The 1999aa-like Type Ia Supernova iPTF14bdn in the Ultraviolet and Optical
本文介绍了1999年类aa超新星iPTF 14 bdn的紫外和光学光度学和光谱。紫外数据是使用雨燕紫外/光学望远镜（UVOT）观测的，构成了1999 aa类SN的第一个紫外光谱系列。根据光度测定法，我们在早于$-5$天的时期测量$Δm_{15}({\it B})\,=\,0.84 \pm0.05$ mag和蓝色UV颜色。光谱表明，早期的蓝色是$2800 - 3200 \,Å~$之间的吸收比正常Ia型超新星中的吸收少的结果。使用模型光谱拟合的数据在$-10 $和$+10 $天，我们确定了这个光谱特征的起源是一个温度效应，其中双电离铁族元素创建一个不透明的“窗口”。我们确定，高温和大量的铁族元素在早期时代的检测意味着混合到SN喷出物的外层的高Ni质量。我们还确定了来源的I-波段的第二个最大的iPTF 14 bdn的Fe III到Fe II的衰变，是在正常的超新星Ia。
2015-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ultraviolet Line Identifications and Spectral Formation Near Max-Light in Type Ia Supernovae 2011fe
我们提出了近最大光HST观测SN 2011 fe使用合成光谱产生的SYNOW和$\texttt{PHOENIX}$的紫外线识别。我们发现光谱主要由铁族元素Fe，Co和Ni的混合物（正如预期的那样，由于这些元素在紫外线中的重线覆盖），并首次在超新星光谱中识别出C IV和Si IV的线。我们还发现，经典的延迟爆轰模型的Ia型超新星是能够准确地再现在紫外线的SN 2011 fe的流量水平。进一步的分析表明，photionization边缘功能的形成中发挥了重要的作用，在远紫外线，并在喷出物的外层的温度变化显着改变Fe III/Fe II的比例产生大的通量变化在远紫外线和中紫外线功能的速度变化。SN 2011 fe是观测到的最好的核心正常的Ia型超新星，因此对其紫外光谱的分析显示了紫外光谱在区分不同金属性和Ia型超新星的祖先场景方面的能力，因为紫外探测Ia型超新星的最外层，这对金属性和祖先变化最敏感。
2020-08-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
An ultraviolet excess in the superluminous supernova Gaia16apd reveals a powerful central engine
自从在过去十年中发现超亮超新星（SLSNe）以来，人们已经知道这些事件比其他超新星亚型表现出更蓝的光谱能量分布，在紫外线中有显着的输出。然而，事件Gaia 16 apd似乎比其他SLSNe在静止帧波长低于$\sim 3000$ λ时更亮。Yan等人（2016）最近提出了HST UV光谱，并将UV通量归因于低金属含量，因此减少了线覆盖。在这里，我们提出了一个较长的基线时间的紫外线和光学光变曲线，揭示了一个快速下降的紫外波长，尽管一个典型的光学演变。结合我们自己的光学数据公布的紫外光谱，我们表明，Gaia 16 apd有一个更热的连续比几乎任何SLSN在最大的光，但它冷却迅速之后，是无法区分的$\sim 10$ -15天后，从其他。比较与其他事件的紫外吸收线的等效宽度，我们表明，多余的紫外连续是一个更强大的中央电源的结果，而不是缺乏紫外吸收相对于其他SLSNe或与周围介质相互作用的额外组件。这些发现有力地支持了贫氢SLSNe的中央发动机假说。爆发喷射出$M_{\rm ej} = 4 (0.2/κ)$ M $_\odot$，其中$κ$是以cm $^2$ g $^{-1}$为单位的不透明度，并形成自旋周期为$P=2$ ms和$B=2\times10^{14}$ G（低于具有可比上升时间的其他SLSNe）的磁星，可以一致地解释光变曲线演化和峰值高温。宿主金属丰度$Z=0.18$ Z $_\o…
2017-01-20 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Ultraviolet Diversity of Type Ia Supernovae
对Ia型超新星（SNe Ia）的紫外线（UV）观测探测了爆炸的最外层，预计SNe Ia的UV光谱对祖先组成和爆炸细节的差异非常敏感。在这里，我们提出了第一个高信噪比超新星Ia光谱的样本，扩展到2900 A的蓝向研究。我们关注的是在最大亮度的5天内拍摄的光谱。我们的十个超新星Ia样本跨越了超新星Ia光学多样性的大部分参数空间。我们发现，超新星Ia有显着更多的多样性，在紫外线比在光学，光谱方差继续增加，随着波长的减小，直到至少1800 A（我们的数据的限制）。大部分的紫外线的变化与光学光变曲线的形状，而光谱形状和喷出物的速度或宿主星系的形态之间没有明显的和独特的相关性。使用光变曲线的形状作为主要变量，我们创建了一个紫外光谱模型的超新星Ia在峰值亮度。有了这个模型，我们可以研究单个SNe相对于仅基于其光变曲线形状的预期如何变化。这样做，我们确认了SN 2011 fe在短波长处的过量通量，与其具有太阳下金属丰度的祖先一致。虽然大多数其他的Ia型超新星与模型没有太大的偏差，但ASASSN-14 lp在短波长处的通量不足，这表明它的祖先相对富含金属。
2016-04-04 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Theoretical Clues to the Ultraviolet Diversity of Type Ia Supernovae
金属丰度对Ia型超新星（SNe Ia）观测光的影响可能导致系统误差，因为比较本地和遥远的SNe Ia的绝对星等来测量光度距离和确定宇宙学参数。紫外线可能对金属丰度特别敏感，尽管不同的建模方法在幅度、波长依赖性甚至影响的符号方面存在分歧。外层的密度结构^56 Ni和较小程度的非球面性也会影响紫外线。我们计算合成光度的各种金属依赖模型和比较紫外/光学光度从雨燕紫外/光学望远镜。我们发现，在中紫外线到近紫外线的颜色的散射是大于预测的金属丰度的变化单独，是不一致的变红。我们表明，最近采用的方法来确定相对丰度使用紫外光谱可以使用UVOT光度法，但我们警告说，准确的结果需要一个准确的模型的变化的原因。丰富的紫外光度法，现在应该提供的模型，通常依赖于紫外光谱约束金属，密度和其他参数的约束。然而，仍然需要各种SN爆炸的紫外光谱来指导精确模型的创建。更好地理解影响紫外线的影响对于使用SNe Ia作为宇宙学探针是重要的，因为紫外线可以测试SNe Ia是否受到进化效应的显著影响。
