Caltech Core-Collapse Project (CCCP) observations of type IIn supernovae: typical properties and implications for their progenitor stars
IIn型超新星（SNe IIn）是罕见的事件，只占所有核心坍缩SNe的百分之几，目前观测到的SNe IIn样本很小。在这里，我们研究了加州理工学院核心塌陷项目（CCCP）观察到的四个SNe IIn。CCCP SN样本在对象选择不受目标SN属性影响的程度上是无偏的。因此，这些事件代表了观察到的SNe IIn人群。我们发现，一个狭窄的P-Cygni配置文件中的氢巴耳末线似乎是一个无处不在的功能SNe IIn。我们的光变曲线显示出相对较长的上升时间（>20天）之后是缓慢下降阶段（0.01至0.15 mag/天），V波段的峰值星等M_V=-18.4 ± 1.0等（600 - 1400公里/秒）的超新星在我们的样本，并得出爆炸前的质量损失率（0.026 - 0.12太阳质量每年）。我们从文献中编译类似的数据SNe IIn，并讨论我们的结果在这个更大的样本的背景下。我们的研究结果表明，典型的SNe IIn产生的祖星，经历LBV一样的质量损失前不久，他们爆炸。
2010-10-13 astro-ph.CO astro-ph.SR
Multi-Epoch Spectropolarimetry for a Sample of Type IIn Supernovae: Persistent Asymmetry in Dusty Circumstellar Material
研究对14颗IIn型超新星开展多历元分光偏振测量，发现尘埃星周物质普遍存在持久几何不对称，并支持双星相互作用塑造超新星前质量损失。
2023-04-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Carnegie Supernova Project: Observations of Type IIn supernovae
各种IIn型超新星（SNe IIn）所显示的观测多样性进行了探讨和量化。在这样做的时候，一个更连贯的图片归因于各种观察到的SNe IIn类型特定的祖先的情况下寻求。给出了卡内基超新星计划（CSP）中I型超新星SNe 2005 kj、2006 aa、2006 bo、2006 qq和2008 fq的光学和近红外线曲线以及可见波长光谱。结合之前发表的IIn型SNe 2005 ip和2006 jd的观测结果，完整的CSP样本用于推导描述膨胀SN喷出物与星周物质（CSM）之间相互作用性质的物理参数。对于我们样本中的每个SN，我们都找到了对应物，识别出与SNe 1994 W（SN 2006 bo），1998 S（SN 2008 fq）和1988 Z（SN 2006 qq）相似的物体。我们给出了SN 2006 aa前所未有的初始$u$带平台，以及它独特的晚期光度和温度演化。对于每个SN，推导出10 $^{-4}-10^{-2}$ $M_{\odot}$ yr $^{-1}$的质量损失率，假设CSM是由稳定风形成的。通常也计算几百km/s的$^{-1}$风速。CSP SN IIn样本似乎被分为子类别，而不是表现出连续的观测性质。风和质量损失参数将有利于一个发光的蓝色变量祖场景。然而，为导出这些参数而做出的假设强烈影响结果，因此，此时不能排除SNe IIn后面的其他祖通道。
2013-06-20 astro-ph.CO astro-ph.SR
Type IIn Supernovae. I. Uniform Light-curve Characterization and a Bimodality in the Radiated Energy Distribution
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）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
基于490颗IIn型超新星的多波段光变曲线，通过高斯过程回归分析发现其光度-时标空间存在清晰的双峰分布，辐射能量呈现双峰性，并建议放弃“IIn型超亮超新星”的分类。
2026-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Two-dimensional radiation-hydrodynamics simulations of super-luminous interacting supernovae of type IIn
一些相互作用的超新星（SNe）的类型IIn显示出一个相当大的连续极化暗示大规模的不对称性在拱星介质（CSM）和/或SN喷出物。在这里，我们扩展了Dessart等人最近关于超发光SNe IIn的工作，并进行轴对称（即，2D）多群辐射流体动力学模拟，以探索强加的大尺度密度不对称的影响。当CSM是不对称的，径向光学深度$τ$的纬度变化介绍了一个强大的流量重新分配从高密度的CSM地区，在那里的冲击光度较大，对低密度的CSM地区，光子逃逸更自由-这种重新分配时停止$τ<$ 1。沿着CSM密度较大的方向，激波减速更强，其进展更慢，产生非球形冷密壳层（CDS）。对于扁圆CSM密度分布，光球（CDS）具有扁圆（长）形态时，$τ>$ 1。当CSM是对称的和喷出物不对称的，CSM内的流量重新分配现在往往阻尼的亮度在冲击的纬度变化。然后，它需要一个更大的喷出物不对称性产生相当大的纬度变化的紧急流量。当相互作用是在SN喷出物和遗迹盘之间时，早期的亮度提升与盘的张开角成比例-形成超亮的SN I。相比之下，与中等厚度/质量的盘的相互作用可以产生与标准SN II在星云时代的放射性衰变相媲美的功率。
2016-02-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Crab Nebula and the class of Type IIn-P supernovae caused by sub-energetic electron capture explosions
蟹状星云是由什么样的超新星形成的？有几个迹象表明，蟹状星云是由一颗8-10 Msun恒星的次能量爆炸产生的，这似乎与历史观测所显示的高光度相冲突。本文表明，蟹状星云的几个性质最适合于IIn-P型爆炸（具有平台光变曲线的IIn型光谱）。这些事件可能产生于相对较低的能量（1 e50 erg）的爆炸与低56 Ni产额导致的电子捕获SNe（ecSNe），但它们的高光度和IIn型光谱的冲击与CSM的相互作用占主导地位。大约120天后，CSM和喷出物中几乎所有的物质都进入了一个缓慢致密的壳层。在这里为SN 1054提出的方案中，这个薄壳被不断增长的脉冲星风星云加速，产生了今天看到的复杂的细丝网络。不需要调用假设位于Crab外部的不可见的快速SN包络。SNeIIn-P解释了蟹状星云的几个观测特征：（1）没有爆炸波或快速膨胀的SN包层，（2）总质量为5 Msun的薄壳层，（3）尽管动能低，但峰值亮度高，（4）化学丰度与8-10 Msun恒星和低56 Ni产额一致。一些其他的影响进行了讨论，关于其他螃蟹一样的残余物，灰尘的螃蟹丝，多样性的初始质量的SNe IIn，和之间的关联ecSNe和SN冒名顶替者。该模型预测，如果发现SN 1054的光回波，它们将与IIn-P型光谱一致。
2013-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2017hcc and SN 2023usc a comparative spectroscopic study of type IIn supernovae
