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
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
High Density Circumstellar Interaction in the Luminous Type IIn SN 2010jl: The first 1100 days
本文分析了SN 2010 jl Ⅰ型的HST和地面观测资料，包括首次探测后26-1128天的测光、紫外、可见光和近红外光谱。在最大时，测辐射热光度为$\sim 3\times10^{43}$ erg/s，甚至在850天时也超过了$10^{42}$ erg/s。一个近红外过量，占主导地位的400天后，可能起源于尘埃在拱星介质（CSM）。总辐射能量为$> 6.5\times10^{50}$尔格，不包括粉尘成分。谱线可以分为一个宽的部分，由于电子散射，和一个窄的膨胀速度$\sim 100$ km/s的CSM。宽分量最初在零速度周围对称，但在$\sim 50$天后变为蓝移，同时保持关于偏移的质心速度对称。喷出物中的尘埃吸收不太可能解释谱线的变化，我们将这种变化归因于SN辐射的加速。从光学线和X射线和尘埃的性质，有强有力的证据，大规模的不对称性的CSM。紫外线显示了前身中的CNO处理，而光学显示了许多由X射线激发的窄日冕线。辐射热光变曲线与质量损失率为$\sim 0.1$ M_sun/yr的$r^{-2}$ CSM中的辐射激波一致。总质量损失为$> 3$ M_sun。这些性质与SN扩展成CSM特征的具有双极几何形状的LBV祖细胞一致。核处理的明显缺乏是由于CSM仍然不透明的电子散射。
2014-10-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2020uem: A Possible Thermonuclear Explosion within A Dense Circumstellar Medium (II) The Properties of The CSM from Polarimetry and Light Curve Modeling
IIn/Ia-CSM型超新星（SNe IIn/Ia-CSM）是根据其特征光谱进行分类的，它们具有窄的氢发射谱线和宽的中等质量元素谱线，这些谱线源自与星周介质（CSM）的强相互作用。我们对SN IIn/Ia-CSM 2020 uem进行了密集的后续观测，包括光度学，光谱学和偏振学。在本文中，我们专注于旋光测量的结果。我们在发现后的$66$天和$103$天分别进行了成像旋光和分光旋光。SN 2020 uem显示了$1.0-1.5\%$的高连续偏振，而没有波长依赖性。此外，偏振度和位置角基本保持恒定。这些结果表明，SN 2020 uem是由一个强相互作用与限制和非球面CSM。我们进行了一个简单的偏振建模，在此基础上，我们建议SN 2020 uem有一个赤道盘/环面CSM。此外，我们进行了半解析光变曲线建模和估计CSM质量。我们揭示了SN 2020 uem爆炸前最后几百年的质量损失率在$0.01 - 0.05 {\rm ~M_{\odot}~yr^{-1}}$的范围内，CSM的总质量为$0.5-4 {\rm ~M_{\odot}}$。CSM质量不仅可以被红超巨星（RSG）容纳，也可以被红巨星（RG）或渐近巨星分支（AGB）恒星容纳。作为SN 2020 uem可能的祖先场景，我们提出了一个包括RG，RSG或AGB星的白矮星双星系统，特别是通过共同包络演化的合并场景，即，核心简并方案或其变体。
2023-01-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Superluminous Type IIn Supernova ASASSN-15ua: Part of a continuum in extreme precursor mass loss
本文通过地基测光和光谱观测分析了超亮IIn型超新星ASASSN-15ua，发现其前身星在死前约12年经历了极端质量损失，其各项物理特征介于SN 2006tf和SN 2010jl之间，揭示了超亮SNe IIn行为的连续谱。
2023-11-21 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
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
Late-Time Circumstellar Interaction in a Spitzer Selected Sample of Type IIn Supernovae
IIn型超新星（SNe IIn）是一种罕见的（< 10%）核心坍缩型超新星，其发射线相对较窄，来自致密的、预先存在的星周介质（CSM）。在2009年，斯皮策的一项暖巡天观测到了30颗在2003 - 2008年发现的超新星，其中10颗在1.75亿秒差距外有未报告的晚期红外辐射，有些在发现后超过5年。对于这一单一时期的数据，暖尘参数表明存在一个辐射加热源，包括持续的CSM相互作用不断产生的光学/X射线发射。在这里，我们提出了多波长的后续观察这个样本的10 SNe IIn和研究良好的类型IIn SN 2010 jl。斯皮策最近的一次观测揭示了该样本中9个SNe的持续中红外发射。除了SNe 1987 A、2004 dj和2008 iy之外，我们还在WISE存档数据中检测到三个SNe。对于样品中的至少五个SNe，光学和/或X射线发射证实存在来自进行中的CSM相互作用的辐射发射。斯皮策的两次未探测到与前向冲击超越并破坏尘埃壳层是一致的，这一结果对尘埃壳层的尺寸设置了上限。光学和红外观测证实了辐射加热模型，并限制了一些模型参数，包括祖质量损失特性。这个样本中的所有超新星都经历了一次爆发，大约在超新星爆发前几十到几百年，随后是一段不太强烈的质量损失时期。虽然所有的证据都指向大量的祖先，但数据的变化突出了SN I祖先进化的多样性。虽然这些观测结果没有确定一个特定的祖系统，但它们表明，未来协调的多波长…
