Modeling the late time merger ejecta emission in short Gamma Ray Bursts
本文利用含相对论修正的标准磁星模型光变曲线及VLA、ATCA射电上限，分析7个近邻短GRB，约束晚期并合抛射物辐射对应的周围介质数密度。
2024-01-22 astro-ph.HE
Estimating Ejecta Masses of Stripped Envelope Supernovae Using Late-Time Light Curves
本研究通过半解析模型和数值模拟，利用由伽马射线泄漏决定的热辐射光变曲线晚期斜率，校准了剥离包层超新星抛射物质量与爆炸能量的关系，使抛射物质量估算不确定性降至约20%。
2023-09-14 astro-ph.HE
Element Abundances in the Unshocked Ejecta of Cassiopeia A
我们分析和模拟仙后座A超新星遗迹的红外光谱，目的是确定未受冲击的喷出物中各种元素的质量。通过这种方式，我们补充了Hwang & Laming（2012）对X射线发射喷出物的调查，以提供Cas A喷出物元素组成的完整普查。我们计算光电离复合平衡，以确定作为密度的函数的喷出物中的各种元素的电离平衡，使用的X射线和紫外线发射的正向和反向冲击的电离辐射。假设所有的发射线主要是在喷出物的密度，最大限度地提高他们的发射激发，我们可以将观察到的线强度转换成元素质量。我们发现，大多数的$\sim 3 $ M_sun喷出物已经通过了反向冲击，今天在X射线中看到。少数，$\sim 0.47\pm 0.05$ M_sun，这里引用的不确定性仅来自数据拟合过程，仍然在反向激波内部膨胀并发射红外线。该组分主要由O、Si和S组成，不容易检测到Fe。排除来自我们的建模估计的不确定性，我们引用$0.47 \pm {0.47\atop 0.24}$ M_sun。我们推测，高达0.07 M太阳的Fe可能存在于内部喷出物中的扩散气体中，这取决于Fe的电荷状态。
2020-10-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulating the inflation of bubbles by late jets in core collapse supernova ejecta
我们进行了三维流体动力学模拟研究的相互作用的两个晚相反的射流与喷出物的核心坍缩超新星（CCSN），并研究双极结构，从这种相互作用的结果，作为射流膨胀热低密度气泡。新诞生的中心物体，一颗中子星（NS;或黑洞），在爆炸后大约50到100天发射这些喷流。气泡在极向穿越光球的时间要比赤道面附近相同半径的区域早得多。热气泡释放出更多的辐射，光球层在稀薄的气泡中后退得更快。我们的研究结果加强了早期基于玩具模型的主张，即这种相互作用可能导致光变曲线的后期峰值，并且赤道观察者可能会看到光变曲线的快速下降。我们的研究结果可能会影响到更早的喷流爆炸的恒星，无论是新出生的NS在CCSN发射的喷流，还是NS伴星与大质量恒星的核心合并在一个共同的信封喷流超新星（CEJSN）事件中发射的喷流。我们的研究结果为CEJSN方案提供了间接支持，用于快速蓝色光学瞬变，例如，AT 2018 cow、ZTF 18 abvkwla和CSS 161010。
2020-12-16 astro-ph.HE
Emission peaks in the light curve of core collapse supernovae by late jets
我们建立了一个玩具模型，其中的中心对象，即，新诞生的中子星或黑洞，在较晚的时候发射喷流并显示这些喷流可能解释了某些特殊的光变曲线中的峰值（即，具有不寻常的光变曲线）核心坍缩超新星（CCSNe），当喷流与CCSN喷出物相互作用时。我们假设中心物体在爆炸后几周到几个月内吸积了备用物质并发射了两个短暂的相反的喷流。我们模拟每个射流喷出物的相互作用作为一个球对称的“迷你爆炸”，发生在喷出物。我们假设，每一个“小爆炸”增加的排放是对称的时间周围的后期峰值，并与发射功率的上升，具有相同的斜率作为CCSN的主要光曲线。我们在玩具模型中总共使用了12个参数。在我们的玩具模型中，晚期喷流形成的发射峰比早期喷流更强。晚期喷流的动能只有CCSN自身动能的1%左右，可能形成强的发射峰。我们将我们的玩具模型应用于神秘的CCSN iPTF14hls的最亮峰，该峰在其光曲线中有几个额外的峰。我们可以用我们的玩具模型来拟合这个发射峰值，当我们把喷流的动能取为CCSN能量的百分之一到百分之二，而冲击喷出物的质量取为喷出物质量的百分之三。
2020-01-06 astro-ph.HE
Late-Phase Spectropolarimetric Observations of Superluminous Supernova SN 2017egm to Probe the Geometry of the Inner Ejecta
利用斯巴鲁望远镜对邻近星系NGC 3191中的一颗I型超亮超新星SN 2017 egm进行了g波段最大光后185.0天的偏振光谱观测。这是SLSNe在晚期阶段的第一次光谱偏振观测。我们发现，在后期阶段的偏振度显着改变，从早期阶段的测量。在后期阶段的光谱显示出一个强大的钙发射线，因此，我们可靠地估计星际偏振分量假设发射线本质上是非偏振的。通过减去估计的星际偏振，我们发现在早期阶段的本征偏振只有~ 0.2%，这表明一个几乎球形的光球，轴比~ 1.05。在后期阶段的内在偏振增加到~ 0.8%，这对应于光球与轴比1.2。偏振的位置角几乎恒定，表明内部喷出物几乎是轴对称的。通过这些观察，我们得出结论，内部喷出物比外部喷出物更非球面。这可能表明存在一个中心能源产生非球面内部喷出物。
2020-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radioactive Heating and Late Time Kilonova Light Curves
紧凑的物体合并可以产生一个热电磁对应物（“千诺瓦”），由新合成的放射性同位素衰变提供动力。kilonova光变曲线的亮度取决于β衰变电子在喷出物中热化的效率。在这里，我们推导出一个简单的分析解决方案热化计算电子如何积累在喷出物和失去能量的热量和通过等离子体损失。我们发现随时间变化的热化效率可以用$f(t) \approx (1 + t/t_e)^{-n}$来描述，其中$n \approx 1$和时间尺度$t_e$是喷出物质量和速度的函数.对于具有放射性功率$\dot{Q} \propto t^{-4/3}$的r过程同位素的统计分布，后期千诺瓦光度渐近线到$L \propto t^{-7/3}$，并且超线性地依赖于喷出物质量$L \propto M^{5/3}$。如果一个kilonova是由一个单一的主导同位素供电，我们表明，后期的光度可以大大偏离基本的指数衰减，并最终变得比瞬时放射性更亮，由于被困电子的积累。应用到与引力波源GW 170817相关的kilonova，这些结果意味着在$\gtrsim 7$天观测到的光变曲线可能变陡与热化效应无关，而是可能标志着喷出物中高不透明度成分的不透明性的开始。分析结果应便于估计所观察到的kilonovae的属性和评估未来事件的潜在后期可探测性。
2018-07-09 astro-ph.HE
Type IIn SN~2010jl: probing dusty line-emitting shell