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Instituto de Estudios Astrofísicos, Universidad Diego Portales（迭戈帕拉莱斯大学天体物理研究学院）；Millennium Institute of Astrophysics（天体物理千年研究所）；Department of Physics, Florida State University（佛罗里达州立大学物理系）；Homi Bhabha Center for Science Education Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础科学教育霍米巴巴中心）
通过对SN 2017hcc和SN 2023usc的光谱研究，发现I型IIn超新星中窄线的出现可能表明新的爆炸机制，且高扩展CSM的前身较为罕见。
2026-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Searching for precursor activity of Type IIn Supernovae
通过分析27颗近邻 SNe IIn 的多年存档图像，研究发现29%存在爆炸前明亮爆发，并指出真实发生率因观测偏差而更高。
2024-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Environments of interacting transients: Impostors and type IIn supernovae
本文介绍了第一个环境分析的位置的类“相互作用的瞬态”，即IIn型超新星和超新星冒名顶替者。我们讨论了这些瞬变与恒星形成，宿主星系类型，金属丰度，以及每个事件在各自的主机的位置。鉴于各种研究中经常假设这些爆炸的祖先具有非常高的质量，最值得注意的是直接的祖先探测，有趣的是注意到这些亚型与恒星形成的微弱关联，特别是与Ic型超新星相比，它们追踪H α发射，并被认为来自高质量的祖先。与Ic型超新星相比，这些瞬变的径向分布也非常不同。这为日益增长的假设提供了证据，即这些“相互作用的瞬变”实际上是由各种祖系统组成的。本样本中包含的事件进行了详细讨论，在文献中存在的信息，并提供的环境数据进行比较。冒名顶替者被发现分为两个主要类别，在环境方面：SN 2008 S类冒名顶替者落在零Hα发射的区域，而η-Carina类冒名顶替者都落在正Hα发射的区域。我们还发现的迹象表明，冒名顶替类起源于较低的金属丰度环境比IIn，Ic和IIP SNe型。
2014-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing the Mass-loss Histories of Type IIn and II-L Supernovae with Late-time Radio Observations
Northwestern University（西北大学）；Gemini Observatory（双子座天文台）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of Arizona（亚利桑那大学）
通过晚期无线电观测研究Ia型II和II-L超新星的物质损失历史，发现其物质分布范围广，且核心塌缩前的物质损失历史影响显著。
2026-05-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical simulations of super-luminous supernovae of type IIn
我们提出的数值模拟，包括1-D欧拉多群辐射流体动力学，1-D非LTE辐射转移，和2-D偏振辐射转移的超亮相互作用超新星（SNe）。我们的参考模型是一个~ 10 Msun的内壳层，10^51尔格撞击到~ 3 Msun的冷外壳层（环星介质，CSM），后者从10^15厘米延伸到2x10^16厘米，以100公里/秒的速度移动。我们讨论了光变曲线的演变，这不能充分捕捉与灰色的方法。在这些相互作用中，激波穿过光学厚度CSM的时间比光子扩散时间长得多。因此，辐射是不断泄漏的冲击通过CSM，在不同意的炮弹休克模型，这是经常调用。我们的光谱随着时间的推移而变红，第一个月的近紫外峰分布在第二年逐渐转移到光学范围。最初的巴耳末线表现出一个狭窄的线芯和宽线翼，这是在SNe IIn大气（CSM）中的电子散射的特征。在稍后的时间，他们也表现出广泛的蓝移的组成部分，这是来自冷致密壳层。我们的模型结果与SN 2010 jl观测到的辐射热光变曲线和光谱演化基本一致。在CSM中，我们也可以重现在SN 2010 jl中观察到的~2%连续偏振和线去偏振。通过改变内壳层的动能和外壳层的质量和范围，可以产生大范围的峰值亮度和持续时间，与2010 jl或2006 gy等超发光SNe IIn广泛兼容。
2015-03-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2009ip and SN 2010mc: Core-collapse Type IIn supernovae arising from blue supergiants
最近被称为SN 2009 ip的超新星（SN）在2012年发生了戏剧性的前兆爆发，随后发生了更明亮的爆炸。它在2012年之前的观测使其成为历史上记录最好的SN祖先，但引发了关于其2012年爆炸性质的争论-它是一个真正的SN还是某种类型的暴力非终结事件。两者都可以与星周物质（CSM）的动力激波相互作用，但只有核心坍缩SN提供了自洽的解释。光谱中持续的宽发射谱线需要相对较大的喷出物质量和至少10^51尔格的相应动能，而2012 a事件的微弱与已发表的致密（~60 R_Sun）蓝超巨星的核心坍缩SNe模型一致。SN 2009 ip和另一种类型IIn，SN 2010 mc的光变曲线几乎相同;我们证明它们的光谱也匹配，并且两者都是标准的SNe IIn。我们的观察结果与最近的说法相矛盾，即SN 2009 ip的后期光谱正在恢复到其祖先的类LBV状态，我们表明SN 2009 ip的后期光谱与SN 1987 A的光谱非常相似。此外，SN 2009 ip在爆炸后改变的H-alpha等效宽度与通常在核心塌陷SNe IIn中看到的行为相匹配。关于SN 2009 ip和SN 2010 mc的几个关键事实强烈支持核心坍缩的解释，并使非终结的10^50尔格事件变得不可信。最直接和自洽的解释是SN 2009 ip是一颗蓝超巨星的最初微弱的核心坍缩爆炸，产生的56-Ni约为SN 1987 A的一半，大部分峰值亮度…
2013-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Circumstellar and explosion properties of Type Ibn supernovae
通过分析Ibn型超新星的辐射热光变曲线，研究了它们的拱星和爆炸性质。Ibn型SNe的辐射热光变曲线通常在峰值光度和后期光度之间有很大的对比度，这比56 Ni动力的SNe大得多。因此，它们中的大多数可能是由SN喷出物和致密的星周介质之间的相互作用提供动力的。此外，Ibn型SNe的下降速度比IIn型SNe快得多，这表明Ibn型SNe中的相互作用比IIn型SNe中的更早停止。因此，我们认为，Ibn型SN祖细胞在爆炸前的短时间内经历了高质量损失率，而IIn型SN祖细胞具有长时间持续的高质量损失率。此外，我们表明，上升时间和峰值光度的类型Ibn和类型IIn SNe是相似的，因此，它们具有类似的爆炸性质和星周密度。这两类超新星的星周密度相似，可能表明Ibn型超新星的质量损失率普遍高于IIn型超新星，因为在Ibn型超新星中，由窄谱分量推断的风速普遍较高。我们还表明，56Ni的质量和爆炸能量的类型Ibn SNe可能小于其他剥离信封SNe，可能是因为他们往往遭受大的回落或其中一些可能甚至不是终端恒星爆炸。