2013-03-31 astro-ph.HE 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
SN~2015da: Late-time observations of a persistent superluminous Type~IIn supernova with post-shock dust formation
本文通过晚期测光和光谱研究超亮IIn型超新星SN 2015da，揭示其持续高光度、强CSM相互作用及大质量前身星，并发现激波后尘埃形成的明确证据，指出双星相互作用可能是其前身星剧烈质量损失的原因。
2023-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Long-Duration Luminous Type IIn Supernova KISS15s: Strong Recombination Lines from the Inhomogeneous Ejecta-CSM Interaction Region and Hot Dust Emission from Newly Formed Dust
我们报告了在木曾超新星巡天（KISS）过程中在一个红移z=0.038的低质量恒星形成星系中发现的一颗类SN 1988 Z IIn型超新星KISS 15 s。KISS 15 s显示出长时间的光学连续谱和发射线光变曲线，表明KISS 15 s是由膨胀的喷出物和致密的星周介质（CSM）之间的持续相互作用提供动力的。H $α$发射线轮廓可以分解为四个高斯的窄，中间，蓝移中间，和广泛的速度宽度分量，与半高全宽$\lesssim 100$，$\sim 2,000$，和$\sim 14,000$ km s ${}^{-1}$的窄，中间，和广泛的组件，分别。蓝移的中间分量的存在下，其中相对于系统速度的视线速度约为$-5,000$ km s ${}^{-1}$，表明喷出物-CSM相互作用区域具有不均匀的形态和各向异性的膨胀速度。我们发现，KISS 15 s显示出不断增加的红外连续辐射，这可以解释为热尘埃热发射的$T \sim 1,200$ K从新形成的尘埃在一个冷的，致密的壳层中的喷出物CSM相互作用区域。从热光度推断出的前身质量损失率是$\dot{M} \sim 0.4 M_{\odot} \text{yr}^{-1} (v_{w}/40 \text{km}~\text{s}^{-1})$，其中$v_{w}$是前身的恒星风速度。这意味着KISS 15 s的前身是一颗红超巨星或一颗发光的蓝色变星，在…
2019-01-16 astro-ph.GA 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
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
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
Early NIR echo and the time variable mass loss history of Type IIn SN 2024kgi
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（Aryabhatta观测科学研究所）；Mahatma Jyotiba Phule Rohilkhand University（Mahatma Jyotiba Phule Rohilkhand大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（INAF-帕多瓦天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（INAF-布雷拉天文台）；Oskar Klein Centre, Department of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学奥斯特克·克莱因天文学中心）；University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）
对IIn型超新星SN 2024kgi的长期监测分析揭示了早期近红外回波和光变曲线转折，通过半解析建模估计出递增的CSM质量损失，支持双星相互作用起源。
2026-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
SN 2023vbg: A Type IIn Supernova Resembling SN 2009ip, with a Long-Duration Precursor and Early-Time Bump
本文报道 SN 2023vbg 的观测，发现其作为 09ip-like IIn 型超新星具有百天前兆和独有的早期明亮隆起，并将差异归因于不同尺度的 CSM 结构。
2025-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Systematic Blueshift of Line Profiles in the Type IIn Supernova 2010jl: Evidence for Post-Shock Dust Formation?
