Supersoft X-Ray Nebulae in the Large Magellanic Cloud
超软X射线源（SSS）被认为是Ia型超新星（SN Ia）的潜在祖先。如果这样的天体确实持续发出X射线，并嵌入足够密集的ISM中，它们将被扩展的星云辐射所包围。这些星云应该在超新星爆发后仍然存在很长一段时间，这是因为它们经历了很长的重组和冷却时间。考虑到这一点，我们在大麦云云的四个SSS和三个SNR周围寻找星云[O III]发射，使用Las Campanas天文台的6.5米Baade望远镜和IMACS相机。我们确认，在四个SSS候选者中，只有CAL 83可以与[O III]星云相关联。其他天体的[O III]光度被限制在CAL 83的$\lesssim 17\%$，距离中心源6.8 pc。用光电离代码CLOUDY计算的模型表明，要么CAL 87、RX J0550.0-7151和RX J0513.9-6951环境中的ISM密度必须显著低于周围CAL 83，要么这些源在过去$\lesssim 10,000$年中的平均X射线亮度必须显著低于目前观测到的。以便与观察到的光度上限一致。对于我们考虑的三个SNR（年龄都是$< 1000$年），我们的[O III]通量测量以及已知的周围ISM密度强烈地限制了它们的祖先在过去几千年中的电离光度，独立于祖先通道。
2020-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Progenitor of the Type Ia Supernova that created SNR 0519-69.0 in the Large Magellanic Cloud
Ia型超新星的祖先系统模型可以分为双简并系统和单简并系统，双简并系统包含两颗白矮星，单简并系统包含一颗白矮星和一颗伴星（红巨星、亚巨星或大于1.16 M_sol的主序星）。白矮星在超新星爆炸中被摧毁，但任何非简并的伴星保持完整。我们目前的搜索结果的前伴星SNR 0519-69.0，位于大麦云云，根据哈勃太空望远镜拍摄的图像与极限星等V = 26.05。SNR 0519-69.0是一颗Ia型超新星，根据它的光回波和X射线光谱可以确定。残骸的几何中心（基于H-α和X射线壳层）位于05：19：34.83，-69：02：06.92（J2000）。考虑到测量的不确定性，轨道速度和反冲速度，任何前伴星必须在99.73%的置信水平下在4.7”的范围内。这个圈包含27颗亮度超过V = 22.7的主序星，其中任何一颗都可能是超软源祖星系统遗留下来的前伴星。这个圈不包含后主序星，这排除了所有其他已发表的单简并祖先星（包括共生星、复发新星、氦供体和自旋上/下模型）的可能性。唯一剩下的可能性是SNR 0519-69.0是由超软源或双简并祖先系统形成的。
2012-01-30 astro-ph.SR
Accreting White Dwarfs as Supersoft X-ray Sources
本文从超软X射线源的角度综述了与质量吸积白矮星有关的各种现象。当质量吸积率较低（\dot M_{acc} <几个\times 10^{-7} M_ \sun yr^{-1}）时，氢核燃烧不稳定，发生新星爆发。新星是一种处于后期阶段的瞬态超软X射线源，其时间尺度强烈依赖于WD质量。X射线开启/关闭时间是WD质量的良好指标。在中等质量吸积率的吸积WD成为一个持久的SSS与稳定的氢燃烧。对于较高的质量吸积率，WD经历“吸积风演化”，其中WD从赤道平面吸积物质，并通过来自其他方向的光学厚风损失质量。两个SSS，即RX J 0513-69和V Sge，是这一吸积风演化的对应天体。我们可以指定质量增加WD从光变曲线分析的基础上，光学厚风理论，使用多波长观测数据，包括光学，IR，和超软X射线。单个天体的质量估计为Ia型超新星的双星演化提供了重要信息。
2009-09-08 astro-ph.SR
The search for progenitor models of type Ia supernovae
我们显示了我们的搜索Ia型超新星（SNe Ia）的祖系统的初步结果。我们的目标是比较这些模型的详细元素丰度的热集群内介质的观测二元人口模型。
2011-01-28 astro-ph.SR
The End of Amnesia: Measuring the Metallicities of Type Ia SN Progenitors with Manganese Lines in Supernova Remnants
最近提出了超新星喷出物中Mn与Cr的质量比作为Ia型SN祖先金属丰度的示踪剂。我们回顾了这个可观测量的优点和问题，并在第谷超新星遗迹的框架内讨论它们。朱雀卫星观测到的第谷X射线光谱中Mn和Cr K α线的通量表明它是超太阳金属丰度的祖先。
2009-02-02 astro-ph.SR
On the mass of supernova progenitors: the role of the $^{12}$C$+^{12}$C reaction
对于超新星前身质量的精确知识对于解答现代天体物理学的各种问题是必不可少的，例如与Galerkin的动力学和化学演化有关的问题。本文修正了CO白矮星前身质量的上限（\mup）和正常II型超新星前身质量的下限（\mups）。特别是，我们提出了新的恒星模型与质量之间的7和10 \msun，讨论他们的最终命运和最近的改进，我们的理解的低能量率的\c 12 c12反应的影响。
2019-01-01 astro-ph.SR
Upper limits on bolometric luminosities of ten type Ia supernova progenitors from Chandra observations
我们对钱德拉观测到的10颗附近（< 25 Mpc）Ia型超新星的位置进行了分析，这些超新星是在爆炸前拍摄的。在任何观察中都没有发现与祖细胞相对应的来源。我们计算的辐射热光度的上限假设黑体X射线光谱的温度为30-150 eV的祖先。这是因为发光的超软X射线源被认为是Ia型超新星的直接祖先。在我们的样本中，两颗超新星的上限与观测到的最亮的超软源的光度相当，排除了这些超新星的祖先。与Liu et al（2012）相比，我们发现对于SN 2011 fe，我们可以在黑体温度低至40 eV时排除爱丁顿光度系统。我们的研究结果是一致的统计研究比较所观察到的Ia型超新星的超软源的数量或外部星系的综合X射线光度。这表明Ia型超新星的祖先不是吸积的、核燃烧的白矮星，或者它们看起来不像经典的超软源，例如因为它们被遮蔽了。
2012-07-03 astro-ph.SR
A Progenitor for the Extremely Luminous Type Ic Supernova 2007bi
