期短（P=1.4463 d），一旦当前的主星向红巨星阶段演化，另一个质量转移阶段是不可避免的。我们认为，V106将通过一个共同的信封阶段在未来1亿年的合并，成为一个单一的超大质量的巨人。高质量会使它看起来比它的真实年龄年轻，这是由星系团的性质揭示的。因此，V106可能是伪装成年轻的旧场巨星的原型祖先。
2018-09-03 astro-ph.SR
Modeling the Progenitor Stars of Observed IIP Supernovae
本文利用MESA一维恒星演化代码建模IIP型超新星前身星，系统研究恒星质量、金属丰度、自转、爆炸能量和56Ni产量对光变曲线的影响，揭示其物理联系。
2024-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Luminous Type II Short-Plateau SN 2023ufx: Asymmetric Explosion of a Partially-Stripped Massive Progenitor
本研究发现具有已知最短平台期的亮IIP型超新星SN 2023ufx，其前身星为部分剥离的大质量红超巨星，爆炸非对称且镍产量异常高，需星周物质拟合早期光变。
2024-11-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2009ib: A Type II-P Supernova with an Unusually Long Plateau
本文介绍了NGC 1559中的一颗II-P型超新星SN 2009 ib的光学和近红外测光和光谱学。该天体亮度中等，与中等光度的SNe 2008 in和2009 N相似。它的平台期异常长，在爆炸后持续约130天。光谱与亚发光SN 2002 gd相似，具有中等的膨胀速度。我们估计生成的$^{56}$ Ni质量为$0.046 \pm 0.015\,{\rm M}_{\sun}$。我们用膨胀光球法和标准烛光法测定了SN 2009 ib的距离。我们还将超新星1986 L应用于SN 1986 L，这是一个在同一星系爆炸的II-P型SN。综合各种方法的结果，我们认为NGC 1559的距离为$D=19.8 \pm 3.0$ Mpc。我们检查档案，用哈勃太空望远镜拍摄的现场爆炸前的图像，并在SN的位置发现一个微弱的源，它有一个黄色（$(V-I)_0 = 0.85$等）。假设它是一颗恒星，我们估计它的初始质量为$M_{\rm ZAMS}=20\,{\rm M}_{\sun}$。我们还研究了SN 2009 ib的前身不是黄色源而是一颗太暗而无法被探测到的红超巨星的可能性。在这种情况下，我们估计初始零龄主序质量的上限为$\sim 14-17\,{\rm M}_{\sun}$。此外，通过流体动力学模型的观测值，我们推断了爆炸时母源的物理性质，并估算了爆炸前母源的总能量为$\sim 0.55 \times 1…
2015-04-29 astro-ph.SR
Progenitor candidate for the type II-P supernova SN 2018aoq in NGC 4151
我们根据在NGC 4151中爆炸的II型高原SN 2018 aoq爆炸前和爆炸后的数据提出了我们的研究结果。由于对NGC 4151的距离估计相差一个数量级，我们利用了众所周知的喷出物速度和平台亮度之间的相关性，即标准烛光法，获得了18.2 $\pm$ 1.2 Mpc的距离，这与基于几何方法的测量结果非常吻合。上述距离意味着中坪绝对星等为$M_{V}^{50}=-15.76\pm$ 0.14，这表明它的亮度与IIP SNe（如SN 2005 cs）和更典型的事件（如SN 1999 em）相比是中等的。相对较低的膨胀速度（Fe II $λ$ 5169 $\sim$ 3000 km s $^{-1}$，+42 d）进一步支持了这一点。使用存档的HST/WFC 3成像数据，我们发现一个点源与超新星的位置在F350 LP，F555 W，F814 W和F160 W过滤器。该来源显示在数据的$\sim$ 2个月时间跨度内无显著变异性。通过对候选恒星的光谱能量分布的拟合，我们发现了$\log\left(L/L_\odot\right)\sim 4.7$和$T_{\mathrm{eff}}\sim 3.5$ kK，这意味着一个M型红超巨星的前身。从比较单星和双星模型，我们发现，都有利于爆炸的恒星与零年龄的主序质量的$\sim$ $10 M_\odot$。
2019-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Type II SN 2025pht in NGC 1637: A Red Supergiant with Carbon-rich Circumstellar Dust as the First JWST Detection of a Supernova Progenitor Star
