Wave-driven outbursts and variability of low-mass supernova progenitors
在相当数量的核心坍缩超新星中，早期的相互作用表明可能由祖星爆发产生的致密星周介质（CSM）。波驱动的质量损失是产生这些特征的可能机制，先前的工作表明这种机制对于低质量（$ \sim \! 11 \, M_\odot$）SN祖细胞是最有效的。使用一维流体动力学模拟与MESA，我们研究了这种波加热的质量$M_{\rm ZAMS} = 10-13\, M_{\odot}$ SN祖细胞的影响。这个范围包括经历半简并、中心氖燃烧和更简并、偏离中心氖点火的恒星。我们发现，中央Ne点火在$M_{\rm ZAMS} = 11\, M_{\odot}$产生一个强烈的波加热，传输$\sim10^{47}$尔格的能量在核心崩溃前$10$年，而其他群众经历较小的波加热水平。在我们的任何模型中，波浪加热都不会在流体动力学上驱动质量损失，并且不太可能自行产生非常大的CSM。然而，波加热可以导致大的径向膨胀（超过一个数量级），光球冷却，亮度增亮高达$\sim 10^6\, L_{\odot}$在氢缺乏的剥离恒星模型。一些Ib/c型的祖细胞在生命的最后几年可以彻底改变它们的外观，视觉波段的亮度增加了近3个马格西。此外，与近距离伴星的相互作用可能会导致强烈的质量损失，这对Ibn型和其他相互作用驱动的SNe有影响。
2022-05-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
U Sco 2010 outburst: observational evidence of an underlying ONeMg white dwarf
本文介绍了2010年1月28日双星爆发后，在2010年3月至5月期间收集的U Sco星云光谱。光谱显示出强的[Ne V]和[Ne III]线，其可用于计算[Ne/O]的相对丰度。得到的值（[Ne/O]=1.69）高于典型的[Ne/O]丰度发现的经典新星从CO的祖先，并建议U Sco有ONeMg白矮星的祖先。因此，U Sco不会爆炸成超新星Ia，而是坍缩成中子星或毫秒脉冲星。
2011-07-20 astro-ph.SR
Optical observations of a SN 2002cx-like peculiar supernova SN 2013en in UGC 11369
我们目前的光学观测的SN 2002 cx类超新星SN 2013 en在UGC 11369，跨越从一个相位附近的最大光（t= +1 d）到t= +60 d相对于R带的最大值。采用mu=34.11 +/- 0.15等的距离模和$A_V \sim1.5$等的完全消光（宿主星系+银河系），我们发现SN 2013 en在$M(R)\sim -18.6$等达到峰值，与正常的SNe Ia相比，这是不亮的。接近最大值的光谱显示Si II、Fe II、Fe III、Cr II、Ca II和其他中等质量和铁族元素的线，它们都具有较低的膨胀速度（即，~ 6000 km/s）。SN 2013 en的光度和光谱演化与SN 2002 cx和SN 2005 hk非常相似，这表明它们可能是由类似的祖先场景或爆炸机制产生的。
2015-06-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Luminous Blue Variable eruptions and related transients: Diversity of progenitors and outburst properties
我们提出了新的光变曲线和光谱的一些河外的光学瞬变或“SN冒名顶替者”有关的巨型爆发的LBV，我们提供了一个比较讨论的LBV样的巨型爆发已知的日期。新的数据包括SNe 1999 bw、2000 ch、2001 ac、2002 bu、2006 bv和2010 dn的光度和光谱。SN 2010 dn类似于SN 2008 S和NGC 300-OT，而SN 2002 bu显示了从早期的正常LBV到晚期的这些较冷瞬变的孪生子的光谱演化。SN 2008 S、NGC 300-OT和SN 2010 dn似乎是更广泛的爆发现象的特例，其中祖先恒星被尘埃笼罩。检查完整的样本，SN冒名顶替者的时间范围从一天到几十年不等，可能遭受多次爆发。亮度分布的上端与最不明亮的SNe重叠。光度分布的低端很难定义，各种喷发之间的区别也不完全清楚。我们讨论了有关风或冲击的观测线索作为相关的质量损失机制，我们评估可能的想法的物理机制。虽然这些喷发的例子足以说明它们的多样性，但它们的统计分布将大大受益于即将进行的瞬态调查。根据喷发的分布，我们认为SN 1961 V不是这类冒名顶替者的成员，而是一个真正的核心崩溃SNIIn之前的一个巨大的LBV喷发。（节略）
2010-10-20 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
A comprehensive optical search for pre-explosion outbursts from the quiescent progenitor of SN~2023ixf
本文利用DLT40、ZTF和ATLAS巡天数据对SN 2023ixf前身星的光学前兆喷发进行系统搜寻，排除了类似SN 2020tlf的显著前兆活动，并约束了可能喷发的质量、亮度和持续时间，表明致密星周物质可能具有多种物理起源。
2023-07-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-Supernova Outbursts via Wave Heating in Massive Stars II: Hydrogen-poor Stars
来自大质量恒星的前超新星爆发可能是由起源恒星核心在晚期核燃烧阶段产生的流体动力学波能量驱动的。在这里，我们研究了波加热的影响，在恒星含有很少或没有氢，即，IIb/Ib型SNe的祖细胞。由于没有大质量的氢包层，波能在恒星表面附近热化，那里的大气质量很小，但光学厚度很大。因此，波浪能可以解开这种物质，驱动一种光学上厚的超级爱丁顿风。使用一维流体动力学MESA模拟$\sim \! 5 \, M_\odot$ He星，我们发现，波加热可以驱动前SN爆发组成的密集风的质量损失率可以超过$\sim \! 0.1 \, M_\odot/{\rm yr}$。风终极速度为几个$100 \, {\rm km}/{\rm s}$，爆发光度可达$\sim \! 10^6 \, L_\odot$。波驱动的爆发可能与观测或推断的Ibn/过渡/转换型SNe的前SN爆发有关，前SN波驱动的质量损失是产生这些类型SNe的良好候选者。然而，我们也表明，在恒星的核心非线性波破碎可能会阻止这样的爆发在恒星厚对流氦燃烧壳。因此，只有有限的SN祖先的子集可能会经历波驱动的前SN爆发。
2018-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Recurrent novae as progenitors of Type Ia supernovae
复发新星是一种双星，里面有一颗质量很大的白矮星，质量和克拉塞卡质量一样大，因为它们的复发周期很短，只有10-100年。因此，复发新星被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的候选祖先。事实上，超新星Ia PTF 11 kx的证据表明，它的祖先是一颗共生的复发新星。我们已经很好地确定了复发新星的双星参数，特别是对于那些经常爆发的新星，U Sco和RS Oph，这为双星演化到SNe Ia的基本过程提供了有用的信息。因此，我们使用它们作为二元演化模型的测试平台。例如，原来的双简并（DD）方案不能再现RS Oph型复发新星，而Hachisu等人（1999）提出的新的单简并（SD）方案自然可以。我们回顾SD和DD方案之间的主要区别，特别是他们的基本过程的二进制演变。我们还讨论了每个物理过程的观测支持。原始的DD方案是基于20世纪80年代的物理学，而SD方案是基于更近期的物理学，包括新的不透明度，WD的质量增长效率，以及在新星爆发中发展的光学厚风。