2016-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Models of interacting supernovae and their spectral diversity
利用辐射流体动力学和辐射传输模拟，我们探讨了IIn型相互作用超新星（SNe）光谱多样性的起源。我们重新审视SN 1994 W，并研究了在任何时候都可以产生窄线光谱的动力学配置。我们发现，标准的~ 10 Msun 10^51erg SN喷出物撞击0.4 Msun密度的CSM对于SN 1994 W来说是不够的，因为它会导致在后期出现宽线。然而，这种结构产生的光谱表现出在SN 1998 S中看到的关键形态变化。对于SN 1994 W，我们考虑一个完全不同的配置，它涉及到在一个大半径的低质量的内壳层与高质量的外壳层的相互作用。这样的结构可能出现在8- 12 Msun的恒星中，来自核闪光（例如，几年后，又有一批人来此。我们的模拟表明，大质量的外壳导致内壳材料的完全制动，形成一个缓慢的致密壳，并提供动力的发光SN IIn，即使是低的内壳能量。早期，我们的模型线配置文件是典型的SNe IIn，表现出狭窄的核心和广泛的电子散射翅膀。正如在SN 1994 W中所观察到的，它们在后期也保持狭窄。我们的SN 1994 W模型调用两个低能量喷射，都是观察到的大质量恒星的非典型，并说明了导致SNe IIn的配置的多样性。这些结果也突出了光谱的重要性，以约束的动力学性质和了解的起源SNe IIn。
2016-02-09 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
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
Unveiling the Diversity of Type IIn Supernovae via Systematic Light Curve Modeling
本研究利用MOSFiT系统建模142个IIn型超新星光变曲线，揭示其星周介质、抛射物等性质的多样性及相关趋势，验证前身星起源，并估算鲁宾天文台巡天的探测率。
2024-09-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Interacting supernovae and supernova impostors. SN 2007sv: the major eruption of a massive star in UGC 5979
我们报告的瞬态SN 2007 sv的光度和光谱监测活动的结果。这些观测值与I型超新星相似，I型超新星是一种著名的天体，其喷出物与预先存在的环绕恒星的物质相互作用。光谱显示在早期阶段有一个蓝色的连续谱，并在发射中有显著的巴耳末线，然而，SN 2007 sv发现时的绝对星等（M_R =-14.25 +/-0.38）表明它很可能是一颗超新星的冒名顶替者。这一分类也得到了超新星喷出物中所预期的极高速物质光谱缺乏证据的支持。此外，我们没有发现明确的证据，α和/或铁峰元素的宽线。与其他相互作用天体（包括IIn型超新星）的绝对光变曲线的比较突出了与原型冒名顶替者SN 1997 bs的整体相似性。这支持了我们的说法，SN 2007 sv不是真正的超新星，而是一颗冒充的超新星，很可能类似于一颗明亮的蓝色变星的大爆发。
2014-11-10 astro-ph.SR
Interacting Supernovae: Types IIn and Ibn
超新星（SNe），显示出强烈的冲击相互作用的证据，其喷出物和预先存在的，较慢的拱星物质（CSM）构成了一个有趣的，多样的，仍然知之甚少的爆炸瞬态类别。它们非常有趣的主要原因是，它们告诉我们，在恒星死亡的一个子集中，祖星可能在爆炸前的几年、几十年或几个世纪变得非常不稳定。这是标准恒星演化模型中没有包括的东西，但可能会显著改变演化的最终产物和产量，并使我们将SNe映射到它们的祖先的尝试变得复杂。它们有趣的另一个原因是CSM相互作用是产生明亮瞬变的有效引擎，允许由正常SN爆炸能量产生超亮瞬变，并允许由次能量爆炸或低放射性产额产生正常SN亮度的瞬变。CSM相互作用使快速喷出物以明亮的激波发射，模糊了我们对潜在爆炸的正常看法，并且相互作用的辐射流体动力学模型具有挑战性。CSM相互作用也可能是高度非球形的，可能与祖细胞系统中的二元相互作用有关。在某些情况下，这些并发症使得很难明确区分核心塌陷或热核爆炸，或者区分非终端喷发，失败的SN或弱SN。努力揭示个别事件的物理参数和与可能的祖星的联系，使这成为一个迅速发展的话题，继续挑战恒星演化的范式。
2016-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiation hydrodynamical simulations of eruptive mass Loss from progenitors of Type Ibn/IIn supernovae
观测表明，一些大质量恒星经历了剧烈的爆发性质量损失，并伴随着显著的增亮，这是流体静力学恒星模型无法解释的。这一事件似乎形成了致密的星周物质（CSM）。喷发质量损失的机制尚未完全解释。我们专注于这样一个事实，即核燃烧的时间尺度变得比一些大质量恒星的核心崩溃前几年的信封的动态时间尺度短。为了揭示喷发质量损失的性质，我们研究了它与发生在核心内部的核燃烧所提供的包层底部的能量注入的关系。在这项研究中，我们并没有具体说明从核燃烧地点到包层底部输送能量的实际机制。相反，我们参数化注入的能量和注入时间的量，并试图从与观测的比较中提取这些参数的信息。我们进行了1-D辐射流体动力学模拟的祖先的红色，黄色和蓝色超巨星，沃尔夫-拉叶星。我们用一个公开的恒星演化程序计算了祖先的演化。我们得到的光变曲线与喷发，喷出的质量，和CSM分布在核心崩溃的时间。在短于包层动力学时标的时间内，大质量恒星包层底部的能量注入可以重现一些观测到的核心坍缩前的光学爆发，并形成CSM，它可以为IIn型相互作用超新星（SN）提供动力。
2020-05-18 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
Fading Echoes of Interaction: Probing Centuries of Mass-Loss in Four Old Type IIn Supernovae
University of California, San Diego（加利福尼亚大学圣地亚哥分校）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；University of California, Berkeley（加利福尼亚大学伯克利分校）
通过X射线和射电观测，研究四颗古老Ibn型超新星的质量损失，发现其质量损失率显著低于早期光学估计，揭示了前身演化过程的快速变化。
2026-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2008iy: An Unusual Type IIn Supernova with an Enduring 400 Day Rise Time