本研究通过HST和JWST成像首次在NGC 1637中探测到SN 2025pht的红超巨星前身星，发现其被富碳星周尘埃严重红化，为II型超新星前身星研究提供了新见解。
2025-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Almost Gone: SN~2008S and NGC~300 2008OT-1 are Fainter than their Progenitors
我们提出了后期哈勃和斯皮策太空望远镜的SN 2008 S和NGC 300 2008 OT-1，原型的一个共同的类恒星瞬变的真实性质是有争议的。这两个天体仍在衰落，现在比中红外的祖先暗15倍以上，并且在光学和近红外中未被检测到。来自大双筒望远镜和麦哲伦的数据显示，自2010年衰落以来，这两个源都没有在光学中变化。我们提出了被尘埃壳或风遮蔽的幸存来源的模型，并发现需要极端的尘埃模型才能成功地将幸存的恒星隐藏在尘埃中。将这些瞬变现象解释为超新星爆炸，例如被认为与极端AGB星有关的电子捕获超新星，似乎是一个同样可行的解决方案。虽然在钱德拉X射线天文台2012年的数据中没有发现SN 2008 S，但如果观测时的激波速度比发射线宽度估计的速度慢20%以上，而瞬态仍然是光学明亮的，那么通量限制允许衰落的红外源仅由喷出物与星周介质的激波相互作用提供动力。持续的SST监测和10-20微米的观测与JWST可以解决任何剩余的含糊之处。
2015-11-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Very Early Light Curve of SN 2015F in NGC 2442: A Possible Detection of Shock-Heated Cooling Emission and Constraints on SN Ia Progenitor System
Ia型超新星（SNe Ia）的主要前身候选者是双星系统中的白矮星，伴星是另一颗白矮星（双简并系统）或一颗R* >~ 0.1 Rsun的进化程度较低的非简并恒星（单简并系统），但没有直接的观测证据表明哪一个前身系统更常见。最近的研究表明，超新星爆炸后不久的光变曲线可以用来设定祖先大小R* 的限制。在这里，我们报告了一个高节奏的监测观察SN 2015 F，一个正常的SN Ia，在星系NGC 2442开始约84天前的第一个光的时间。通过我们的日常节奏数据，我们捕捉到了放射性供电的光变曲线的出现，但更重要的是，我们以> 97.4%的置信度检测到了一种可能的暗淡前体发射，这种发射出现在放射性供电发射上升之前大约1.5天。该信号与理论预期的祖先系统，涉及一个伴星与R* = ~0.1 - 1 Rsun或迅速爆炸的双简并系统，但不一致的典型调用大小的白矮星的R* ~ 0.01 Rsun的祖先。前体辐射的上限也限制了母星的大小为R* < 0.1 Rsun，伴星的大小为R* < ~1.0 Rsun，不包括母星系统中非常大的伴星。此外，我们发现SN 2015 F的距离为23.9 +-0.4 Mpc。
2015-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
SN2010U -- a Luminous Nova in NGC 4214
亮度、光变曲线、后最大光谱以及深爆发前图像上缺乏祖星表明SN 2010 U是一颗明亮、快速的新星。它的爆发震级是一致的，为快速新星使用经典新星的最大震级下降率关系。
2010-05-24 astro-ph.SR
Progenitor Insights of Type IIP SN 2018pq: A Comprehensive Photometric and Spectroscopic Study
本研究通过测光和光谱观测及TARDIS等建模，揭示IIP型超新星SN 2018pq为光谱正常型，其前身星为红超巨星，但不同模型给出的质量估计存在差异（约11 M☉ vs 14-16 M☉）。
2025-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Massive-Star Mergers and the Recent Transient in NGC4490: A More Massive Cousin of V838 Mon and V1309 Sco