I型超新星的爆炸波与母星周围致密的星周物质（CSM）之间存在强相互作用。SN 2010 jl是2010年最亮的核塌缩SN，是一个具有强CSM相互作用的IIn型爆发。Andrews等人最近报告了SN 2010 jl中红外过量的证据，表明新的尘埃形成或红外回波中CSM尘埃的加热。在这里，我们报告了SN 2010 jl的多时期光谱，揭示了新尘埃形成的迹象：随着线的红色一侧被越来越多的消光阻挡，发射线轮廓变得系统性地更加蓝移。这种效应在H $α$的中宽（400- 4000 km/s）分量中可以清楚地看到，大约从爆炸后30 d开始。此外，我们提出的近红外光谱表明，在氢线配置文件的不对称性是波长依赖的，出现在较短的波长更明显。这一证据表明，新的尘埃颗粒已迅速形成的后冲击壳SN 2010 jl产生的CSM相互作用。由于观测到的尘埃温度被归因于红外回波而不是新的尘埃，因此（1）$λ< 5 μ$ m处的红外过量发射不是SNe中新尘埃形成的特别敏感的示踪剂，或者（2）关于预期尘埃温度的一些假设可能需要进一步研究。最后，我们讨论了一种可能的机制以外的灰尘，可能会导致越来越蓝移线轮廓SNeIIn，虽然波长依赖性的不对称性反对这种假设的情况下，SN 2010 jl。
2011-08-14 astro-ph.CO 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
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
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
The Carnegie Supernova Project II. The shock wave revealed through the fog: The strongly interacting Type IIn SN 2013L
我们提出了由卡内基超新星计划II（CSP-II）获得的长期IIn型超新星（SN）2013 L的紫外到中红外观测。SN 2013 L的光谱主要由H辐射特征所支配，其特征在于三个分量归属于不同的区域。这种类型的IIn SN的一个独特的特点是，蓝移线轮廓是由SN的膨胀冲击波的宏观速度为主。因此，我们能够追踪致密和部分不透明的星周介质（CSM）中激波速度的演变，从+48 d时的$\sim 4800~km~s^{-1}$，到一年后的$\sim 2700~km~s^{-1}$。我们进行频谱建模的广泛和中等速度分量的H $α$线轮廓。高速分量是一致的，从一个径向薄，球形壳位于后面的扩大冲击与发射翼扩大电子散射的发射。我们建议，中间组件起源于预电离气体从未受冲击的致密CSM与相同的速度作为窄的组件，$\sim 100~km~s^{-1}$，但也扩大了电子散射。用双分量黑体（BB）模型较好地再现了SN 2013 L +132 d后的光谱能量分布（SED）。辐射热光变曲线的拱星相互作用模型揭示了大爆炸前25 - 40年在$\sim $上具有大值（$1.7\times 10^{-2} - 0.15~M_\odot~yr^{-1}$）的质量损失率历史。光变曲线在$\sim 350$天的下降和电子散射翼在后期的存在表明各向异性CSM。质量损失率值和未受冲击的CSM速度与大质量恒星的特征一致，例如经历强烈爆发…
2020-03-29 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
Optical observations of the luminous Type IIn Supernova 2010jl for over 900 days
发光的IIn型超新星（SN）2010 jl显示了SN喷出物与致密星周物质（CSM）相互作用的强有力证据。我们提供了SN 2010 jl在最早探测到$t \sim 900$ d后的观测结果，包括从$t = 55$到$909$ d的一系列光谱。我们还补充了我们的晚时间光谱和光度测量的文献中的新的，晚时间$BVRI$光度学的一个额外的时代。结合现有的光度和光谱数据，我们推导出一个半测辐射热的光学光变曲线，并计算出总辐射能量的$\sim 3.5\times10^{50}$尔格的SN 2010 jl的光学。我们还详细研究了H $α$发射线轮廓的演变，并找到了$t \gtrsim 775$ d轮廓不对称的证据，这是不容易解释的任何建议的情况下，这个迷人的事件。最后，我们讨论了光学和近红外线曲线的文献解释，并提出最有可能的解释，他们的演变是形成新的尘埃在密集的，预先存在的CSM风后，$\sim 300$ d。
2015-05-07 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
Light-echoes from the plateau in Eta Carinae's Great Eruption reveal a two-stage shock-powered event