2015-04-20 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Hubble Space Telescope studies of low-redshift Type Ia supernovae: Evolution with redshift and ultraviolet spectral trends
本文分析了用哈勃太空望远镜（HST）获得的32颗低红移（0.001<z<0.08）Ia型超新星（SNe Ia）的最大光近紫外（NUV; 2900-5500 A）光谱。我们将此光谱样品与机器人望远镜获得的高质量gri光变曲线相结合，以测量光度参数，如拉伸，光学颜色和亮度。通过将我们的数据与中等z（0.4<z<0.9）的超新星Ia的可比样本进行比较，我们检测到适度的光谱演化（3-sigma），在这个意义上，我们的平均低z NUV光谱与其中等z对应物相比具有降低的通量。我们还看到，随着波长的减小，平均值的色散大大增加，这证实了早期调查的结果。这些趋势与现代超新星Ia光谱模型预测的金属丰度变化一致。我们还研究了各种NUV光谱诊断在个别光谱的属性。我们发现拉伸和速度（或位置）的许多NUV光谱特征之间的一般相关性。特别是，我们观察到，更高的拉伸SNe有更大的钙II H&K速度，这也与宿主星系恒星质量。后一种趋势可能是由拉伸和恒星质量之间的良好相关性驱动的。我们没有发现紫外光谱特征和光学颜色之间的趋势。根据SN是否具有正或负哈勃残差构建的平均光谱在NUV波长处显示出非常小的差异，这表明我们识别的NUV演化和变化与哈勃残差不直接相关。我们的工作证实并加强了早先关于超新星Ia在NUV光谱区的复杂行为的结论，但表明我们发现的相关性在约束祖先模型方面比改进超新星Ia作为宇宙学探测器的使用更有用。
2012-08-11 astro-ph.CO astro-ph.SR
The chemistry of population III supernova ejecta: II - The nucleation of molecular clusters as a diagnostic for dust in the early universe
我们研究形成的分子前体尘埃在第三星族超新星喷出物使用化学动力学方法。我们的工作重点是零金属丰度20 Msun和170 Msun的祖先，我们认为完全宏观混合和未混合喷出物。用一个新的化学反应网络描述了小分子硅、金属氧化物和硫化物、纯金属和碳团簇的成核阶段。我们考虑的临界成核率的压力依赖性的影响，并测试微观混合的He+对碳尘形成的影响。170 Msun的超新星前身的未混合喷出物合成了约5.6 Msun的小星团，而20 Msun的对应物产生了约0.103 Msun。我们的研究结果指出，在喷出物中形成的尘埃量较少。III超新星的系数~ 5相比，由以前的研究得出的值，并不同的尘埃化学成分。这种偏差是由于一些错误的假设，不恰当地使用经典的成核理论来模拟尘埃的形成，以及忽略了超新星喷出物中分子的合成。大质量的Pop. III超新星的未混合喷出物主要形成二氧化硅和/或硅酸盐，以及纯硅颗粒，而它们的低质量对应物则形成以二氧化硅和/或硅酸盐为主的尘埃混合物，纯硅和铁硫化物。无定形碳只能在富碳区缺乏He+的喷出物中凝聚。第一次尘埃富集的原始气体在早期宇宙从Pop. III大质量超新星主要包括纯硅，二氧化硅和硅酸盐。如果碳尘存在于红移z> 6处，则必须考虑其他尘埃源。
2010-02-16 astro-ph.CO astro-ph.SR
Early excess emission in Type Ia supernovae from the interaction between supernova ejecta and their circumstellar wind
研究了Ia型超新星抛射物与星周风相互作用对测光性质的影响，发现特定质量损失率下CSM相互作用会导致光学和紫外波段的早期超量发射及颜色演化。
2023-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2022acko: the First Early Far-Ultraviolet Spectra of a Type IIP Supernova
本研究获取了首例IIP型超新星SN 2022acko的早期远紫外光谱，通过CMFGEN建模匹配低质量红超巨星爆炸场景，结合光学数据揭示了紫外流量演化特征，拓展了对II型超新星早期性质的认知。
2023-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Shock Breakout and Early Light Curves of Type II-P Supernovae Observed with Kepler
我们在开普勒场中发现了两个瞬态事件，其光变曲线强烈表明它们是II-P型超新星。利用开普勒观测的快节奏，我们精确地估计KSN 2011 a和KSN 2011 d的上升时间分别为10.5 $\pm 0.4$和13.3 $\pm 0.4$休息帧天。根据理想化的分析模型拟合，我们发现KSN 2011 a（280 $\pm 20$ R $_\odot$）的祖半径明显小于KSN 2011 d（490 $\pm 20$ R $_\odot$），但两者具有相似的爆炸能量2.0 $\pm 0.3\times 10^{51}$ erg。KSN 2011 d的上升光变曲线与爆炸红超巨星（RSG）的简单模型预测的非常匹配。然而，KSN 2011 a的早期上升速度比模型预测的要快，这可能是由于超新星冲击波进入了预先存在的风或RSG的质量损失。RSG的质量损失率为$10^{-4}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$，可以解释快速上升，而不影响最大光下的光通量或最大光后曲线的形状。在KSN 2011 a中没有看到激波爆发发射，但这可能是由于快速上升的光变曲线中怀疑的星周相互作用。KSN 2011 d的早期光变曲线确实显示了与模型预测的冲击爆发一致的过量排放。这是第一次光学探测到II-P型超新星的冲击爆发。
2016-03-17 astro-ph.CO astro-ph.SR
Early ultraviolet signatures from the interaction of Type Ia supernova ejecta with a stellar companion