SN 2007 bi是一颗非常明亮的Ic型超新星。这颗超新星被认为是从一颗非常巨大的恒星演化而来的，爆炸机制有两种可能性。一种可能性是一颗对不稳定超新星，其核心祖先为M_{CO} ~ 100 M太阳CO。另一种可能性是一颗核心坍缩的超新星，其M_{CO}约为40 M太阳。研究了SN 2007 bi主星系金属丰度范围内，主序质量M_{MS} = 100 - 500 M_sun，Z_0 = 0.004的超大质量恒星的演化，以约束SN 2007 bi的祖先星系。本文还讨论了与表面氦丰度有关的超新星类型。母星作为对不稳定超新星爆发的主序星质量可能是M_{MS} ~ 515 - 575 M_sun。当考虑质量损失率的不确定性时，主序星的最小质量可能是310 M太阳。一颗M_{MS} ~ 110 - 280 M_sun的恒星演化为CO星，适合于SN 2007 bi的核心坍缩超新星。基于对不稳定性和核心坍缩超新星的可能性的论点支持SN 2007 bi起源于核心坍缩超新星事件的假设。
2011-02-04 astro-ph.SR
Massive Star Evolution and Nucleosynthesis -Lower End of Fe-Core Collapse Supernova Progenitors and Remnant Neutron Star Mass Distribution-
为了探索恒星演化、超新星、伽马射线暴和核合成等各个方面的问题，我们开发了一个新的高效的恒星演化程序。在本文中，我们描述了这个新的代码和比较的结果与以前的代码计算。具体而言，我们专注于铁核坍缩超新星下端的祖先演化，以及残余中子星的质量分布。我们描述了不同的假设将导致不同的中子星质量分布。我们还回顾了我们研究小组最近的工作。
2012-07-23 astro-ph.SR
Star Formation Around the Youngest Supernova Remnants in the Large Magellanic Cloud: Implications for Type Ia Supernova Progenitors
我们利用Harris & Zaritsky最近发表的大麦云星云的恒星形成历史图来研究最年轻的Ia型超新星遗迹的位置。我们发现，大多数Ia型残留物与古老的、贫金属的恒星星族有关，几乎没有或没有最近的恒星形成。其中包括SNR 0509-67.5，它被认为是由一个非常明亮的SN 1991 T型事件产生的，但它距离任何恒星形成区都非常遥远。然而，Ia型残骸SNR N103 B在过去的1亿年里与活跃的恒星形成活动有关，并且可能有一个相对年轻和更大质量的祖先。
2009-02-02 astro-ph.SR
Circumstellar dust as a solution to the red supergiant supernova progenitor problem
我们研究了红超巨星问题：质量在16 - 30 M_sun之间的IIP型超新星祖先的明显缺乏。虽然已经观测到质量在这个范围内的红超巨星，但在爆炸前的图像中没有一颗被确定为祖先。我们表明，由于没有考虑到红超巨星风中产生的尘埃所导致的额外灭绝，我们可能低估了最大质量红超巨星在生命结束时的光度。我们估计的初始质量的所有类型IIP祖细胞的观察存在，并分析由此产生的人口。我们发现，IIP型原始恒星的最大质量可能是21^{+2}_{-1} M_sun。这与单星演化模型预测的极限更接近。
2011-12-15 astro-ph.SR
Constraining the spin-down timescale of the white-dwarf progenitors of Type Ia supernovae
Justham（2011）和DiStefano等人（2011）提出Ia型超新星（SN Ia）的白矮星祖先可能必须在爆炸前自旋下降。由于白矮星自旋下降的时间尺度在理论上并不为人所知，我们在这里试图限制它的经验（在这个自旋下降模型的框架内）的祖先系统，包含一个巨大的捐助者，并为circumbinary材料已被检测到爆炸后：我们得到了几个$10^{\rm 7} {\rm yr}$的上限。根据Di Stefano & Kilic（2012）的研究，这意味着现在排除SNR 0509-67.5中存在幸存的伴星还为时过早。
2013-11-01 astro-ph.SR
Optical and Supersoft X-ray Light Curve Models of Classical Nova V2491 Cygni: A New Clue to the Secondary Maximum
天鹅座V2491（Nova Cygni 2008 No.2）在爆发后40天就被Swift XRT探测到是一个短暂的超软X射线源，这表明它是一颗非常巨大的白矮星（WD），接近于克拉塞卡极限。我们提出了一个统一的模型，近红外，光学和X射线光变曲线的V2491 Cyg，并估计，从我们的最佳拟合模型，WD质量为1.3 \pm 0.02 M_ \sun与假设的化学成分的信封，X=0.20，Y= 0.48，X_{CNO} =0.20，X_{Ne} =0.10，Z = 0.02质量重量。我们强烈建议对喷出物进行详细的成分分析，因为WD物质的一些富集表明WD质量不会像RS Oph那样增加，RS Oph是Ia型超新星祖先的候选者。V2491 Cyg和V1493 Aql、V2362 Cyg一样，在光学光变曲线上有一个特殊的次极大值。引入磁活动作为核燃烧的附加能量源，我们提出了次极大值的物理机制。
2009-02-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
A search for Type Ia supernova progenitors: the central stars of the planetary nebulae NGC 2392 and NGC 6026
我们使用光电离模型来评估NGC 2392和NGC 6026中心恒星的双星性质。如果它们是近距离双星，如果总质量超过了克拉塞卡极限，它们就是潜在的Ia型超新星（SN Ia）的祖先。我们发现，NGC 2392的核可能有一个热的，大质量的（\simeq 1 Ms）白矮星的同伴，总质量约为1.6 Ms，使其成为一个特别有趣的系统。NGC 6026的双星质量较小，约为1.1 Ms，虽然它的轨道周期很短，但它并不被认为是超新星Ia的祖先。
2011-09-10 astro-ph.SR
Setting the Stage for Circumstellar Interaction in Core-Collapse Supernovae II: Wave-Driven Mass Loss in Supernova Progenitors