我探讨了可能的尘埃形成的签名在SN~ 2010 jl后期，可以印在线蓝移和尘埃红外发射壳的半径演变。我提出了一个简单的模型，允许一个重现蓝移的氢和氦发射线的发射线。该模型表明，氢的排放主要来源于冲击破碎的拱星团块，部分被吸收冷致密壳和未受冲击的喷出物所掩盖。在He I 1.083 $μ$ m线上的第178天，该组件是显着较弱的广泛的组件相比，从未受冲击的喷出物，是模糊的喷出物本身产生的朊病毒。对晚期（$t > 400$ d）H $α$的模拟表明，除了在冷的致密壳层中的尘埃外，在未受冲击的超新星喷出物中必须形成大量的尘埃。由相互作用模型预测的超新星半径与由后期（> 460天）红外数据恢复的尘埃壳层半径相吻合，这有力地支持了红外辐射确实起源于超新星。喷出的尘埃大概被锁在不透明的斑点中。
2018-09-07 astro-ph.HE
Late-time non-thermal emission from mildly relativistic tidal ejecta of compact objects merger
本文提出半解析方法计算致密天体并合中温和相对论性环状抛射物驱动的同步辐射，揭示其射电图与球对称情形的显著差异，并可用于约束抛射几何与机制。
2024-11-24 astro-ph.HE
Search for merger ejecta emission from late time radio observations of short GRBs using GMRT
本研究利用 GMRT 在爆发后约 2–11 年对五个短 GRB 进行低频晚期射电观测以搜寻磁星驱动的并合抛射物辐射，虽未探测到信号并排除约 10^53 erg 的极大旋转磁星，但为相关模型提供了约束。
2024-01-22 astro-ph.HE
Searching for the expelled hydrogen envelope in Type I supernovae via late-time H-alpha emission
我们报告了我们长期观测调查的第一个结果，旨在发现贫氢I型超新星的喷出物与爆炸前几十年/几百年从祖星排出的富氢包层之间的后期相互作用。被驱逐的信封，移动的速度为~10 - 100公里秒$^{-1}$，预计将赶上快速移动的SN喷出物几年/几十年后爆炸取决于历史的质量损失过程中的祖星爆炸前。SN喷出物和拱星包层之间的碰撞导致在巴耳末线，特别是在H-α的净发射。我们通过窄带成像寻找具有贫氢喷出物的较老的Ia/Ibc/IIb型超新星中晚期H-α发射的迹象。在13个点源中检测到连续扣除的H-α发射：9个SN Ibc，1个SN IIb和3个SN Ia事件。在至少两个历元上观测到38个SN站点，其中3个对象（SN 1985 F，SN 2005 kl，SN 2012 fh）在我们的DIAFI数据中显示出它们的H-α发射强度的显著时间变化。这表明，可变的排放可能不是由于附近的H II区与SN无关，因此是一个重要的额外提示，喷出物CSM相互作用可能发生在这些系统中。此外，我们还成功地探测到了Ib型SN 2014 C的晚期H-α发射，这是最近发现的一个在各种（无线电，红外线，光学和X射线）波段强烈相互作用的SN。
2017-02-16 astro-ph.HE
Analysis of Late--time Light Curves of Type IIb, Ib and Ic Supernovae
放射性动力核心坍缩“剥离-信封”超新星的光变曲线峰值的形状约束的喷出物的质量，镍质量，和动能的亮度和扩散时间为一个给定的不透明度和观察到的膨胀速度。后期的光变曲线给出了喷射物质量和能量的限制，给出了伽马射线的不透明度。以前的工作表明，SN~IIb与少量的氢和氢/氦-缺乏SN~Ib/c的主要光变曲线峰值往往是相当相似的接近最大光，这表明类似的喷出物的质量和动能，但后期光变曲线显示出广泛的分散，这表明在喷出物的质量和动能的分散。它还表明，SN~IIb和SN~Ib/c可以有非常相似的后期光变曲线，但不同的喷出物的速度要求显着不同的喷出物的质量和动能。我们通过收集和分析来自文献的良好采样的单波段和准测辐射热光变曲线来重新审视这些主题。我们发现剥离包层核塌缩超新星的晚时光变曲线是不均匀的。我们还表明，所观察到的属性，光球速度在峰值，上升时间，和后期衰减时间，可以用来确定平均不透明度适当的峰值。以这种方式确定的不透明度比通常的估计要小得多。我们将讨论如何小的有效不透明度可能导致重组和不对称的喷出物。
2015-04-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for late-time dust formation in the ejecta of supernova SN~1995N from emission-line asymmetries
本研究分析 SN~1995N 的晚期红外辐射与发射线红翼衰减，论证其源于抛射物中新形成并被 CSM 相互作用加热的约0.4 M⊙非晶碳尘埃，并据此修正爆炸时间。
2023-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double Neutron Star Mergers: Are Late-time Radio Signals Overestimated?
本研究通过玩具模型考察双中子星并合抛射物对星际介质的不完全清扫效应，指出其会显著降低晚期射电辐射，从而削弱短GRB射电上限对长寿命磁星遗迹的约束。
2024-02-28 astro-ph.HE
Late-time radio observations of the short GRB200522A: constraints on the magnetar model
GRB 200522 A是一个红移为$z$ =0.554的短持续时间伽马射线暴（GRB），具有明亮的红外对应物。对观测到的辐射的一种可能的解释是，由一颗快速旋转和高度磁化的中子星（被称为磁星）提供动力的发光千诺瓦的开始。一个明亮的射电耀斑，从千诺瓦喷出物与周围介质的相互作用所产生的，是这个模型的预测。虽然现有的数据集仍然可以进行多种解释（例如余辉，r-过程kilonova，磁星动力kilonova），但对这种爆发的长期无线电监测可能是区分模型的关键。我们提出了我们的晚期上限的无线电发射的GRB 200522 A，进行了卡尔G。Jansky超大型阵列在爆发后288天。对于具有能量$E_{\rm ej} \approx 10^{53} \rm erg$的千诺瓦喷出物，正如对长寿命磁星遗迹的预期，我们已经可以排除喷出物质量$M_{\rm ej} \lesssim0.03 \mathrm{M}_\odot$的最可能环爆密度范围$n\gtrsim 10^{-3}$ cm $^{-3}$。对合并后3-10年的$\approx$时间尺度的观测将探测到$M_{\rm ej} \sim 0.1 \mathrm{M}_\odot$的更大的喷出物质量，为磁星情景提供了一个强大的测试。
2021-05-04 astro-ph.HE
Late-Time Optical Emission From Core-Collapse Supernovae
地面光谱和哈勃空间望远镜图像的10个核心坍缩超新星（CCSNe）的爆发后几年到几十年的分析，了解其后期的排放的一般性质的目的。SN 1957 D、1970 G、1980 K和1993 J的新观测结果也被纳入研究。氧和氢原子的蓝移谱线发射具有明显的谱线亚结构，这是一种常见的、持续时间较长的现象。随后通过多个时代，相对强度和速度宽度的变化的发射线是一致的预期SN喷出物和祖星的拱星材料之间的相互作用所产生的排放。最明显的趋势是[O III]/（[O I]+[O II]）的强度随年龄的增加而增加，而H α/（[O I]+[O II]）的强度则下降，这与以下观点大致一致：在许多这些天体中，反向冲击已经穿过了喷出物的H包层。我们还提出了一个空间综合光谱的年轻的银河系超新星遗迹仙后座A（Cas A）。330岁的Cas A残留物和几十年的CCSNe的发射线轮廓之间观察到的相似性表明，观察到的发射线不对称性演变CCSN光谱可能与喷出物中的尘埃，而通常被解释为“团块”或“斑点”喷出物的小峰子结构，而不是与大规模的SN碎片环。