Ia型SNe的祖先尚未完全了解。两个主要的祖先场景是单退化（SD）场景和双退化场景。在SD的情况下，超新星Ia喷出物与其伴星的碰撞，预计将产生可检测的紫外线（UV）发射在SN爆炸后的头几天在某些视角。最近，Cao等人在一个类似SN 2002 es的奇特SN Ia iPTF 14 atg中探测到了强烈的紫外闪光，这被解释为早期的紫外信号的证据，由于SN喷出物与其伴星相互作用，支持SD的情况。在本文中，我们提出了预期的光度分布所产生的早期紫外辐射从超新星Ia喷射物的同伴相互作用进行二进制人口合成计算不同的祖系统在SD的情况下。我们的理论预测将有助于未来对Ia超新星的早期观测，以限制其可能的祖先。假设观测到的iPTF 14 atg的强紫外脉冲确实是由SN喷射物-伴星相互作用产生的，我们的星群合成模型表明iPTF 14 atg的祖先系统很可能是一个红巨星施主双星系统，而不太可能是主序星或氦星施主系统。
2015-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
The shocking transit of WASP-12b: Modelling the observed early ingress in the near ultraviolet
WASP-12 b的近紫外观测显示，它比光学凌日光变曲线更早进入大气层。这被解释为由于存在磁层弓形激波，当行星和恒星物质的相对速度为超音速时形成。我们的目标是重现这种观察到的早期入口模拟恒星风（或日冕等离子体），以获得在行星轨道半径的材料的速度和密度。由此我们确定了激波的方向和它后面的压缩等离子体的密度。用这个模型对行星周围的密度结构进行了Monte Carlo辐射传输模拟，模拟了WASP-12 b在有和没有弓形激波的情况下的近紫外凌日。我们发现，我们可以再现过境光变曲线与广泛的等离子体温度，冲击几何形状和光学深度。我们的研究结果支持的假设，弓形激波可以解释所观察到的早期进入。
2011-06-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Optical and Ultraviolet Observations of A Low-Velocity Type II-Plateau Supernova 2013am in M65
本文介绍了对邻近旋涡星系M65中的II型坪超新星（SN IIP）2013 am的光学和紫外观测结果。早期光谱的特征是相对狭窄的P-Cygni特征，喷出物速度远低于正常SNe IIP中观察到的速度（即，$\sim$ 2000 km s $^{-1}$ vs. $\sim$ 5000 km $^{-1}$（在平台阶段中间）。此外，在SN 2013 am中也在相对较早的阶段检测到显著的Ca II吸收。这些光谱特征让人想起低速低光度的SN IIP 2005 cs。然而，SN 2013 am表现出不同的光度特性，与SN 2005 cs相比，它具有更短的平台期和更明亮的光变曲线尾部。采用$R_{V}$ =3.1和从光度法和光谱法得出的总红化平均值（即，$E(B-V)=0.55\pm$ 0.19 mag），我们发现SN 2013 am可能已经达到了绝对的$V$带峰值震级为$-15.83\pm0.71$ mag，并在爆炸中产生了质量为0.016 ^{+0.010}_{-0.006}太阳质量的$^{56}$ Ni。这些参数与SN 2008 in和SN 2009 N的参数接近，SN 2008 in和SN 2009 N被认为是连接微弱SNe IIP和正常SNe IIP的“间隙填充物”。这表明一些低速SNe IIP可能不一定来自低能爆炸，低膨胀速度可能是由于祖星的金属丰度较低，爆炸中喷出的包层质量较大，或…
2014-09-25 astro-ph.SR
Far-Ultraviolet to Near-Infrared Spectroscopy of A Nearby Hydrogen Poor Superluminous Supernova Gaia16apd
本文报道了贫氢超亮超新星Gaia 16 apd的第一个最大光远紫外-近红外光谱（1000 A- 1.62um，其余）。在z=0.1018时，它是距离太阳最近且紫外线亮度最高的事件之一，在雨燕紫外线波段（1928 A）的-11天前达到17.4（AB）等。假设是指数形式，我们推导出上升时间为33天，峰值辐射热光度为3 × 10 ^{44}尔格^-1。在最大光照下，估计光球温度和速度分别为17，000 K和14，000 km ^-1。推断的辐射能和动能约为1x 10 ^{51}和2x 10 ^{52}尔格。Gaia 16 apd是非常紫外发光的，在1000 - 2500 A下发出其总光度的50%。与已被充分研究的SN 1992 A（Ia）、SN 2011 fe（Ia）、SN 1999 em（IIP）和SN 1993 J（IIb）的紫外光谱（在3100 A处归一化）相比，它具有多个数量级的远紫外发射。这种过剩被解释为主要是由于较弱的金属线覆盖，由于低得多的丰富的铁族元素在外部喷出物。由于这些元素要么来自恒星的出生金属丰度，要么是新产生的，我们的观测提供了直接证据，表明这些新合成的材料，包括56 Ni，很少混合到外部喷出物中，并且祖先金属丰度可能是太阳下的。这不利于氦核质量>= 90 Msun的对不稳定超新星（PISN）模型，其中产生大量的56 Ni材料。较高的光球温度的Gaia 16 ap…
2017-04-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ultraviolet Observations of Super-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernova Candidates with Swift UVOT
在Ia型超新星（SNe~Ia）中，存在着一类过亮天体，它们的喷出物质量被推断为大于经典的克拉塞卡质量。我们提出并讨论了紫外/光学光度的光变曲线，颜色，绝对星等，和光谱的三个候选人的超拉塞卡质量SNe-2009dc，2011aa，和2012dn-观察与斯威夫特紫外/光学望远镜。Ia型超新星的光变曲线位于宽端，SN~2011aa的光变曲线是有史以来观测到的最宽的光变曲线。我们发现这三个超新星都有非常蓝的颜色，这可能提供了一种从宇宙学分析中排除这些过度发光的SNe的方法，尽管它们与最蓝的"正常" SNe Ia有一些重叠。这三颗超新星的紫外绝对星等都比正常的和宽的Ia型超新星过亮，但2011 aa和2012 dn的光学光度并不比正常的Ia型超新星过亮。SNe 2011 aa和2012 dn在UVOT范围（1600 - 6000埃）的积分亮度曲线只有SN~2009 dc的一半亮，这意味着56 Ni产额较小。虽然不足以强烈影响辐射热通量，但早期的中紫外线通量在早期做出了重大贡献。SNe 2009dc和2012dn的中紫外光谱中的强光谱特征表明，更高的温度和更低的不透明度是紫外线过量的原因，而不是来自激波相互作用的热的、光滑的黑体。需要进一步的工作来确定SNe 2011aa和2012dn的喷出物和56Ni质量，并充分解释它们的高紫外光度。