2012-12-11 astro-ph.SR
The Type IIn Supernova 2010bt: The Explosion of a Star in Outburst
众所周知，大质量恒星（M > 8 M_sun）的演化直到恒星核心坍缩，在大多数情况下导致超新星（SN）爆炸。它们的不均匀性主要与爆炸时母星的不同配置以及它们的直接环境有关。我们提出了SN 2010 bt的光度学和光谱学，它被归类为一个IIn型SN，从发现后不久获得的光谱，并广泛观察了大约两个月。在由于接近太阳而出现季节性中断后，SN低于探测阈值，表明光度迅速下降。我们可以通过比较哈勃太空望远镜拍摄的主星系爆炸前的图像和SN最大亮度后的图像来识别可能的祖先，即一颗非常明亮的恒星（log L/L_sun ~ 7）。这样的光度并不适用于静止的恒星，而是适用于处于活跃阶段的大质量恒星。这一候选祖先后来通过2015年（发现后约5年）拍摄的图像得到证实，其中在SN位置没有检测到亮点源。鉴于这些结果和SN的行为，我们得出结论，SN 2010 bt可能是一个IIn型SN，它的前身是一颗大质量恒星，在最终爆炸前不久经历了一次爆发，导致SN前身周围的星周环境致密，富含H。
2018-05-06 astro-ph.SR
The quiescent progenitors of four Type II-P/L supernovae
我们目前的大双筒望远镜的差异成像数据的最后几年的四个II型P/L超新星的祖先。对于所有四个，我们没有发现显着的证据，随机或稳定的变化，在U，B，V，或R-波段。我们的限制将变异性限制在不超过祖细胞预期R波段亮度的大约5-10%。这些极限与麦哲伦星云中红超巨星观测到的变化相当。基于这四个事件，在90%置信度下，II型P/L祖源在氧气点火后具有扩展爆发的概率<37%。我们的观察不能排除短暂的爆发，其中的祖先返回到其静态流量的10%以内的时间尺度上的几个月，没有尘埃的形成。
2018-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Historical light curve and search for previous outbursts of Nova KT Eridani (2009)
上下文波江座新星（Nova Eridani，2009年）引起了新星界的注意，因为它从最大值迅速下降，最初被错过了，以及它随后在无线电和X射线波长上的发展。这个系统也表现出类似于那些小得多的周期性新星的性质;它们本身是Ia型超新星的潜在祖先。目标。我们的目的是确定KT Eri祖系统的性质和物理参数。方法.我们搜索了哈佛大学天文台的档案板KT Eri的祖先，以确定系统的性质，特别是次级的演化阶段。我们使用获得的数据来搜索任何周期性信号和导出的光度来估计复发时间尺度。此外，通过比较色星等图上静止系统的颜色，我们可以推断出二级恒星的性质。结果我们确定了KT Eri的祖系统，并测量了< B >= 14.7 \pm 0.4的静态幅度。没有发现以前的爆发。然而，我们认为，如果新星是周期性的，它应该是在一个世纪的时间尺度。我们发现一个周期性的737天，可能会出现在中央双星的反射效应和/或日食的平静。该系统的周期性和静止星等表明，次级恒星是演化的，可能在红巨星分支中，或上升。第二个周期在376天是明显的，其具有正弦曲线状的光变曲线。此外，爆发的幅度约9等与快速经典新星（约17等）的预期不一致，这可能进一步支持演化的次级。（节录）
2011-10-20 astro-ph.SR
On the Progenitor System of Nova V2491 Cygni
Nova V2491 Cyg是仅有的两个在X射线中检测到的预爆发之一。这颗新星的光变曲线表现出罕见的“再增亮”，一些人认为这是一个极地系统，而另一些人则认为磁性WD不太可能。由于X射线和光谱观测的性质，该系统被认为是一颗复发新星，但采用0.1天的轨道周期通常被认为与这样的系统不相容。在本研究报告中，我们讨论了祖细胞系统的性质和0.1天周期的来源。通过结合利物浦望远镜的观测数据和2 MASS的存档数据，我们发现，天鹅座V2491，在10.5 - 14千秒差距的距离，很可能是一个经常性的新星的U斯科类;包含一个次巨星二级和一个吸积盘，而不是吸积直接到两极。我们发现，有很少的证据，在平静，支持~ 0.1天的周期性，在这个阶段看到的变化很可能是由闪烁的重新建立的吸积盘。我们建议，周期性看到后不久爆发更有可能与爆发，而不是-然后模糊-二进制系统。最后，我们解决的系统的距离，并表明，一个显着较低的距离（~ 2千秒差距）将导致严重的亮度不足的爆发，因此有利于较大的距离和经常性的新星的情况。
2011-04-18 astro-ph.SR
Common envelope jets supernova with thermonuclear outburst progenitor for the enigmatic supernova remnant W49B
本文提出热核共包层喷流超新星（CEJSN）模型解释超新星遗迹W49B，指出中子星坍缩为黑洞发射的喷流与红超巨星核心热核爆发共同塑造了其非球形形态和高铁丰度。
2023-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
The progenitor of the FUor-type young eruptive star 2MASS J06593158-0405277
只有十几个确认的猎户座FU型年轻爆发恒星（FUors）今天已知;这解释了最近对2 MASS J 06593158 -0405277的FUor爆发的兴趣。它的爆发和预期的下降将在未来进行许多研究。然而，对于了解喷发机制来说，几乎同样重要的是FUor前体的物理特征。在这里，我们分析未发表的档案数据和总结-部分修订-所有相关的光度从光学到亚毫米波长。我们的分析表明，FUor可能与八个金牛座T恒星候选者和一个强大的0级源。采用450秒差距的FUor的距离，我们得到了一个静态测热光度和温度的L_bol = 4.8 L_Sun和T_bol = 1190 K，典型的年轻的II类源。中心恒星的温度为T_eff = 4000 K，质量为0.75 M_Sun，年龄约为6 x 10^5年。SED表明星周质量为0.01 - 0.06M_Sun，系统被微弱的红外星云包围。我们的研究结果提供了一个几乎完整的图片FUor祖，支持未来的爆发后的研究解释。
2015-01-30 astro-ph.SR
A Luminous Red Nova in M31 and its Progenitor System
我们目前对M31 LRN 2015（MASTER OT J004207.99+405501.1）的观测，它于2015年1月在M31中发现，并被确定为一颗罕见而神秘的发光红新星（LRN）。利物浦望远镜获得的分光光度观测结果显示，LRN从M（V）= -9.4 +/- 0.2的峰值褪色时变得非常红。早期的光谱显示出强烈的H α发射，随着时间的推移，随着一些吸收特征的出现而减弱，包括Na I D和Ba II。在以后的时间强TiO吸收带也被看到。对哈勃太空望远镜档案数据的搜索显示，一个明亮的红色源可能是祖先系统，在地面数据中也检测到爆发前的Halpha发射。M31 LRN 2015的爆发在光谱学和光度学上都与研究得最好的LRN V838 Mon有许多相似之处。我们最后讨论可能的祖先场景。
2015-05-11 astro-ph.SR
Optical and X-ray Observations of M31N 2007-12b: An Extragalactic Recurrent Nova with a Detected Progenitor?