2012-02-29 astro-ph.HE
Late Spectral Evolution of the Ejecta and Reverse Shock in SN1987A
本文介绍了1999年至2012年（爆炸后4381 - 9100天）SN 1987 A内部喷出物和反向冲击波的VLT和HST宽发射线观测结果。我们检测到来自H-α、H-β、Mg I]、Na I、[O I]、[Ca II]的宽谱线和在9220 A处的特征。我们确定后一条线与Mg II 9218，9244，最有可能由Ly-alpha荧光泵浦。H-α和H-β都有一个中心峰值分量，延伸到4500 km/s，还有一个非常宽的分量，延伸到11，000 km/s，而其他谱线只有中心分量。低速成分来自未受冲击的喷出物，主要由星周环碰撞的X射线加热，而宽成分来自通过反向冲击的更快的喷出物。从2000年到2007年，H-alpha的反向激波通量增加了4-6倍。在那之后，光变曲线有变平的趋势，类似于在软X射线和来自冲击环的光学线中可以看到的。在H-α、[Ca II]和Mg II中观察到的核心成分也经历了类似的增加，与HST光度测定法发现的一致。环形形态的喷出物被解释为X射线照射的结果，沉积能量的喷出物的核心之外。使用SN 1987 A的爆炸模型计算了外部X射线照射的喷出物中的能量沉积，我们预测未受冲击的喷出物的外部部分将继续增亮。最后，我们讨论的证据尘埃喷出物线不对称。
2012-12-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Late-time emission-line profiles from kilonova models
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung（GSI亥姆霍兹重离子研究中心）；RIKEN Cluster for Pioneering Research（理化学研究所前沿研究集群）；Helmholtz Forschungsakademie Hessen für FAIR, GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung（黑森FAIR亥姆霍兹研究院，GSI亥姆霍兹重离子研究中心）；Technische Universität Darmstadt（达姆施塔特工业大学）
研究利用二维构型量化中子星合并抛射物结构对谱线形状影响，考虑硒、碲、钨元素，展示多种轮廓形状，发现线形状对抛射物结构敏感，可据此限制观测角或合并属性，如二元质量比、高密度物质状态方程
2026-07-14 astro-ph.HE
Post maximum light and late time optical imaging polarimetry of type I superluminous supernova 2020znr
光学成像偏振测量是在贫氢超亮超新星2020znr最大光照后的3个阶段（大约+34天，+288天和+289天）进行的。经过仪器和星际偏振校正，所有测量结果与零偏振探测一致。用磁星自旋下降模型模拟的光变曲线表明SN 2020znr与其他SLSNe具有相似的磁星和喷出物参数。在SN 2017egm和SN 2015bn的文献中讨论的最佳拟合值的比较，两个贫氢SLSNe显示最大光后的偏振增加，表明SN 2020znr具有更高质量的喷出物，可能会阻止使用光学偏振测量的内部喷出物的几何形状。I型SLSNe的光谱学和光变曲线分析提供的组合信息可能是对这类瞬态的偏振特性进行分类的一个有趣途径。这种方法将需要扩大SLSNe偏振测量数据的样本，目前可与早期和晚期的时间新的测量。
2022-02-11 astro-ph.HE
Radioactivity and thermalization in the ejecta of compact object mergers and their impact on kilonova light curves
紧凑物体合并的最有希望的电磁特征之一是kilonovae：近似各向同性的放射性动力瞬变，在合并后几天到几周达到峰值。在模拟kilonovae的关键不确定性包括放射性衰变产物的发射轮廓-非热β-和α-粒子，裂变碎片，和伽马射线-和它们在喷出物中沉积能量的效率。总的放射性能量及其热化的效率决定了光度预算，因此对于预测千诺瓦光变曲线是必要的。我们概述了在r-过程衰变的不确定性，描述的物理过程中，衰变产物的能量被吸收在喷出物中，并提出随时间变化的热化效率为每种粒子类型。我们确定了净加热效率，并探讨其依赖于r-过程产量-特别是，生产的translead核进行α衰变-和喷出物的质量，速度，成分，和磁场配置。我们将我们的结果纳入新的时间依赖性，多波长辐射传输模拟，并计算更新预测的kilonova光变曲线。热化作用对千诺瓦光度测定有很大的影响，在峰值时光度降低约2倍，在以后的时间（爆炸后15天或更长时间）降低一个数量级或更多。我们提出了简单的解析拟合随时间变化的净热化效率，这可以很容易地用于改善光变曲线模型。我们简要地回顾了伴随伽马射线暴130603 B的假定千诺瓦，并提供了在该事件中喷出的质量的新估计。我们发现，以后的时间kilonova光变曲线可以显着的影响，从translead同位素的α衰变，因此，在这些时候的数据可能是诊断喷出物的丰度。
2016-05-23 astro-ph.HE
Multiband Fitting to Three Long GRBs with Fermi/LAT Data: Structured Ejecta Sweeping up a Density-Jump Medium
我们提出了宽带（无线电，光学，X射线和GeV）适合余辉光变曲线和光谱的三个长持续时间的伽马射线暴（GRBs 080916 C，090902 B和090926 A）检测的伽马射线暴监测器（GBM）和大面积望远镜（LAT）的费米卫星仪器。利用观测到的宽带数据，我们研究了高能量发射的起源，并建议早期的GeV发射和晚期的无线电，光学和X射线余辉可以理解为是由于同步辐射从外部前向冲击引起的结构喷出物在风气泡跳跃到均匀密度介质中传播。如果假设大部分能量注入的停止时间接近于前向激波的减速时间，那么，前向激波持续注入能量的结构性喷出物可以很好地解释这些爆发的GeV早期上升特征，而密度跃变介质可以解释余辉后期的某些平台或耀斑。拟合结果表明，一方面，GeV光子的外冲击源将使光学厚度对LAT早期上升部分的贡献不显著，从而放松了对洛伦兹因子下限的强约束;另一方面，这些费米-LAT事件优先发生在低密度环暴环境中，在这种情况下，克莱因-西科截止将显着抑制自同步康普顿（SSC）辐射。这样的环境可能是由Ib/c型超新星的超级气泡或低金属量的祖星（在恒星演化的后期质量损失率很低）造成的。
2011-06-04 astro-ph.HE
Constraining the long-lived magnetar remnants in short gamma-ray bursts from late-time radio observations
GW 170817和GRB 170817 A的联合探测表明，至少有一部分短伽马射线暴（SGRB）起源于双星中子星（BNS）合并。BNS合并的一个可能的残留物是一个快速旋转的强磁化中子星，它被认为是伽玛暴的一个可能的中心引擎。对于一个快速旋转的磁星中心引擎，旋转能量沉积到合并发射的喷出物中可能导致明亮的无线电发射。SGRB后几年的无线电发射亮度将提供一个估计的动能的喷出物，因此，一个可能的约束BNS合并产品。我们进行了更详细的计算合并喷出物和环暴介质之间的相互作用的磁星的情况下，无线电发射的亮度，调用几个重要的物理过程，如通用流体力学，相对论效应，和深牛顿相。我们使用该模型来约束允许的参数空间为15个SGRB有晚无线电观测。我们的研究结果表明，注入的能量$E_{\rm inj} \sim 10^{52}$ erg是允许的所有情况下，这表明，超大质量或超大质量中子星遗迹的可能性是不是不利的可用的无线电数据。
