SN 2007od: A Type IIP SN with Circumstellar Interaction
SN 2007 od展现了IIP型超新星（SN）中罕见的特徴。光学V波段光度测量显示在平台期和星云期之间有一个非常陡峭的亮度下降，大约为4.5等，可能是由于SN 2007 od含有低质量的56 Ni。的光谱显示从正常的IIP型广泛的Halpha发射，到一个复杂的，四个组件的Halpha发射曲线表现出不对称的尘埃消光后，232天的演变。这与SN 1998 S的光谱演化相似，虽然SN 2007 od没有早期窄（~200 km s-1）的H α成分。在这两个SNe中，中等宽度的Halpha发射分量被认为是在喷出物与其星周介质（CSM）之间的相互作用中产生的。SN 2007 od还显示了由于新尘埃而产生的中红外过剩。Halalpha剖面的演化和中红外线过剩的存在提供了强有力的证据，证明SN 2007 od在第232天之前形成了新的尘埃。后期的观测揭示了可见光曲线的平坦化。这种平坦化强烈表明存在光回波，这可能是后期看到的广泛的潜在Halpha分量的主要原因。我们相信多峰的H α发射与喷出物与星周环或环面的相互作用（对于\pm 1500 km s-1的内部组件）以及CSM环平面外的星周物质的单个团块或云（对于-5000 km s-1的外部组件）是一致的。新尘埃最有可能形成的位置是在膨胀的喷出物和它的CSM之间的相互作用所产生的冷的致密壳层中。SN 2007 od尘埃发射的蒙特卡罗辐射转移模型表…
2010-04-07 astro-ph.CO astro-ph.SR
A Massive Star's Dying Breaths: Pulsating Red Supergiants and Their Resulting Type IIP Supernovae
大质量恒星经历基本模式和第一泛频径向脉动，周期为100-1000天，成为红超巨星（RSG）。在大振幅下，这些脉动大大改变了这些$M>9M_\odot$恒星最终核心坍缩产生的传出冲击波所遇到的外壳密度结构。使用恒星天体物理学实验模块（MESA），我们模拟了RSG包络中的基模和第一泛音脉动的影响，以及使用MESA+STELLA产生的IIP型超新星（SNe）。我们发现，在基模脉动的情况下，SN坪观测值，如在第50天的光度，$L_{50}$，时间积分的冲击能量$ET$，和坪持续时间$t_{\rm p}$是一致的考虑非脉动恒星爆炸的径向标度。也就是说，脉动的大部分效应与爆炸时不同大小的恒星的预期行为一致。然而，在泛音脉动的情况下，拉格朗日位移不是单调的。因此，在这种情况下，在不同的时间过于明亮或微弱的SN发射反映了近SN光球的发射区的密度不足或密度过高的结构。
2020-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2009js at the crossroads between normal and subluminous Type IIP supernovae: optical and mid-infrared evolution
我们对NGC 918中的SN 2009 js进行了研究。覆盖前120天的多波段Kanata光学光度测量表明，该源是IIP型SN。变红主要是由于我们的银河系。爆炸后一年的NTT测光，以及斯巴鲁发现后16天的光谱，都意味着与经过充分研究的亚发光SN 2005 cs有很好的匹配。SN 2009 js的坪相光度及其坪期与中等光度的IIP SN 2008 in更为相似。因此，SN 2009 js与次光度和中等光度SNe都有相同的特征。它的放射性尾光度介于SN 2005 cs和SN 2008 in之间，而它的准测辐射热光度从峰值到平台的下降（由新定义的参数Delta[logL]量化，测量激波爆发后的绝热冷却）比其他两个小得多。我们估计56 Ni的喷射质量很低（~0.007 Msun）。SN的爆炸能量似乎很小，与SN 2005 cs相似。SN 2009 js是第一颗在中红外波段进行研究的亚发光SN IIP。斯皮策在很早的时候就偶然发现了它。此外，它在105天后被WISE探测到，在光球层上方有显著的4.6微米通量过剩。相对于光球层的红外过量光度明显小于SN 2004 dj在中红外的广泛研究。过量的可能暂时分配到加热的尘埃质量~3e-5 Msun，或CO的基本排放作为尘埃形成的前体。
2013-03-06 astro-ph.CO astro-ph.SR
High mass of the type IIP supernova 2004et inferred from hydrodynamic modeling
先前对IIP型超新星的研究推断，从流体动力学模型中恢复的祖星质量高于15 Msun。为了验证这类超新星的前身质量，我们尝试了观测良好的发光型IIP超新星2004 et的参数测定。在扩展的参数空间中，通过流体动力学模拟，我们模拟了SN 2004 et的热光度曲线和光球速度。根据流体动力学模拟和观测数据，我们推断超新星爆发前的半径为1500朗日，喷出物的质量为24.5兆日，爆炸能量为2.3 × 10 ^{51}尔格，放射性Ni-56的质量为0.068兆日。主层序上的估计祖先质量在25-29 Msun的范围内。此外，我们还发现了SN 2004 et星云光谱中爆炸不对称性的清晰特征。SN 2004 et的实测原始质量明显高于爆炸前图像所显示的原始质量。我们推测，从流体动力学模型推断的质量被高估，关键的缺失因素是多维效应。
2009-08-17 astro-ph.SR
On the progenitor of the Type IIP SN 2013ej in M74
我们使用SN 2013 ej在M74中的自然视宁度成像来识别存档的{ \it Hubble Space Telescope} + ACS图像中的祖先候选者。我们在{ \it F814 W}滤波器中发现了一个与SN一致的源，然而，在同时期的{ \it F435 W}和{ \it F555 W}滤波器中，祖先候选者的位置显著偏移。我们的结论是，“祖先候选者”实际上是两个物理上不相关的源;一个可能与SN无关的蓝色源，以及一个我们建议作为SN 2013 ej爆炸的红色源。当超新星消失时（大约两年的时间），使用{ \it HST}上的相同仪器拍摄的深度图像将使我们能够准确地识别不相关的相邻源，从而确定三个过滤器中的祖先的内在通量。我们认为，{ \it F814 W}的流量主要是由SN 2013 ej的祖先，并假设适当的M型超巨星的热辐射校正，我们估计SN 2013 ej的祖先的质量是8 - 15.5 M $_{\odot}$。