银河系中的短暂的V1309 Sco是一个低质量恒星系统合并的结果，而V838 Mon被认为是一个类似的合并事件，来自一个更大质量的B型祖先。本文研究了在邻近星系NGC 4490中发现的一个光学/红外瞬变现象，它与这些合并事件相似（无遮蔽的祖先，不规则的多峰光变曲线，越来越红的颜色，相似的光谱，后期的红外过剩），但它具有更高的峰值光度和更长的爆发持续时间。NGC 4490-OT与SN~ 2008 S类瞬变的共同点较少。在喷发前HST图像中检测到的祖细胞，结合IR中的上限，需要在后期HST图像中已经褪色的发光和蓝色祖细胞。同样的来源被斯皮策和地面数据探测到，作为一个明亮的红外瞬态，表明过渡到一个自遮蔽状态，定性类似于其他恒星合并和LBV中看到的演变。爆发后的尘埃遮蔽源在后期太亮，太温暖，无法用红外回波解释，这表明该物体在事件中幸存下来。被遮蔽的红外源的光度与其前身的光度相似。与已提出的合并事件相比，质量更大的NGC 4490-OT前身似乎扩展了恒星质量和峰值光度之间的相关性，并可能表明这两者都与持续时间有关。我们发现NGC 4490-OT和V838 Mon的光谱也类似于eta Car的光回波光谱，这促使我们推测eta Car可能是这种现象的极端延伸。
2016-02-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Two Massive White Dwarfs from NGC 2323 and the Initial-Final Mass Relation for Progenitors of 4 to 6.5 M$_\odot$
我们用凯克低分辨率成像光谱仪观测了富疏散星团NGC 2323（M50）中的10颗白矮星候选者。光谱显示八颗是DA白矮星，其中六颗具有适合我们分析的高信噪比。其中两颗白矮星与单一演化的星团成员一致，都是高质量的$\sim$ 1.07 M $_\odot$，并给出了4.69 M $_\odot$的等效祖先质量。为了补充这些新的高质量白矮星并分析初末质量关系（IFMR），我们还从公开的数据中观察了30颗白矮星，它们大多都是高质量的（$\gtrsim$ 0.9 M $_\odot$）。这些原始公布的数据表现出显著的分散性，为了测试这种分散性是真实的还是仅仅是系统学的结果，我们统一分析了白矮星的光谱，并采用了彻底的测光技术来获得其母星系团的统一星系团参数。由此产生的IFMR散射显着减少，认为质量损失率是不随机的性质，并在金属丰度和质量分析的范围内，在这项工作中，质量损失是不是高度敏感的金属丰度的变化。最后，当采用基于Y $^2$等时线的星系团年龄时，高质量IFMR的斜率仍然很陡，并且与中等质量白矮星的斜率一致，给出了3至6.5 M $_\odot$的祖先质量的线性IFMR。相比之下，当采用基于PARSEC等时线的稍年轻的星系团年龄时，高质量IFMR在4 M $_\odot$的初始质量附近有适度的周转。
2016-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Neutron-capture element abundances in the planetary nebula NGC 5315 from deep optical and near-infrared spectrophotometry
我们分析了行星状星云（PN）NGC 5315的化学成分，通过高分辨率（R = 40000）光谱与UVES在甚大望远镜，和中分辨率（R = 4800）近红外光谱与火在麦哲伦巴德望远镜，覆盖了从0.31到2.50微米的宽光谱范围。本工作的主要目的是调查中子（n）俘获元素丰度，以研究NGC 5315的AGB祖星中慢n俘获（“s-过程”）的操作。我们检测到700多条发射线，包括n-捕获元素Se，Kr，NH3，可能还有Br的离子。我们计算的物理条件，从大量的诊断线的比率，并获得离子丰度的物种与现有的原子数据。总丰度使用最近的电离校正因子（ICF）或通过加总离子丰度计算。共同元素的总丰度与以前的工作在这个对象是很好的协议。根据我们对NGC 5315的丰度分析，包括缺乏s-过程富集，我们推测最可能的情况是，祖星是在一个双星系统中的径向速度研究暗示，与其同伴的相互作用截断了AGB之前的s-过程富集可能发生。然而，它的演化还有另外两种可能性，不能被排除：i）它的前身星是一颗没有经历第三次被挖出来的低质量单星; ii）NGC 5315的前身星初始质量为4- 6个太阳质量，在AGB阶段，任何s过程的增强都被大质量的包层严重稀释。
2017-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation-hydrodynamical modelling of underluminous type II plateau Supernovae