本文介绍了对IIn型超新星（SN）2008 iy的光谱和光度观测。SN 2008 iy的上升时间长达400天，是第一个超过100天才达到最高光度的SN。SN 2008 iy的峰值绝对星等为M_r ~ -19.1等，最初~700天的总辐射能量为~2 × 10^50尔格。在光谱上，SN 2008 iy与SN 1988 Z的I型超新星非常相似，并且和SN 1988 Z一样，它也是一个发光的X射线源（两颗超新星的X射线光度都大于10^41 erg/s）。SN 2008 iy的H α辐射分布图显示了一个狭窄的天鹅座P吸收分量，这意味着SN 2008 iy之前的风速约为100 km/s。我们认为，SN 2008 iy的光度是通过SN喷出物与致密的，cluerous拱星介质的相互作用提供动力的。如果在距离原始生物约1.7 x 10^16 cm的半径范围内，团块的数量密度随着距离的增加而增加，那么可以理解约400天的上升时间。这种情况是可能的，如果祖经历了一个情节阶段的增强质量损失前一个世纪的爆炸或祖风速增加几十年前核心崩溃。我们赞成前一种情况，这让人想起观察到的亮蓝变星（LBV）爆发的质量损失事件。原始风速和增加的质量损失率进一步证明，至少有一些，也许是所有的IIn型超新星在核心坍塌前不久经历了类似LBV的爆发。我们还讨论了SN 2008 iy的宿主星系，一个亚发光的矮星系，并提供了一些原因，为…
2011-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comparison between the first and second mass eruptions from progenitors of Type IIn supernovae
一些大质量恒星会经历偶发性的强烈质量损失阶段，伴随着光度的波动。喷出的物质在恒星周围形成星周物质，随后的核心坍缩导致了IIn型超新星，其特征是超新星喷出物和星周物质之间的相互作用。引发这些大规模爆发的能量来源和外流的动力学尚未得到明确解释。此外，如果这些事件重复发生，大规模喷发本身可以改变包层的密度结构，并影响随后的大规模喷发的动力学。大量的观测证据表明，在核心坍塌之前，有多次大规模喷发。我们调查的第一次大规模喷发和随后的第二次大规模喷发事件相比，第一次事件的性质改变的信封的密度结构。我们在15颗$M_\odot$星的氢包层底部两次沉积额外的能量，并利用辐射流体动力学模拟程序计算了它们的时间演化。我们没有讨论能量源的起源，而是集中在一颗大质量恒星重复爆发的动力学上。第一次和第二次大规模爆发在光度和颜色方面有显着差异。第二次爆发导致了一个更红的爆发事件，其中相关的增亮阶段持续的时间比第一次更长。即使在第一次和第二次事件中沉积的能量相同，喷出的物质数量也不同，但差异取决于恒星的密度结构。即将到来的高节奏和深瞬变调查将为我们提供大量的超新星前活动，其中一些可能会显示多峰光变曲线。这些应解释为考虑到密度结构的影响，改变了以前的突出事件。
2021-02-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Late-Time Dust Emission from the Type IIn Supernova 1995N
IIn型超新星（SNe IIn）被发现与大量的尘埃有关。这些核心坍缩事件通常被认为是大质量恒星演化的最后阶段，无论是在极端的红超巨星阶段还是在明亮的蓝变星阶段。这两种演化情景都涉及到超新星爆发前的大量质量损失。本人已在MCG-02 - 38 -017（Arp 261）中分析了SN I In 1995 N，2009年斯皮策太空望远镜获得的中红外档案数据（爆炸后约14.7年），并于2010年与宽视场红外巡天探测器（WISE）（爆炸后约15.6- 16.0年）显示，在3.4至24微米范围内探测到一个发光（约2 e7 L_sun）源。这些观测探测了由前SN质量损失建立的星周物质，并表明在~240 K下存在~0.05- 0.12 M_sun的预先存在的冷尘埃。这比超新星在高红移时产生的尘埃质量至少低10倍，但SN 1995 N的情况进一步证明了高质量恒星本身可能是尘埃的重要来源。
2013-04-30 astro-ph.CO astro-ph.SR
Early Emission from the Type IIn Supernova 1998S at High Resolution
研究得很好的IIn型超新星（SN）1998 S通常被称为原型SN IIn，它提供了一个独特的机会来研究它的祖星内部，因为SN照亮了从祖星发射的密集的星周物质（CSM）。在这里，我们展示了SN 1998 S在核心坍缩后几天内拍摄的凯克HIRES光谱--这是最早公布的SN IIn的高分辨率（$Δλ< 1.0\,Å$）光谱，也是最早公布的SN 1998 S光谱。现代SN研究在SN探测和第一次观测到的光谱之间实现了令人印象深刻的短周转时间，但是非常年轻的超新星的高分辨率光谱是罕见的;这里提出的独特光谱为其他年轻SN系统的观测提供了有用的案例研究，包括SN 2013 cu，它在非常年轻时显示出非常相似的光谱。我们研究了SN 1998 S的完全分辨的发射线轮廓，发现了在远低于沃尔夫-拉叶星（WR）特征的速度下，来自祖星的极端质量损失的证据。我们使用辐射传输代码CMFGEN模拟我们的高分辨率SN 1998 S光谱，并探索SN系统内的成分，密度和速度梯度。我们发现，在核心坍塌前的$\sim$ 15年期间，每年的质量损失率为$6.0 \times 10^{-3} M_{\odot}$，而其他研究表明，在早期（核心坍塌前> 15年），质量损失率要低得多。与SN 2013 cu的光谱比较显示出许多相似之处，尽管SN 2013 cu是IIb型，这表明在爆炸前的最后几年里，非常不同的超新星可以从极端质量损失…
2015-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early gray dust formation in the type IIn SN 2005ip
超新星形成的尘埃的物理特性知之甚少。本文研究了IIn SN 2005 ip型尘埃的消光特性。SN 2005 ip的光变曲线在发现后50天左右都出现了突然的下降。这被归因于致密的星周介质中的尘埃形成。我们模拟了六个光学波段的内禀光变曲线，采用了超新星与其星周物质相互作用的光度演化的理论模型。从观察到的和固有的光变曲线之间的差异，我们计算了消光曲线作为时间的函数。根据B和V带中的消光确定总消光比与选择性消光比$R_V$。由此产生的灭绝，$A_V$，单调增加到约1等，发现后150天。推断出的$R_V$值也随时间略有增加，但在发现后100天后，在4.5- 8的范围内保持不变。分析证实，SN 2005 ip可能在爆炸后两个月左右开始形成尘埃。$R_V$的高值，即灰色尘埃，表明尘埃的性质不同于银河系。虽然这一结果取决于假设的理论固有的光变曲线的演变，这是令人鼓舞的是，拟合的光变曲线是预期的标准喷出物和拱星中密度结构。
2018-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust Models for the Extinction of Type IIn Supernova SN 2010jl
SN 2010 jl不寻常的消光曲线为研究核心坍缩超新星形成的尘埃的性质提供了绝佳的机会。利用一系列具有不同成分和粒度分布的尘埃模型拟合SN 2010 jl的消光曲线，发现具有指数截止幂律粒度分布特征的硅酸盐-石墨混合尘埃模型能够很好地再现SN 2010 jl的消光曲线。最佳拟合结果表明，由沙尘模型得到的观测值与各历元的观测值都是一致的。然而，总消光比$R_V$约为2.8 - 3.1，这是显着小于$R_V \approx 6.4$由Gall等人得出的值。最佳拟合模型表明，SN 2010 jl周围的尘埃颗粒可能是由小尺寸的天文硅酸盐颗粒和微米尺寸的石墨颗粒。此外，通过拟合光学到中红外光谱能量分布，我们发现SN 2010 jl周围的尘埃质量随着时间的推移而增加，在峰值亮度后1300天左右达到$0.005\,M_{\odot}$，这与之前的估计一致。
2022-01-23 astro-ph.SR
Evidence of Asymmetry in SN 2007rt, a Type IIn Supernova