超新星（SNe）与星周物质的相互作用提供了证据，表明在导致核心坍塌的最后几年里，恒星质量会发生剧烈的损失。我们认为，在核心氖燃烧期间和之后，由核心对流激发的内部重力波可以利用核心聚变功率，并将超爱丁顿能量通量输送到恒星包层，潜在地释放高达1个太阳质量的物质。在这项工作中，我们探索的内部条件SN祖使用MESA 1-D恒星演化代码，在寻找那些最容易受到波驱动的质量损失。我们专注于简单的，数量级的考虑适用于广泛的祖细胞。在核心氖和氧融合过程中，波驱动的质量损失优先发生在低质量（<~ 20太阳质量ZAMS）恒星或大质量的亚太阳金属丰度恒星中。在我们所观测到的SN祖先中，大约有20%可以激发出约10^46 - 10^48尔格的能量波，这些波可能在核心坍缩的几个月到十年内导致质量损失。这种能量可以产生一个10^-3 - 1太阳质量的环星环境，在爆炸前达到约100天文单位。我们预测的能量与前SN质量喷射和核心崩溃的时间之间的相关性，最激烈的质量损失优先发生在更接近核心崩溃。在硅燃烧过程中，我们的祖先模型经历了一个大约5天的阶段，波能可以将大约10^-3 - 1太阳质量的恒星包层膨胀到大约10 - 100 s太阳半径。这表明，一些名义上紧凑的SN祖细胞（Ibc型祖细胞）将具有与传统假设显著不同的SN冲击爆发特征。我们讨论了我们的结果对核心塌陷SN机制的影响，来自扩展祖细胞的IIn型SNe，IIb型…
2013-08-27 astro-ph.SR
On Luminous Blue Variables as the Progenitors of Core-Collapse Supernovae, especially Type IIn Supernovae
亮蓝变星（LBV）是非常大质量、明亮、不稳定的恒星，经常爆发。在过去的几年里，这些恒星被认为是一些核心坍缩超新星（SNe）的直接祖先，特别是与恒星演化理论相冲突的I型In SNe。在本文中，我们调查了各种方案，其中LBV星已被建议为SNe的直接祖先。许多这些建议源于SNe似乎在高密度介质中膨胀的事实，这被解释为由具有高质量损失率的风引起的。另一些则是由于感知到SN特性与LBV特性之间的相似性而产生的。只有在SN 2005 gl的情况下，我们才发现LBV样祖细胞的有效可能性。其他场景遇到不同程度的困难。指出LBV是直接的核心坍缩SNe祖先的证据远不能令人信服。高质量损失率往往是通过假设风参数推导出来的，这与结果本身相矛盾。高密度并不一定意味着高的风质量损失率：风冲击扫过周围的介质可能会产生一个高密度的外壳，与低相关的风质量损失率。高密度也可能是由于风团，或由于在SN爆炸成为沃尔夫-拉叶星之前的LBV阶段。一些IIn型SNe似乎更多地表示SN生命中的一个阶段，而不是一类SNe，并且可能来自一种以上类型的祖先。持续几千年或更短时间的沃尔夫-拉叶相可能是II型Ins的更可能的祖先之一，并简要讨论了产生短寿命W-R相的通道。
2010-11-15 astro-ph.SR
A likely candidate of type Ia supernova progenitors: the X-ray pulsating companion of the hot subdwarf HD 49798
HD 49798是一颗贫氢的次矮星O 6，有一颗X射线脉动伴星（RX J0648.0-4418）。这颗X射线脉动伴星是一颗巨大的白矮星。利用Eggleton的恒星演化程序和光学厚风假设，我们发现热亚矮星HD 49798和它的X射线脉动伴星在未来的演化中可能产生Ia型超新星（SN Ia）.这意味着该双星系统可能是Ia型超新星的祖先。我们还讨论了其它WD + He恒星系统（如V445 Pup和KPD 1930+2752）产生Ia型超新星的可能性。
2010-04-23 astro-ph.SR
Irradiation-driven mass transfer for massive companion stars in supersoft X-rays sources
本研究利用MESA代码探究超软X射线源中伴星受X射线辐照的反馈效应，发现周期性辐照会导致伴星膨胀溢出洛希瓣，从而引起质量转移率的周期性增强，这可能是准周期性光学光曲线的起源。
2024-08-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wind-Driven Evolution of White Dwarf Binaries to Type Ia Supernovae
在Ia型超新星（SNe Ia）祖先的单一简并假设中，一颗白矮星快速地从它的伴星吸积富含氢或氦的物质，并表现为一个超软X射线源。这一观点受到了具有非常低质量伴星的超软X射线源的性质以及对附近几个超新星Ia的观测的挑战。已有研究指出，吸积中的白矮星的X射线辐射或星风可以激发星风或剥离伴星的质量，从而显著影响质量传递过程。本文对白矮星双星的风驱动演化进行了详细的计算。我们提出了可能的SN Ia祖细胞的参数空间，并为生存的同伴后SNe。结果表明，与传统的单简并方案相比，Ia超新星的前伴星具有更符合观测的特征。
2013-11-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
A robust model for the origin of optical quasi-periodic variability in supersoft X-ray sources
超软X射线源（SSS）被认为是Ia型超新星的可能祖先。在SSS的光学光变曲线中检测到了准周期性的变化。然而，这种准周期性可观测特征的确切起源仍然是一个谜。在本文中，我们的目标是再现观测到的光学准周期性变化的SSS提出了一个白矮星（WD）吸积模型与超软X射线照射到伴星上造成的周期性质量转移。方法.假设超软X射线照射伴星时，会引起伴星到WD的周期性质量转移，采用周期性锯齿状吸积率，利用MESA模拟WD吸积过程及随后的WD演化。通过与观测到的SSS RX J0513.9 - 6951的光学光变曲线比较，我们发现我们的模型能够再现RX J0513.9 - 6951的光学高、低态之间的准周期跃迁，这是因为周期性的吸积率可以导致WD光球周期性地膨胀和收缩。此外，我们发现在我们的模型中的SSSS的过渡期强烈依赖于吸积WD的质量。WD质量越大，过渡期越短。基于我们的研究结果，我们认为超软X射线照射伴星所引起的周期性质量转移可能是观测到的SSS光学准周期变化的起源。此外，我们的研究结果表明，所观察到的光学过渡期的SSS可能是有用的质量的吸积WD的粗略估计。