我们报告了新星M31 N 2007 - 12 b的光学和X射线观测结果。2007年12月爆发后5天获得的光谱显示出非常高的喷射速度（半高宽H $α\simeq 4500$ km s $^{-1}$）的证据。此外，雨燕X射线数据显示，M31 N 2007 - 12 b与一个超软源（SSS）有关，该超软源出现在爆发后21至35天之间，并在爆发后169天关闭。我们的分析表明，在这个系统中，$M_{\rm WD} \ga 1.3 $ M $_{\odot}$。光学光变曲线、光谱和X射线行为与周期性新星一致。哈勃太空望远镜对M31N 2007 - 12 b爆发前位置的观测揭示了一个与银河系周期新星RS蛇夫座在静止时的大小和颜色非常相似的恒星源的存在，其中红巨星次级辐射占主导地位。我们相信这是第一次在M31中发现新星祖先系统。然而，爆发光谱和SSS行为的最大相似之处是与假定的银河系复发新星V2491天鹅座。先前暗示M31N 2007 - 12 b与新星M31N 1969 - 08 a的关联被证明是错误的，这对未来在河外星系中寻找经常性新星有重要的启示。总体而言，我们表明，适当的补充X射线和光学观测不仅可以用来确定复发新星候选人在M31，但也确定亚型和重要的物理参数，这些系统。因此，将对复发新星的研究扩展到本星系群的前景是良好的，有可能更详细地探索这些重要的主题，如它们与Ia型超新星的联系。
2009-09-21 astro-ph.SR
The possible detection of a binary companion to a Type Ibn supernova progenitor
我们提出了晚时间的观察网站的类型Ibn超新星（SN）2006 jc获得与哈勃太空望远镜先进的相机进行调查。在SN位置恢复了微弱的蓝色源，亮度为$m_{F435W}=26.76\pm0.20$、$m_{F555W}=26.60\pm0.23$和$m_{F625W} = 26.32\pm0.19$ mags，尽管在同期窄带$\mathrm{Hα}$图像中没有检测到。晚时间源的光谱能量分布与类恒星光谱（$\log T_{eff} > 3.7$和$\log L / L_{\odot} > 4$）很好地拟合，只有很小程度的红化，与SN~ 2006 jc在早期的估计一致。SN~ 2006 jc爆炸后没有进一步爆发，表明前兆爆发起源于其前身。根据源的微弱性排除了源是致密主星团的可能性，但也讨论了晚期源可能是起源于前SN尘埃壳层或球体（半径$1\mathrm{pc}$内）的未分辨光回波的可能性。不管这个晚时间源的性质如何，这些观测结果都排除了SN~ 2006 jc的前身有一颗明亮的蓝色变星。
2016-09-25 astro-ph.SR
The fate of the progenitors of luminous red novae: Infrared detection of LRNe years after the outburst
INAF – Osservatorio Astronomico di Padova（意大利天体物理研究所帕多瓦天文台）；INAF – Osservatorio Astronomico di Brera（意大利天体物理研究所布雷拉天文台）
研究通过红外观测揭示亮红新星爆发后尘埃形成及残余物特性，发现其在中红外持续明亮并演化为红超巨星特征。
2025-12-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-Supernova Outbursts via Wave Heating in Massive Stars I: Red Supergiants
超新星（SNe）的早期观测表明，许多类型的SNe的祖先可能会发生增强的质量损失和前SN爆发。我们调查的作用，通过波驱动的剧烈对流在后期的核燃烧的其他典型的$15 \, M_\odot$红超巨星SNe的祖先的能量传输。使用MESA恒星演化模型，包括一维流体力学，我们发现，波进行$\sim \! 10^7 \, L_\odot$的权力从核心的信封在核心氖/氧燃烧在核心崩溃前的最后几年。波通过氢包层底部的激波和辐射扩散而衰减，氢包层加热得足够快，从而向上覆的包层发射压力波，该压力波在恒星表面附近变陡为弱激波，导致温和的恒星爆发，并在SN之前大约一年以低速喷射出少量（$\lesssim 1 \, M_\odot$）质量（$\lesssim \! 50 \, {\rm km}/{\rm s}$）。波加热膨胀的恒星信封，但并没有完全解开它，产生一个非流体静力学前SN信封密度结构不同于先前的预期。在我们的模型中，波加热不太可能导致发光型IIn SNe，但它可能有助于闪光电离SNe和II-P/II-L SNe中看到的一些多样性。
2017-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Galactic Nova Progenitor Population
在350个或更多已知的银河系经典新星中，只有少数几个，即复发新星，被观察到爆发不止一次。至少有八个这样的回归星是已知的，而不是典型的经典新星中的主序星。在这里，我们提出了一个选择的工作和理由，导致了一个新的新星分类方案的建议，而不是基于爆发的属性，但对性质的静止系统。还概述了一个样本的静止的银河新星的光度测量的结果，显示次级的演化状态可以很容易地确定，并导致一些预测。我们讨论了这些结果的影响，包括它们的相关性，河外的工作和建议的链接到Ia型超新星。我们还提出了一个总结的工作，使用SMEI仪器产生精致的新星光变曲线和确认的前最大停止。
2013-03-11 astro-ph.SR
Discovery of an intermediate-luminosity red transient in M51 and its likely dust-obscured, infrared-variable progenitor
我们介绍了Zwicky Transient Facility（ZTF）在M51中发现的光学瞬变（OT），命名为M51 OT 2019 -1（也称为ZTF 19 aadyppr，AT 2019 abn，ATLAS 19 bzl）。OT在15天内上升到$M_r=-13$（$νL_ν=9\times10^6~L_{\odot}$）的观测光度，在新星和典型超新星（SNe）之间的光度差距。爆发期间的光谱显示红色连续谱、速度宽度为$\approx400$ km s的巴耳末发射、$^{-1}$、Ca II和[Ca II]发射以及F型超巨星特征的吸收特征。光谱和多波段光变曲线类似于所谓的“SN冒名顶替者”和中间亮度红色瞬变（ILRT）。我们直接确定了斯皮策太空望远镜成像档案中可能的祖先，其$4.5~μ$ m光度为$M_{[4.5]}\approx-12.2$，$[3.6]-[4.5]$颜色红于0.74等，类似于原型ILRT SN 2008 S和NGC 300 OT 2008 -1。用Spitzer对M51进行的密集监测进一步揭示了在OT前几年[4.5]处祖先候选者的变异性的证据。在爆发前的哈勃太空望远镜的光学和近红外图像中没有检测到祖星。爆发期间的光学颜色结合光谱温度的限制意味着更高的红$E(B-V)\approx0.7$马格和更高的内在光度$M_r\approx-14.9$（$νL_ν=5.3\…
2019-07-30 astro-ph.SR
Pre-outburst observations of Nova Del 2013 from Pan-STARRS 1
Nova Delphini 2013于2013年8月14日被发现，并最终成为一个肉眼可见的物体。我们试图研究该天体在爆发前的行为，并将其与其他新星爆发前的光度特征进行比较。我们搜索了Pan-STARRS 1卫星，以确定Nova Del 2013爆发前的测光，并确定了爆发前1.2年的24次观测。海豚座新星的祖先显示出十分之几等的变化，但与档案板测光相比并没有显着变亮。我们还发现，在Pan-STARRS 1观测对之间的大约半小时时间尺度上，该对象没有显着变化。