本文介绍了对缓慢演化的I型In SN 2007 rt的光学光度和光谱分析，涵盖了发现后481天的时间。它最早的光谱是在爆发时期后约100天拍摄的，表明存在一种致密的星周介质，超新星喷出物与之相互作用。这是由缓慢演变的光变曲线支持的。SN 2007 rt的光谱中有一个显著的特徴，就是有一条很宽的He I 5875谱线，这在IIn型超新星中是不常见的。这可能意味着这颗恒星的祖先有很高的He/H比，通过质量损失已经脱落了相当大一部分的氢壳。一个中等分辨率的光谱揭示了一个狭窄的H α P-Cygni轮廓，其吸收分量的宽度为128公里/秒。这种缓慢的速度表明SN 2007 rt的前身最近经历了质量损失，风速与亮蓝色变量检测到的下限相当。在早期阶段的H和He的线轮廓的不对称性具有一些相似的双峰特征中观察到的一些Ib/c谱。这些不对称性可能表明不对称或双极流出，或者在快速膨胀的喷出物中形成尘埃。此外，爆炸后240多天的后期光谱显示了新形成的尘埃存在的明确证据。
2009-05-23 astro-ph.SR
Twelve type II-P supernovae seen with the eyes of Spitzer
核心坍缩超新星（CC SNe），特别是II型平台超新星（II-P），被认为是宇宙尘埃产生的重要贡献者。新形成和/或预先存在的尘埃的存在的最明显的指标是来自SNe环境的随时间变化的中红外（MIR）过量。我们的目标是从斯皮策数据库中收集公开可用的，以前未发表的II-P型（或特殊的IIP）SNe测量结果。观测到的通量的时间变化可能是潜在的超新星的指示，而光谱能量分布（SED）拟合不同IRAC通道中的通量可能揭示中红外辐射的物理参数，可能是由于温暖的尘埃。IRS光谱提取和SPICE校准，而光度SED使用IRAF和MOPEX组装。从观测到的通量计算的SEDs与简单的灰尘模型拟合，以获得假定为MIR辐射源的灰尘的基本信息。我们发现了12个满足上述标准的SNe，在后期（通常在+300天后）观察到。在三种情况下，我们不能识别任何点源的SN位置上的晚时间IRAC图像。我们发现了两个SNe，2005 ad和2005 af，这可能有新形成的尘埃在他们的环境中，而在其他七个情况下，所观察到的MIR通量可能来自预先存在的拱星或星际尘埃。我们的研究结果支持了以前的观测结论，即在SNe的环境中，温暖的新尘埃对宇宙尘埃含量的贡献很小。
2012-11-14 astro-ph.SR
Final Moments II: Observational Properties and Physical Modeling of CSM-Interacting Type II Supernovae
本研究通过迄今最大的早期类 IIn 特征 SNe II 样本，结合多波段观测与辐射流体动力学/nLTE 模拟网格，揭示 CSM 相互作用时标、峰值亮度与质量损失率之间的定量关系。
2024-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
On type IIn/Ia-CSM supernovae as exemplified by SN 2012ca
本文介绍了SN 2012 ca的紫外、光学和近红外测光和分光的一整套方法，涵盖了从极大光之前6~ 10天到极大光之后531天的时间段。SN 2012 ca的光谱时间序列在1.5年内基本上没有变化，并且似乎在所有时期都被与致密的星周介质相互作用的特征所主导，而不是底层的超新星（SN）。在后期阶段，我们看到一个近红外线通量过剩，这可能与尘埃的形成有关，虽然没有任何伴随的线位移的迹象。SN 2012 ca是一个类型模糊的IIn/Ia-CSM SNe的成员，其性质在文献中有广泛的争论。两种主要的情况是一个Ia型超新星在致密的CSM中从一个非简并的演化伴星爆炸，或者一个来自大质量恒星的核心坍缩超新星。虽然人群中的一些成员已经明确与Ia型SNe相关，但在其他情况下，这种关联不太确定。虽然SN 2012 ca有可能是由一个热核SN产生的，但这需要相对较高的（20%到70%之间）转换动能为光学光度的效率，以及一个巨大的（~2.3-2.6 Msun）星周介质。能量学的基础上，和简单的建模的结果，我们认为，SN 2012 ca更有可能与核心塌陷SN。这意味着观测到的与SN 2012 ca相似的SNe实际上是由两个种群起源的，虽然它们来自物理上不同的通道，但它们可能具有观测上相似的性质。
2016-02-22 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
A Model for the 19th Century Eruption of Eta Carinae: CSM Interaction Like a Scaled-Down Type IIn Supernova
本文提出了一个简单的19世纪海山二号爆发的模型，它包括两个组成部分：（1）强风（MdotM=0.33 Msun/yr; v=200 km/s），吹了30年，其次是（2）1844年1 e50 erg的爆炸。快速喷出物和CSM之间的碰撞导致了1844年底观测到的亮度增加，随后是持续10-15年的持续高光度阶段，与历史光变曲线相匹配。出射光度由CSM相互作用提供动力，类似于发光的IIn型超新星的过程，除了爆炸能量低10倍和速度较慢（导致更长的持续时间和更低的出射光度）。这样的爆炸性事件为光变曲线的演化提供了一个自然的解释，但也解释了侏儒星云的一些令人困惑的属性：（1）总辐射能和总动能的大致均分;（2）Homunculus的双层壳结构;（3）薄的后掠壳导致的表观单龄和Hubble流;（4）HST图像中极瓣的复杂斑驳外观，由Raleigh-Taylor或Vishniac不稳定性引起，（5）有效和快速的尘埃形成，如在IIn型超新星中所见，以及（6）快速（5000公里/秒）的物质，产生于离开密集的CSM时的前向激波的加速。原则上，双极形状已经在早期的相互作用风的研究中得到了解释，除了这里的CSM相互作用只发生了10年，产生了一个薄壳，所产生的结构然后冻结在膨胀的双极星云中。这种自洽的图片有许多其他喷发瞬变的影响，其中许多也可能是供电CSM相互作用。
2012-09-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the diversity of strongly-interacting Type IIn supernovae
本文研究了四颗强相互作用的IIn型超新星，通过分析其光变曲线与光谱推导爆炸动能与星周介质特征，揭示了不同前身星环境及质量损失率，并评估了高能中微子产生的可能性。
2025-01-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on Type IIn Supernova Progenitor Outbursts from the Lick Observatory Supernova Search
我们搜索了卡茨曼自动成像望远镜（KAIT）获得的大约12年的档案调查数据，作为利克天文台超新星搜索（LOSS）的一部分，以检测或限制可能的IIn型超新星（SNe~IIn）的祖先爆发。KAIT数据库包含50 Mpc内5个SNe~IIn（加上一个SN IIn/冒名顶替者的模糊情况）的多个SN前图像。在我们的任何目标中，使用错误发现率（FDR）统计方法都没有发现祖先爆发。相反，我们得到的限制幅度（LM）在SNe的位置。将这些极限强度（通常达到$m_R \approx 19.5\,\mathrm{mag}$）与SN 2009 ip和$η$ Car的爆发以及其他模拟爆发进行比较。我们发现，SN 1999 el和SN 2003 dv的数据质量足以排除由蓝超巨星（BSG）前身星最初微弱的SNe引起的主峰前$\sim40$天的事件，如SN 2009 ip和SN 2010 mc的情况。因此，这些SNe~IIn可能来自红超巨星的祖先，或者它们可能有一个更快的星周物质相互作用的开始。我们还估计在我们的数据集中检测到至少一个爆发的概率是$\gtrsim60\%$的每一种类型的示例爆发，所以没有任何检测表明，这种爆发要么通常比$\sim -13\,\mathrm{mag}$更不明亮（本质上或由于灰尘），要么在爆炸前几年内在SNe~IIn中不太常见。