2013-09-17 astro-ph.CO astro-ph.SR
Comparison of progenitor mass estimates for the type IIP SN 2012A
本文介绍了在附近（9.8 Mpc）不规则星系NGC 3239中爆发的SN 2012 A的一年观测活动。光度演化是正常型IIP超新星的光度演化。绝对最大星等为MB = -16.23 +-0.16 mag. SN 2012 A的最高光度约为2 × 10 **42 erg/s，比其他56 Ni质量相近的SNe更亮。后者是根据光变曲线指数尾部的光度估算的，结果为M（56 Ni）= 0.011 +-0.004 Msun。SN 2012 A的光谱演化也是SN IIP的典型特征，从早期的蓝色连续光谱和非常宽的巴耳末线（~10**4 km/s），到后期的光球光谱，其特征是突出的P-Cygni特征的金属线（Fe II，Sc II，Ba II，Ti II，Ca II，Na ID）。对于低光学深度金属线，光球速度是中等低的，在50天时约为3 × 10 **3 km/s。激波爆发后394天获得的星云光谱显示了SNe IIP的典型特征，[O I]双峰的强度表明有一个中等质量的祖先，类似于SN 2004 et（~15 Msun）。SN 2012 A的候选祖星已在爆炸前的K '波段双子座北（NIRI）深层图像中被识别出来，并发现与一颗热星等为-7.08+-0.36（log L/Lsun = 4.73 +- 0.14$ dex）的恒星一致。在档案图像中恢复的原始恒星的星等指向一颗中等质量的10.5（-2/+4.5…
2013-05-24 astro-ph.SR
Supernova Progenitors, Their Variability, and the Type IIP Supernova ASASSN-16fq in M66
我们在哈勃太空望远镜（HST）的存档数据中发现了附近IIP型超新星ASASSN-16 fq（SN 2016 cok）的爆炸前对应物。该源似乎是几颗恒星的混合物，这妨碍了获得准确的测光。然而，在对恒星温度和灭绝的合理假设下，几乎可以肯定的是，这颗恒星的初始质量M<17 Msun，并且很可能在8- 12 Msun之间。一旦ASASSN-16 fq褪色，观察将没有困难准确地确定祖先的属性。在8年的大双筒望远镜（LBT）的数据，没有显着的祖先的变化被检测到的RMS限制约0.03马格。6个附近的SN低水平的变化，SN 1987 A，SN 1993 J，SN 2008 cn，SN 2011 dh，SN 2013 ej和ASASSN-16 fq的限制，只有缓慢衰落的SN 2011 dh的祖先表现出明确的变化的证据。不包括SN 1987 A，这些源暗示的SN之前的过去十年中持续时间超过0.1年（FWHM）且亮度超过M_R<-8等的爆发次数的90%置信限约为N<3。我们持续的LBT监测计划将稳步改善对SN前祖先变异的限制，其幅度远低于SN调查所能达到的幅度。
2016-08-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The aspherical explosion of the Type IIP SN 2017gmr
IIP型超新星（SNe IIP）是最常见的核心坍缩（CC）SNe类型，在进入尾相后，连续偏振迅速增加。这一特征可以用高度不对称的氦核来解释，当氢包层变得透明时，氦核就会暴露出来。在这里，我们报告的情况下，一个SN IIP（SN~ 2017 GMR），显示了一个不寻常的早期上升的极化，$\gtrsim 30$天前开始的尾相。这意味着SN~ 2017 gmr是一个具有非常扩展的非球面性的SN IIP。这种不对称性并不局限于氦核，而是延伸到了氢外壳的重要部分，因此清楚地表明CC爆炸的非球面结构具有明显的内在多样性。这些观测结果对爆炸机制提供了新的约束，可行的模型必须能够产生这种偏离球面对称的扩展偏差，并解释观测到的几何多样性。
2019-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Low-Luminosity Type IIP Supernovae from the Zwicky Transient Facility Census of the Local Universe. I: Luminosity Function, Volumetric Rate
California Institute of Technology（加州理工学院）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔大学）；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）；University of Washington（华盛顿大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Stanford University（斯坦福大学）
本文基于Zwicky瞬态设施本地宇宙普查数据，研究了IIP型超新星的光度函数和体积率，发现低光度IIP型超新星占总样本的19%左右，为理解核心坍缩型超新星的演化提供了新的数据支持。
2026-05-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova 2012aw - a high-energy clone of archetypal type IIP SN 1999em