2014-02-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Luminous Red Nova 2015 in the Galaxy M101
我们提出的红新星PSN J14021678+5426205的研究结果的基础上进行的观测与俄罗斯6米望远镜（BTA）以及其他望远镜的SAO RAS和SAI MSU。为了调查新星的祖先，我们使用了数字天空调查的数据和互联网上的业余照片。在1993年4月至2014年7月期间，母星的亮度在V波段逐渐增加了2.2等。在2014年11月中旬第一次爆发的高峰期，这颗恒星的绝对视星等达到了-12.75等，但后来在2015年2月，在一次绝对视星等为-11.65等的重复爆发中被发现。在光谱中观察到H α发射线和表面温度逐渐降低的冷超巨星的连续谱。这种过程是红新星的典型特征，尽管所研究的物体显示了极端的参数：最大光度、最长爆发持续时间、最小爆发幅度、光变曲线的不寻常形状。这一事件被解释为一个巨大的OB星系统的组成部分合并伴随着一个共同的信封的形成，然后膨胀，这个信封的能量损失最小。
2016-11-15 astro-ph.SR
SN 2020pvb: a Type IIn-P supernova with a precursor outburst
SN 2020pvb是一颗具有前身爆发的IIn-P型超新星，其前身星爆发发生在爆炸前约0.5年，光变曲线峰值亮度为-17.95等，前身星光度受限，排除了大质量单星前身星。
2024-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
New approaches to SNe Ia progenitors
虽然Ia型超新星（SNe Ia）是宇宙学中的一个主要工具，在星系的化学演化中扮演着关键角色，但它们的祖先系统的性质（除了它们必须包含至少一颗爆炸的白矮星这一事实之外）仍然在很大程度上未知。在过去的十年里，人们在观测和理论上都做出了相当大的努力来解决这个问题。然而，观测揭示了一个以前未被怀疑的事件，从非常不亮的爆发到明显过亮的爆发，并且跨越了一个远远超出峰值亮度的范围--光变曲线关系的下降率，用于制作Ia超新星的校准蜡烛。在理论方面，新的爆炸场景，如白矮星对的猛烈合并，已经被探索。我们回顾了这些最新的发展，强调新的观测结果，但也试图将它们与迄今提出的不同情景和爆炸机制联系起来。
2014-09-07 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The Intermediate Luminosity Optical Transient SN 2010da: The Progenitor, Eruption and Aftermath of a Peculiar Supergiant High-mass X-ray Binary
本文介绍了NGC 300（d=1.86 Mpc）中SN 2010 da的光谱学、紫外-红外成像和X射线观测结果，相对于2010年爆发时间，其时间跨度为-6至+6年。根据SN 2010 da的光变曲线和多历元的SEDs，我们认为SN 2010 da的前身星是一颗约10-12 Msol的黄超巨星，可能正在向蓝圈相过渡。在爆发期间，SN 2010 da的峰值绝对星等为M<-10.4等，比其他超新星和伪装者暗。我们检测到多组分的氢Balmer，Paschen，和钙II的发射线在我们的高分辨率光谱，这表明一个尘土飞扬的和复杂的拱星环境。自2010年爆发以来，这颗恒星的亮度增加了约5倍，并且在光学上保持高度可变。此外，我们在Swift和Chandra的观测档案中发现SN 2010 da是一个超亮的X射线源（L~ 6 × 10 ^{39} erg/s）。我们还将He II 4686埃和日冕Fe发射线以及~10^{37} erg/s的稳定X射线光度归因于致密伴星的存在。
2016-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comparative Study of Two Luminous Red Novae I. Progenitor Modeling and Dust Formation
Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Departament de Física Quàntica i Astrofísica (FQA), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学量子物理与天体物理学系）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究院）；Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University（拉德堡德大学天体物理学/IMAPP系）
通过双星演化模型和红外观测，约束了AT2021biy和AT2021blu的前身星质量、抛射物质量及尘埃形成，发现仅少量气体凝结为尘埃。
2026-06-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Bright Supernova Precursors by Outbursts from Massive Stars with Compact Object Companions
提出双星系统中致密天体吸积增能爆发机制，解释超新星前兆的高光度与能量矛盾，模型与观测及盖亚、引力波探测预期相符。
2024-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae without host galaxy? - Hypervelocity stars in foreign galaxies
收获SAI超新星目录，我们搜索SNe，显然不发生在一个不同的宿主星系，但躺在一个很大的距离，除了他们指定的宿主星系。假设有两种可能的解释，即（i）一个宿主星系太暗，无法在目前可用的调查范围内检测到，或者（ii）超高速星（HVS）作为SN的祖先，我们希望区分这两种情况。为此，我们使用深度成像来测试解释（i）。如果在我们的探测极限27 mag/arcsec ^[2]内，也就是迄今为止已知最暗的LSB星系的中心表面亮度范围内，无法识别出任何星系，那么我们就放弃这种解释，并在经过其他几次检查后，认为SN有一颗超高速恒星的祖先。通过分析选定的五个无宿主SNe的子样本，我们发现UGC 5434中的SN 2006bx很有可能被归入超高速祖先类别，其投影速度大于800 km/s。NGC1058中的SN 1969 L很可能是一个非常扩展的恒星形成盘的例子，它只在远紫外线下可见，而在光学波段看不到。因此，这个SN显然是由于在原位恒星形成。这种机制也可能适用于我们研究的另外两个SNe（SN 1970 L和SN 1997 C），但这不能最终确定。另一个是与伽马射线暴（GRB 050525）有关的SN 2005 nc，是我们最初假设中没有涵盖的特殊情况。即使有哈勃望远镜的深度数据，也不能明确地识别出一个宿主星系。
2011-11-10 astro-ph.CO astro-ph.SR
V1309 SCO - Understanding a merger
一个普通的包络事件的两个结果之一是两颗星的合并。到目前为止，最著名的双星合并案例是V1309 Sco爆发，其中轨道周期是已知的，并观察到衰减到爆发。使用流体动力学代码StarSmasher，我们详细研究了祖二进制的特性影响爆发，并产生最佳的匹配与观测。我们已经开发了一套工具，以量化任何常见的信封事件。我们认为双星组成的1.52 $M_\odot$巨人和0.16 $M_\odot$同伴与$P_{\rm orb}\sim1.4$天，不同的性质的同伴和它的同步。我们表明，所有被认为是祖双星的合并，主要是由于达尔文不稳定性的发展。合并伴随着质量喷射，在几个单独的质量爆发中进行，并带走了几个百分比的供体质量。尽管如此，这个非常小的质量是重要的，因为它不仅足以解释观测到的光变曲线，而且它还带走了初始总角动量和初始轨道能量的1/3。我们发现，所有的同步系统的经验$L_2$质量损失，在合并前几天的操作，并产生环形喷出物。形成的恒星通常是一颗强烈加热的辐射星，并有差异地旋转。我们得出的结论是，具有主序列伴星的同步二进制的情况与V1309 Sco的观测结果最匹配。