2014-04-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
No evidence for an early seventeenth-century Indian sighting of Keplers supernova (SN1604)
在最近的一篇论文中，Sule et al.（Astronomical Notes，vol. 332（2011），655）认为，17世纪早期印度的一幅带有龙头尾巴的人马座壁画表明，印度天文学家也看到了1604年的明亮超新星。在本文中，它将表明，这种识别是基于传统的伊斯兰占星术图像的误解，并声称壁画代表了17世纪早期的印度目击超新星的1604年必须被拒绝。
2012-11-02 astro-ph.SR physics.hist-ph
Ultraviolet Detection of the Binary Companion to the Type IIb SN 2001ig
我们目前的HST/WFC 3紫外成像在F275 W和F336 W波段的IIb型SN 2001 ig在年龄超过14岁。一个明确的点源被检测到在现场的爆炸有$m_{\rm F275W}=25.39 \pm 0.10$和$m_{\rm F336W}=25.88 \pm 0.13$马格。尽管弱约束的距离上的宿主星系NGC 7424和视线变红的超新星，这个源相匹配的早期B型主序星有$19,000 < T_{\rm eff} < 22,000$ K和$\log (L_{\rm bol}/L_{\odot})=3.92 \pm 0.14$的特点。一个BPASS v2.1的二进制演化模型，与13 M $_{\odot}$和9 M $_{\odot}$的主要和次要的质量分别，被发现同时类似于在赫兹斯普朗-罗素图中的观察到的位置，这幸存的同伴，和其他IIb型超新星的主要恒星演化终点。这同一模型表现出高度可变的后期质量损失，从无线电光变曲线的行为预期。双子座/GMOS光谱在6年的年龄揭示了一个狭窄的He II发射线，在大半径的祖先与致密的星周介质的持续相互作用的指示。我们回顾我们的研究结果SN 2001 ig的背景下，剥离信封超新星的二进制演化通道。由于其在紫外线环境中的不拥挤性质，SN 2001 ig的这项研究是迄今为止对IIb型超新星幸存的双星伴星的最干净的探测之一。
2018-01-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Precursors of Supernovae from Mass Eruption: Prospects for Early Warning of Nearby Core-collapse Supernovae
最近对大部分II型超新星的观测显示，在非常接近原始恒星的地方有致密的星周介质（CSM）的痕迹。如果这个CSM是在核心坍缩前几个月由爆发性质量损失产生的，那么爆发本身可能是一个前兆，有助于作为不久的将来超新星的早期预警。利用基于开放源代码CHIPS的辐射流体动力学模拟，我们从理论上模拟了一颗红超巨星的质量爆发辐射。我们发现，对于中等质量的爆发，光度通常在$10^{39}$ erg s $^{-1}$的数量级上，可以持续数百天，直到恒星爆炸，并且主要在红外线（峰值附近从-9到-11等）明亮。我们讨论的观测策略，找到这些签名从银河系和本地II型超新星。
2023-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Near-Ultraviolet Luminosity Function of Young, Early M-Type Dwarf Stars
在M型矮星的近距离宜居带内运行的行星，在恒星年轻时将暴露在由强磁流体动力发电机驱动的高能量辐射中。近紫外线（NUV）照射可以侵蚀和改变行星大气的化学性质，在模拟这些影响时，需要对M矮星的NUV辐射的演变进行定量描述。我们通过将Lepine & Gaidos（2011）的亮M矮星星表与GALEX的NUV（1771- 2831 A）源星表进行交叉相关，研究了早期M型矮星的NUV光度演化。在4805个具有GALEX对应物的源中，797个具有显著（> 2.5西格玛）超过经验基础水平的NUV发射。我们使用可见光波长光谱、高分辨率自适应光学成像、时间序列测光和文献检索来检查这些候选活动恒星，以确定NUV发射升高是由于未解决的背景源或恒星伴星造成的情况;我们估计这些“假阳性”的总体发生率约为16%。我们构建了一个NUV光度函数，该函数考虑了假阳性、源目录的检测偏差和GALEX上限。我们发现NUV光度函数与恒定的恒星形成速率和由两参数幂律定义的简化年龄-活动关系的预测不一致。
2014-10-23 astro-ph.SR
Type Ibn Supernovae May not all Come from Massive Stars
由于核心坍缩超新星是大质量恒星的爆炸，其寿命相对较短，它们几乎只发生在具有活跃恒星形成的星系中。另一方面，Ibn型超新星PS1- 12 sk在一个更典型的热核（Ia型）超新星的环境中爆炸：在星系团中最明亮的椭圆星系的外围。在那个位置缺乏任何明显的恒星形成，这对Ibn型超新星的模型提出了挑战，因为它是非常大质量的沃尔夫-拉叶星的爆炸。在这里，我们提出了一个补充搜索的恒星形成的网站PS1- 12 sk，现在超新星已经褪色，通过深紫外成像的主机集群与哈勃太空望远镜。我们在超新星位置的1千秒差距内没有检测到任何紫外线发射，这使我们能够将恒星形成率的限制加深一个数量级，与对该事件的原始研究相比。根据这个新的限制，我们讨论了Ibn型超新星的祖先是否可以是大质量恒星，以及已经提出了什么合理的替代方案。
2019-01-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