我们提出了密集采样的UBVRI/griz光度和低分辨率（6-10A）光学光谱观测4至270天后，新发现的II型SN 2012 aw在附近（~9.9 Mpc）星系M95的爆炸。光变曲线的视星等、颜色、辐射热光度以及显著光谱特征的存在和演化与原型IIP SNe 1999 em、1999 gi和2004 et具有惊人的相似性。SN 2012 aw的早期观测清楚地发现了爆发后37天左右V、R和I带光变曲线的极小值，这可能是复合相出现的一个观测证据。中坪MV星等（-16.67 $\pm$ 0.04）位于亮（~ -18）和亚亮（~ -15）IIP SNe之间。镍的质量为0.06 $\pm$ 0.01 M_sun。光谱的SYNOW模拟结果表明，在相当的历元上，SN 2004 et的光球速度值和演化与SN 2004 et相似，但比SN 1999 em和1999 gi的光球速度高约600 km/s。这种趋势在H α和H β的线速度中更为明显。喷出物的速度特性与现有的辐射流体动力学模拟结果的比较表明，爆炸能量在1- 2 × 10^51尔格之间;星云相位[Oi]双重态光度与SNe 2004 et和1987 A的进一步比较表明，祖星的质量约为14-15 M_sun。高速吸收功能的存在下，在中期到晚期的高原，并可能在早期阶段的光谱显示出喷出物和拱星物质之间的相互作用的迹象，与其早期的X射线和无线电波段的检测…
2013-05-14 astro-ph.HE 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
SN2024abfl: A Low-Luminosity Type IIP Supernova at the Low-Mass End of Core Collapse
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；International Centre of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory of Supernova Research（超新星国际中心（ICESUN），云南省超新星研究重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Physics Department, Tsinghua University（清华大学物理系）
研究了低光度IIP型超新星SN2024abfl，发现其光变曲线具有长达110天的平台期，膨胀速度极低，推测其核心坍缩起源。
2026-04-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2016X: A Type II-P Supernova with A Signature of Shock Breakout from Explosion of A Massive Red Supergiant
我们提出了广泛的紫外线（UV）和光学测光，以及密集的光谱II型高原（IIP）超新星SN 2016 X，在附近（$\sim$ 15 Mpc）的螺旋星系UGC 08041爆炸。观测时间跨度从爆炸后的2天到180天;特别是，雨燕紫外数据可能捕捉到了与SN 2016 X爆炸相关的冲击爆发的特征。在爆炸后的第一周内，它显示出非常强的紫外辐射，$\sim$对热光度的贡献为20 - 30%（而正常SNe IIP的$\lesssim$为15%）。此外，我们发现这颗超新星在$R$波段有一个异常长的上升时间，约为12.6 $\pm$ 0.5天（而典型的SNe IIP的上升时间为$\sim$ 7.0天）。光学光变曲线和光谱演化与快速衰减型IIP天体SN 2013 ej非常相似，只是SN 2016 X有一个相对较亮的尾部。根据早期阶段的$Swift$资料推断的光球温度演化，我们得出SN 2016 X的前身星半径约为930 $\pm$ 70 R $_{\odot}$。根据银河系红超巨星的质量$--$半径关系，这颗大尺寸恒星预计是一颗红超巨星，初始质量为$\gtrsim$ 19 - 20 M $_{\odot}$，它是SNe IIP发现的最大和质量最大的祖先之一。
2018-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Intermediate-luminosity Type IIP SN 2021gmj: a low-energy explosion with signatures of circumstellar material
本文通过测光、光谱和偏振观测研究中等光度IIP型超新星SN 2021gmj，揭示其低能量爆发、约12倍太阳质量前身星及爆发前增强质量损失导致的星周物质相互作用特征。
2024-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Underluminous Type II Plateau Supernovae: II. Pointing towards moderate mass precursors
本文报道了SN 1999 gn、SN 2002 gd、SN 2003 Z、SN 2004 eg和SN 2006 ov等5颗II型低亮度高原超新星的最新观测数据。这个低光度SNe IIP（LL SNe IIP）的新样本与过去研究的类似物体一起进行了分析。所有这些都显示了一个持续约100天的平坦的光变曲线平台，一个发光的后期指数尾巴，异常红色的固有颜色，以及显示突出和狭窄的P-Cygni线的光谱。从高原末端的测量结果可以推断，喷出物质的速度低于10^3 km/s。在爆炸中喷射出的56 Ni质量非常小（小于10^-2太阳质量）。我们研究了56 Ni质量、喷出物的膨胀速度和平台中部绝对星等之间的相关性，证实了Hamuy（2003）的主要发现，根据该发现，显示更明亮的平台和更大的膨胀速度的事件预计会产生更多的56 Ni。我们建议，这些微弱的对象代表了低光度的尾巴的连续分布在参数空间的SNe IIP。通过流体动力学模型计算了两个具有代表性的超新星SN 2005 cs和SN 2008 in爆炸时的物理性质。我们发现，大部分的LL SNe IIP，很可能是所有，起源于核心坍缩的中等质量的恒星，在质量范围10-15太阳质量。
2014-01-21 astro-ph.SR
The first month of evolution of the slow rising type II-P SN 2013ej in M74