2020-01-10 astro-ph.HE
The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/VIRGO GW170817. VI. Radio Constraints on a Relativistic Jet and Predictions for Late-Time Emission from the Kilonova Ejecta
利用甚大阵（VLA）和阿塔卡玛大毫米/亚毫米阵（ALMA）对GW 170817进行了射电观测。GW 170817是第一个激光干涉仪引力波天文台（LIGO）/室女座引力波（GW）中子星合并事件，也是第一个与电磁引力波（EM）事件相对应的GW事件。我们的数据包括在厘米（$13.7$小时合并后）和毫米（$2.41$天合并后）波段发现光学瞬态后的第一次观测。我们在合并后的19.47和39.23天检测到6 GHz的微弱发射，但在2.46天的早期观测中没有。我们没有检测到厘米/毫米发射的光学对应物的位置在频率为10-97.5 GHz的时间范围从0.6至30天后合并，排除了轴上短伽玛射线暴（SGRB）的能量$\gtrsim 10^{48}$尔格。对于基准SGRB参数，我们的限值要求观察者视角为$\gtrsim 20^{\circ}$。无线电和X射线的数据可以共同解释为余辉发射从SGRB与喷流能量的$\sim 10^{49}-10^{50}$ erg，爆炸在一个均匀的密度环境与$n\sim 10^{-4}-10^{-2}$ cm $^{-3}$，从喷流轴的角度$\sim 20^{\circ}-40^{\circ}$。使用我们的光变曲线和光谱建模的结果，结合环双星密度的推断，我们预测了在$\sim 5-10$年的时间尺度上从千诺瓦（KN）喷出物的减速中出现的晚期无线电发射，这将在几十年内用下一代无线…
2017-10-16 astro-ph.HE
Delayed jet breakouts from binary neutron star mergers
短伽马射线暴（sGRB）被认为是由双星NS合并产生的。虽然sGRB需要一个相对论性喷流来从喷出物中爆发出来，但射流可能会被阻塞，无法产生成功的sGRB。我们提出了一个“延迟突破”的情况下，一个较晚的时间喷气发动机的长期活动可以穿透喷出物，即使即时喷气被窒息。从观测上看，这种晚期喷流是由sGRB中持久的高能发射支持的。解决喷射物中的射流传播，我们表明，一个典型的后期活动很容易实现延迟突破。该事件显示的不是即时$γ$ -射线，而是$\sim10^{2-3}\,\rm{s}$或甚至$\sim10^{4-5}\,\rm{s}$的长时间X射线发射。一些延迟事件可能已经被探测为没有超新星特征的软长伽玛暴。在乐观的情况下，第二代引力波探测器每年都会探测到一些与引力波（GW）重合的事件。没有$γ$ -射线的合并事件的X射线跟踪将是二元合并中持久的引擎活动的探测器。
2018-09-30 astro-ph.HE
Inverse compton scattered merger-nova: late X-ray counterpart of gravitational wave signals from NS-NS/BH mergers
最近对GW 170817及其电磁辐射的观测表明，双中子星并合可能产生丰富而明亮的电磁辐射。最近的数值模拟表明，中子星和中子星/黑洞（NS-NS/BH）合并将留下一个中央残余周围的温和的各向同性喷出物。中心残骸可以发射准直喷流，当喷流穿过喷出物时，会形成一个温和的相对论茧，茧与周围介质之间的相互作用会通过外部激波在大角度加速电子。因此，合并新星光子（即，喷出物的热发射）在传播通过茧冲击区时，会通过逆康普顿（IC）过程散射到更高的频率。我们发现IC散射分量在X射线波段达到峰值，并将以天为序（与合并新星发射同时）达到峰值。使用目前的X射线探测器，根据合并残余物的性质，可以探测到200 Mpc的这种晚期X射线成分。它可以作为NS-NS/BH合并产生的引力波信号的重要电磁对应物。然而，同时探测到如此晚的X射线信号和合并新星信号可以揭示茧的性质和喷流的具体结构。
2018-02-02 astro-ph.HE
A Triple-Energy-Source Model for Superluminous Supernova iPTF13ehe
几乎所有峰值为$\lesssim -21$等的超亮超新星（SLSNe）都可以用$^{56}$ Ni动力模型、磁星动力（强磁化脉冲星）模型或抛射物-星周介质（CSM）相互作用模型来解释。最近，iPTF 13 ehe挑战这些能源模型，因为光谱分析表明，$^{56}$ Ni的$\sim 2.5M_\odot$已经合成，但不足以为iPTF 13 ehe的峰值辐射热发射提供动力，而后期光变曲线（LC）和H $α$发射线的重新变亮表明，喷出物-CSM相互作用必须在为后期LC提供动力方面发挥关键作用。在这里，我们提出了一个三重能源模型，其中磁星连同一定量（$\lesssim 2.5M_\odot$）的$^{56}$镍可以供电的早期LC的iPTF 13 ehe，而后期的再亮可以定量地解释了一个喷出物CSM相互作用。此外，我们认为iPTF 13 ehe是一颗真正的核心坍缩超新星，而不是脉动对不稳定超新星候选者。未来对类似SLSNe的进一步研究将最终揭示其爆炸和能源机制。
2016-07-08 astro-ph.HE
Bound Outflows, Unbound Ejecta, and the Shaping of Bipolar Remnants during Stellar Coalescence
最近的观测表明，恒星合并瞬变的残余是双极的。这就提出了这些双极形态是如何产生的问题，以及它们告诉我们恒星合并和共同包络阶段的质量喷射机制。在本文中，我们分析了流体动力学模拟的导入到二进制聚结，一个阶段的不稳定的洛希瓣溢出，需要二进制的洛希极限分离的更紧凑的吸积体的吞没内的信封的扩展捐助者。随着质量转移的速度越来越快，气体会从双星中消失。与先前的预期相反，系统早期的质量损失仍然与双星有关，并形成了一个环双星环面。后来的喷出物，产生的吸积擦过表面的捐助者，有非常不同的形态和未绑定。这两个组成部分的质量损失从二互动后，高速喷出物碰撞的环联环面形成的早期质量损失。未结合的喷出物被重新导向两极，逃逸的物质产生两极外流。我们的研究结果表明，从绑定到未绑定的喷出物从合并双星的过渡可以解释其残余物的双极性质，与我们的理解的起源的双极残余的恒星合并瞬变，也许，一些行星状星云的影响。
2018-11-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Conditions for jet break-out in NS mergers
我们认为，通过喷出物合并后的中子星的喷射爆发的条件，并提供简单的关系的爆发条件。我们证明：（i）爆发要求各向同性等效射流能量$E_j$超过喷出物能量$E_{ej}$ $E_j \geq E_{ej}/ β_0$，其中$ β_0 = V_{ej}/c$、$V_{ej}$是喷出物的最大速度。如果中央发动机在爆发之前终止，激波会缓慢地接近喷出物的边缘$\propto 1/t$ ;只有在终止时刻喷流头部相对接近边缘时，才发生后期爆发。(ii)如果在喷出物和喷射器的发射之间存在相当大的延迟，则对喷射器功率的要求增加。(iii)由喷流驱动的前向激波强度适中，马赫数$M\approx 5/4$（随时间延迟$t_d$增加）;（iii）喷出物和喷流发射之间的延迟时间$t_d$对$t_d > t_0= ({3 }/{16} ) {c M_{ej} V_{ej}}/{L_j} = 1.01 {\rm sec} M_{ej, -2} L_{j, 51} ^{-1} \left ( {β_{ej}} /{0.3} \right)$很重要，其中$M_{ej}$是喷出物质量，$L_j$是喷流光度（各向同性等效）。对于小延迟，$t_0 $也是中断时间的估计值。