我们提出了多历元测光和光谱的光回波从埃塔船底座的19世纪大爆发。回声显示了十年来的稳定下降，采样了19世纪50年代的火山爆发高原。光谱表明，整体外流速度增加，从150公里/秒的早期，高达600公里/秒的高原。后来的阶段也发展出非常宽的发射翼，表明质量加速到10，000 km/s以上。与其他线索一起，这为爆炸性喷射提供了直接证据。这伴随着从窄吸收线到发射线的过渡，通常具有宽的天鹅座P轮廓。这些变化意味着1845年前的光度峰值与1850年代的平稳期不同。这种变化的主要原因可能是激波相互作用在平台区占主导地位。eta Car的光谱演化与UGC 2773-OT非常相似，具有明显的激波相互作用特征。我们对eta Car的喷发提出了一个两阶段的设想：（1）在喷发前的几十年里，由产生密集赤道流出的二元相互作用驱动的缓慢流出，然后是（2）驱动CSM相互作用的爆炸性能量注入，为高原提供动力，并将较慢的CSM扫入成为Homunculus的快速壳层。我们将讨论这个序列如何可能产生于一个三重系统中的恒星合并，留下今天看到的偏心双星。这给出了一个自洽的方案，可以解释在很宽的初始质量范围内的相互作用瞬态。
2018-08-02 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
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
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
Record-breaking polarization from the interacting superluminous supernova 2017hcc
研究通过多历元分光偏振发现 SN2017hcc 具有破纪录的6%本征偏振，并用非球形尘埃与电子散射星周物质解释其演化。
2023-04-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN2012ab: A Peculiar Type IIn Supernova with Aspherical Circumstellar Material
我们介绍了超新星（SN）2012 ab的测光，光谱和分光偏振测量，主要是在发现后的$\sim 300$天内获得的。SN 2012 ab是在旋涡星系2MASXJ 12224762 +0536247的核心附近发现的一个IIn型事件。虽然它的光变曲线与SN 1998 S相似，但它的光谱演化却不一样。我们看到CSM相互作用的迹象，在强烈的中等宽度的发射功能，高亮度（峰值在绝对星等$M=-19.5$），并在光谱中缺乏广泛的吸收功能。H PDMATHAMO发射经历了一个特殊的跃迁。在早期，它显示出一个宽的蓝色发射翼到$-14{,}000$ km $\mathrm{s^{-1}}$和一个截断的红色翼。然后在后期（$>$ 100 $\,$天），它显示出一个截断的蓝色机翼和一个非常宽的红色发射机翼，大约$+20{,}000$ km $\mathrm{s^{-1}}$。这种晚期的宽红翼可能产生于反向激波。光谱还显示了一个不对称的中间宽度H $α$组件，在较晚的时候，在红色的一面有较强的发射。非对称轮廓的演变需要在远距离CSM中的高度非球面的密度结构。我们的光谱偏振数据还表明非球面性与强的连续极化的$\sim 1-3$ %和H $α$线的去极化，表明非球面性在CSM在一个水平，可与其他SNe IIn。我们估计$v_{\rm pre} = 100$ $\,$ km $\,$ $\mathrm{s^{-1}…
2017-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
An H-alpha survey of the host environments of 77 type IIn supernovae within z<0.02
IIn型超新星（SNe\，IIn）是一种罕见的和高度异质的SN，其中SN喷出物与预先存在的星周介质（CSM）相互作用。以前的研究发现了一个质量阶梯的SN位置与H $α$发射和SN类的祖质量的关联。在本文中，我们提出了最大的环境研究的SNe，IIn。利用连续减影H $α$像，分析了77颗IIn型超新星的H $α$环境。我们使用像素统计技术，归一化累积排名（NCR），关联SN像素与H $α$发射。我们发现我们的~（77）SNe\，IIn不遵循H $α$发射。这与提出的SNe\，IIn，亮蓝变星（LBV）的祖先不一致，因为LBV是经历戏剧性偶发质量损失的高质量恒星。然而，NCR值的子集遵循H $α$发射，表明高质量祖细胞的群体。这表明可能存在多个祖细胞路径，其中$\sim$ 60\%具有非零NCR值，其分布与高质量祖细胞（如LBV）一致，并且这些SNe中的$\sim$ 40\%与H $α$发射无关。我们讨论了SNe\，IIn的可能祖先途径，特别是对于NCR值为零的群体。我们还研究了SNe在其宿主的H $α$和$r'$带通量的径向分布。