本文介绍了M74中一颗明亮的IIP型超新星SN 2013ej的早期光度和光谱观测结果。SN 2013ej是迄今为止发现的最接近的SNe之一。现有的档案图像和早期发现有助于限制其祖先的性质。最早探测到这次爆炸是在2013年7月24.14 UT，我们的光谱监测开始于7月27.73 UT，几乎每天都用LCOGT FLOYDS光谱仪持续两周。LCOGT 1m网络实现了日常光学光度监测，并由SWIFT的紫外数据和PESSTO和IRTF的近红外光谱进行补充。我们的监测活动数据显示，SN 2013ej在进入明确的平台期之前经历了10天的上升。这种异常长的上升时间在SN 2006bp和SN 2009bw中已经出现过。自我们最早的光谱以来，Hα的一个相对罕见的强吸收蓝向存在。我们将此特征确定为Si ii，而不是文献中有时报道的高速Hα。
2013-09-17 astro-ph.CO astro-ph.SR
Short-Lived Circumstellar Interaction in the Low-Luminosity Type IIP SN 2016bkv
虽然已知与星周物质的相互作用在IIn型超新星（SNe）中扮演重要角色，但对更常见的SNe IIP和IIL的分析传统上并不包括相互作用作为重要的动力源。然而，最近的活动，观察超新星爆炸后的几天内，揭示了狭窄的发射线的高电离物种在最早的光谱发光超新星II的所有子类。这些“闪电离”的特征表明，在这颗恒星的周围存在着一个封闭的物质壳层。在这里，我们提出了第一个低光度（LL）SN，显示闪光电离功能，SN 2016 bnos。这个SN在$M_V = -16$等达到峰值，在最大亮度附近的Hα膨胀速度低于1350 km/s，使其处于SNe IIP分布的微弱/缓慢端（类似于SN 2005 cs）。SN 2016 b的光变曲线形状在SNe IIP中也是极端的。一个非常强的初始峰值可能表明来自星周相互作用的额外光度。从平台到镍尾部的一个非常小的下降表明，与其他LL SNe IIP相比，放射性镍的产量异常大。SN 2016 bnx的星云光谱与模型的比较，提出SN 2016 bnx是一颗电子捕获超新星的可能性。
2018-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type IIP supernova light curves affected by the acceleration of red supergiant winds
我们介绍了第一个合成的光变曲线模型设置的IIP型超新星爆炸在拱星介质中的红超巨星风的加速度被考虑在内。由于风的加速使得祖星附近的风速较低，因此红超巨星超新星祖星附近的密度可能高于使用恒定的终端风速推断的密度。因此，即使前身星的质量损失率相对较低，它也可以在恒星附近有一个致密的星周介质，这对IIP型超新星的早期光变曲线有很大的影响。我们提供了IIP型超新星在这样的加速风中爆炸的辐射热和光变曲线，这些加速风来自三个祖先的组合，12 - 16 Msun;五个β，1-5;七个质量损失率，1 e-5 - 1 e-2 Msun/年;和四个爆炸能量，0.5e51 - 2 e51 erg。所有的光变曲线模型都可以在https://goo.gl/o5phYb上找到。当星周密度足够高时，我们的模型没有显示出经典的激波爆发作为与致密和光学厚的星周介质相互作用的结果。相反，它们显示了延迟的“风爆发”，大大影响了IIP型超新星的早期光变曲线。我们发现，质量损失率的祖先需要1 e-3 - 1 e-2 Msun/年，以解释典型的上升时间为5 - 10天的IIP型超新星假设一个密集的拱星半径为1 e-15厘米。
2018-03-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Subluminous Type IIP SN 2024abfl as a Result of a Significantly Low-energy Fe-core Collapse
Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（李政道研究所，上海交通大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Oskar Klein Centre, Department of Astronomy, Stockholm University（奥斯卡·克莱因中心，斯德哥尔摩大学天文学系）；Pondicherry University（本地治里大学）；Academy of Scientific and Innovative Research (AcSIR)（科学与创新研究学院）
本文通过多波段测光和低分辨率光谱观测，研究了极低光度 IIP 型超新星 SN 2024abfl，发现其具有极平坦的光变平台和低膨胀速度，通过一维流体动力学模型得出其前身星质量上限为 10 太阳质量，爆发能量极低（≤0.05 foe），镍质量仅 0.003 太阳质量，为低能核坍缩爆炸提供了重要约束。
2026-07-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Resolving the puzzle of type IIP SN 2016X
神秘的IIP SN 2016 X型星云显示出前所未有的H-α线轮廓的非球面性，没有星云[O I]发射，以及由于内部尘埃引起的不寻常的掩星效应。热光变曲线和膨胀速度的流体动力学模型表明，这一事件是大质量恒星爆炸的结果，该爆炸喷出了28兆太阳日的动能为1.7 × 10^51尔格和0.03兆太阳日的放射性Ni-56。通过模拟非球形Ni-56喷出物产生的发射率，我们从H-α剖面中恢复了Ni-56的双极分布。尘埃吸收在H-α剖面中的显著作用排除了尘埃球或尘埃厚盘的掩星作用，但与垂直于双极轴的平面上的薄尘埃盘状结构一致。我们推测，星云[O I]发射的缺乏可能源于由CO和SiO分子介导的富氧物质的显着冷却。
2019-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The resolved stellar populations around 12 Type IIP supernovae