为了加深对低光度II型高原超新星（LL SNe IIP）前身星性质的认识，我们对采样良好的LL SNe IIP 2003 Z、2008 bk和2009 md建立了辐射流体动力学模型。对于这三种SNe，我们推断了$0.16$ - $0.18$的爆炸能量，$1.8$ - $3.5 \times 10^{13}$的爆炸半径，以及$10$ - $11.3$ \Msun的喷射质量. SN 2003 Z的主层序上的估计祖先质量在$\sim 13.2$ - $15.1$ \Msun \范围内，而SN 2008 bk和2009 md的估计祖先质量在$\sim 11.4$ - $12.9$ \Msun \范围内，这与祖先观测的估计值一致。这些结果与以同样方式建模的其他LL SNe IIP的结果一起，使我们也能够对SN亚组进行比较研究。结果表明：a）与中等光度SNe IIP相比，微弱SNe IIP的前身质量稍小，爆炸能量也较低，b）微弱和中等光度SNe IIP都起源于红色的低能爆炸，（或黄色）低到中等质量的超巨星，c）一些微弱的物体也可以解释为来自大质量超渐近巨星分支星的电子捕获SNe，和d）LL SNe IIP形成SNe IIP族的暗尾，其中“引导”分布的主要参数似乎是总爆炸能量与喷射质量的比率。在对此类事件回退的相关性得出任何结论之前，应进行进一步的流体动力学研究，并与LL SNe IIP的更广泛…
2016-10-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Progenitor of the Type II-Plateau SN 2025pht in NGC 1637: The Dustiest, Most Luminous Red Supergiant So Far?
Caltech/IPAC（加州理工学院/喷气推进实验室）；University of Szeged（塞格德大学）；MTA-ELTE Lendület ”Momentum” Milky Way Research Group（匈牙利科学院-罗兰大学引力研究组“动量”银河系研究小组）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of California, Berkeley（加利福尼亚大学伯克利分校）；Purdue University（普渡大学）
利用HST和JWST的多波段观测，表征了SN 2025pht的红超巨星前身星候选体，发现其具有高光度、低有效温度和富含硅酸盐的尘埃包层，可能是迄今最明亮的红超巨星。
2026-05-30 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
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
BVRI Photometry of the Classic Type II-P Supernova 2017eaw in NGC 6946: Day 3 to Day 594
NGC 6946中SN 2017 eaw的宽带$BVRI$光变曲线揭示了II-P型超新星的经典元素。观测于2017年5月16日（UT）开始，大约在发现宣布后1天，光度监测进行了近600天。光变曲线显示出一个明确的平台和一个指数尾部，在稍后的时间略有弯曲。近似的辐射热光变曲线的推导和用于估计的$^{56}$镍在爆炸中产生的量，从文献中描述的各种方法，我们得到$M$（$^{56}{\rm Ni}$）= 0.115（$-$ 0.022，+0.027）$M_{\odot}$。我们还估计，43%的辐射热通量发射在平台阶段实际上是由$^{56}$镍链。其他的参数支持了母星是一颗红超巨星的观点。
2019-05-08 astro-ph.HE 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
The Old Host-Galaxy Environment of SSS17a, the First Electromagnetic Counterpart to a Gravitational Wave Source
我们对斯沃普超新星巡天2017 a（SSS 17 a）的宿主星系环境进行了分析，发现了引力波源GW 170817的电磁对应物。SSS 17 a发生在距离NGC 4993的核心1.9 kpc（投影为10.2”）处，NGC 4993是一个距离为40 Mpc的S 0星系。给出了NGC 4993的哈勃空间望远镜（HST）预触发图像，NGC 4993的麦哲伦光谱和SSS 17 a的位置，以及NGC 4993的宽波段紫外-红外测光。光谱和宽波段光谱能量分布表明，NGC 4993的恒星质量为log（M/M_solar）= 10.49^{+0.08}{-0.20}，恒星形成速率为0.003 M_solar/yr，SSS 17 a的祖先系统可能年龄大于2.8 Gyr。在HST的预触发图像中，SSS 17 a的位置没有对应的星等，表明其前身系统的绝对星等M_V > -5.8等。我们探测到的尘埃带几乎延伸到SSS 17 a的位置，并有>100个可能与NGC 4993有关的球状星团。SSS 17 a的偏移量与许多短伽马射线暴的偏移量相似，其前身系统可能与NGC 4993有关。SSS 17 a的环境与一个古老的祖先系统，如双中子星系统是一致的。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova 2012ec: Identification of the progenitor and early monitoring with PESSTO