2015-03-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Properties of Newly Formed Dust Grains in The Luminous Type IIn Supernova 2010jl
超新星（SNe）被认为是宇宙中尘埃颗粒的主要生产场所。然而，我们的知识，其重要性，粉尘生产是有限的，由个人SNe产生的尘埃粒子的性质和数量的观测不良的约束。在本文中，我们提出了一个光谱覆盖光学通过近红外（NIR）光的发光型IIn超新星（SN IIn）2010 jl大约一年半后爆炸。这个独特的数据集揭示了新形成的尘埃颗粒的多个特征。光谱的近红外部分提供了一个罕见的例子，其中清楚地检测到新形成的热尘埃颗粒的热发射。我们确定了这一时期温度为1,350 - 1, 450 K的尘埃物质主要是碳颗粒。尘埃颗粒的质量为~（7.5 - 8.5）× 10^{-4} Msun。氢发射谱线显示出波长相关的吸收，这提供了对新形成的尘埃颗粒的典型尺寸（~0.1微米，最有可能<~0.01微米）的良好估计。我们属性的尘埃颗粒已形成在一个致密的冷却壳层作为一个强大的SN-拱星介质（CSM）的相互作用的结果。尘埃颗粒占发射体积的10%左右，表明是一种不均匀的团块状结构。CSM的平均密度需要大于~3 x 10^{7} cm^{-3}，对应的质量损失率大于~0.02 Msun yr^{-1}（质量损失风速为~100 km s^{-1}）。这有力地支持了SN 2010 jl和其他可能的发光SNe IIn是由非常密集的CSM内的强相互作用提供动力的假设，可能是由爆炸前上个世纪的发光蓝变量（LBV）类喷发造成的。
2013-08-02 astro-ph.SR
A Comprehensive Analysis of Spitzer Supernovae
中红外波段为追踪超新星的晚期演化提供了几个优势。首先，SN光谱能量分布的峰值随着光球相位向长波长移动。其次，中红外观测受星际消光影响较小。第三，也许是最重要的，中红外线追踪尘埃的形成和在放射性喷出物成分消失后的后期（>100天）的星周相互作用。自2003年发射以来，斯皮策太空望远镜已经提供了大量的SNe中红外观测。已经有超过200个SNe被瞄准，但偶然发现的SNe甚至更多。在这里，我们提出了一个全面的研究结果的基础上档案斯皮策/IRAC图像的超过1100 SN的位置，从这个样本中，119 SNe的各种子类已被检测到，包括45 SNe与以前未发表的中红外测光。光度测量显示在某些情况下有大量的热尘埃。我们进行了深入的分析，以约束尘埃的起源和加热机制，并提出了由此产生的统计数据。
2019-03-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova spectra below strong circum-stellar interaction
通过添加SN模板、黑体连续谱和发射线谱，构造了超新星与星周介质强相互作用的光谱。在蒙特卡罗模拟中，我们生成了800多个光谱，将它们分配到10个不同的分类器，并研究不同的模拟参数如何影响光谱的外观。在连续谱上显示出一定结构的SNe IIn被表征为SNe IInS。我们表明，流量比的基础SN的连续FV是最重要的参数确定的光谱分类。随着fv的减小，热核SNe逐渐分为Ia-CSM、IInS和IIn。Ia-CSM和IInS之间的转变发生在fv~0.2-0.3处。结果表明，超新星Ia-CSM的星等范围为-19.5> M >-21.6，与观测结果吻合得很好，而能够隐藏超新星Ia的最暗的SN IIn的M =-20.1。SNe Ia-CSM样本显示与91 T样SNe Ia相关。我们的实验并不支持这种关联是由于光度偏差（类91 T比正常的Ia更亮）。因此，我们的结论是，这种协会有真正的物理起源，我们提出，91 T样爆炸的结果从单一的简并祖细胞。尽管SNe Ibc和SNe Ia之间有相似之处，但这些类型之间的错误分类数量很少，而且大多数都是在低信噪比下。结合重现观测到的SN Ia-CSM光度所需的光度函数，SNe Ibc不太可能构成该样品中的重要污染物。我们展示了如何II型光谱过渡到IIn和如何Ha配置文件随FV变化。比M = -17.2暗的SNe IIn不能掩盖比M =-15亮的SNe IIP。包括辐…
2015-04-08 astro-ph.SR
Type IIn supernova light-curve properties measured from an untargeted survey sample
我们提出了一个样本的超新星类型IIn（SNe IIn）的帕洛玛瞬变工厂（PTF）和它的继任者，中间PTF（iPTF）的非目标，星等有限的调查。SNe IIn发现和随后的PTF/iPTF被用来选择一个样本的42个事件与有用的限制上升时间，以及与可用的峰后光度。样本SNe是在2009-2016年发现的，至少有一个低分辨率分类光谱，以及帕洛玛天文台P48和P60望远镜的测光。我们研究的光曲线特性，这些SNE IIn使用样条拟合（为峰值和下降部分）和模板匹配（为上升部分）。我们发现，典型的上升时间分为快速和缓慢的$20\pm6$ d和$50\pm11$ d，分别。下降率可能分为两个集群，但这种划分具有较弱的统计意义。我们发现SNe IIn的峰值亮度和它们的上升时间之间没有显着的相关性，但更明亮的SNe IIn通常被发现是更持久的。通常发现缓慢上升的SNe IIn缓慢下降。在我们的样品中的SNe的绝对星等$-22 \lesssim M_g \lesssim -13$马格的星系托管。在我们的样品中的SNe IIn的光变曲线峰值的K-修正被发现在0.2马格的观测者的框架$r$ -带，SNe在红移$z < 0.25$。通过应用K-校正，也包括表面上的“超发光”SNe IIn，我们发现，峰值幅度是$M_{\rm peak}^{r} = -19.18\pm1.32$马格。我们得出结论，发生明显的光变曲…
2020-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
SOFIA Observations of SN 2010jl: Another Non-Detection of the 9.7 $μ$m Silicate Dust Feature
本文介绍了{ \it平流层红外天文台（SOFIA）}在11.1 $μ$ m处对IIn型超新星（SN IIn）2010 jl的测光观测。SN未被{ \it SOFIA}检测到，但所获得的上限，结合{ \it Spitzer}在3.6 μ m和4.5 $μ$ m处的新的和存档的检测结果，使我们能够表征存在的尘埃的组成。在以前的工作中，其他类型的IIn SNe中的尘埃已经被证明存在于由祖先系统在爆炸前的几千年中喷出的物质的拱星壳中。我们的模型拟合表明，在系统中的灰尘显示没有证据的强大的，无处不在的9.7 $μ$ m功能从硅酸盐尘埃，这表明碳质颗粒的存在。在$\sim 550-620$ K的温度下，碳质尘埃辐射的$\msun$为0.01-0.05时，观测值最符合。尘埃成分可能揭示线索的性质的祖系统，这仍然是模糊的这一子类。大多数提出的SNe IIn的单星祖先系统，如亮蓝变星、红超巨星、黄超巨星和B[e]星，都清楚地显示出它们在SN前的流出物中有硅酸盐尘埃。然而，这一后SN的结果是一致的SNe IIn与中红外观测的小样本，其中没有显示出硅酸盐尘埃在其红外光谱发射的迹象。