核心坍缩超新星是在与最近的大质量恒星形成有关的区域发现的。在SN附近观测到的恒星星族可以作为探索祖星起源的探针。我们应用贝叶斯混合模型，以适应等时线的大规模恒星人口约12型IIP SNe，其祖先的约束也可从偶然的爆炸前的图像。使用高分辨率的哈勃太空望远镜高级巡天照相机和宽视场照相机3，我们研究了在每个目标SNe的100 pc范围内发现的大质量恒星群。对于我们样本中的大部分SNe，我们发现在周围的恒星星族中有多个年龄分量。在SNe~ 2003 gd和2005 cs的情况下，我们发现，祖先并不来自最年轻的恒星星族的组成部分，事实上，这些相对较低的质量的祖先（$\sim 8M_{\odot}$）被发现在接近恒星质量的$15$和$50-60M_{\odot}$，分别。总的来说，这些人口的领域灭绝（银河系和主机）是$\sim 0.3\,\mathrm{mags}$高于灭绝，通常适用于以前报道的祖先分析。我们还发现了证据，特别是SN~ 2004 dj，差异灭绝的显着水平。我们对SN~ 2008 bk的分析表明，其种群的灭绝程度明显低于其祖先，但从爆炸前的图像中确定的种群寿命和质量一致。总的来说，假设适当的年龄组成部分可以适当地确定从多个恒星人口的组成部分，我们发现，我们的贝叶斯方法来研究解决恒星星族可以匹配的祖质量确定直接成像内$\pm 3M_{\odot}$。
2017-04-06 astro-ph.SR
A Late-Time View of the Progenitors of Five Type IIP Supernovae
后期成像的获取是分析超新星前身爆发前观测结果的重要步骤。我们提出了晚时间的HST ACS WFC的五个类型IIP SNe的网站：1999 ev，2003 gd，2004 A，2005 cs和2006 my的意见。使用F435 W、F555 W和F814 W过滤器进行观察。我们确认了SNe 2003 gd，2004 A和2005 cs的祖先鉴定，通过它们的消失。我们发现，以前被排除为SN 2006 my的祖先的来源现在已经消失了。对SN 1999 ev现场的后期观测对先前在爆炸前WFPC 2图像中确定为祖源的源的性质产生了重大怀疑。使用图像减法技术产生改进的精度比测光只进行爆炸前的图像单独。特别是，我们注意到，在爆炸前的帧与后期图像的检测极限的深度增加。我们使用SED拟合技术来探讨不同的红化成分对祖细胞的影响。对于SNe 2003 gd和2005 cs，爆炸前的观测是足够的限制，只允许有限数量的尘埃（星际或拱星）。假设只有银河系的红化定律，我们确定SNe 2003 gd，2004 A，2005 cs和2006 my的初始质量分别为8.4+/-2.0，12.0 +/-2.1，9.5（+3.4，-2.2）和9.8+/-1.7Msun。
2013-02-28 astro-ph.SR
Between Plateaus and Slopes: A Data-Driven Exploration of Spectral Diversity Across Type IIP/L Supernovae
Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
本文通过数据驱动分析探讨IIP/L型Ia超新星光谱连续性，发现其光谱多样性随时间减弱，提出新的标准化方法揭示光谱相关性，支持IIP与IIL子类的连续分布。
2026-02-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Towards Characterization of the Type IIP Supernova Progenitor Population: a Statistical Sample of Light Curves from Pan-STARRS1
近年来，提供深层多波段成像的宽视场巡天为间接表征核心坍缩超新星（SN）的祖先群体提供了一条新途径：系统的光变曲线研究。我们从Pan-STARRS 1中收集了一组76条Grizy波段类型IIP SN光变曲线，这些光变曲线是在4年的持续调查计划中获得的，并使用光谱学和基于机器学习的光度技术进行分类。我们开发和应用一个新的贝叶斯模型，在样品中的每个光变曲线的完整的多波段演变。我们没有发现快速下降的爆炸（历史上称为“IIL型”SNe）的亚群的证据。然而，我们确定了一个高度显着的平台相位衰减率和峰值亮度之间的关系，在我们的SNe IIP。这些结果支持一个单一的参数，可能由初始恒星质量决定，主要控制红超巨星的爆炸。这种关系也可以应用于超新星宇宙学，提供了一个可扩展的蜡烛好的内在散射0.2马格。我们比较每个光变曲线的物理模型，从流体动力学模拟，以估计祖初始质量和其他属性的泛星1型IIP SN样本。我们表明，需要校正建模和观察到的SN IIP光变曲线属性和扩展网格的祖属性之间的系统差异，使强大的祖推断从多波段光变曲线样本的这种。这项工作将作为一个探路者的光度研究的核心崩溃SNe进行通过未来的宽场瞬态搜索。
2015-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Circumstellar Light Echo as a Possible Origin of the Polarization of Type IIP Supernovae
IIP型超新星（SNe IIP）是最常见的核坍缩型超新星。它们往往在后期表现出偏振度的快速增加。这种时间演化通常被认为起源于内部非球面核的出现，而SN周围的星周（CS）尘埃的偏振散射回波的影响也可能对这种偏振特征有很大的贡献。在这项研究中，我们研究散射回波的SN偏振通过辐射转移模拟不同的几何形状和数量的CS尘埃的影响。人们发现，不对称分布的CS尘埃，这通常是推断为红超巨星，可以重现所观察到的偏振特征。我们已经将我们的结果应用到SNe 2004dj和2006ov，推导CS尘埃的几何形状和数量来解释在这种情况下观察到的偏振特征。对于这两个SNe，斑点状或双极分布的CS灰尘，而不是盘状分布是有利的。在SNe 2004 dj和2006 ov的团块模式（双极CS尘埃模式）中，导出的尘埃质量$M_{\mathrm{dust}}$分别为$\sim 7.5 \times 10^{-4}$ M $_{\odot}$（$\sim 8.5 \times10^{-4}$ M $_{\odot}$）和$\sim 5.2 \times 10^{-4}$ M $_{\odot}$（$\sim 1.3 \times10^{-3}$ M $_{\odot}$）。即使在这种情况下，该过程不会在所观察到的偏振信号中发挥主导作用，这种效应原则上应该有助于它，其强度取决于CS尘埃的性质。因此，在通过偏振观测讨论超新星爆发的…