WFST Supernovae in the First Year: I. Statistical Study of 16 Early-phase Type Ia Supernovae from the Pilot Survey
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Kyoto University（京都大学）；University of Turku（图尔库大学）
本文报告了WFST-PS试点调查发现的16颗早期型Ia超新星，揭示了其早期光度行为的多样性及EExSNe Ia的特征，强调早期NUV观测对理解SNe Ia机制的重要性。
2026-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early formation of carbon monoxide in the Centaurus A supernova SN 2016adj
我们介绍了NGC 5128超新星SN 2016 adj在发现后的前两个月内的近红外光谱。我们报告的第一次泛音一氧化碳排放的检测在$\sim58.2$ d发现后，最早的检测CO在爆发的超新星之一。我们对CO排放进行建模，以推导出CO的质量、温度和速度，假设是纯的$^{12}$ CO和包含$^{13}$ CO的成分;后者的情况是陨石颗粒的同位素分析，这表明核心坍缩超新星可以合成大量的$^{13}$ C。我们的模型表明，虽然CO数据是充分解释纯$^{12}$ CO，他们不排除存在的$^{13}$ CO，限制$^{12}$ C/ $^{13}$ C $> 3$，第一个约束的$^{12}$ C/ $^{13}$ C比确定的近红外观测。我们估计红化的对象，和有效温度的能量分布在爆发。我们讨论了SN 2016 adj的喷出物是否可能是富碳的，红外数据告诉我们关于这颗超新星的分类，以及超新星中CO的早期形成可能对一般超新星中CO的形成有什么影响。
2018-08-14 astro-ph.SR
An Early & Comprehensive Millimeter and Centimeter Wave and X-ray Study of Supernova 2011dh: A Non-Equipartition Blastwave Expanding into A Massive Stellar Wind
只有少数超新星（SNe）在爆炸后几天开始在从无线电到X射线的多波长中进行了研究。在M51附近发现和分类IIb型SN 2011 dh/PTF 11 eon提供了一个独特的机会来进行这样的观测。我们提出了在有史以来最年轻的阶段的核心坍缩超新星（爆炸后3至12天）在无线电，毫米和X射线的详细数据;当与光学数据相结合，这使我们能够探索SN冲击波及其周围环境的早期演变。我们的分析表明，膨胀中的超新星激波并没有表现出均分现象（e_e/e_B ~ 1000），而是膨胀到星周物质中，这与密度分布像R^-2一样下降是一致的。在建模的不确定性，我们发现一个平均速度的快速部分的喷出物的15,000 +/- 1800公里/秒，与以前的分析相反。这个速度将SN 2011 dh置于先前定义的紧凑型和扩展型SN IIb亚型之间的中间爆炸波状态。我们的研究结果强调了早期（~ 1天）高频观测未来事件的重要性。此外，我们还指出了射电/X射线联合观测对确定微物理比e_e/e_B的重要性。
2012-09-05 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Early ultraviolet emission in the Type Ia supernova LSQ12gdj: No evidence for ongoing shock interaction
我们提出了LSQ 12 gdj，一个缓慢下降，紫外线明亮的Ia型超新星的光球相观测。LSQ 12 gdj在最大亮度之前就已经被分类，它的绝对星等是经过消隐修正的$M_B = -19.8$，极大亮度之前的光谱演化类似于SN 1991 T和超巨塞卡星系SN 2007 if。我们使用雨燕的紫外测光、地基光学测光和近红外测光模板的校正来构建$B$波段最大光过去45天的测辐射热（1600-23800流明）光变曲线。我们估计，LSQ 12 gdj产生了$^{56}$ Ni的$0.96 \pm 0.07$ $M_\odot$，其喷射质量接近或略高于Ekrasekhar质量。在最早观测到的阶段，有27%的通量和最大光时的17%是向3300 nm的蓝光发射的。后期没有多余的亮度，光谱能量分布向蓝方向的截止值为3000 μ m，没有窄线发射和强的Na I D吸收，这些都反对持续的激波相互作用的重要贡献。然而，LSQ 12 gdj接近最大亮度的10%可能是由捕获辐射的释放产生的，包括在爆炸后不久与紧凑的贫氢包层（半径$< 10^{13}$ cm）短暂相互作用期间热化的动能;这样的包层通常出现在双简并合并场景中。
2014-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
A precursor interpretation for the Crab supernova 1054 A.D. very early light curve
尽管人们对公元1054年的蟹状超新星进行了多年的研究，但仍然不清楚是什么类型的事件导致了爆炸。最详细和可靠的观测光变曲线的来源记录在中国和日本的编年史中，并建议在非常明亮的初始峰值之后迅速变暗。我们将在这项工作中表明，螃蟹事件可以很好地解释了一种类型的前兆，一种现象出现在大型超新星采样和相当预期的恒星演化考虑低质量的祖先。这个非常早期的明亮瞬变之后是爆炸本身，可能是来自“小铁核”类型的低光度超新星，而不是电子捕获事件。后一个结论源于最近的模拟工作，预测电子捕获超新星将使亮度在$\sim 3$月内变得更亮，因此在白天可以看到，并且与中国的记录不匹配。
2022-08-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early and Extensive Ultraviolet Through Near Infrared Observations of the Intermediate-Luminosity Type Iax Supernovae 2024pxl
本文通过早期紫外至近红外测光与光谱观测，揭示中等光度 Iax 型超新星 2024pxl 的上升幂律光变、均匀颜色及混合抛射物速度结构，支持其起源于 CO 白矮星爆燃热核瓦解。