2015-06-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2024dy: Dust formation in a long-lived Type IIn supernova and constraints on the dust mass
Kagoshima University（鹿儿岛大学）；Hiroshima University（广岛大学）；Tohoku University（东北大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
通过500天的紫外、光学和近红外观测，研究长寿命IIn型超新星SN 2024dy的尘埃形成，发现碳尘埃温度1300-1800K，质量约10^{-5} M_⊙，并指出光学深度效应可能导致质量低估。
2026-06-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
A decade of ejecta dust formation in the Type IIn SN 2005ip
为了了解核心坍缩超新星对早期宇宙尘埃收支的贡献，重要的是不仅要了解核心坍缩超新星中可能形成的尘埃质量，还要了解尘埃形成的位置和速度。SN 2005 ip特别令人感兴趣，因为尘埃被推断为在辐射反向激波后面的喷出物和激波后区域形成。我们整理了八个跨越SN 2005 ip寿命的光学档案光谱，并在发现后4075天提出了SN 2005 ip的新X-射手光学近红外光谱。使用Monte Carlo线传输代码DAMOCLES，我们已经模拟了蓝移宽和中间宽度H $α$，H $β$和He I线从48天到4075天后发现使用喷出物尘埃模型。我们发现，喷出物中的灰尘可以解释在宽和中间宽度H $α$，H $β$和He I线配置文件中观察到的不对称性在所有的时代，它是没有必要调用后冲击尘埃形成来解释在中间宽度后冲击线观察到的蓝移。使用贝叶斯方法，我们已经确定了在SN 2005 IP的喷出物尘埃质量的演变超过10年假设喷出物尘埃模型，增加的尘埃质量从~10 $^{-8}$ M $_{\odot}$在48天到目前的尘埃质量的$\sim$ 0.1 M $_{\odot}$。
2019-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraints on the rate of supernovae lasting for more than a year from Subaru/Hyper Suprime-Cam
一些超新星，如对不稳定性超新星，在观测框架中的持续时间预计超过一年。为了限制超新星持续一年以上的速率，我们在8.2米的斯巴鲁望远镜上使用Hyper Suprime-Cam（HSC）进行了长期的深瞬态调查。HSC是一种宽视场（1.75 deg 2视场）相机，它可以有效地进行瞬态调查。我们使用g，r，i和z波段滤波器重复观察了相同的1.75 deg 2场，典型深度为26 mag，持续4个季节（从2016年底到2020年初）。使用这些数据，我们搜索持续一年以上的瞬变。在2个连续的季节中探测到2颗超新星，在3个连续的季节中探测到1颗超新星，但在所有4个搜索季节中没有持续的瞬变。持续一年以上的超新星，其典型极限星等为26等，其发现率被限定为1.4^{+1.3}_{-0.7}（统计）^ {+0.2}_{-0.3}（系统）事件度-2年-1。我们发现的所有持久的超新星都可能是IIn型超新星，我们的结果表明大约40%的IIn型超新星具有持久的光变曲线。没有发现持续一年以上的可能的对不稳定超新星候选者。通过对巡天观测结果和巡天模拟结果的比较，我们认为在z ~ 3范围内的发光对不稳定超新星爆发率最多为100 Gpc ~（-3）yr ~（-1），约为核塌缩超新星爆发率的0.01 ~ 0.1%。
2020-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Final Moments III: Explosion Properties and Progenitor Constraints of CSM-Interacting Type II Supernovae
本文通过分析39颗具有早期类IIn特征的II型超新星及其对比样本，结合光变曲线、光谱建模和前身星质量估算，揭示了星周物质相互作用对爆发性质的影响，并指出对流驱动色球层或双星相互作用可能是爆发前增强质量损失的主要机制。
2025-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spitzer's Last Look at Extragalactic Explosions: Long-Term Evolution of Interacting Supernovae
在这里，我们提出了新的-然而，最后-中红外（中红外）数据的超新星（SNe）的基础上测量与斯皮策太空望远镜。比较我们最近的3.6和4.5 $μ$米测光与以前发表的中红外和进一步的多波长数据集，我们能够得出一些结论的起源和加热机制的尘埃在这些SNe或在其环境中，以及可能的连接与拱星物质（CSM）起源于爆炸前的质量损失事件的祖星。我们还提出了新的结果，某些SN类和单个对象。我们强调了SNe Ia-CSM的中红外均匀性，这可能是它们共同祖先类型和基本均匀的星周环境的暗示。关于单个物体，值得强调的是晚时间相互作用的Ib型SNe 2003 gk和2004 dk，我们提出了有史以来第一次中红外数据，这似乎与其他波长范围内检测到的持续CSM相互作用的线索一致。我们目前的研究表明，长期的中红外跟踪观测在更好地了解SNe及其环境中爆炸前和爆炸后的过程中发挥了关键作用。虽然斯皮策不再可用，但詹姆斯韦伯太空望远镜的预期独特数据，以及对尘埃SNe的长期近红外跟踪观测，可以使我们更接近这个主题的隐藏细节。
2021-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
JWST/MIRI Observations of Newly Formed Dust in the Cold, Dense Shell of the Type IIn SN 2005ip
本文利用JWST/MIRI对IIn型SN 2005ip近17年的观测，发现其冷致密壳层中在过去15年间新形成了大质量尘埃，揭示了超新星对早期宇宙尘埃富集的重要作用。
2024-10-11 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
Little Red Dots as Intermediate Mass, Super-Eddington Engines: Insights from Type IIn Supernovae and The 1837-1856 Great Eruption of $η$ Carinae
MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究所）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天文学研究所）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学技术研究所）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文与天体物理系）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；Department of Astronomy, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文系）；Cosmic Frontier Center, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校宇宙前沿中心）