2022-04-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The bumpy light curve of supernova iPTF13z
I In型超新星（SN）主要由SN喷出物与星周介质（CSM）的相互作用所控制。一些SNe IIn（例如，SN 2006 jd）在它们的光变曲线中有重新变亮（“颠簸”）的情节。我们提出了iPTF 13 z，一个SN IIn发现的中间帕洛玛瞬态工厂（iPTF）和其光变曲线的几个凸起的特点。我们分析这种特殊的行为，试图推断CSM和SN爆炸的性质，以及其祖星的性质。我们在帕洛玛天文台的P48和P60望远镜发现后获得了超过1000天的多波段光学测光。我们获得了同一时期的低分辨率光谱。我们做了一个原始爆发的档案搜索。我们分析了我们的光度和光谱，并比较iPTF 13 z与其他SNe IIn。一个简单的分析模型被用来估计CSM的属性。iPTF 13 z是SN IIn，在其下降阶段显示具有五个凸起的光变曲线。撞击的振幅在0.4到0.9等之间，持续时间在20到120天之间。最突出的隆起出现在我们所有不同的光学波段。光谱显示出典型的SN IIn特征，发射线为H $α$（具有宽的FWHM ~ $10^{3}-10^{4} ~{\rm ~km ~s^{-1}}$和窄的FWHM ~ $10^2 \rm ~km ~s^{-1}$）和He I，也具有Fe II、Ca II、Na I D和H $β$ P-Cygni轮廓（具有~ $10^{3}$ ${\rm ~km ~s^{-1}}$速度）。一次爆炸前的爆发被确认为…
2017-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
CHIPS: Complete History of Interaction-Powered Supernovae
我们提出了公开发布的完整历史的相互作用动力超新星（CHIPS）的代码，适合于模拟各种瞬态所产生的相互作用与致密的拱星介质（CSM）。与现有的大多数用手连接CSM的模型相反，CHIPS自洽地模拟了在核心坍缩之前大质量恒星的大规模爆发以及随后的超新星光变曲线。我们展示了性能的CHIPS的CSM和光变曲线的密度分布的例子。我们表明，总的光变曲线的性质，假定的相互作用供电的瞬变，如IIn型超新星，迅速发展的瞬变和最近发现的快速蓝色光学瞬变，可以全面解释与输出的CHIPS。
2022-03-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2024ggi in NGC 3621: Rising Ionization in a Nearby, CSM-Interacting Type II Supernova
本文研究了附近星系NGC 3621中与CSM相互作用的II型超新星SN 2024ggi，通过多波段观测与建模揭示了其早期光谱中IIn样特征的演化、电离上升现象，并推断出前身星在爆炸前约3年经历了增强的质量损失。
2024-06-25 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
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
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
Multiple Peaks and a Long Precursor in the Type IIn Supernova 2021qqp: An Energetic Explosion in a Complex Circumstellar Environment
本文通过测光与光谱观测及解析建模，揭示IIn型超新星2021qqp的多峰光变和长时前兆源于爆炸前约0.8年和2年的两次剧烈质量损失，并探讨了大质量恒星爆发或极端并合的前身星通道。
2024-04-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Nature of Type Ia-CSM Supernovae: Optical and Near-Infrared Spectra of SN 2012ca and SN 2013dn