2022-08-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
ASASSN-16oh: A nova outburst with no mass ejection -- A new type of supersoft X-ray source in old populations
ASASSN-16 oh是小麦哲伦云场中一个特殊的瞬态超软X射线源。Maccarone等人（2019）得出结论，ASASSN-16 oh是第一颗具有超软X射线的矮新星，起源于白矮星（WD）上的赤道吸积带。Hillman等人（2019）提出了一种热核失控模型，即X射线和$V$ / $I$光子都是从热WD中发射出来的。我们计算了与Hillman等人相同的参数模型。他们发现，他们操纵开/关的质量吸积，和他们的最佳拟合$V$光变曲线是6 mag昏暗，衰减约10倍慢，比ASASSN-16 oh。我们提出了一个由矮新星爆发期间高速率的质量吸积引起的新星模型，即，X射线源自氢燃烧WD的表面，而$V/I$光子来自被照射的磁盘。我们的模型解释了ASASSN-16 oh的主要观测性质。我们还获得了热核失控模型，没有质量喷射的WD质量和质量吸积率，包括自然和强迫新星在低金属环境中的$Z=0.001$和$Z=0.0001$的参数范围很广。它们是一种新型的周期性超软X射线源，没有质量喷射，如果它们有一个大的磁盘，也是一个明亮的瞬态$V$ / $I$带。我们认为这些天体是Ia型超新星祖先的候选者，因为它的质量以非常高的效率$(\sim 100 \%)$增加。
2020-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
A helium nova in the Large Magellanic Cloud -- the faint supersoft X-ray source [HP99]159
本研究针对大麦哲伦云暗弱超软X射线源[HP99]159提出氦新星模型，指出其处于氦新星衰减阶段，符合1.2倍太阳质量白矮星模型，或为LMC首例被确认的氦新星，并探讨了其伴星与Ia型超新星前身星的关联。
2023-07-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova lightCURVE POPulation Synthesis II: Validation against supernovae with an observed progenitor
我们使用的超新星光变曲线人口合成的结果来预测可能的超新星光变曲线的范围所产生的人口的单星祖先，导致IIP型超新星。我们计算了多种不同的初始质量，爆炸能量，镍质量和镍混合模型，然后将其与IIP型超新星进行比较，并提供详细的光变曲线数据和爆炸前成像祖约束。在一个很好的拟合得到的意见，我们能够实现初始的祖和镍质量估计从超新星的光变曲线是可比的精度从祖成像。对于11个IIP超新星中的两个，我们认为我们的拟合很差，这表明在我们的综合中应该包括更多的祖先模型，或者我们的假设，关于恒星质量损失率或恒星演化的快速最后阶段等因素，在某些情况下可能需要重新审视。利用我们的分析结果，我们能够表明，大多数的IIP型超新星的爆炸能量的数量级的log（E_exp/ergs）=50.52+/-0.10和镍的量在超新星和混合的量可能有依赖于初始祖质量。
2019-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supersoft X-ray sources identified with Be binaries in the Magellanic Clouds
我们研究了麦哲伦云中的四个发光超软X射线源（SSS），怀疑它们具有Be光谱型的光学对应物。如果X射线的起源是在一个非常热的大气中，由白矮星（WD）吸积包层中的氢燃烧加热，就像大多数SSS一样，这些物体是近距离双星，具有非常大的WD主星。利用南非大望远镜（SALT）首次获得了与SUZAKU J 0105 -72和XMMU J010147.5-715550相关的两颗候选Be星的光学对应物的光谱，分别是一个瞬变和一个循环SSS，证实了所提出的Be分类和小麦哲伦云成员资格。我们还获得了另外两颗Be星的新光谱，它们被认为是瞬态SSS XMMU J052016.0-692505和MAXI-J 0158 -744的光学对应物。双峰发射线轮廓的光谱，是典型的Be星和目前的特点类似于许多高质量的X射线双星与排泄盘，截断的潮汐相互作用与一个紧凑的对象。大规模WD的存在，偶尔点燃核燃烧，吸积只有在某些轨道或演化阶段，解释了超软X射线耀斑。我们测量了谱线的等效宽度和峰间距离，并研究了显著发射谱线轮廓的变化。排泄盘的大小似乎很小，可能是差动旋转。我们讨论了未来可能的观测结果和这些天体作为一类新的Ia型超新星祖先的相关性。
2018-06-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nebular phase observations of the type-Ib supernova iPTF13bvn favour a binary progenitor
目的。我们提出并分析了晚时间观测的Ib型超新星与可能的前超新星的祖先检测，iPTF 13 bvn，采取在$\sim$ 300天后爆炸，并讨论了这些背景下的约束超新星的祖先。先前的研究提出了两种可能的超新星前身星的性质，即大质量沃尔夫-拉叶星或密近双星系统中的低质量恒星。方法.观测结果表明，该超新星已进入星云相，光谱主要为Mg~I] $λλ$ 4571，[O~I] $λλ$ 6300，6364和[Ca~II] $λλ$ 7291，7324发射线。我们测量了发射线通量，估算了核心氧的质量，并与其他超新星的[O~I]/[Ca~II]线比值进行了比较。结果超新星前身的核心氧质量估计为$\lesssim$ 0.7 M $_\odot$，这意味着最初的前身质量不超过$\sim$ 15 - 17 M $_\odot$。由于推导出的质量太小，不可能使一颗恒星成为沃尔夫-拉叶星，这一结果更支持iPTF 13 bvn的祖星的双星性质。[O~I]/[Ca~II]线比值与其他超新星的比较也表明iPTF 13 bvn似乎与剥离包层和II型超新星的低质量祖先密切相关。
2015-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impact of Axions on the Minimum Mass of Core Collapse Supernova Progenitors