我们在档案爆炸前HST WFPC 2和ACS/WFC F814 W图像中识别了IIP SN 2012 ec型的祖先。在爆炸前WFPC 2 F450 W和F606 W图像中未检测到祖物质的属性进一步受到限制。我们报告了SN 2012 ec的一系列早期光度和光谱观测结果。r '-带光曲线显示M（r'）=-17.0的平台。早期光谱与IIP SN 1999 em相似，在发现后1天，在H α吸收最小值处测得的膨胀速度为-11，700 km/s。SN 2012 ec的光度和光谱演化表明它是一个IIP型SN，在爆炸后几天（<6d）才被发现。与MARCS模型的SEDs相比，我们得到了原始恒星的光度为log L/Lsun = 5.15+/-0.19，由此我们推断其初始质量范围为14- 22 Msun。这是第一个有确定祖先的SN，随后是公共ESO瞬态天体光谱调查（PESSTO）。
2013-02-01 astro-ph.SR
A window on the efficiency of the s-process in AGB stars: chemical abundances of n-capture elements in the planetary nebula NGC 3918
利用深紫外可见光谱VLT分光光度数据研究了行星状星云NGC 3918的化学成分。我们识别并测量了750多条发射线，使我们的光谱成为行星状星云有史以来最深的光谱之一。在这些线中，我们检测到非常微弱的几个中子捕获元素（硒，氪，铷，和氘），这使我们能够计算其化学丰度与前所未有的准确性，从而限制了效率的S-过程和对流疏浚的祖星NGC 3918。
2015-10-15 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
Low luminosity Type II supernovae III. SN 2018hwm, a faint event with an unusually long plateau
在这项工作中，我们提供了低光度IIP型超新星（SN）2018 hwm的光度和光谱数据。该天体显示出一个微弱的（$M_r=-15$等）和非常长的（$\sim$ 130天）的平台，随后在$r$ -波段到放射性尾部的2.7等下降。第一个光谱显示了一个蓝色的连续带，窄的巴耳末线，而在平台期间，光谱显示了许多金属线，都具有强而窄的P-Cygni轮廓。膨胀速度很低，在1000-1400 km/s $^{-1}$范围内。星云光谱以H-$α$为主，[O-I]和[Ca-II]双峰的发射较弱。绝对光变曲线和各相光谱与低光度SNe IIP相似。我们估计，0.0085 $M_{\odot}$的$^{56}$镍质量喷出，通过流体动力学模拟。当爆炸能量为0.075 foe，初始半径为845 $R_{\odot}$，初始质量为9-10 $M_{\odot}$时，模型与观测数据的拟合最好。最后，我们对星云光谱进行了建模，以确定氧气和钙的喷射量。我们发现低M（$^{16}$ O）$\approx 0.02$ $M_{\odot}$，但高M（$^{40}$ Ca）为0.3 $M_{\odot}$。推断的低爆炸能量，低喷射$^{56}$镍质量和祖参数，以及在星云光谱中观察到的特殊功能，是一致的电子捕获SN爆炸的超渐近巨星分支星和低能量，镍贫铁核塌缩SN从10-12 $M_{\odot}$红超巨星。
2021-04-10 astro-ph.HE 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
The Early Light Curve of a Type Ia Supernova 2021hpr in NGC 3147: Progenitor Constraints with the Companion Interaction Model
本文通过对NGC 3147中SN 2021hpr的高节奏多色测光观测，发现其早期光变曲线存在显著超量，并用抛射物-伴星相互作用模型拟合，推断前身系统中存在一颗半径约8.84倍太阳半径的非简并伴星。
2023-03-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Toward a better understanding of supernova environments: a study of SNe 2004dg and 2012P in NGC 5806 with HST and MUSE