通过类比η Carinae大爆发和IIn型超新星，提出小红点（LRDs）可能由中等质量（约10^3-6太阳质量）、超爱丁顿光度（L_bol/L_edd≥5）的引擎驱动，其致密风形成伪光球，解释了观测特征并质疑了“超大质量黑洞”的解释。
2026-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Delayed Shock-induced Dust Formation in the Dense Circumstellar Shell Surrounding the Type IIn Supernova SN 2010jl
IIn型超新星的光变曲线主要由超新星激波与其致密的星周介质（CSM）相互作用释放的辐射能量决定。超新星SN 2010 jl在爆炸后的几周内就表现出红外辐射，超过了外推的紫外光谱。有些人认为这种辐射是在冷却的激波后CSM中迅速形成尘埃的证据。我们调查的物理过程，可能会抑制或促进粉尘的形成CSM。当只考虑辐射冷却时，致密的冲击气体的温度迅速下降到尘埃凝结温度以下。然而，通过考虑激波下游辐射对激波后气体的加热，我们发现，当激波传播到CSM较低密度的外部区域时，直到激波的辐射减弱，尘埃的形成才受到抑制。因此，SN 2010jl的尘埃形成只能在380天后开始。只有自那个时期以来的红外发射可以归因于新形成的CSM尘埃。第460天及之后的观测显示，红外线光度超过了紫外线光度。激波后的尘埃不能消除由膨胀的SN激波发出的辐射。因此，它的红外辐射必须由内部源提供动力，我们将其与通过SN喷出物传播的反向激波联系起来。因此，在380天之前的红外辐射必须是来自预先存在的CSM尘埃的红外回波。
2018-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Spitzer Survey for Dust-Obscured Supernovae
超新星（SN）速率是恒星形成模型和初始质量函数的重要探针。近红外观测受限的地面巡天通常发现的SNe比远红外光度预测的少3-10倍，这是由于可变的点扩散函数（PSF）和恒星形成星系核区域的高尘埃消光引起的灵敏度限制。这种不一致性对我们理解恒星形成率和恒星演化有潜在的影响，特别是在更高的红移，那里的恒星形成星系更常见。为了解决这一不一致性，必须在更长的波长下使用天基望远镜对局部宇宙进行成功的SN调查，该望远镜具有稳定的PSF，以减少任何减法算法的必要性，从而减少残差。在这里，我们报告了一个为期两年的斯皮策/IRAC 3.6 μ m的调查，在200 Mpc的40个亮红外星系（LIRGs）的核区域的尘埃熄灭SNe。当实施标准模板减影时，非对称Spitzer PSF导致比预期差的减影残差。前向建模技术将我们的灵敏度提高了约1.5个数量级。我们报告检测9 SNe，其中五个没有发现的光学调查。在调整我们的预测率以考虑我们调查的敏感性之后，我们发现检测的数量与模型一致。虽然这种搜索仍然受到难以建模的PSF和斯皮策相对较差的分辨率的阻碍，但它将受益于未来的任务，如罗马太空望远镜和JWST，具有更高的分辨率和更对称的PSF。
2021-07-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Using spectral modeling to break light-curve degeneracies of type II supernovae interacting with circumstellar material
本研究通过辐射流体力学和辐射转移计算多种CSM构型，发现致密CSM无法产生IIn型超新星“闪光特征”，需低密度光厚CSM形成辐射前驱；约束CSM结构必须结合光变曲线与光谱，且CSM带来的辐射增强以牺牲动能为代价。
2023-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Candidate Progenitor of the Type IIn SN 2010jl is Not an Optically Luminous Star
IIn型超新星（SN）的祖先星（或系统）的性质仍然不确定。虽然至少有四个IIn型超新星的祖先有直接的成像限制，其中之一是SN 2010 jl，但在解释不稳定的祖先和爆炸事件本身时仍然存在模糊性。爆炸前HST/WFPC 2图像中的蓝色源落在SN 2010 jl爆炸后地基成像得出的5 sigma天体测量误差圆内。然而，在地基天体测量发表时，SN还没有充分褪色，无法进行爆炸后的HST后续观测，以确定更精确的天体测量解和/或确认爆炸前的源是否已经消失，这两者都是最终解开可能的祖先情景所必需的。在这里，我们展示了2014年和2015年获得的SN 2010 jl场的HST/WFC 3成像，当时SN已经足够褪色，可以对祖先进行新的限制。在新图像中仍然检测到的SN偏移0。“099 +/-0。“008（24 +/- 2 pc）来自潜在的和扩展的排放源，该排放源至少部分（如果不是全部）贡献于先前在WFPC 2数据中被建议为候选祖源的蓝色源。仅这一点就排除了爆炸前图像中的蓝色源是爆炸恒星的可能性，但可能与一个年轻（<5-6百万年）的星团有关，并且仍然认为有一个大质量（>30个太阳质量）的祖先。我们获得了新的上限流量从一个单一的明星在SN的位置在爆炸前WFPC 2和斯皮策/IRAC的图像，可能最终被用来约束祖属性。
2016-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-Energy Emission from Interacting Supernovae: New Constraints on Cosmic-Ray Acceleration in Dense Circumstellar Environments
超新星与星周物质具有强相互作用，是高能中微子和γ射线的候选源，被认为是1 PeV以上银河系宇宙射线的重要贡献者。考虑到由SN喷出物的快速速度分量的冲击耗散，我们提出了全面的计算从SNe供电的冲击相互作用与密集的风或CSM的非热发射。值得注意的是，我们认为在辐射区的电磁级联和随后的衰减在预冲击CSM。这项工作提供了一个新的依赖于时间的唯象处方，使我们能够计算伽马射线，硬X射线，无线电和中微子信号，这源于宇宙射线加速的扩散冲击加速机制。我们将我们的结果应用于SN IIn 2010 jl和SN Ib/IIn 2014 C，其模型参数可以从多波长数据中确定。对于SN 2010 jl，更有希望的情况下，通过使用最新的费米大面积望远镜（LAT）Pass 8数据发布，我们推导出宇宙射线能量分数的新约束，<0.05-0.1。我们还发现，这些相互作用的SNe的后期无线电数据与我们的模型是一致的。进一步的多信使和多波长观测附近的相互作用SNe应该给我们新的见解扩散冲击加速在密集的环境中，以及前SN质量损失机制。
2019-02-03 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Spectropolarimetric modeling of interacting Type II supernovae. Application to early-time observations of SN1998S
针对II-P/CSM超新星的多样性及前超新星质量损失历史问题，结合HERACLES和CMFGEN等工具建立2D模型，匹配SN1998S早期观测，为相关观测解释和质量损失起源理解提供框架。
2024-09-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