在这项研究中，我们包括在恒星演化模型轴子采用目前最严格的限制，他们的耦合到光子和电子。结果表明，核心坍缩超新星（CCSN）前身星的最小恒星质量上移了近2Mo。这一结果似乎与观测得到的CCSN祖细胞的最小质量存在矛盾。
2017-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ibn supernovae from ultra-stripped supernova progenitors
本研究揭示极剥离超新星前身星在核心坍缩前因剧烈硅燃烧损失质量并形成致密星周物质，导致其爆发被观测为Type Ibn超新星，为这类超新星起源提供新解释。
2025-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Seeking the Progenitors of Type Ia Supernovae
Ia型超新星的祖先系统的性质仍然不清楚。在这篇文章中，我回顾了为回答这个问题而进行的项目以及它们所带来的结果。结论是，到今天为止，我们有合理的猜测，但没有一个被直接观察所证实。
2009-06-15 astro-ph.CO astro-ph.SR
The Disappearance of the Red Supergiant Progenitor of Supernova 2008bk
大质量恒星以壮观的超新星爆炸结束生命。确定祖星是对恒星演化和爆炸模型的检验。在这里，我们展示了超新星SN 2008bk的祖先恒星现在已经消失，这为这是一颗红超巨星的死亡提供了确凿的证据。
2013-10-08 astro-ph.CO astro-ph.SR
The Collapse and Three-Dimensional Explosion of Three-Dimensional, vis à vis One-Dimensional, Massive-star Supernova Progenitor Models
核心坍缩超新星的爆炸结果和诊断敏感地依赖于恒星祖先的性质，但迄今为止，大多数研究都只集中在一维，球对称的大质量恒星祖先。我们提出了一些第一个核心坍缩超新星模拟的三维大质量恒星超新星的祖先，一个12.5-和15-M $_{\odot}$模型，在三维演化从崩溃反弹通过爆炸与辐射流体动力学代码F{ \sc{ornax} }。我们比较使用那些从三维祖细胞的三维模拟的球对称，一维祖细胞相同的质量。我们发现，在大质量恒星演化的最后阶段，三维演化的模型更容易发生爆炸。在这些多维初始模型中产生的湍流作为种子湍流，促进激波复活。对引力波和中微子信号的探测可以揭示反弹前湍流的特征。
2022-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Integral field spectroscopy of supernova explosion sites: constraining mass and metallicity of the progenitors - I. Type Ib and Ic supernovae
利用UH 88/SNIFS和Gemini-N/GMOS获得了邻近星系中11个Ib/c型超新星爆发点的积分场谱。积分场光谱的使用使我们能够获得爆炸现场的空间和光谱信息，允许识别超新星祖星的母恒星星族。母星族的光谱通过强线方法提供金属丰度测定，并通过与简单的恒星星族（SSP）模型比较获得年龄估计。我们采用这些信息作为超新星祖先的金属丰度和年龄，假设它与母恒星星族是同时代的。恒星的年龄与其寿命相对应，从而给出了其初始质量的估计。用这种方法，我们能够确定Ib型和Ic型超新星的祖星的金属丰度和初始（ZAMS）质量。我们发现，平均而言，SN Ic爆炸地点比SN Ib地点更富含金属和更年轻。由母恒星星族年龄得到的原始恒星质量表明，SN Ic比SN Ib有更多质量的原始恒星。此外，我们还发现一些SN祖先的质量小于~25 Msun，这表明它们可能是在一个近距离双星系统中的恒星，通过双星相互作用失去了它们的外层，产生Ib/c超新星，而不是单个的沃尔夫-拉叶星。这些发现支持了目前的建议，即二元和单一的祖通道都在产生Ib/c型超新星。这项工作也证明了积分场光谱学在调查超新星环境和活跃的恒星形成区域的力量。
2013-05-06 astro-ph.CO astro-ph.SR
Investigation of the Progenitors of the Type Ia Supernovae Associated With the LMC Supernova Remnants 0505-67.9 and 0509-68.7
虽然Ia型超新星由于其在宇宙学距离估计中的用途而受到了严格的审查，但我们仍然无法确定整个种群的祖先。虽然已经为某些特定系统提供了答案，但仍然难以找到完整的解决方案。我们观测了大麦云云中的两个超新星遗迹（SNR），SNR 0505-67.9和SNR 0509-68.7，我们已经确定了遗迹的中心和99.73%的包容中心区域，超新星爆发后留下的任何伴星都必须位于该区域。这两个遗迹在其中心附近都有一些潜在的前伴星;所有可能的单和双退化祖先模型仍然适用于这两颗超新星。未来的观察可能能够识别这两种残留物的真正前伴侣。
2015-01-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
On Identifying the Progenitors of Type Ia Supernovae
我们提出了两种新的方法来识别Ia型超新星的主要祖先-单或双简并：（i）如果超新星性质的范围在很大程度上取决于非球对称爆炸的视角范围，那么偏振与另一性质之间的相关性的性质（例如，速度梯度）可用于确定不对称性的几何形状，并因此确定祖细胞的性质，以及（ii）在双简并但不是单简并的情况下，观察到的特性的范围（例如，速度梯度）很可能随着在喷出物中看到的碳的量而增加。
2011-09-06 astro-ph.CO astro-ph.SR
On the Progenitors of Type Ia Supernovae
我们回顾了Ia型超新星的祖系统提出的所有模型，并讨论了每个方案的优点和缺点时，面对的意见。我们表明，所有的情况下遇到至少有几个严重的困难，如果采取代表一个全面的模型，所有Ia型超新星（SNe Ia）的祖先。因此，我们初步得出结论，可能有一个以上的通道导致超新星Ia。虽然单简并的情况（其中一颗白矮星从一颗正常的恒星伴星吸积质量）已经得到了一些详细的研究，但其他情况在得出任何确定的结论之前需要类似的审查。
2018-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor Mass Distribution for 22 Historic Core-Collapse Supernovae