2019-10-19 astro-ph.HE
Ionization age of iron ejecta in the Galactic Type Ia supernova remnant G306.3-0.9
利用朱雀星对银河系超新星遗迹G306.3-0.9进行了190 ks的观测。为了研究这种可能的Ia型SNR的喷出物特性，在铁-K带的绝对能量标度被校准到一个不确定性小于10 eV的水平，通过使用英仙座簇光谱与Hitomi微量热计的交叉校准。这使我们能够第一次准确地确定该SNR的Fe K $α$线的电离状态。Fe喷出物的电离时间尺度（$τ$）测量为$\log_{10} τ$（cm $^{-3}$ s）$=10.24\pm0.03$，明显小于以前的测量。Cr和Mn的边缘检测K $α$线与Fe具有一致的电离时间尺度。全球光谱很好地拟合与冲击星际物质（ISM）和至少两个喷出物组分具有不同的电离时间尺度的铁和中等质量的元素（IME），如S和Ar。一个合理的解释的一个数量级短的时间尺度的铁比IME（$\log_{10} τ= 11.17\pm0.07$）是一个化学分层结构的喷出物。通过比较X射线吸收柱与沿视线分解的HI分布，我们将距离精确到$\sim$ 20 kpc。$\sim$ 100的大ISM与喷出物的冲击质量比和$\sim$ 6 kyr的动力学时标使SNR处于Sedov相晚期。这些属性是一致的分层喷出物的结构，幸存下来的混合过程中预期的一个演变的超新星遗迹。
2019-03-06 astro-ph.HE
The interaction of Type Iax supernova ejecta with a helium companion star
Iax型超新星（SNe Iax）是Ia型超新星的一个重要的亚发光类型。然而，它们的祖先和爆炸机理至今仍不清楚。有人认为，SNe Iax可能是由氦（He）星施主双星系统中质量为600万吨的白矮星（WD）的弱爆燃爆炸产生的。在这样的祖系统中，剥离的He同伴物质所造成的喷射物的同伴相互作用，预计将提出一些他的功能，在其后期的光谱。然而，在SNe Iax的晚期光谱中探测到He线还没有成功，这给出了剥离的He质量的上限< 0.002-0.1太阳质量。在这项工作中，我们研究了SN Iax喷出物和一个He星同伴之间的相互作用进行三维流体动力学模拟与弱纯爆燃爆炸模型。我们发现，大约0.004太阳质量的He物质可以剥离的伴星由SN爆炸，这是非常接近（或低于）的观测上限的总剥离的He质量在SNe Iax。因此，我们的结论是，没有检测到的He线在晚时间光谱的SNe Iax可以合理地解释，如果他们确实是从弱纯爆燃爆炸的祖系统与He星捐助者的质量WDs。
2020-06-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Afterglow light curves of the non-relativistic ejecta mass in a stratified circumstellar medium
本文给出了在密度分布为$n(r)\propto r^{-k}$的星周分层介质中非相对论性抛射物质减速产生的余辉光变曲线，其中$n(r)\propto r^{-k}$包括$k=0$、$1$、$1.5$、$2$和$2.5$。一旦喷出物质量以$E(>β)\propto β^{-α}$（其中β是喷出物速度）参数化的等效动能发射并传播到周围的星周介质中，它首先以恒定速度移动（自由滑行阶段），然后减速（Sedov-Taylor展开）。我们提出了预测的同步加速器和同步加速器自康普顿光变曲线在自由滑行阶段，以及随后的Sedov-Taylor展开。在特定的情况下，我们显示了相应的光变曲线的减速过程中推出的两个紧凑的物体和垂死的大质量恒星的核心崩溃，这将有助于在不同的时间尺度，频率和强度的合并的几个喷出物质量具有不同的速度。最后，利用大量的轨道卫星和地面望远镜收集的多波长观测数据和上限，我们约束了GW 170817中KN余辉和S190814 bv中可能产生的KN余辉的参数空间。需要对合并后年份的时间尺度进行进一步观察，以得出更严格的限制。
2020-11-17 astro-ph.HE
Characteristic velocities of stripped-envelope core-collapse supernova cores
本文通过分析剥离包层核心坍缩超新星（CC-SNe）的星云谱，研究了其内部喷出物的速度。剥离包层CC-SNe是大质量恒星（$\geq 8$ M $_{\odot}$）裸核爆炸的结果，它们的晚期光谱通常由强烈的[O { \sc i}] $λλ$ 6300，6363发射线所主导，这些发射线是由最里面的缓慢移动的喷出物产生的，在早期是不可见的，因为它们位于光球之下。的内部喷出物的特征速度获得的样品的56条带包络CC-SNe的不同光谱类型（IIb，Ib，Ic）使用直接测量的线宽以及光谱拟合。对于大多数SNe，该值显示在4500 km s $^{-1}$附近的小分散。对剥离包层CC-SNe的观测（$< 100$天）揭示了非常高能SNe的一个亚类，称为宽线SNe（BL-SNe）或高超新星，其特征是早期光谱中的宽吸收线，表明外部喷出物以非常高的速度移动（$v \geq 0.1 c$）。在早期阶段被识别为BL的SNe在晚期阶段显示出大的核心速度变化，其中一些具有高得多的速度，而另一些具有与常规CC-SNe相似的速度。这可能表明BL-SNe内部喷出物的非球面性，我们使用合成三维星云光谱调查的可能性。
2009-11-19 astro-ph.HE
Low-Luminosity Type IIP Supernovae from the Zwicky Transient Facility Census of the Local Universe. II: Lightcurve Analysis
California Institute of Technology（加州理工学院）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；SOKENDAI（日本综合研究大学院大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；National Institutes of Natural Sciences（国立自然科学研究院）；Monash University（蒙纳士大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；University of Washington（华盛顿大学）
本文研究了IIP型超新星的光变曲线特性，发现低光度IIP型超新星具有较小的前身半径和不同的密度分布，且其光变曲线特征与高光度IIP型超新星不同。
2026-05-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Enormous explosion energy of Type IIP SN 2017gmr with bipolar Ni-56 ejecta