2017-09-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
LSQ13fn: A type II-Plateau supernova with a possibly low metallicity progenitor that breaks the standardised candle relation
我们目前的光学成像和光谱的超新星（SN）LSQ 13 fn，一个II型超新星与几个hitherto看不见的属性。虽然它最初表现出强烈的对称光谱发射特征，可归因于\ion{He}{ii}，\ion{N}{iii}和\ion{C}{iii}，让人想起一些相互作用的SNe，但它转变为一个更自然地属于II型高原（IIP）分类的对象。然而，它的光谱演化揭示了几个不寻常的性质：金属线出现的时间比预期的要晚，很弱，有些物种因它们的缺席而引人注目。此外，线速度被发现低于预期的平台亮度，打破了SNe~IIP标准化蜡烛距离估计方法。我们发现，结合早期喷出物-拱星物质相互作用的短阶段，贫金属喷出物和大的祖半径可以合理地解释所观察到的行为。与合成模型光谱的比较表明，一个给定的祖星质量的SNe~IIP的金属丰度低至0.1\，Z $_{\odot}$。LSQ 13 fn突出了SNe~II的多样性，以及在核心坍缩之前大质量恒星演化的最后阶段发挥作用的许多相互竞争的物理效应。
2016-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
A new precise mass for the progenitor of the Type IIP SN 2008bk
IIP SN 2008 bk的前身是在爆炸前的g 'r' i 'IYJHKs图像中发现的，这些图像是由欧洲南方天文台甚大望远镜FORS、HAWK-I和ISAAC仪器以及双子座GMOS-S仪器拍摄的。爆炸前观测的丰富性使这个SN的前身成为自SN 1987 A前身探测以来研究得最好的超新星之一。由于爆炸前图像的光度校准质量有限，以及含有SN的场的拥挤性质，以前对祖星特性的分析受到阻碍。我们提出了新的晚时间观测SN 2008 bk的网站获得与爆炸前的观测相同的仪器和过滤器配置，并确认以前确定的红超巨星是这个SN的祖先，现在已经消失。图像减法技术被用来进行精确的测光，现在失踪的祖星，独立于任何附近的恒星混合。利用HST WFC 3 UVIS/IR观测，探讨了周围恒星星族的性质及其对爆炸前图像中归属于祖先的通量的贡献。通过与MARCS合成光谱的比较，我们发现其前身是一个亮度log（L/Lsun）=4.84+/-0.11的高度变红的RSG，对应的初始质量为Minit=12.9+/-1.7Msun。祖先的温度比先前预期的RSG（T ~ 4330 K）更热，但与使用SED拟合技术推导的RSG的新温度一致。我们表明，有证据表明显着灭绝的祖先，可能出现在CSM，但这种灰尘产生类似的变红规律，发现在ISM（E（B-V）=0.77与Rv=3.1）的灰尘。[摘要]
2013-08-20 astro-ph.SR
The Type II supernovae 2006V and 2006au: two SN 1987A-like events
超新星1987 A揭示了一颗蓝超巨星（BSG）可以以核心坍缩超新星（SN）的形式结束生命。SN 1987 A和其他类似的天体表现出与普通II型高原（IIP）SNe不同的特性，后者的祖先被认为是红超巨星（RSG）。类似1987 A的事件之间的相似之处包括一个长时间的上升到最大值，早期的光度比正常的IIP型SNe要暗，放射性是光变曲线的主要来源。我们提出并分析了两个SNe监测的卡内基超新星项目，让人想起SN 1987 A。给出了SNe 2006 V和2006 Au的光学和近红外（NIR）光变曲线以及光谱。这些观测结果与SN 1987 A的观测结果进行了比较，并用于估计其祖先的属性。这两个天体都表现出缓慢上升到最大值的光变曲线演化与SN 1987 A相似。在最早的时期，SN 2006 au也显示出一个初始的下降，我们解释为绝热冷却阶段的标志，包围冲击爆发。SNe 2006 V和2006 au都比SN 1987 A更蓝、更热、更亮。SNe 2006 V和2006 au的光谱与SN 1987 A和其他正常的II型天体相似，尽管两者的膨胀速度都比SN 1987 A高。半解析模型拟合到每个物体的UVOIR光变曲线，由此估计祖细胞的物理性质。由此得到的两个SNe的喷出物质量估计约为20个太阳质量，爆炸能量为2 ~ 3 × 10^51尔格，其前身半径为75 ~ 100个太阳半径。SNe 2006 V…
2011-11-10 astro-ph.CO astro-ph.SR
Simulated 3D $^{56}$Ni Distributions of Type IIp Supernovae
本文首次对红超巨星前身星产生的 IIp 型超新星进行三维模拟，揭示 $^{56}$Ni 抛射物从爆炸初期到激波爆发的演化、混合及其与中子星反冲方向的关系。
2025-09-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
JWST Discovery of Dust Reservoirs in Nearby Type IIP Supernovae 2004et and 2017eaw
利用JWST/MIRI对邻近IIP型超新星2004et和2017eaw的晚期观测，通过拟合光谱能量分布约束尘埃质量与温度，证实喷出物尘埃形成并揭示超新星作为宇宙尘埃重要来源的潜力。