我们推断的祖先质量分布的22个历史核心坍缩超新星（CCSNe）使用贝叶斯分层模型。对于这个推论，我们使用本地恒星形成历史来估计每个超新星（SN）的年龄。这些恒星形成的历史往往表现出多个恒星形成的爆发，我们的模型假设，一个爆发是与SN祖和其他恒星形成的随机爆发。主要的推论是祖先的年龄分布。由于有限的历史SNe和高度不确定的恒星形成在年轻的年龄，我们限制我们的推断的年龄分布的斜率和最大年龄的CCSNe。使用单星演化模型，我们将祖先的年龄分布转化为祖先的质量分布。在这些假设下，CCSNe的最小质量为${M_\textrm{min}}~=~8.60^{+0.37}_{-0.41} \ M_\odot$，祖细胞质量分布的斜率为$α= -2.61^{+1.05}_{-1.18}$。祖细胞质量分布的幂律斜率与标准Salpeter初始质量函数（$α= -2.35$）一致。这些值与以前使用前兆成像和年龄测定技术的估计是一致的，进一步证实了使用SN和超新星遗迹周围的恒星星族是推断祖星质量的可靠方法。
2021-06-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The formation of the stripped envelope type II b Supernova progenitors: Rotation, Metallicity and Overshooting
IIb型超新星被认为起源于核心坍缩的祖先，只保留了非常薄的氢包层。我们的目标是探索一些物理因素，如旋转，金属丰度，过冲，和双星的初始轨道周期，显着影响罗氏瓣溢出和IIb型超新星的形成。发现双星是产生质量小于20 $M_{\odot}$的IIb型超新星前身星的主要通道。IIb型超新星前身的形成对初始轨道周期非常敏感。质量较小的氢表示半径较小，有效温度较高，反之亦然。初始周期在300到720天之间的双星系统产生的IIb型祖先是一颗红超巨星。那些初始周期在50到300天之间的产生黄色的超巨星祖先，而那些初始周期短于50天的产生蓝色的超巨星祖先。快速旋转和较大的超调都能增大碳氧核质量，导致坍缩前核温度升高和密度降低。它们也有利于表层氮的富集，但限制了第一次疏浚的效率。具有低金属丰度的SN IIb祖细胞具有比高金属丰度对应物更小的氢包封质量和半径。超剥离双星模型系统地具有较高的核心质量分数$\rm ^{12}C$，这对IIb型祖先的紧凑性有重要影响。
2022-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Possible detection of the progenitor of the Type II supernova SN2023ixf
通过哈勃太空望远镜的爆炸前成像，探测到SN2023ixf的前身星为红超巨星，初始质量约8-10太阳质量，并存在大量尘埃。
2023-06-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The disappearance of the helium-giant progenitor of the type Ib supernova iPTF13bvn and constraints on its companion
我们报告和讨论超新星iPTF 13 bvn爆炸后的观测。我们发现SN在+740天的亮度低于爆炸前的亮度，从而证实了祖星已经消失。我们估计，后期的亮度仍然是由超新星主导的，这限制了可能的伴星的大小和质量低于约10 Msun。反过来，这意味着祖先的初始质量被限制在10到12 Msun之间的狭窄范围内。iPTF 13 bvn的前身可能是一颗氦巨星，而不是沃尔夫-拉叶星。此外，我们认为，2016年获得的足够深的观测现在有机会直接观测伴星。
2016-04-18 astro-ph.HE 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
A database of spectral energy distributions of progenitors of core-collapse supernovae
本文介绍了一个数据库的光谱和光度光谱能量分布（spec-SED和photo-SED）的祖先的核心坍缩超新星（CCSNe）。双星和单星祖先都包括在数据库中。该数据库包括初始金属丰度（$Z$）范围0.0001- 0.03，质量范围8- 25 \dsm{}，二元质量比范围0- 1，轨道周期范围0.1- 10000天。数据库中包括单星和双星CCSN祖星的低分辨率光谱SED和光SED。这些数据可用于研究基本参数，例如，CCSN祖细胞的金属丰度、年龄、初始和最终质量。该方法也可用于研究不同因素对CCSN祖细胞参数测定的影响。利用该数据库拟合双星CCSN祖星的SED时，建议事先确定其金属丰度和轨道周期，而对单星祖星则不需要。
2021-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The death of massive stars - II. Observational constraints on the progenitors of type Ibc supernovae
许多II型核心坍缩超新星的祖先现在已经在发现前的成像中被直接识别出来。在这里，我们提出了一个广泛的搜索Ibc型超新星的祖先在所有可用的发现前的图像自1998年以来。有12个Ibc型超新星在深地面或哈勃太空望远镜的档案成像中都没有探测到祖先。最深的绝对BVR星等极限在-4和-5之间。我们比较这些限制与观察到的沃尔夫-拉叶人口在大麦云云，并估计有16%的概率，我们没有发现这样的祖先的机会。或者，祖先在核心崩溃之前就已经进化得很好了，或者我们低估了祖先的灭绝。回顾Ibc SNe的光变曲线模型的相对速率和喷出物质量估计，我们发现两者都与初始质量> 25 Msun的沃尔夫-拉叶星不相容。我们提出了适合这些观测约束的二元演化模型。初始质量小于20 Msun的双星在双星相互作用中失去氢包层，变成低质量氦星。它们保留着低质量的氢包层，直到核心坍缩前约10，000年;因此，星系类似物难以识别也就不足为奇了。
2013-08-23 astro-ph.CO astro-ph.SR
Possible binary progenitors for the type Ib supernova iPTF13bvn