2014-04-16 astro-ph.SR
On the Progenitors of Galactic Novae
在银河系已知的大约400颗经典新星中，只有10颗，即周期性新星，被发现爆发不止一次。已知至少有八个这样的回归星拥有演化的次级恒星，而不是典型的经典新星中的次级主序星。在本文中，我们提出了一个新的新星分类系统，完全基于二级的演化状态，而不是（像目前的计划）基于爆发的属性。使用档案光学和近红外光度观测的样本38静止的银河新星，我们表明，在一个静止的系统中的次要恒星的演化状态可以预测和几个对象被确定为后续观测; CI Aql，V2487 Oph，DI Lac和欧盟Sct。
2011-12-12 astro-ph.SR
V2492 Cygni: The Early Evolution of the 2010 Outburst
我们提出了双子北光学和近红外观测天鹅座的一个年轻的爆发星，指定为V2492天鹅座的变星的总目录。该天体是两颗年轻恒星之一，彼此相距2度，最近亮度约为5 mags，据报道可能是新的FU猎户座型变星。V2492 Cyg的爆发光谱显示了整个光学和近红外的原子发射特征。在光学中，Halpha处于发射状态，并具有相关的蓝移吸收分量。远红CaII三重线也在发射中，并且与Halpha一样，具有显著的蓝移吸收。TiO分子的光学带也在发射中。在近红外，Pabeta，Brgamma和CO泛音带头是强烈的发射。这种光谱特征与EX Lupi（EXor类爆发变星的前身）在2008年极端爆发时和V1647 Ori在2003年上升阶段时所表现出的光谱特征非常相似。此外，我们认为V2492天鹅座的档案数据，并调查这颗年轻的恒星爆发前的性质。我们构建了一个静止阶段的光谱能量分布，通过模型拟合，让我们深入了解当前喷发之前的物体的星周环境。我们的调查强烈表明，V2492天鹅座爆发似乎更符合EXOR事件，其最近的2等衰落和随机变化的事实支持。
2011-05-04 astro-ph.SR
Measuring the Upper End of the Initial Mass Function with Supernovae
超新星起源于占据初始质量函数上端的祖星。它们的极高亮度使得单个大质量恒星能够在宇宙距离上被探测到，这为超新星作为IMF上端及其演化的示踪剂提供了巨大的潜力。开发这种潜力需要在超新星科学的许多领域取得进展。这些包括了解产生各种类型超新星的前身质量，并准确描述超新星爆发及其产生环境。我提出了一些初步的工作，确定产生最明亮的超新星的环境条件，相信产生的恒星质量大于100 M_太阳。我举例说明，这些极端的超新星在小恒星形成的矮星的存在可以用来测试我们的理解的IMF的上端。
2010-11-18 astro-ph.CO astro-ph.SR
The Unprecedented 2012 Outburst of SN 2009ip: A Luminous Blue Variable Becomes a True Supernova
一些关于超新星（SN）发现的报告被证明不是真正的核心坍塌爆炸。SN 2009 ip就是其中一例，它被认为是一个亮蓝变星（LBV）喷发。这个来源有一个巨大的热祖星在爆炸前的数据中被确定，它记录了爆发前可变性的证据，随后在2010年发现了第二次爆发。同一个源在2012年再次变亮，早期光谱显示出与以前相同的窄线轮廓，这表明另一次LBV样的喷发。我们提出了SN 2009 ip的新光度学和光谱学，表明它已经转变为真正的SN。这些数据中最引人注目的发现是，与以前的报告不同，光谱显示出具有正常II型超新星（SNe II）特征的非常宽的P-Cygni轮廓的巴耳末线，除了SNe IIn和LBV中看到的窄发射线。发射分量的半高宽为8000 km/s，而天鹅座P-Cygni吸收分量的蓝色翅膀延伸到-13，000 km/s。这些速度是典型的SNe II，但从来没有与发射线从一个非终端LBV样喷发。起初，绝对星等峰值似乎比正常SNe的亮度要暗。然而，在短暂的衰落之后，该源在几天内迅速再次变亮至M_R=-17.5等。宽谱线大部分消失，光谱开始类似于SNe IIn早期的光学厚相。两周后，源在-18等附近稳定下来，之后随着源的褪色，光谱中再次出现宽的发射线。我们的结论是，2012年SN 2009 ip的爆发是一个真正的核心坍缩SN IIn的结果，发生在祖星处于LBV样的爆发阶段，SN最初是暗淡的，然后由于与星周物…
2013-03-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Direct detection of supernova progenitor stars with ZTF and LSST
本研究探索利用 ZTF 和 LSST 地面广角巡天数据直接探测核坍缩超新星前身星，通过叠加图像寻找前身星消失迹象，并预测 LSST 十年巡天可探测数十颗超巨星前身星及数百次爆发前爆发。
2023-11-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Massive Progenitor of the Luminous Type IIn Supernova 2010jl
最近在附近发现的明亮超新星SN 2010 jl是罕见的相对明亮的IIn型事件的一员。在这里，我们报告档案HST观测其宿主星系UGC 5189 A采取大约10年前爆炸，以及早期的光谱SN。HST图像显示SN位置处有一个明亮的蓝色点源，在F300 W滤波器中绝对星等为-12.0。如果这不是一个偶然的排列，那么SN位置的源可能是（1）SN所在的大质量年轻（小于600万年）星团，（2）一颗静止的明亮蓝色恒星，其视温度约为14，000 K，（3）一颗在类似于LBV的明亮爆发期间捕获的恒星，或者（4）选项1和选项2或3的组合。虽然我们无法在这些可能性中做出选择，但它们都意味着SN 2010 jl的原始质量超过30 Msun。这加强了越来越多的证据，即许多SNe IIn是由非常大质量的恒星产生的，大质量的恒星可以产生可见的SNe而不会安静地坍缩成黑洞，并且大质量的恒星可以保留它们的H包层直到爆炸前不久。标准的恒星演化模型无法解释这些观测到的性质。
2010-11-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Metallicity at the explosion sites of interacting transients
上下文一些环星相互作用（CSI）超新星（SNe）是由在SN爆炸前不久失去质量的大质量恒星爆炸产生的。有证据表明，一些SNe IIn的前身是亮蓝变星（LBV）。对于少数CSI SNe，在SN爆炸之前已经观察到爆发。大质量恒星的爆发事件被称为SN冒名顶替者（SN IMs），它们是否预示着即将到来的SN仍然不清楚。CSI SNe的大量观测性质表明存在其他的祖先，例如具有超级风的红超巨星（RSG）。此外，金属性在CSI SN祖细胞质量损失中的作用在很大程度上仍未被探索。目的。我们的目标是通过研究它们的环境，特别是它们所在位置的金属丰度，来深入了解CSI SNe的祖星的性质。方法.我们在60个瞬变（包括SNe IIn，SNe Ibn和SN IM）的位置获得金属丰度测量，通过在北欧光学望远镜和公共档案中获得的光谱的发射线诊断。文献中的金属丰度值补充了我们的样本。我们比较了不同CSI SN亚型和其他核心塌陷SN类型之间的金属丰度分布。我们还寻找金属丰度和CSI SN观测属性之间可能的相关性。结果我们发现，SN IM往往发生在环境中的金属丰度低于SNe IIn。在SNe IIn中，SNe IIn-L（1998 S-like）具有较高的金属丰度，与SNe IIL/P相似，而持久的SNe IIn（1988 Z-like）具有较低的金属丰度，与SNIM相似。SNe IIn的金属丰度分布可以通过结合SN …