2023-01-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2020jfo: A short plateau Type II supernova from a low mass progenitor
我们目前的光谱和光度观测的IIP型超新星，SN 2020 jfo，在紫外和光学波长。SN 2020 jfo发生在螺旋星系M61（NGC 4303）中，在过去的100年中观测到8颗超新星。SN 2020 jfo在爆炸后约8.0 $\pm$ 0.5 d出现一个短的平台期，其V波段亮度最大值为$M_V$ = -17.4 $\pm$ 0.4 mag。根据测辐射热的光变曲线，我们估计在爆炸中合成的$^{56}$ Ni的质量为0.033 $\pm$ 0.006 $M_\odot$。观测到的光谱特征是典型的IIP型超新星，除了在整个演化过程中的浅H $α$吸收，以及在星云阶段在7378 ° C处存在稳定的$^{58}$ Ni特征。使用MESA + STELLA框架中的流体动力学模型，估计喷出物质量约为5 $M_\odot$。模型还表明SN 2020 jfo可能是具有$M_{ZAMS}$ ~ 12 $M_\odot$的红超巨星祖先的结果。测辐射热光变曲线模型揭示了初始~ 20 d的次级辐射源的存在，这归因于与质量~ 0.2 $M_\odot$的星周物质的相互作用，该物质很可能是在超新星爆炸前约20年由于增强的质量损失而喷出的。
2022-04-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
JWST NIRSpec+MIRI Observations of the nearby Type IIP supernova 2022acko
本研究利用 JWST NIRSpec+MIRI 首次观测核心坍缩超新星 2022acko 的光谱与测光，识别多种元素并给出 CO 与尘埃限制。
2024-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova 2000cb: high-energy version of SN 1987A
在IIP型超新星中，有一些事件类似于大麦云云中蓝超巨星产生的超新星1987 A。我们研究了一颗奇特的超新星2000 cb，并与超新星1987 A进行了比较。我们在扩展的参数空间中对超新星进行了流体动力学模拟，以描述其光变曲线和光谱数据。氢的H-α和H-β线使用时间依赖的方法建模。我们通过拟合光度和光谱观测建立了流体动力学模型。我们推断前超新星半径为35朗日，喷出物质量为22.3兆日，爆炸能量为4.4 × 10 ^{51}尔格，放射性Ni-56质量为0.083兆日。主层序上的估计祖质量在24-28 Msun的范围内。第7天的早期H-alpha剖面与从流体动力学模型中发现的密度分布一致，而第40天的H-alpha线表明扩展的Ni-56混合速度高达8400 km/s。我们强调，超新星2000 cb和超新星1987 A的圆顶状光变曲线完全由放射性衰变提供动力。这与正常的IIP型超新星不同，IIP型超新星的平台区主要由冲击波传播通过前超新星后沉积的内能控制。我们在光球和星云光谱中发现了爆炸不对称的特征。超新星2000 cb的爆炸能量是超新星1987 A的三倍，这对IIP型超新星的爆炸机制提出了严重的问题。
2011-08-02 astro-ph.SR
Reeling in the Whirlpool: the distance to M 51 clarified by Cepheids and the Type IIP SN 2005cs
本研究首次通过造父变星周光关系和增强版膨胀光球法两种独立方法，测得M 51星系的合并距离为7.50±0.24 Mpc，精度优于多数早期结果，凸显了独立距离交叉校验的重要性。
2023-05-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Rise of the Remarkable Type IIn Supernova SN 2009ip
Mauerhan等人最近的观测显示，先前发现的明亮蓝色变星SN 2009 ip（也是超新星冒名顶替者），发生了前所未有的转变，变成了真正的IIn型超新星（SN）爆发。我们呈现了SN 2009 ip在2012年UT 9月23.6日和10月9.6日之间获得的高节奏光学成像，使用澳大利亚凯恩斯珊瑚塔天文台的0.3-0.4米口径望远镜。光变曲线显示出明确的阶段，包括早期非常快速的增亮（在9月24日晚上观察到的6小时内0.5等），9月25日至9月28日之间过渡到缓慢得多的上升，以及10月7日左右的平台/峰值。这些变化是一致的光谱变化，最有可能的是，标志着开始之间的快速SN喷出物和致密的星周介质形成的早期LBV爆发强相互作用。在16天的观测期间，SN 2009 ip从9月23日的I = 17.4等（MI = -14.2）到10月9日的I = 13.7等（MI = -17.9）增亮了3.7等，在光学波长范围内辐射约2 × 10^49 erg。目前，SN 2009 ip比大多数IIP型SNe更明亮，与其他IIn型SNe相当。
2012-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Signatures of Circumstellar Interaction in the Type IIL Supernova ASASSN-15oz