Cao等人（2013年）首次报告了Ib型超新星iPTF 13 bvn的可能祖先探测。我们发现，祖事实上是明亮的，比以前报道的幅度约0.7至0.2等，在更蓝的过滤器有更大的误差。我们将我们的新星等与我们的大型二元演化模型进行比较，发现许多初始质量在10至20 M（太阳）范围内的二元模型与这种新的光度学和分析超新星所提出的其他约束相匹配。此外，这些较低质量的恒星在模型演化结束时保留了更多的氦，这表明它们很可能被观测为Ib型超新星，而不是它们更大质量的沃尔夫-拉叶超新星。我们能够排除典型的沃尔夫-拉叶模型作为祖先，因为它们的喷出物质量太高，它们不符合观测到的SED，除非它们有一个大质量的伴星，这是在超新星位置观测到的源。因此，只有对该位置的后期观测才能真正确认其前身是否是一颗氦巨星，而不是沃尔夫-拉叶星。
2014-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Synthetic observables for electron-capture supernovae and low-mass core collapse supernovae
质量在8到10个太阳质量之间的恒星预计会产生两种类型的超新星（SNe），电子捕获超新星（ECSNe）或核心坍缩超新星（CCSNe），这取决于它们以前的演化。任何一个相关联的祖保留扩展和大量的富氢信封，这些SNe的可观测性，因此，预计是相似的。在这项研究中，我们探讨了这两种类型的SNe的差异。具体来说，我们调查了三种不同的祖模型：一个太阳金属丰度ECSN祖与8.8太阳质量的初始质量，一个零金属丰度祖与9.6太阳质量，和一个太阳金属丰度祖与9太阳质量，进行辐射转移模拟这些祖。我们提出了这些模型的光变曲线。这些模型表现出非常低的光球速度变化约2000公里/秒，因此，这可能是一个方便的指示低质量SNe。ECSN在宽波段有非常独特的光变曲线，特别是U波段，与目前观察到的SN不相似。这个ECSN祖先是双星的一部分，将失去它的包络，因此光变曲线变得很短，无法检测。来自9.6太阳质量祖先的SN也表现出相当不寻常的光变曲线，这可以解释为初始成分中没有金属。人工铁污染的9.6太阳质量模型表明光变曲线更接近正常的SNe IIP。来自9个太阳质量祖先的SN仍然是所谓的低光度SNe IIP的最佳候选者，如SN 1999 br和SN 2005 cs。
2021-02-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass-loss histories of Type IIn supernova progenitors within decades before their explosion
我们提出的IIn型超新星的祖先在几十年内，他们的爆炸前的质量损失特性的系统研究结果。本文应用解析光变曲线模型对11个Ⅰ_n型超新星的辐射热光变曲线进行了计算，导出了星周介质的性质。我们重建的质量损失历史的基础上估计的星周介质的属性。估算的质量损失率大多高于1 e-3 Msun/yr，与其它方法得到的结果一致。在爆炸前的几十年内，质量损失率经常很高。这表明存在某种机制来维持IIn型超新星祖先的高质量损失率至少在爆炸前几十年。因此，在一些IIn型超新星祖先中观察到的较短的爆发性质量损失事件并不总是造成其致密的星周介质。此外，我们发现，IIn型超新星的祖先可能倾向于增加他们的质量损失率，因为他们接近爆炸的时间。我们还展示了我们的分析预测和数值结果之间的详细比较。
2014-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Testing Progenitor Models Using the Late-Time Light Curve of Supernova 1992A
Ia型超新星光变曲线的主要放射性能量源预计将在非常晚的时期从$^{56}$ Co衰变到$^{57}$ Co。我们使用爆炸后900多天获得的SN 1992 A的档案HST图像来限制其钴同位素丰度比，并将其与经过充分研究的事件SN 2011 fe进行比较。我们确认了arXiv发现的$0.026\pm 0.004$的SN 2011 fe的$^{57}$ Co / $^{56}$ Co比：1608.01155，与“双简并”祖先情况一致。对于SN 1992 A，我们发现了$0.034\pm 0.010$的比值，但较大的不确定性使我们无法区分祖细胞模型
2020-11-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
How much hydrogen is in Type Ib and IIb supernova progenitors?
核心坍缩的超新星只有很少或没有氢（分别用IIb型和Ib型表示），是大质量恒星失去部分或大部分外层的爆炸。它们如何失去质量尚不清楚，但可能涉及二元相互作用。到目前为止，在爆炸前的成像中已经确定了七个这样的超新星的祖先（五个是IIb型事件，两个是Ib型事件）。在这里，我们发展详细的二进制恒星演化模型，以更好地了解这些祖先的性质。我们发现，在爆炸时留在信封中的氢的量很大程度上取决于后相互作用的质量损失率。剩余的氢反过来又以非平凡的方式强烈影响祖先的性质，如温度和光球半径。再加上前体数据中的消光和距离不确定性，很难从爆炸前成像中推断出准确的前体氢质量。我们量化了这种不确定性，并发现现有的数据是一致的，提出的Ib-IIb型氢质量阈值约为0.033 Msun，这意味着即使是Ib型祖先不是纯氦星。这些结果缓解了SN 2019 yvr的Ib型分类与其候选祖先属性之间的紧张关系。我们还估计了幸存的2019 yvr祖先伴星的亮度，这可能会在未来的观测中被发现。
2022-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Progenitor and Supernova of the SN 2002cx-like Supernova 2008ge
我们对超新星2008 ge进行了观测，它在光谱上与奇特的SN 2002 cx相似，它的爆炸前位置表明它的祖先可能是一颗白矮星。NGC 1527是SN 2008 ge的宿主星系，是一个S 0星系，没有恒星形成或大质量恒星的证据。天体测量匹配SN 2008 ge的后期成像到爆炸前的HST成像，我们限制了祖星的光度。由于SN 2008 ge的光谱中没有氢或氦的迹象，它的前身在爆炸前一定已经失去了外层，这就要求它是一颗白矮星、沃尔夫-拉叶星或双星系统中质量较低的恒星。对宿主星系的观测显示，在SN位置或其他任何地方都没有个别大质量恒星、星团或H II区的迹象，这使得沃尔夫-拉叶祖先不太可能存在。SN 2008 ge的后期光谱显示出强[Fe II]线，与同类其他成员相比，具有较大的速度宽度。这些以前看不见的特征表明，SN喷出物中有大量是Fe（推测是SN中产生的56 Ni放射性衰变的结果），进一步支持热核爆炸。将SN 2008 ge的观测结果与SN类中其他天体的观测结果相比较，我们认为其前身极有可能是一颗白矮星。