核心坍缩超新星（SNe）是大多数大质量恒星不可避免的命运。由于大多数恒星都是成组形成的，因此SN的祖先可以被其环境的信息所约束。准确分析环境中的各种成分并正确识别它们与SN祖细胞的关系仍然具有挑战性。使用VLT/MUSE空间分辨积分场单元（IFU）光谱和HST/ACS+ WFC 3高空间分辨率成像的组合数据集，我们对II-P型SN 2004 dg和IIb型SN 2012 P的环境进行了详细的调查。这两个超新星都发生在NGC 5806的旋臂中，那里有一个明显的恒星形成复合体，有一个巨大的H II区。通过模拟电离气体、致密星团和分辨恒星，我们得到了SNe附近恒星星族的年龄和分布。不同的组成部分与螺旋密度波扫过它们的位置时触发恒星形成的序列一致。对于SNe 2004 dg和2012 P，我们确定了它们的宿主恒星星族，并分别推导出它们的祖先恒星的初始质量$10.0^{+0.3}_{-0.2}~M_\odot$和$15.2^{+2.0}_{-1.0}~M_\odot$。这两个结果是一致的，从爆炸前的图像或星云相光谱。SN 2012 P在空间上是重合的，但不太可能与恒星形成复合体同时存在。在这种情况下，小尺度上的恒星形成爆发可能会出现相关的，如果它们被控制的任何物理过程在较大的尺度上，这可能会导致一个高概率的机会对齐之间的老SN祖细胞和年轻的恒星星族。
2021-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Atomic diffusion and mixing in old stars IV: Weak abundance trends in the globular cluster NGC 6752
恒星中原子的扩散可以产生具有演化阶段的表面丰度的系统趋势。球状星团提供了有用的实验室，将观测限制在这一理论上，因为人们需要比较未演化和演化恒星的丰度，所有恒星都来自同一个恒星星族。本文给出了球状星团NGC 6752中恒星丰度的研究结果，表明Fe、Sc、Ti和Ca的丰度随演化阶段呈弱而系统的变化趋势。最好的解释的趋势是恒星结构模型，包括原子扩散与有效的额外混合。该模型允许纠正亚原始恒星锂丰度的恒星上的Spite高原，并将其匹配到WMAP校准的大爆炸核合成预测的相互1西格玛误差内。
2013-05-10 astro-ph.SR
Comparing Hydrodynamic Models with Observations of Type II Plateau Supernovae
在这篇论文中，我开发了一个一维拉格朗日流体动力学代码与通量有限的辐射扩散，包括伽玛射线传输的灰色近似为任何给定的分布的56 Ni。该代码被用来模拟II型高原超新星（SNe II-P）的热光变曲线。使用的模型，我进行了一致的比较与我们自己的大数据集的高精度，采样良好的BVI光变曲线和光谱的SNe II-P。我研究了观测和物理性质的我们的一套SNe II-P和我分析了不同的观测和物理参数之间的相关性，其目的是表征爆炸和祖属性的事件。
2013-03-04 astro-ph.CO 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
The progenitor and early evolution of the Type IIb SN 2016gkg
本文报道了对NGC~613星系中IIb型SN~ 2016 gkg的初步观测和分析。SN~ 2016 gkg在其早期演化过程中表现出明显的双峰光变曲线，我们密集的光度跟踪活动证明了这一点。SN~ 2016 gkg与其他IIb型SNe有很强的相似性，特别是在光学和近红外观测到的\he ~发射特征方面。SN~ 2016 gkg的演化速度快于原型Ⅱ b型SN~ 1993 J，但在第一个高峰后的下降趋势与SN~ 2011 dh相似。对哈勃太空望远镜（\it Hubble Space Telescope）存档影像的分析显示，SN~ 2016 gkg的位置有一个爆炸前的来源，这表明这是一颗光谱类型为$\sim$ mid F、初始质量为$15-20$ \msun的母星，这取决于NGC~613采用的距离模数。模拟爆炸后$5\,\rm{days}$内的温度演化，得到了$\sim\,48-124$ \rsun的原始半径，小于爆炸前图像分析得到的原始半径（$240-320$ \rsun）。
2017-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Connecting the Light Curves of Type IIP Supernovae to the Properties of their Progenitors