这颗不寻常的IIP SN 2017 gmr被重新审视，以确定其异常特征的起源，包括大约100天后的奇特光变曲线。流体动力学模型表明，爆炸的巨大能量约为10^52尔格。我们发现，光变曲线与延长高原/尾部过渡可以再现在模型中具有高的氢丰度在内部喷出物和大量的放射性Ni-56，或在模型中与一个额外的中央能源与后退/磁星相互作用在螺旋桨制度。后期H-α发射的不对称性和报告的线性极化再现的双极Ni-56喷出物的模型。氧分布的类似双极结构是[O I] 6360、6364 A发射的双喇叭结构的原因。双极Ni-56结构以及高爆炸能量指示磁旋转爆炸。我们确定狭窄的高速吸收功能，在H-α和He I 10830 A线与他们的起源在破碎的冷致密壳形成由于外部喷出物减速在一个封闭的拱壳。
2021-05-10 astro-ph.HE
3D modeling from the onset of the SN to the full-fledged SNR: Role of an initial ejecta anisotropy on matter mixing
这项工作的目的是通过调查爆炸后喷出物中的各向异性如何影响后期残余物的结构和化学性质来弥合CC SNe及其残余物之间的差距。我们进行了三维磁流体动力学模拟开始后不久的SN事件和以下的系统在拱星介质（包括恒星的祖先风）的演变，为5000年，获得的物理场景的SNR。在这里，我们集中分析的情况下，一个祖先的红超巨星的19.8 M_太阳。我们还研究了如何爆炸后的大规模各向异性的SN影响喷出物的分布和物质混合的重元素的残留物，在第一个5000年的演变。在没有大规模各向异性的球对称SN爆炸的情况下，残余物大致保持了SN事件后不久的原始洋葱状喷出物分层的记忆。然而，当反向激波撞击喷出物时，由于与反向激波的相互作用，最外层喷出物层的速度减慢，元素分布偏离了同系膨胀。在SN后开发的大规模各向异性的情况下，我们发现，喷出物中的化学分层可以强烈修改和原始的洋葱状分层不保存。各向异性可能会导致喷出物层的空间反转，例如导致富Fe/Si的喷出物外的O壳，并可能决定形成富Fe/Si的射流状功能，可能突出的残留轮廓。物质混合的水平和射流状特征的性质对各向异性的初始物理（密度和速度）和几何（大小和位置）初始特征敏感。
2020-09-02 astro-ph.HE
Testing the Magnetar Model via Late Time Radio Observations of Two Macronova Candidates
紧凑的双星合并可能已经被观察到，因为它们是短伽马射线暴（sGRB）的主要模型。这些合并产生的喷射物中的放射性衰变预计会产生一个红外线耀斑，被称为macronova（或kilonova），时间尺度为一周。最近，在对sGRB的后续观察中发现了两个这样的macronova候选者，这加强了它们确实来自合并的可能性。由于与周围ISM的相互作用，同一喷出物也会产生长期（数月至数年）的无线电发射。为了寻找这种发射，我们用Jansky甚大阵列（VLA）和澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）观测了两个macronova候选者GRB 130603B和GRB 060614。我们的观测结果是零检测，对喷出物的动能和质量施加了很大的上限。合并的一个可能结果是一个高度磁化的中子星（磁星），它被认为是伽马射线暴的中心引擎。这样的磁星会将其能量的很大一部分沉积到喷出物中，导致更明亮的射电耀斑。因此，我们的结果排除了这两个事件中的磁星。
2016-01-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Supernova 2009ip outbursts in 2012: From scenario to model
对超新星2009ip在2012年的两次爆发给出了球面和非球面模型。模型是基于一种假设，即2012年8月的爆发是由LBV前超新星的爆炸性外壳喷射造成的。该模型预测，在2012年7月下旬出现了一个未观测到的爆发，与冲击爆发和随后的扩散辐射冷却的喷射信封。2012年8月观测到的第一次爆发的光度可能是由中央源提供的，而2012年9月下旬的第二次更强大的爆发是由喷出物与星周包层的相互作用引起的。模型提供了对喷出物能量和质量以及拱星壳质量的估计。
2022-09-12 astro-ph.HE
How to solve the mass-discrepancy problem of SESNe -- I. Testing model approximations
在这里，我们提出了一个系统的研究59剥离信封超新星（SESNe）（包括IIb型，Ib型，Ic型，和过渡事件）映射所谓的质量差异问题的可能原因。在这种情况下，我们假设从早期和晚期光变曲线（LC）估计的喷射质量之间的张力是由于近似通常用于分析模型。首先，我们研究的假设，R波段的光变曲线确实是一个很好的近似测辐射热的光变曲线。接下来，我们测试通常使用的假设，上升时间最大亮度等于有效的扩散时间尺度，可以用来推导出喷出物的质量从早期LC。此外，我们还分析了γ射线和正电子泄漏的影响，这对形成SESNe尾部的形状起着重要作用，也是从后期LC数据中获得喷出物质量的关键。最后，我们考虑了不同定义的速度，需要的喷出物的质量计算的效果。
2022-11-07 astro-ph.HE
Nebular Emission from Lanthanide-rich Ejecta of Neutron Star Merger
用单区模型研究了中子星合并（NSM）的富镧系元素喷出物的星云相，其中原子性质用单一物种钕（Nd）表示。在假定r过程核的β衰变为热源和电离源的条件下，求解了非定域热力学平衡下喷出物的电离和热平衡。用原子结构程序GRASP2K和HULLAC计算了原子的能级、辐射跃迁率、碰撞强度和复合速率系数。我们发现，这两个允许和禁止线大致同样有助于Nd II和Nd III在星云温度下的冷却速率。我们发现，在星云相的早期阶段，动力学温度和电离度随时间的增加，而这些量变得近似独立于时间后，热化打破加热率，因为有关的电离和热化平衡的过程是由于在以后的时间电子和离子之间的两体碰撞。因此，尽管亮度迅速下降，但在破裂后，出射光谱的形状并不随时间发生显著变化。结果表明，纯Nd喷出物的发射线星云谱由从$0.5\,μm$到$20\,μm$的宽结构组成，在$1\,μm$和$10\,μm$附近有两个明显的峰。
2021-02-15 astro-ph.HE
Feeding post core collapse supernova explosion jets with an inflated main sequence companion
模拟了主序星在10- 20 Ro距离上对一颗剥层（Ib或Ic型）核坍缩超新星（CCSN）爆发的响应.我们使用恒星演化程序MESA跟踪质量为3 Mo和7 Mo的主序星对能量沉积和质量去除的响应。CCSN喷出物与主序星的碰撞使主序星积累能量并膨胀。如果双星系统在CCSN爆炸后保持束缚，膨胀的主序星可能会吞没新生的中子星（NS）。我们假设NS通过一个吸积盘吸积质量并发射喷流。喷流从膨胀的主序星上带走质量，并与CCSN喷出物相撞。虽然这种情况是罕见的，但它与其他罕见的情况一起进一步支持了许多剥离的包层CCSNe由晚期喷气式飞机提供动力的观点。晚期的喷流可以为这些CCSNe-I提供很长一段时间的动力，并可能为它们的光变曲线提供动力。喷流也可能使内部喷出物形成两极形态。我们的研究结果进一步支持了这样一种观点，即有几种方法可以为NS（或黑洞）提供能量，从而在超亮超新星中发射晚期喷流。
2022-08-21 astro-ph.HE
Constraining Type Ia Supernova Asymmetry with the Gamma-Ray Escape Timescale