2025-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Mass-Temperature Relation for B and Early A Stars Based on IUE Spectra of Detached Eclipsing Binaries
本研究利用IUE卫星观测25颗分离食双星的紫外光谱，结合BOSZ模型大气确定最热组件温度，推导出适用于B型和早A型主序星的直接质量-温度关系，并发现Am星半径大于同质量正常A型星。
2023-08-02 astro-ph.SR
The Spectacular Ultraviolet Flash From the Peculiar Type Ia Supernova 2019yvq
对Ia型超新星（SNe $\,$ Ia）的早期观测为理解导致最终热核爆炸的祖先系统提供了重要线索。我们对SN $\,$ 2019 yvq进行了精细的观测，这是继iPTF $\,$ 14 atg之后第二个观测到的SN $\,$ Ia，以显示紫外线（UV）和光学的早期闪光。我们的分析发现，SN $\,$ 2019 yvq是不寻常的，即使忽略了最初的闪光，因为它是中度欠光的SN $\,$ Ia（$M_g \approx -18.5\,$等在峰值），但具有非常高的吸收速度（$v \approx 15,000\,\mathrm{km\,s}^{-1}$的Si II $λ$ 6355在峰值）。我们发现，SN $\,$ 2019 yvq的许多观测特征，除了闪光，可以解释，如果放射性$^{56}\mathrm{Ni}$的爆炸产额相对较低（我们测量$M_{^{56}\mathrm{Ni}} = 0.31 \pm 0.05\,M_\odot$），它和其他铁族元素集中在喷出物的最内层。为了解释SN $\,$ 2019 yvq的紫外/光学闪光和峰值特性，我们考虑了四种不同的模型：SN喷出物和非简并伴星之间的相互作用，外部喷出物中的$^{56}\mathrm{Ni}$扩展团块，双爆炸爆炸和两颗白矮星的猛烈合并。与观测结果相比，这些模型中的每一个都有缺点;很明显，需要进行额外的调整以更好地匹配SN $\,$ …
2020-07-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical and ultraviolet spectroscopic analysis of SN 2011fe at late times
我们目前的光谱附近的Ia型超新星SN 2011fe在100，205，311，349，和578天后最大的光，以及紫外光谱获得哈勃太空望远镜在360天后最大的光。我们比较这些观测与合成光谱产生的辐射转移代码PHOENIX。+100天的光谱可以很好地拟合模型，忽略了碰撞和辐射数据的禁戒线。奇怪的是，包括这些数据并重新计算拟合会产生一个非常相似的光谱，但不同的线组合形成了一些更强的特征。在第+205天及以后的时期，禁谱线占主导地位的光谱的形成，但是，我们的研究结果表明，重组，而不是碰撞激发，是最有影响力的物理过程驱动光谱形成在这些后期。因此，我们在这里提出的所有时代的合成光学和紫外光谱几乎完全通过复合驱动的荧光形成。此外，我们的模型表明，紫外光谱，甚至晚到第+360天是光学厚，并允许线从几个铁峰物种组成。这些结果表明，在Ia型超新星的“星云”相的过渡是复杂的，高度依赖于波长。
2016-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2021fxy: Mid-Ultraviolet Flux Suppression is a Common Feature of Type Ia Supernovae
本研究通过多波段观测发现SN 2021fxy是首颗红到蓝演化的浅硅型Ia超新星，其存在中紫外流量抑制特征，该特征可能源于高速物质的线遮蔽，且这类超新星的紫外差异多来自光度差而非前身星金属丰度差异。
2022-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observable fractions of core-collapse supernova light curves brightened by binary companions
许多核心坍缩的超新星祖先被认为是双星系统。如果一颗恒星在一个双星系统中爆炸，早期的超新星光变曲线可以通过超新星喷出物与伴星的碰撞而变亮。当观察者在碰撞产生的洞的方向上时，可以观察到早期的增亮。基于人口合成模型，我们估计的核心坍缩超新星的光变曲线增亮的碰撞，可以观察到的分数。我们发现，0.19%的核心坍缩超新星光变曲线可以观察到碰撞增亮。Ibc型超新星的光变曲线更有可能因碰撞而变亮（0.53%），这是因为大部分的前身星都在双星系统中，而且它们离伴星很近。II型和IIb型超新星的光变曲线受影响较小（分别为~ 1 e-3%和~ 1 e-2%）。虽然一些IIb型和Ibc型超新星的早期缓慢的光变曲线下降被认为是由与伴星的碰撞引起的（例如SN 2008 D），但预期的小部分，以及不切实际的小分离要求，不利于这种说法。未来大型综合巡天望远镜的瞬态巡天预计每年将探测到约10颗具有早期碰撞增亮的Ibc型超新星，它们将能够提供双星系统中超新星祖先的信息。
2015-04-23 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
Early Blue Excess from the Type Ia Supernova 2017cbv and Implications for Its Progenitor
我们提出了非常早期的，高节奏的光度观测附近的Ia型SN 2017 cbv。光变曲线的独特之处在于，在U、B和g波段的前五天观测中，它有一个蓝色的凸起，考虑到我们在这段时间内5.7小时的测光节奏，这一点很清楚。我们的模型的光变曲线的组合早期冲击的超新星喷出物对一个非简并的伴星加上一个标准的超新星Ia组件。我们的最佳拟合模型表明存在一颗距离爆炸的白矮星56个太阳半径的亚巨星，尽管这个数字高度依赖于模型。虽然这个模型很好地匹配了光学光变曲线，但它高估了紫外波段的观测通量。这可能表明激波不是黑体，也许是因为紫外线中的线覆盖。或者，它可能指向光学蓝色凸起的另一种物理解释，例如与星周物质的相互作用或不寻常的镍分布。SN 2017 cbv的早期光谱显示，在第-13天的最大光照下，有很强的碳吸收，这表明其前身系统含有大量未燃烧的物质。SN 2017 cbv的这些早期结果说明了早期发现和对附近超新星的密切跟踪的力量，以解决有关SNe Ia的祖先系统和爆炸机制的长期问题。