越来越多的Ia型超新星（SNe Ia）显示出与致密的星周介质（SNe Ia-CSM）发生意外相互作用的证据。然而，由于CSM相互作用的强大贡献所产生的光谱模糊性，祖细胞的确切性质仍然存在争议。后期的光谱提供了潜在的洞察力，如果后冲击冷，致密壳变得足够薄和/或喷出物开始穿越反向冲击。迄今为止，这种高质量的光谱很少存在。在这里，我们报告了SNe~Ia-CSM 2012 ca和2013 dn的后期光学和红外光谱。这些SNe Ia-CSM光谱显示出低[Fe III]/[Fe II]比值和强[Ca II]在晚时期。这些特征让人想起了超级大塞卡质量（SC）的候选者SN 2009 dc，这些特征暗示了由于高密度而导致的低电离状态，尽管广泛的Fe特征无可否认地显示出与在一些核心坍缩的SN e Ibn和IIn中观察到的蓝色“准连续体”的相似性。SN 2012 ca和其他SN e Ia-CSM都没有在光谱中显示出宽氧、碳或镁的证据。与SN 2005 ip中的I型相互作用类似，SN 2012 ca中也发现了许多高电离线，包括[S III]、[Ar III]、[Ar X]、[Fe VIII]、[Fe X]，可能还有[Fe XI]。总的辐射热能量输出不超过10^51 erg，但确实需要很大的动力学-辐射转换效率。所有这些观测结果表明，SNe Ia-CSM更符合热核爆炸而不是核心坍塌事件，尽管详细的辐射转移模…
2014-08-26 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Type IIn Supernova SN 2010jl: Optical Observations for Over 500 Days After Explosion
我们提出了广泛的光学观测IIn型超新星（SN）2010 jl的第一个1.5年后发现。UBVRI的光变曲线在星云阶段表现出一个有趣的两阶段演化，在光学极大值后约90天几乎变平。SN 2010 jl的本征H_α光度是SN IIn中最高的，特别是在晚相，表明SN喷出物与其前身喷出的致密环星物质（CSM）之间存在强相互作用。这也可以通过在光谱中持续存在的非常强的巴耳末线来表明。SN 2010 jl的一个有趣的光谱演化是巴耳末线的不对称性。这些线可以很好地分解为窄分量和中等宽度分量。中宽分量的强度和蓝移均随时间稳定增加，直到达到最大值后的t ~ 400天，但在t ~ 500天时，当谱线轮廓再次出现相对对称时，蓝移变少。由于纯红化效应会导致光变曲线的突然下降和谱线的渐进蓝移，因此我们认为SN 2010 jl中H线的不对称轮廓不太可能是由于喷出物内部新形成的尘埃的消光造成的，这与一些早期研究的解释相反。基于一个简单的CSM相互作用模型，我们推测SN 2010 jl的前身星在爆炸前的几十年内可能经历了巨大的质量损失（约30-50 M_sun）。考虑到缓慢移动的恒星风（例如，~ 28 km/s），推测SN 2010 jl的前身星可能经历了红超巨星阶段，最终爆炸为初始质量大于30-40 M_sun的后红超巨星。
2012-08-30 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
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
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
The Persistent Eruption of UGC~2773-OT: Finally, a Decade-Long Extragalactic Eta Carinae Analog
虽然SN冒名顶替者在光谱上显示出窄的H线，并且具有典型的峰值绝对星等为-13至-14等，这一点与eta Car大爆发相似，但迄今为止观测到的大多数河外事件在持续时间上与eta Car大爆发有很大不同。它们的亮相通常持续100天或更短，而不是持续数年。瞬变天体UGC 2773-OT的绝对星等峰值与其他SN冒名顶替者相似，但在发现前5年逐渐上升。在发现后的6年里，它的褪色非常缓慢（0.26等/年）。总的来说，我们认为它长达十年的喷发是迄今为止最著名的埃塔卡19世纪喷发的模拟。我们讨论了正在进行的喷发的广泛光谱。光谱显示了我们详细讨论的速度和线形状的有趣变化，包括不对称的Halpha发射线，我们显示这与双极星云的喷射一致，这可能非常像eta Car的Homunculus。此外，在线宽的变化，线轮廓，蓝色的过量发射类似于IIn型超新星，和强度的Halpha表明存在强烈的拱星相互作用的爆发在晚些时候。这支持了一个假设，即埃塔车的爆发的延长高原可能已经由冲击相互作用以及。然而，与eta Car相比，一个有趣的区别是UGC 2773-OT到目前为止还没有表现出与双星近星点事件相关的重复的短暂亮度峰值。
2015-10-27 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
Radio and X-ray Observations of the Transitional Supernova 2019yvr: Insights into the Progenitor Mass-Loss History