我们计算了Ia型超新星（SN Ia）喷出物中不对称$^{56}\mathrm{Ni}$分布对伽马射线逃逸时标（$t_0$）的影响，该时标表征了后期光变曲线（峰值后$>40$天），并发现与喷出物结构中其他可能的变化相比，这种影响是适度的。我们参数化的不对称性的$^{56}\mathrm{Ni}$分布和计算$t_0$的SN喷出物模型的网格跨越大体积的不对称性参数空间。模型具有球形密度分布，而其中的$^{56}\mathrm{Ni}$分布具有不同程度的不对称性。通过放置的$t_0$和其他一般性质的超新星Ia喷出物的观测测量的基础上的限制，我们发现的范围内允许的不对称性的$^{56}\mathrm{Ni}$分布。考虑到这些限制，我们发现不排除分布中的某种程度的不对称性。然而，具有单一喷出物质量和不同$^{56}\mathrm{Ni}$分布的模型不能解释观察到的$t_0$值的全部范围。这加强了这样一种说法，即需要阿布拉塞卡质量和亚阿布拉塞卡质量爆炸来解释超新星Ia观测的多样性。
2019-05-05 astro-ph.HE
Gas Dynamics of the Nickel-56 Decay Heating in Pair-Instability Supernovae
非常大质量的140-260 Msun恒星可以作为高能量的对不稳定超新星（PI SNe）死亡，其能量高达核心坍缩SNe的100倍，可以完全摧毁恒星，不会留下紧凑的残骸。这些爆炸可以合成放射性Ni 56的$0.1-30$ Msun，这可能导致它们在稍后的时间重新变亮，因为Ni 56衰变的光子从喷出物中扩散出来。然而，如此大质量的Ni 56衰变产生的热量也可能在喷出物深处产生重要的动力学效应，这些效应能够混合元素并影响这些事件的观测特征。我们现在已经调查了Ni 56加热PI SN喷出物的动态效果与高分辨率的二维流体动力学模拟与CASTRO代码进行。我们发现，膨胀的热镍56气泡形成一个壳在底部的硅层的喷出物爆炸后约200天，但没有流体动力学不稳定性发展，将混合镍56与Si/O-丰富的喷出物。然而，虽然Ni 56加热的动力学效应可能很弱，但它们可能会通过将衰变能量转移到喷出物的内部膨胀来影响一些PI SNe的观测特征，而这是以稍后的再亮为代价的。
2020-06-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiative-transfer models for explosions from rotating and non-rotating single WC stars. Implications for SN1998bw and LGRB/SNe
利用一维非局域热力学平衡含时辐射转移模拟方法，研究了与长持续时间伽马射线暴（LGRB）相关的超新星（SNe）的早期和晚期光度和光谱特性相匹配的喷出物性质。为了与SN 1998 bw的短上升时间、窄光变曲线峰值和极宽的谱线相匹配，需要一个模型，其喷出物小于3 Msun，但爆炸能量为几个1 e52 erg和0.5Msun的Ni 56。然而，相对较高的光度、中等质量元素的窄谱线，以及星云阶段的低电离度，都与更标准的富碳沃尔夫-拉叶（WR）恒星爆炸相匹配，其喷出物> 10 Msun，爆炸能量> 1 e51 erg，而Ni 56只有0.1 Msun。由于这两个模型是相互排斥的，球对称性的破缺对于匹配SN 1998 bw的早期/晚期光度/光谱特性至关重要。这一结论证实了SN 1998 bw的喷出物在大尺度上是非球面的观点。更一般地说，在非球面的情况下，LGRB/SNe的能量和Ni 56质量减少，其喷出物质量增加，有利于大质量快速旋转的沃尔夫-拉叶星祖。与主张LGRB/SNe的原磁星模型的主张相反，这种祖星/喷出物的性质与磁星的形成是相容的。从一维辐射转移模型推断的LGRB/SNe的喷出物性质是根本上有缺陷的。
2017-03-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectra and Ionization Efficiencies of Charged Decay Particles in Kilonova Ejecta
Institute for Theoretical Physics, Utrecht University（乌得勒支大学理论物理研究所）；Research Center for the Early Universe (RESCEU), Graduate School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学研究系早期宇宙研究中心）；Department of Astronomy, Kyoto University（京都大学天文学系）
本文自洽计算了α粒子、β衰变电子和裂变碎片在膨胀千新星抛射物中的电离截面、阻止本领、热化历史和能谱，发现不同衰变通道和靶物质中每离子对所需功高度相似，表明晚期千新星抛射物的电离状态对主导放射性衰变通道的依赖性很弱。
2026-10-30 astro-ph.HE
Heavy element dust explains the late-time spectra of kilonovae
The University of Tokyo（东京大学）；Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理研究所（爱因斯坦研究所））；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）
本文通过动力学尘埃形成模型和辐射传输模拟，证明中子星合并抛射物中形成的r-过程重元素尘埃（如W、Os）自然解释了千新星AT2017gfo和AT2023vfi的晚期红外辐射，为探测重元素产生提供了新探针。
2026-07-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Low-Luminosity Type IIP Supernovae from the Zwicky Transient Facility Census of the Local Universe. III: Hunting for electron-capture supernovae using nebular spectroscopy
California Institute of Technology（加州理工学院）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）；NSF NOIRLab（美国国家光学-红外天文研究实验室）
研究通过星云光谱学分析低光度IIP超新星的光谱特征，发现其与电子捕获超新星的关联，并推断电子捕获超新星的罕见性和潜在的前身星质量窗口。
2026-05-18 astro-ph.HE
Clues to the Nature of SN 2009ip II: The Continuing Photometric and Spectroscopic Evolution to 1000 Days
SN 2009 ip在2012年的增亮主要是由喷出物与周围星周物质（CSM）的相互作用所产生的辐射，这些物质是由母星的偶发性质量损失产生的，这使得对潜在爆炸是真正的超新星还是大质量恒星的非终端喷发的诊断变得复杂。在本文中，我们贡献了一个时间序列的光学光度和光谱观测SN 2009 ip从1到3年后的2012年爆发，收集在拉斯坎布雷斯天文台和凯克天文台。我们发现，SN 2009 IP的亮度继续下降，没有偏离$0.0030\pm0.0005$ $\rm mag\ day^{-1}$的线性斜率的$r^{\prime}$带，并证明这是类似的观测和CSM喷出物相互作用的模型。我们表明，后期的光谱继续占主导地位的CSM相互作用的签名功能，并且大比例的$L_{\rm Hα}/L_{\rm Hβ}\approx40$意味着材料保持光学厚的巴耳末光子（“C”情况下重组）。我们结合我们的后期测光和光谱与SN 2009 IP的早期数据，并提供了一个全面的讨论，结合最近发表的模型和观测的瞬态现象占主导地位的CSM-喷出物的相互作用，并得出结论，广泛的H $α$的存在下，在早期仍然是最好的证据之一，一个终端超新星已经发生。最后，我们比较了我们的晚时光谱的类型IIn SNe和SN冒名顶替者在后期阶段，发现，虽然SN 2009 ip有一些相似之处，这两种类型，它有更多的差异与晚时冒名顶替者的光谱。