2015-05-14 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Common Envelope ejection for a Luminous Red Nova in M101
我们提出了M101 OT 2015 -1（PSN J14021678+5426205）的光学，近红外和中红外观测结果，这是风车星系（M101）中的一个明亮的红色瞬变，总共跨越了16年。光变曲线显示出两个明显的峰值，绝对星等分别为$M_r\leq-12.4$和$M_r \simeq-12$，分别出现在2014年11月11日和2015年2月17日。在第二个极大值期间的光谱能量分布表明，$\approx$ 3700 K的冷爆发温度和低膨胀速度（$\approx-$ 300 \kms）的H I，Ca II，Ba II和KI线。从爆发前15到8年的档案数据中，我们发现了一个与光学发现的瞬变一致的单一来源，我们认为它是祖先;它的性质与$L$ ~ $\sim$ ~8.7~ $\times\ 10^4$ \Lsun，$T_{\rm{eff}}\approx$ 7000~K和估计质量为$\rm{M1}= 18\pm 1$ \Msun的F型黄超巨星一致。这颗恒星可能刚刚完成了核心的H燃烧阶段，开始膨胀，现在正在穿越赫兹普龙间隙。基于所观察到的属性的组合，我们认为，祖是一个二元系统，与更先进的系统充满了洛希瓣。与双星演化模型的比较表明，爆发是一种极其罕见的现象，可能与共同包层的喷射有关。双星系统的初始质量填补了V838 Mon（5 $-$ 10 \Msun）和NGC~4490-OT~（30~ \Msun…
2016-10-28 astro-ph.SR
A binary scenario for the pre-explosion outburst of the supernova 2010mc
我提出的可能性，爆炸前爆发（PEO）的类型IIn超新星2010 mc（PTF 10 tel）是由质量吸积到O主序星伴星。根据这一推测，超新星起源在爆炸前几个月内经历了一次快速膨胀。膨胀是由核心的能量泄漏驱动的，在爆炸前一年内发生了剧烈的氧核燃烧。这种膨胀引发了质量转移到二级恒星上。爆发的大部分额外能量来自~0.1Mo在次级恒星上的吸积。同样，以v~2000 km/s的速度流出的气体是从吸积的次级恒星发射的，很可能是在双极流出中。这个双星模型可以解释在较早的时间喷射出的较慢的星周介质，并解释在爆炸后5.8天的H α发射的红移峰值。我比较了SN 2010 mc的PEO的一些属性，其他恒星爆发，如恒星合并事件V838 Monocerotis和十九世纪的大规模恒星双星系统船底座伊塔大爆发。我推测，所有的IIn型超新星都把它们稠密的星周气体归功于双星的相互作用。
2013-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Understanding Accretion Outbursts in Massive Protostars through Maser Imaging
几种分子在厘米到毫米波长产生的明亮脉泽辐射为理解大质量恒星形成过程提供了一个重要的工具。不受影响较短波长观测的高尘埃光学深度的阻碍，这些发射线的高亮度温度提供了一种方法来解决吸积和外流运动的尺度低于$\sim$ 1 au的深埋银河系恒星形成区域在千秒差距的距离。最近在两个大质量原恒星中发现了异常的吸积爆发，这两个原恒星都是由脉泽耀斑预示的，这迅速影响了大质量原恒星演化的传统观点，导致了新的流体动力学模拟，可以产生这种幕式爆发。为了了解这些大质量原恒星如何演化以响应这些事件，需要更大，更灵敏的地面厘米波长干涉仪，可以同时成像分子气体中的多个脉泽物种以及来自中央电离气体的微弱连续体。为了确定未来吸积爆发的祖先，并量化爆发引起的原恒星光球和外流和吸积结构的变化，对大样本的大质量原恒星进行基准观测是必不可少的。从这些研究中获得的知识将对大质量物体的吸积这一一般性主题产生更广泛的影响。
2019-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the Nature of SN 2011fh: a Young and Massive Star Gives Rise to a Luminous SN 2009ip-like Event
近年来，许多IIn型超新星被发现与奇特的SN 2009 ip有着惊人的相似之处，其真实性质仍在争论中。在这里，我们提出了10年的观测SN 2011 fh，一个相互作用的瞬态光谱和光度的相似性SN 2009 ip。SN 2011 fh有一个M $_r \sim -16$等的增亮事件，随后在2011年8月又有一个更亮的M $_r \sim -18$等的发光爆发。SN 2011 fh的光谱在其整个演化过程中以窄到中等的巴耳末发射线为主，天鹅座P的轮廓表明在$\sim 6400 \ \textrm{km s}^{-1}$处有快速移动的物质。2016年10月的HST/WFC 3观测显示了一个M $_{F814W} \approx -13.3$等的明亮源，表明我们正在看到喷出物与星周物质的持续相互作用，或者该恒星可能在2011年发光爆发五年后经历爆发阶段。使用超新星SN 2011 fh周围星团的HST测光，我们估计了其前身星的年龄为$\sim 4.5$ Myr，这意味着使用单星演化模型，恒星质量为$\sim 60$ M $_\odot$，或者考虑双星系统，质量范围为$35 - 80 \ \textrm{M}_\odot$。我们还表明，SN 2011 fh的祖先超过了经典的爱丁顿极限的一个大的因素，在2011年的发光爆发前的几个月，这表明强大的超级爱丁顿风作为一个可能的机制，所观察到的质量损失。…
2022-01-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2011hw: Helium-Rich Circumstellar Gas and the Luminous Blue Variable to Wolf-Rayet Transition in Supernova Progenitors
本文介绍了奇特的IIn/Ibn型超新星SN 2011 hw的光度学和光谱学。它的光变曲线显示出比正常SNeIbc更慢的衰减率，峰值绝对星等为-19.5等（未过滤），第二峰值为-18.3等（R）。SN 2011 hw的光谱与正常SN类型相比是不寻常的，最接近SNeIbn的光谱。我们的分析集中在比较SN 2011 hw和经过充分研究的Type Ibn SN 2006 jc上。虽然这两个SNe有许多重要的相似之处，但差异也很明显：与SN 2006 jc相比，SN 2011 hw具有较弱的HeI和CaII线和相对较强的H线，其光变曲线具有较高的光度和较慢的下降速率，与祖先的CSM相关的发射线较窄。人们可以用6000 K黑体和SN 2006 jc的光谱的相等贡献来再现SN 2011 hw的不寻常的连续形状。我们将这种发射成分和两个SNe之间的许多其他差异归因于SN 2011 hw中少量额外H的额外不透明度，类似于使SNeIIb不同于SNeIb的小H质量。CSM中较慢的速度和升高的H含量表明SN 2011 hw的祖先和Ofpe/WN 9恒星之间的联系，Ofpe/WN 9恒星在爆发之间的热静止阶段与LBV相关，并且是H-贫-但不是H-自由的经典Wolf-Rayet（WR）恒星。我们的结论是，SN 2011 hw和SN 2006 jc之间的相似性和差异，可以在很大程度上理解，如果他们的祖先在不同的…
2012-03-30 astro-ph.CO 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