对核心坍缩超新星（CCSNe）的观测揭示了大量关于超新星喷出物及其成分的动力学信息，但很少有关于祖先的直接信息。要限制原爆体和爆炸的性质，需要将观测结果与爆炸的理论模型相结合。在这里，我们从Couch et al 2020 ApJ 890 127的CCSN模拟开始，该模拟使用中微子输运的非参数处理，同时还考虑了湍流和对流。在这项工作中，我们使用超新星爆炸代码来发展CCSN流体动力学以后的时间和计算热光变曲线。聚焦于SNe IIP，然后我们（1）直接将理论STIR爆炸与观测结果进行比较，（2）评估如何仅从平台阶段的光学光度学来估计祖星核心的属性。首先，通过我们的模拟得到的平台光度（L $_{50}$）和喷出物速度的分布与观测到的分布相似。其次，我们将我们的模型拟合到一些观测良好的SNe的光变曲线和速度演化。第三，我们恢复了众所周知的相关性，以及将任何一个SN属性与零年龄主序质量联系起来的困难。最后，我们表明，有一个有用的，铁的核心质量和L $_{50}$之间的线性相关性，使光测光单独的SNe IIP可以让我们深入了解大质量恒星的核心。通过应用于几个SNe来说明这一点，我们发现铁核质量为1.3-1.5太阳质量，典型误差为~0.05太阳质量。数据可在线公开获取（\url{https://doi.org/10.5281/zenodo.6631964}）。
2022-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Confirming NGC 6231 as the parent cluster of the runaway high-mass X-ray binary HD 153919/4U 1700-37 with Gaia DR2
质量最大的恒星中有相当一部分以高速在太空中运动。一个可能的物理解释是，在一个紧凑的双星系统中的超新星导致系统的高反冲速度。如果系统保持束缚状态，它可以被观测到光谱双星（SB 1），高质量X射线双星，致密双星，最后是引力波事件。如果这样的系统可以追溯到它的父集群，二元演化模型可以得到非常详细的测试。利用Gaia自行和弛豫证明了高质量X射线双星HD 153919/4U 1700-37起源于OB星协Sco OB 1的核心NGC 6231。O超巨星和它的致密伴星，其物理性质（中子星或黑洞）是未知的，相对于NGC 6231以63 km/s的空间速度运动。该系统的运动学年龄为220万年。利用盖亚DR 2的自行和精确自行对NGC 6231进行了成员分析。NGC 6231的距离为1.63 kpc。等时线拟合结果为470万年。由于NGC 6231被确认为母星团，4U 1700 -37的前身在超新星爆发时的年龄上限为300万年。在这些约束条件下，系统的演化历史可以重建与初始质量的紧凑对象的祖先>60 Msun。考虑到它目前的高空间速度和衍生的演化历史，系统中的致密物体更有可能受到巨大的出生踢，这表明它更有可能是中子星而不是黑洞。HD 153919/4 U 1700 -37可能是银河系中引力波事件（如GW 190412）的原型
2021-08-26 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
Supernova 2008bk and Its Red Supergiant Progenitor
我们获得了NGC 7793中超新星2008 bk的有限的光度和光谱数据，主要是在爆炸后>~ 150 d。我们发现它是一个II型高原（II-P）SN，与NGC 4900中的低光度SN 1999 br最为相似。考虑到SNe 2008 bk和1999 br观测到的光变曲线和颜色之间的总体相似性，我们推断SNe 2008 bk（A_V=0.065等）的全部视觉消光几乎完全是由于银河系的前景，类似于SNe 1999 br的假设。我们确认了我们在2007年用双子座南8米望远镜获得的高质量g 'r'i'图像中SN的假定红超巨星（RSG）祖星的识别。在这个祖先的识别中几乎不存在任何模糊性，使其成为迄今为止最好的例子，仅次于将恒星Sk-69 202识别为SN 1987 A的祖先。结合Gemini图像和存档的预SN甚大望远镜JHK_s图像的测光结果，我们得到了精确的观测光谱能量分布（SED）。我们发现，从星云的强强度发射线指数的几个HII区附近的SN，在环境中的金属丰度可能是太阳下（Z~0.6 Z_太阳）。观测到的星的SED与从有效温度T_eff=3600+/-50 K的模型红超巨星大气中得到的合成SED相当一致。因此，我们发现，在爆炸前6个月，该恒星相对于太阳的热光度为log（L_bol/L_Sun）=4.57+/-0.06，半径R_star=496+/-34 R_Sun。通过比较原始恒星的性质和理…
2011-12-01 astro-ph.CO astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic analysis of the Type II SN 2020jfo with a short plateau
本研究通过多波段高频观测分析短平台期II型超新星SN 2020jfo，测定其平台长度、光度、Ni/Fe丰度比及12–15倍太阳质量的前身星。
2022-11-05 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