富氢、核心坍缩的超新星通常分为四类：IIP、IIL、IIn和IIb。一般来说，与星周物质的相互作用只被认为是IIn型超新星。然而，最近对IIP和IIL超新星的流体动力学建模需要星周物质来重现它们早期的光变曲线。在这种情况下，IIL超新星在爆炸前经历了大量的质量损失。我们在ASASSN-15 oz上测试了这一假设，这是一颗IIL型超新星。随着X射线、紫外线、光学、红外线和无线电的广泛跟踪，我们提出了我们对相互作用迹象的搜索，以及由它们的检测所指示的质量损失历史。我们发现的证据表明，短暂的激烈的质量损失之前，爆炸的光变曲线建模，相当于在1.5 M $_{\odot}$的材料在1800 R $_{\odot}$的祖先。我们还检测到超新星的无线电，表明质量损失率$10^{-6}-10^{-7}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$之前的极端质量损失期。我们未能在X射线中探测到这颗超新星，在紫外线、可见光和近红外线中也没有窄的发射谱线，这些都与这幅图并不矛盾，并在$<10^{-4}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的极端周期之外设定了质量损失率的上限。本文强调了收集更多II型超新星的全面数据的重要性，以便详细建模的祖星和超新星，可以阐明他们的质量损失历史和包络结构，从而告知恒星演化模型。
2019-01-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
How low can you go? SN 2018zd as a low-mass Fe core-collapse supernova
我们介绍了SN 2018 zd的光谱学和光度学，SN 2018 zd是一颗IIP型核心坍缩超新星，在其最早的光谱中具有与环境物质相互作用的特征。高电离线是冲击波爆发的标志，但在最早的光谱期没有出现，而在爆炸后4.9d才出现在单一的光谱中。这些特征的强度和简洁性意味着在紧邻祖先的地方有一个封闭的拱星物质壳。一旦狭窄的发射线消失，SN 2018 zd的演化类似于IIP型SN，尽管SN 2018 zd的蓝色和增强的平台星等表明在整个平台阶段有额外的亮度来源。虽然SN 2018 zd以前被认为是一个电子捕获SN，但我们认为它是一个来自低质量红超巨星祖星的Fe核塌缩。对SN 2018 zd的不同解释部分是由于到宿主星系NGC 2146的距离存在很大的不确定性，我们在这里重新推导为$15.6^{+6.1}_{-3.0}$ Mpc。我们发现SN 2018 zd喷出的$^{56}$ Ni质量为0.017 M $_{\odot}$，明显高于ECSNe模型的预测。我们还发现SN 2018 zd中的Ni/Fe比远低于ECSN的预期。
2021-09-27 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
Possible Signature of Sausage Waves in Photospheric Bright Points
香肠波在太阳的磁结构中经常被报道，如太阳黑子、气孔和日冕环。然而，他们还没有明确地确定在光球亮点（BP）。使用高分辨率TiO图像序列获得的古德太阳望远镜在大熊太阳天文台，我们分析了四个孤立的BP。结果发现，它们的面积和平均强度振荡的几个周期，在一个同相的方式。振荡周期在100到200秒之间。在讨论了香肠波理论和不透明度效应之后，我们将相位关系解释为香肠波，特别是慢波的特征。
2021-12-22 astro-ph.SR
Spectropolarimetry of Type II supernovae (II) Intrinsic supernova polarization and its relations with the photometric/spectroscopic properties
研究15颗富氢核坍缩超新星的内在偏振与测光和光谱性质的关系，发现爆炸不对称性与爆炸能量成正比，全局不对称结构（如喷流）可能是实现高能超新星爆炸的关键。
2023-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Plasma properties and Stokes profiles during the lifetime of a photospheric magnetic bright point
目的：利用三维磁流体动力学模拟和太阳颗粒的辐射诊断研究光球磁亮点中等离子体特性和斯托克斯参数的演变。方法：通过模拟研究了一个亮点演化过程中随时间变化的辐射参数和等离子体性质。合成斯托克斯配置文件的FeI 630.25 nm线进行了计算，这使得斯托克斯-I线强度和斯托克斯-V面积和振幅不对称性的演变也进行了研究。结果如下：我们的结果与理论预测和已发表的描述对流坍缩的观测结果一致，并证实这是亮点形成过程。通过退化的模拟数据，以匹配SOT的空间分辨率，我们表明，高空间分辨率是至关重要的检测不断变化的光谱偏振签名在整个磁亮点的生命周期。我们还表明，签名下降流与对流崩溃过程中减少到零的辐射强度在亮点的峰值，由于磁力限制流量管中的材料的流动。
2014-04-01 astro-ph.SR
Spectropolarimetry of the Type Ia SN 2019ein rules out significant global asphericity of the ejecta
详细的光谱偏振研究可能是探索Ia型超新星（SNe Ia）爆炸机制和祖先场景的关键。我们提出了SN 2019 ein的多历元光谱偏振和成像偏振，SN Ia在早期阶段显示出高膨胀速度。相对于$B$ -波段中的峰值亮度，分光偏振序列的跨度为$\sim -11$至$+$ 10天。我们发现，SN 2019 ein的连续偏振水平，减去估计的星际偏振后，在$0.0-0.3\%$范围内，这是典型的SNe Ia。偏振位置角在SN光变曲线峰值之前和之后大致保持恒定，这意味着内部区域与外层共享相同的轴对称性。我们观察到高偏振（$\sim 1\%$）的硅II $\lambda6355$和钙II近红外三重态功能。这两条线也显示复杂的偏振调制。SN 2019 ein的光谱偏振特性排除了爆炸后长达一个月的喷出物的球形对称性的重大偏离。这些观测结果不利于SN 2019 ein的合并诱导和双爆轰模型。成像偏振测定显示，自$B$带最大值起，$\sim 20$天后偏振适度增加的证据较弱。如果这种上升是真实的，并且在类似的阶段在其他SNe Ia中观察到，我们可能第一次看到类似于之前在SNe IIP中观察到的非球面内部。未来对Ia超新星的偏振观测将延伸到峰后时期，这将有助于研究爆炸的内部结构。
2021-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