2017-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining early-time dust formation in core-collapse supernovae
核心坍缩超新星（CCSNe）尘埃形成的理论模型预测在$\sim 1000$天内形成的喷出物尘埃的$\gtrsim 0.01$ M $_\odot$，与这些时期的观测结果之间存在严重的差异，这推断出更低的质量。我们证明，在光学薄的情况下，这些低尘埃质量是强大的，尽管显着的观测和模型的不确定性。对于11个观测良好的CCSNe样本，没有合理的模型达到$10^{-4}$ M $_\odot$以上的碳尘质量，或$\sim 10^{-3}$ M $_\odot$以上的硅酸盐质量。光学厚的模型可以容纳更大的尘埃质量，但尘埃必须聚集在一起，并有一个低（$<0.1$）覆盖分数，以避免与光学波长的数据冲突。这些值是不足以重现所观察到的红外通量，所需的覆盖率不仅不同SNe之间，但时代之间的同一对象。在协调大型尘埃质量与早期的CCSNe观测的困难，结合完善的检测超新星遗迹中的巨大尘埃质量，表明后期尘埃形成的机制是必要的。
2020-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
WFST Supernovae in the First Year: III. Systematical Study of the Photometric Behavior of Early-phase Core-collapse Supernovae
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Central China Normal University（华中师范大学）
研究利用WFST观测数据，通过结合冲击冷却模型和放射性扩散模型，分析早期相核心坍缩超新星的光度行为，确定其前体质量范围及演化途径。
2026-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ib/Ic supernovae: effect of nickel mixing on the early-time color evolution and implications for the progenitors
利用多群辐射流体动力学模拟研究了放射性镍（$^{56}$ Ni）混合对Ib型和Ic型超新星（SNe Ib/Ic）早期颜色演化的影响.我们考虑富氦和贫氦的祖细胞。使用高斯分布函数将$^{56}$ Ni的混合参数化。我们发现，早期的颜色演化与弱$^{56}$ Ni混合的特点是由三个不同的阶段：初始快速红化，蓝向演化由于延迟效应的$^{56}$ Ni加热，和红向演化之后，直到过渡到星云阶段。随着强$^{56}$ Ni混合，第二相消失。我们将我们的模型与几个SNe Ib/Ic（SN 1999 ex，SN 2008 D，SN 2009 jf，iPTF 13 bvn，SN 1994 I，SN 2007 gr，SN 2013 ge和2017 ein）的早期颜色演化进行比较，并分别发现SNe Ib和SNe Ic的相对较弱和较强的$^{56}$ Ni混合特征。这表明，在氦含量方面，SNe Ib祖细胞与SN Ic祖细胞不同，并且$^{56}$ Ni混合通常在碳-氧核心中较强，而在富氦包层中较弱。我们的结论是早期的颜色演变是一个强有力的探针$^{56}$ Ni混合在SNe Ib/Ic。
2018-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2015an: a normal luminosity type II supernova with low expansion velocity at early phases
介绍了IC 2367中的II型超新星SN 2015 an的光度学和光谱学。SN的重组相持续时间长达$\sim$ 120 d，下降速率为1.24 mag/100 d，高于典型的SN e IIP。SN的颜色比大多数SNe II更蓝，表明喷出物的温度更高。SN 2015 an在50 d时的绝对$V$带星等是$-$ 16.83 $\pm$ 0.04等，这对于SN II来说是非常典型的.然而，$^{56}$ Ni的质量产率（由尾部$V$带光变曲线估计为0.021 $\pm$ 0.010 M $_\odot$）相对较低. SN 2015 an的光谱特征是不典型的，在早期阶段H $α$膨胀速度较低，并存在H $α$的高速分量。此外，连续体表现出过量的蓝色通量高达$\sim$ 50 d，这被解释为祖金属丰度效应。高速度的特征表明，在早期阶段的喷出物-拱星物质的相互作用。半解析模型的热光变曲线产生的总喷射质量为$\sim$ 12 M $_\odot$，前超新星半径为$\sim$ 388~R $_\odot$，爆炸能量为$\sim$ 1.8 foe。
2019-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The early discovery of SN 2017ahn: signatures of persistent interaction in a fast declining Type II supernova
我们提供了附近（$D\simeq33\,\rm{Mpc}$）II型SN 2017 ahn的高节奏，全面的数据，在爆炸后的$\sim$ 1天内发现，从爆炸后的非常早期阶段到星云阶段。SN 2017 ahn的观测数据显示了我们后续活动的$\simeq470\,\rm{d}$的显着演变，首先显示出突出的窄巴耳末线和其他纯发射的高电离特征（即闪光光谱特征），这些特征逐渐消失并导致光谱演变类似于更典型的II型超新星。在同一时期内，所有波段的光变曲线都快速下降，类似于线性下降的富氢核心坍缩超新星的光度演化。光变曲线和早期闪光光谱的建模表明，在爆炸时，一个复杂的星周介质周围的祖星，与第一个致密的壳层在其演化的非常后期阶段被迅速扩大的喷出物内的第一个$\sim6\,\rm{d}$的超新星演化席卷，而互动的签名也观察到在以后的阶段。流体动力学模型支持线性下降的II型超新星被预测来自大质量的黄色超巨星，耗尽了大部分的氢层。
2020-11-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early Time Light Curves of Type Ia Supernovae Observed with TESS