Repeating periodic eruptions of the supernova impostor SN 2000ch
本文分析了NGC 3432中超新星（SN）冒名顶替者SN 2000 ch的光度观测，涵盖了自发现以来的时间。该源在2000年至2010年期间曾被观测到四次爆发。现在的观测显示，2004-2007年至少还有三次爆发，2010-2022年至少有十六次爆发。爆发光变曲线是不规则和多峰的，表现出各种各样的峰值大小，持续时间和形状。2008年以后的爆发以200.7 $\pm{2}$ d的周期重复，而2000年的爆发似乎与更短的周期相匹配。下一次爆发应该发生在2023年1月/2月左右。我们认为，这些周期性的爆发产生于一个偏心双星系统中的近星点周围的剧烈相互作用，类似于$η$船底座的近星点相遇导致其大爆发，并类似于SN 2009 ip的不稳定的前SN爆发。我们属性的喷发的不规则性之间的相互作用的轨道和发光的蓝色可变（LBV）的主星，其中每个连续的近星点通过可能有不同的强度或持续时间，由于不断变化的半径和质量损失率的LBV-喜欢的主要。如果LBV在近星点相对静止，这样的爆发可能偶尔很弱或无法检测到，但当LBV活跃时可能会更加极端。观测到的轨道周期变化可能是爆发时质量损失的结果。鉴于SN 2000 ch与SN 2009 ip的前身相似，如果它正走向恒星合并或类似SN的爆炸，它值得继续关注。
2023-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
An UXor among FUors: extinction related brightness variations of the young eruptive star V582 Aur
V582 Aur是自$\sim$ 1985年以来爆发的FU Ori-type年轻爆发星。喷发目前处于相对稳定的高原阶段，光度和光谱变化叠加。在这里，我们将描述爆发物体的祖先，探索其环境，并分析爆发的时间演变。我们特别感兴趣的是两个深度光度下降的物理起源，一个发生在2012年，另一个自2016年以来一直在进行。我们收集了存档的照相底片，并在2010年至2017年期间进行了新的光学，红外和毫米波光度和光谱观测，在当前最低点期间具有高采样率。除了分析褪色过程中的颜色变化，我们编制了多历元的光谱能量分布，并拟合一个简单的吸积盘模型。基于爆发前的数据和毫米连续测量，我们认为，V582 Aur爆发的祖先是一个低质量的金牛T星的平均属性。一个未被发现的星周结构，可能是一个圆盘，其质量为0.04 M $_{\odot}$。的光学和近红外光谱证明存在的氢和金属线，显示CO的吸收带头，并表现出可变的H $α$的配置文件。颜色变化强烈表明，2012年$\sim$长达1年的亮度下降以及2016年以来的最小值都是由视线上的消光增加引起的。根据我们的吸积盘模型，红化从$A_V$ =4.5等变化到12.5等，而吸积率几乎保持不变。类似于中等和低质量年轻恒星的UXor现象模型，轨道盘结构可能是日食的原因。
2017-12-13 astro-ph.SR
Possible Detection of the Stellar Donor or Remnant for the Type Iax Supernova 2008ha
Iax型超新星（SNe Iax）是与SNe Ia相关的热核爆炸，但物理上不同。最重要的区别是超新星Iax的光度明显较低（为典型超新星Ia的1% - 50%），喷出物质量较低（约0.1 - 0.5 M_sun），并可能留下一个结合的残余物。最极端的SN Iax是SN 2008 ha，其峰值为M_V = -14.2等，比典型的SN Ia低约5等。在这里，我们展示了哈勃太空望远镜（HST）拍摄的SN 2008 ha的宿主星系UGC 12682的图像，该图像是在SN 2008 ha达到峰值亮度后4.1年拍摄的。在这些深度高分辨率的图像中，我们探测到一个与SN 2008 ha的位置重合的源（0.86 HST像素; 0.043”; 1.1 sigma），M_F814 W = -5.4 mag。我们确定这个源不太可能是偶然重合，但这种情况不能完全排除。如果这个辐射源与SN 2008 ha直接相关，那么它要么是前白矮星的发光的束缚残余物，要么是它的伴星。该源与演化的>3 M_sun初始质量恒星一致，并且比SN Iax 2012 Z祖系统（第一个检测到的热核SN祖系统）红得多。如果这个来源是SN 2008 ha的伴星，那么SN Iax的祖先系统就有多样性，这可能与SN Iax爆炸的多样性有关。如果辐射源是白矮星的束缚残留物，那么它一定已经显著膨胀了。不管这个来源的性质如何，我们将SN 2008 ha…
2014-08-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Red novae, their progenitors, and remnants
Nicolaus Copernicus Astronomical Center（尼古拉·哥白尼天文学中心）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Departament de Física Quàntica i Astrofísica (FQA), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学量子物理与天体物理学系）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究研究所）
本文综述了红新星的观测知识，探讨了其爆发特性、人口特征和长期残骸，分析了红新星前身的多样性以及预测爆发和建立稳健事件率的挑战，强调了红新星在双星演化和恒星人口研究中的重要性。
2026-05-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
First detection and characterization of symbiotic stars in M31
共生双星被认为是Ia型超新星的祖先。银河系共生双星的普查是如此不完整，以至于我们无法可靠地估计这些恒星的总人口，并用它来检查这个数字是否与螺旋星系中观察到的Ia型超新星比率一致。因此，我们开始对与我们银河系最近的对应物（即M31）进行调查，在那里可以实现对共生恒星的相对完整的普查。我们报告了M31中35颗共生双星的首次探测和光谱特征，并将这些恒星与银河系中的共生恒星进行了比较。这些新发现的M31共生双星与银河系的共生体非常相似，尽管我们显然只对M31中最明亮的共生体进行了采样（在这个可行性研究中）。我们还在M31中发现了一颗共生星（M31SyS J004233.17+412720.7），它是所有共生体中电离水平最高的。M31共生星M31SyS J004322.50+413940.9的一次光学爆发可能是一次类似新星的爆发，这是在银河系和麦哲伦云之外探测到的第一次共生爆发。
2014-07-22 astro-ph.SR
The Pre-Outburst Properties of the FU Ori Object HBC 722
本文利用 HBC 722 爆发前的低分辨率光谱和档案测光，测定其光谱型为 M3.3±0.4、爆发前吸积率为 7×10⁻⁹ M⊙ yr⁻¹、消光约 1.45 mag，并发现其半径约为同类恒星两倍，揭示了 FU Ori 型爆发前身星的恒星与吸积性质。
2025-11-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Photometric Investigation of Novae T Pyx, BT Mon and V574 Pup at Quiescence by using the 2.4 m Thai National Telescope