2017-04-19 astro-ph.HE
GRB 211211A: The Case for an Engine Powered over r-Process Powered Blue Kilonova
本文提出GRB 211211A的蓝色早期辐射无法仅由r过程供能的千新星解释，并论证晚期低功率喷流与红色千新星抛射物相互作用可同时解释其光变曲线和SED，支持GRB中心引擎晚期活动普遍存在的观点。
2024-08-07 astro-ph.HE
The morphing of decay powered to interaction powered Type II supernova ejecta at nebular times
本文通过辐射转移计算研究II型超新星在爆炸后350至1000天从放射性衰变供能向星风相互作用供能转变的光谱形态演化，揭示了窄线向宽盒状线过渡的特征，并以R波段拐点和U波段增强作为晚期相互作用的观测标志，模型与SN 2004et等观测吻合。
2023-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Photosphere Recession and Luminosity of Homologous Explosions Revisited
Arnett等人（1980，1982，1989）假设光球位于喷出物的最外边缘，通过分析和数值计算给出了包含复合效应的超新星同源爆炸的光变曲线。实际上，随着同系膨胀的进行，光球层会向喷出物的更深处退去。在这种情况下，光球半径在早期增加，随后减小，这可以通过Liu等人提出的简单方法来描述。为了研究光球衰退对亮度演化的影响，我们在光球上施加了一个边界条件，以确定喷出物温度的空间和时间分布，并证明了该边界条件是合理的。我们发现，光球衰退降低了光度与以前的结果相比，没有衰退，这可以用IIP型超新星的观测进行检验。
2022-05-16 astro-ph.HE
A Late-time Radio Survey of Short GRBs at $z<0.5$: New Constraints on the Remnants of Neutron Star Mergers
双星中子星（BNS）合并产生的大量快速旋转的磁星残余物可能会将一部分能量沉积到周围的千诺瓦喷出物中，从而为喷出物与环暴介质相互作用产生的同步加速器无线电信号提供动力。我们提出了6.0 GHz的甚大阵列（VLA）观测的九个，低红移短伽玛射线暴（SGRB; $z<0.5$）的休息帧时间尺度的$\approx2.4-13.9$年后的爆发。我们把$3σ$限制在无线电连续发射的$F_ν\lesssim6-20\,μ$ Jy在爆发的位置，或$L_ν\lesssim(0.6-8.3)\times10^{28}$ erg s $^{-1}$ Hz $^{-1}$。比较这些限制与新的光变曲线模型，适当地结合相对论效应，我们得到的能量沉积到喷出物的$E_{ej}\lesssim(0.6-6.7)\times 10^{52}$尔格（$E_{ej}\lesssim(1.8-17.6)\times10^{52}$尔格）喷出物质量的$0.03\,M_{\odot}$（$0.1\,M_{\odot}$）的限制。我们提出了一个统一的重新分析的27个SGRB与$5.5-6.0$ GHz的观测，并发现$\gtrsim50\%$ SGRB没有形成稳定的磁星残留物在他们的合并。假设SGRB是由BNS合并从银河系BNS人口加上一个额外的组成部分，高质量的GW 194025-like合并的情况下的一小部分$f_{GW1904…
2020-09-01 astro-ph.HE
A Multiple Ejecta-Circumstellar Medium Interaction Model and Its Implications for Superluminous Supernovae iPTF15esb and iPTF13dcc
本文研究了两颗贫氢超亮超新星iPTF 15 esb和iPTF 13 dcc，它们的光变曲线（LC）明显偏离平滑的上升和下降。iPTF 15 esb的LC显示出两个峰和一个峰后平台，此外，iPTF 15 esb的后期光谱显示出强、宽的H $α$发射线。iPTF 13 dcc的早期LC显示长持续时间的隆起，随后是第二个峰。在这里，我们提出了一个喷出物-星周介质（CSM）相互作用模型，涉及多个壳/风，并用它来解释的LC的iPTF 15 esb和iPTF 13 dcc。我们发现，该模型再现的理论LC可以很好地匹配iPTF 15 esb和iPTF 13 dcc的观察。根据我们的研究结果，我们推断，在SN爆炸之前，祖先经历了多次剧烈的质量损失过程。此外，我们还发现，我们推断的壳层密度的变化趋势与SN爆炸前恒星质量损失历史预测的一致。对其他凹凸不平的SLSNe/SNe的进一步研究将揭示它们的性质，并为其祖先的质量损失历史提供探针。
2018-02-20 astro-ph.HE
Hydrogen-Poor Superluminous Supernovae in the Nebular Phase: Spectral Diversity Due to Ejecta Ionization as a Probe of the Power Source
该研究分析了39条贫氢超亮超新星（SLSNe-I）星云相光谱，发现其光谱多样性源于抛射物电离，线比L₇₃₀₀/L₆₃₀₀可诊断能源类型（如磁星或星周介质相互作用）及前身星性质。
2025-11-13 astro-ph.HE
Late time afterglow observations reveal a collimated relativistic jet in the ejecta of the binary neutron star merger GW170817
双星中子星（BNS）合并GW 170817是第一个在引力波和多波长电磁辐射中探测到的天体物理源。几乎同时观测到的伽玛射线脉冲证明了BNS合并至少与一些短的伽马射线暴（GRB）有关。然而，伽马射线脉冲是微弱的，使人怀疑BNS合并与明亮的，高度相对论性的典型短伽玛暴流出的关联。在这里，我们表明，具有相对论性、高能核心的结构性喷流被速度较慢、能量较低的机翼包围，会产生余辉发射，这种余辉发射的特征是随着时间的推移而变亮，正如最近在GW 170817的余辉中看到的那样。最初，我们只看到相对缓慢的物质向我们移动。随着时间的推移，越来越大的流出部分变得可见，增加了余辉的亮度。GW170817的多波长余辉的后期出现和亮度的增加使我们能够限制其喷出物的几何形状，从而揭示了离轴喷流的存在，该喷流指向距离地球约30度。我们的研究结果证实了一个单一的起源BNS合并和短GRB：GW170817产生了一个结构化的外流具有高度相对论性的核心和典型的短GRB。我们没有看到明亮的爆发，因为它是从地球发射出去的。然而，在引力波中检测到的20次合并中，大约有一次会伴随着明亮的、典型的短伽玛射线暴。
2018-05-11 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