我们提出了早期的时间光变曲线的Ia型超新星观测的前六个部门的TESS数据。这些超新星中有10颗是由ASAS-SN发现的，7颗是由ATLAS发现的，6颗是由ZTF发现的，1颗是由\textit{Gaia}发现的。对于9个具有足够动态范围（$>$ 3.0等从检测到峰值）的超新星，我们拟合幂律模型并搜索伴星的签名。我们发现早期光变曲线形状的多样性，虽然我们的大多数来源是一致的火球模型的流量增加$\propto t^2$。三个SN显示通量$\propto t$的平坦上升。我们没有发现任何证据的额外的结构，如多个幂律组件在早期上升的光变曲线。对于SN属性和观察者视角的假设，并进一步假设伴星将在罗氏瓣溢出，我们将限制的半径的同伴6 SNe与早期光变曲线的完整覆盖。这六颗超新星的上限为$\lesssim$\，32 R $_\odot$，其中五颗为$\lesssim$\，20 R $_\odot$，其中两颗为$\lesssim$\，4 R $_\odot$。小样本量并不限制单个退化Ia型SN祖细胞的发生率，但我们预计TESS在其主要任务（26个扇区）中观察到足够的SNe，以告知这一测量。我们还表明，TESS是能够检测发射1 \rsun \同伴的Ia型SN在50百万秒差距内，并可能这样做后约6年。
2020-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The HSC-SSP Transient Survey: Implications from Early Photometry and Rise Time of Normal Type Ia Supernovae
随着大量Ia型超新星（SNe Ia）在爆炸后的几天内被发现，一小部分在早期阶段表现出光度过剩（早期过剩SNe Ia）的超新星已经被证实。在这篇文章中，我们报告的早期观测7光度正常的超新星Ia（6个早期检测和一个深非检测极限）在宇宙领域通过半年的瞬态调查的一部分，超级超级凸轮斯巴鲁战略计划（HSC SSP）。特别是，在发现HSC 17bmhk后的前四天，发现了一个蓝光曲线过量，这是一个上升时间超过18.8天的正常Ia型超新星。蓝早期过剩的光学波长不仅可以解释为与非简并的同伴或周围的致密拱星物质的相互作用，但也辐射供电的放射性衰变的$^{56}$镍在SN喷出物的表面。考虑到越来越多的证据表明，在正常的超新星Ia中发现的早期过剩具有比平均值更长的上升时间，并且蓝色过剩的性质与发光的超新星Ia子类相似，我们推断，在HSC 17 bmhk和其他正常的超新星Ia中发现的早期过剩最有可能归因于SN喷出物表面的放射性$^{56}$ Ni衰变。为了成功地识别出与HSC 17 bmhk类似的早期过量的正常Ia型超新星，早期的紫外光度测量或高节奏的蓝波段测量是必要的。
2020-03-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2015bq: A Luminous Type Ia Supernova with Early Flux Excess
我们目前的光学和紫外（UV）观测的发光Ia型超新星（SN Ia）SN 2015bq的特点是早期的流量过剩。这个SN在$M_B = -19.68 \pm 0.41$等处达到B波段绝对星等，在$L = (1.75 \pm 0.37) \times 10^{43}$ erg s $^{-1}$处达到最高辐射热光度，最大值后下降率相对较小[ $Δm_{15}(B) = 0.82 \pm 0.05$等]。爆炸后几天，在SN 2015 bq的光变曲线中观察到的通量过剩，特别是在紫外波段，可能是由于混入表面的$^{56}$ Ni的放射性衰变造成的。来自表面$^{56}$ Ni的衰变的辐射加热该SN的外层。它产生蓝色的$U-B$颜色，随后在早期阶段单调变红，占主导地位的铁族线，和弱的中等质量元素的吸收功能的早期光谱。表面中增强的$^{56}$ Ni的情况与爆炸期间合成的大量$^{56}$ Ni（$M_{ \rm ^{56}{\rm Ni}}$ = 0.97 $\pm 0.20$ $M_{\odot}$）一致。SN 2015bq的性质位于SN 1991 T和SN 1999 aa之间，表明SN 1999 aa和SN 1991 T可能有共同的起源。
2021-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Far-Ultraviolet to Near-Infrared Observations of SN 2023ixf: A high energy explosion engulfed in complex circumstellar material
本研究对近25年最近的富氢核心坍缩超新星SN 2023ixf开展远紫外到近红外的早期全波段观测，发现其被多层壳状致密星周物质包裹，揭示了爆炸前数十年的恒星质量损失历史。
2023-08-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
HAZMAT VI: The Evolution of Extreme Ultraviolet Radiation Emitted from Early M Star
恒星极紫外（EUV，100 - 1000 $\overset{\circ}{A}$）辐射的演化是评价行星大气演化和M矮星系统可居住性的关键。以前的研究从宜居带和M矮星活动跨时间（HAZMAT）计划显示，远紫外和近紫外（FUV，NUV）发射的恒星寿命的各个阶段，通过光度测量银河系演化探测器（GALEX）从M恒星。结果显示，短波长发射的水平增加，并在数亿年内保持上升。极紫外线通量随年龄变化的趋势不能凭经验确定，因为星际介质的吸收阻止了绝大多数恒星获得极紫外线波长。在本文中，我们模拟了早期M星的EUV通量的演变，以解决这一观测差距。我们目前的合成光谱跨越EUV到红外波长的0.4 $\pm$ 0.05 M $_{\odot}$恒星在五个不同的年龄之间的10和5000万年，计算与PHOENIX大气代码和指导的GALEX测光。我们模拟了一系列的EUV通量跨越两个数量级，与所观察到的X射线，FUV和NUV通量在每个时代的传播一致。结果表明，年轻M星的恒星EUV辐射强度是场龄M星的100倍，在数亿年内保持不变后随t $^{-1}$而减小.这种下降源于色球温度结构的变化，随着时间的推移，色球温度结构不断向外移动。我们的模型重建了M星紫外辐射的完整光谱和时间分辨历史，包括不可观测的EUV辐射，它驱动行星大气逃逸，直接影响行星的可居住性。
2020-05-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