再发新星（Recurrent novae，RNe）是由热核失控提供动力的多次爆发的新星。爆发发生在白矮星的表面，伴随着晚型主序星或巨次级星将物质转移到白矮星主星上。它们类似于经典新星（CNe）爆发，但只有RNe有一个以上的记录爆发。RNe是Ia型超新星的前身系统之一，在宇宙学中被用作主要的距离指示器。因此，必须研究CNe和RNe的爆发类型，并最终确定最终可能成为Ia型SNe爆炸候选者的天体数量。采用了在突出幅度-速度等级图中RNe与CNe分开的建议。由于低振幅是由静态系统中存在的演化的次级和/或高传质速率引起的，因此RNe候选物应相应地具有低振幅。我们选择了3个初步目标，包括T Pyx，BT Mon和V574 Pup。它们的振幅并不低，但却是泰国国家望远镜（TNT）所能观测到的最低振幅。我们获得了他们的幅度在静止使用ULTRASPEC相机上的2.4米TNT。三个目标在光学和近红外色星等图上的位置表明，这三个目标都应该有主序星。这对于T Pyx来说是正确的，它的第二颗恒星已经被证实是主序星，但BT Mon和V574 Pup还没有被证实。
2018-12-28 astro-ph.SR
Mapping Excitation in the Inner Regions of the Planetary Nebula NGC 5189 using HST WFC3 Imaging
行星状星云NGC 5189围绕着一颗沃尔夫-拉叶星，它是行星状星云中最引人注目的复杂形态之一，具有许多多尺度结构，显示出AGB祖先多次爆发的证据。在这项研究中，我们使用多波长哈勃太空望远镜宽视场相机3（WFC 3）的观测研究的内部0.3 pc $\times$ 0.2 pc区域周围的中央二进制，似乎是一个更近的祖先AGB星爆发的遗迹的形态。我们应用基于H $α$ $λ$ 6563、[O III] $λ$ 5007和[S II] $λλ$ 6717、6731图像的发射线比率的诊断图来识别星云内部低电离结构的位置和形态。我们从电离气体中区分出两个内部的低电离包层，半径为55弧秒（$\sim$ 0.15 pc），从中央恒星延伸：一个大的包层向东北方向扩展，而其较小的对应包层则向相反的方向向星云的西南方向扩展。这些低电离包层被高度电离的气体环境包围。我们认为，这些低电离膨胀的信封是一个强大的爆发的结果，从后AGB星，创造了冲击风区，因为他们通过以前驱逐的材料沿对称轴传播。我们的诊断映射使用高角分辨率线发射成像可以提供一种新的方法来检测其他PNE中的低电离区域，特别是那些显示出复杂的多尺度形态。
2017-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Census of Self-Obscured Massive Stars in Nearby Galaxies with Spitzer: Implications for Understanding the Progenitors of SN 2008S-Like Transients
2008年发现的NGC 6946和NGC 300中的发光爆发的尘埃遮蔽的祖先，开启了大质量恒星和潜在致命爆炸瞬变之间因果映射的新联系。在这里，我们进行了一个系统的中红外光度搜索大质量，发光，自遮蔽的恒星在附近的四个星系：M33，NGC 300，M81和NGC 6946。对于探测，我们只使用3.6微米和4.5微米的IRAC波段，因为这些波段仍然可以用于附近星系的多历元斯皮策巡天（=<10 Mpc）。我们结合熟悉的PSF和孔径光度法与创新的应用程序的图像减法目录的自我模糊的大质量恒星在这些星系。特别是，我们验证了类似于NGC 6946（SN 2008S）和NGC 300瞬变的祖先的恒星在所有四个星系中确实很罕见：它们的数量在任何给定时刻都可能低至每个星系1颗。这一结果从经验上支持了这样一种观点，即在许多大质量恒星的生命中，尘埃遮蔽阶段是一种非常短暂的现象，这些天体构成了AGB序列的自然延伸。我们还提供了NGC 300、M81和NGC 6946中的源的中红外目录。
2010-04-23 astro-ph.SR
A 9-Hr CV With One Outburst in 4 Years of Kepler Data
在通过开普勒主场光变曲线的视觉搜索过程中，我们发现了一个灾难性的变量（CV），它在四年内只经历了一次为期4天的爆发，上升到静态流量的三倍。在四年的非爆发数据期间，KIC 5608384的开普勒测光显示出椭圆形光变化（“ELV”），振幅为$\sim$ 12%，周期为8.7小时。后续的地基光谱观测得到了高质量的径向速度曲线和相关的质量函数。此外，H $α$发射线存在于光谱中，即使这些是在源可能处于静止时拍摄的。这些发射线至少有一部分被伴星K所遮蔽。我们利用现有的质量函数，ELV振幅，罗奇瓣填充条件，并推断半径的K星导出系统的质量和轨道倾角：$M_{\rm wd} \simeq 0.46 \pm 0.02 \, M_\odot$，$M_{\rm K} \simeq 0.41 \pm 0.03 \, M_\odot$，和$i \gtrsim 70^\circ$。$M_{\rm wd}$的值是在激变变星中任何吸积WD的最低值。我们还运行了使用MESA的二进制演化模型，以推断最有可能的参数的前灾难性的二进制。利用模型演化轨道的质量转移速率，我们得出结论，虽然速率接近吸积盘稳定性的临界值，我们预计KIC 5608384表现出矮新星爆发。我们还得出结论，吸积白矮星最有可能从一个热的亚矮星，最值得注意的是，这是第一个真正的例子，一个祖先的AM CVn二进制已通过CV通道演变。
2019-08-06 astro-ph.SR
Two-Dimensional Simulations of Pulsational Pair-Instability Supernovae
大质量恒星的氦核在35到65 Msun之间，由于重复出现的对不稳定性，它们会产生重复的热核爆发。在其中一些事件中，太阳质量的物质以多次重复爆发的方式喷射出来，每次10 $^{50}$ erg。这些壳层之间的碰撞有时会产生非常明亮的瞬变，从可观测宇宙的边缘可以看到。以前对这些事件的一维研究产生了薄的，高密度的壳，因为一个喷射进入另一个。在这里，在这些碰撞的第一个多维模拟中，我们表明，瑞利-泰勒不稳定性的发展截断了高密度尖峰的增长，并驱动壳之间的混合。它的前身是一颗太阳金属丰度为110 Msun的恒星，在早期的工作中被证明会产生一颗超亮超新星。这个更真实的模型的光曲线具有与1D模型相似的峰值亮度和持续时间，但结构更平滑。
2014-07-06 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The progenitor and remnant of the helium nova V445 Puppis
V445 Pup是一颗在爆发期间没有氢谱线的奇特新星。该光谱包含碳、氧、钙、钠和铁的强发射线。我们使用天文底片档案对V445幼仔祖先的摄影图像进行了数字处理。这颗恒星在B波段的亮度为14.3等，是一颗周期性的变星，其最可能的周期为0.650654+/-0.000011天。光变曲线的形状表明，这颗恒星的前身是一颗共包络双星，表面有一个光点，表面亮度可变。在0.44和2.2微米之间的光谱能量分布与A0 V型恒星相似。2001年爆发后，喷出物中形成了尘埃，这颗恒星成为了一个强红外源。这导致恒星在V波段的亮度下降到20等以下。2003年至2009年期间获得的CCD BVR观测结果表明，尘埃吸收最小完成于2004年，残留物重新出现在18.5 mag V的水平。尘埃分散，但在K波段与VLT自适应光学拍摄的帧中没有星状物体。直到2007年3月，在这些画面中只能看到爆炸的喷出物。光谱能量分布中没有出现变红的A0 V型恒星。2000年V445 Pup的爆炸是CO型白矮星表面的氦闪光。结合现代动力学计算的结果，讨论了氦闪触发白矮星核爆轰的可能性及其观测证据，并讨论了系统的公共包层在爆轰中丢失的问题。系统的破坏及其组件的质量损失排除了V445 Pup未来的SN Ia情景。
2010-11-28 astro-ph.SR