2010-09-05 astro-ph.CO astro-ph.SR
The lowest metallicity type II supernova from the highest mass red-supergiant progenitor
红超巨星已经被证实是大多数富氢II型超新星的祖先。然而，虽然这些恒星的质量大于25 M $_\odot$，但探测到大于18 M $_\odot$的祖先仍然难以捉摸。红超巨星也有望在所有金属丰度下形成，但从低金属丰度祖先爆发的发现很少。在这里，我们报告的II型超新星，SN 2015 bs的观测，我们推断的祖先金属丰度$\leq$ 0.1 Z $_\odot$通过比较光球相光谱模型，和零年龄主序列质量17- 25 M $_\odot$通过比较星云相光谱模型。SN 2015 bs显示出正常的“平台”光变曲线形态和典型的光谱特性，暗示着它是一颗红超巨星的前身。这是第一个这样的高质量祖先的“正常”II型超新星的例子，表明高质量红超巨星爆炸和低金属量祖先之间的联系。
2018-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Immediate dense circumstellar environment of supernova progenitors caused by wind acceleration: its effect on supernova light curves
IIP型超新星的前身通常被致密的星周介质所包围，这可能是由于前身在爆炸前不久的质量损失增强。以前的光变曲线研究表明，质量损失率提高到约0.1 Msun/年，假设风速恒定。然而，在恒星附近的星周介质的密度可以远高于以前推断的一个给定的质量损失率，如果考虑到风的加速度。以SN 2013 fs为例，我们发现风加速度对从IIP型超新星早期光变曲线估算质量损失率有很大的影响。我们进行数值计算的超新星喷出物和拱星介质之间的相互作用，具有恒定的质量损失率，但与β法风速剖面。我们发现，SN 2013 fs的前身的质量损失率在爆炸前不久，这是推断为~ 0.1 Msun/yr的恒定风速为10 km/s的光变曲线模型，可以低至~ 1 e-3 Msun/yr的相同的终端风速为10 km/s，但风速剖面β ~ 5。在这两种情况下，星周介质的质量是相似的（~ 0.5 Msun）。因此，在我们的解释中，祖先的质量损失增加的开始是在爆炸前100年左右，而不是几年。我们的结果表明，II型超新星祖先的直接致密环境可能会受到风加速的显著影响。
2017-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the nature and detectability of Type Ib/c supernova progenitors
许多II型超新星的祖先已经被观测确认，但对Ibc型超新星（SN Ibc）祖先的搜寻迄今为止还没有成功，尽管人们期望它们是明亮的沃尔夫-拉叶星（WR）。我们研究了大质量氦星的演化如何影响它们的视觉外观，并讨论了SN Ibc祖先的可探测性的影响。大质量WR星通过星风质量损失迅速失去氦包层，当其有效温度（与流体静力表面相关）超过150 kK时，它们的生命结束。在超新星爆发前阶段，它们的表面性质类似于WO亚型的热银河系WR星。与银河系WR星（Mv < -4）相比，尽管它们的热光度（log L/Lsun = 5.6 ~ 5.7）很高，但它们的窄波段视星等Mv = -1.5 ~-2.5，在视觉上是暗淡的。相比之下，相对低质量的氦星保留了厚厚的氦包层，在光学波段看起来相当明亮，这取决于最终的质量和在演化后期的包层膨胀历史。我们的结论是，SNE IBC观测到目前为止还没有提供强有力的约束祖先测辐射热光度和质量，即使最深的搜索。我们还认为，在任何光学图像中，识别Ic祖细胞比识别Ib祖细胞更具挑战性。
2012-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Progenitors of Core-Collapse Supernovae
理论认为，一颗初始质量约为太阳质量8倍至140倍的恒星，其铁核会发生灾难性的引力坍缩，最终形成中子星或黑洞。这种核心坍缩过程通常被认为伴随着恒星外壳的喷射，成为超新星。这一既定理论现在正在通过观测进行验证，超过30颗核心坍缩超新星的祖先恒星的性质已经通过检查爆炸前拍摄的高分辨率图像直接测量。在这里，我回顾了从这些研究中学到的东西，并简要地探讨了对恒星演化理论的潜在影响，“失败的超新星”的存在，以及我们对核心坍缩爆炸机制的理解。
2010-10-31 astro-ph.CO astro-ph.SR
Binary progenitor systems for Type Ic supernovae
本文通过比较II型与Ic型超新星所处环境的分子气体密度，推断Ic型超新星前身星大多经历双星相互作用，而非单一极高质量恒星坍缩，为改进宇宙学模拟中的反馈与化学混合提供了依据。
2024-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors of early-time interacting supernovae
我们使用辐射转移程序CMFGEN计算了一组广泛的超新星与星周物质相互作用的早期光谱。我们的模型适用于从爆炸后1天到几天观察到的事件。使用这些模型，我们约束的祖先和爆炸性能的样本17个观察到的相互作用的超新星在早期。由于大质量恒星有很强的质量损失，这些光谱提供了关于超新星祖先的有价值的信息，如质量损失率，风速和表面丰度。我们发现，这些事件跨越了广泛的爆炸和祖属性，表现出超新星的亮度在1E8至1E12 Lsun范围内，温度从10000至60000 K，祖质量损失率从几个1E-4高达1 Msun/年，风速从100至800公里/秒，表面丰度从太阳到H-耗尽。我们的研究结果表明，与大质量恒星在其馀的生命周期中所表现出的质量损失相比，许多与星周物质相互作用的超新星祖先在爆炸前显着增加了质量损失。我们还推断缺乏表面丰度和质量损失率之间的相关性。这可能指向爆炸前的质量损失机制与恒星质量无关。我们发现，这些事件中的大多数具有hoc处理的表面丰度。在单星的情况下，这表明倾向于高质量的RSG作为相互作用的SNe的祖先，而双星演化可能会影响这一结论。我们的模型是公开的，并随时适用于分析正在进行的和未来的大规模调查，如Zwicky瞬态工厂的结果。
2020-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