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Kyoto University（京都大学）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；The University of Melbourne（墨尔本大学）；University of Toronto（多伦多大学）
研究超新星2019yvr前身星质量损失历史，通过射电（GMRT + VLA）和X射线（Swift + Chandra）观测，结合同步加速器自吸收模型等方法，得出质量损失率下降等结果，排除相关CSM密度跃升，为理解前身星提供新认识。
2026-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The demographics of core-collapse supernovae. The role of binary evolution and CSM interaction
Argelander Institut für Astronomie（阿尔根德天文学研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）
研究通过双星演化和周围物质相互作用解释核心坍缩超新星的人口学特征，发现IIP/L型占三分之二，Ibc型占三分之一，且双星影响显著降低某些类型超新星的抛射质量。
2025-12-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stripped-envelope supernova SN 2004dk is now interacting with hydrogen-rich circumstellar material
剥离包层超新星（SNe）的祖先星脱落氢包层的主导机制和时间尺度尚不确定。Ib型和Ic型超新星在后期阶段的观测可以揭示与遥远的拱星物质（CSM）相互作用的光学特征，为必要的前SN质量损失的起源提供重要线索。我们报告了发现后4684天（13年）的Ib型爆炸SN 2004 dk的深晚期光学光谱。检测到显著的中宽H-α发射，表明SN冲击波已经赶上了祖先系统丢失的富氢CSM。这条线的光度是有史以来最高的SN在这个后期阶段的报告。还检测到He、Fe和Ca的突出发射特征。的光谱特性是一致的CSM激励的前向冲击，并类似于持续相互作用的IIn型SNe 2005 IP和1988 Z的后期光谱。我们认为，发病的相互作用与富氢CSM与先前报道的无线电rebrightening在~1700天。这些数据表明，SN前质量损失的模式是一个相对缓慢的密集风，持续数千年前的SN，其次是一个短暂的沃尔夫-拉叶阶段，核心崩溃之前，并创建一个空腔内的CSM的扩展分布。我们还提出了SNe 2014 C，PTF 11 iqb和2009 ip的新光谱，所有这些光谱都表现出与扩展CSM分布的持续相互作用。
2018-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova PTF12glz: a possible shock breakout driven through an aspherical wind
我们提出了超新星PTF 12 glz的可见光和紫外（UV）观测。SN是在近紫外和R波段发现和监测的，这是GALEX和Palomar瞬态工厂联合活动的一部分。它是迄今为止观测到的能量最高的IIn型超新星之一（~10^{51} erg）。如果辐射能量主要来自激波动能的热化，我们证明PTF 12 glz在爆炸死亡前被~1太阳质量的星周物质（CSM）所包围。PTF 12 glz显示了一个令人困惑的特性：在早期，虽然自由膨胀的喷出物可能被光学厚的CSM所掩盖，但最适合观测的黑体半径以约7000 km/s的速度增长。这样的速度是快速移动的喷出物的特征，而不是光学厚CSM。这一阶段的径向膨胀发生在任何光谱特征的膨胀喷出物出现在光谱，而光谱数据和测辐射热光度似乎表明，CSM是光学厚。我们提出了一个几何解决方案，这个难题，涉及一个非球面结构的CSM周围PTF 12 glz。通过模拟辐射扩散通过一个板的CSM，我们表明，一个非球面几何形状的CSM可以导致在不断增长的有效半径。这个简单的模型也使我们能够恢复PTF 12 glz的黑体温度下降。SLAB-Diffusion是我们编写的用于模拟光子通过CSM板的辐射扩散并评估所观察到的半径和温度的代码，可以在线使用。
2020-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Spectral Temperature of Optically Thick Outflows with Application to Light Echo Spectra from $η$~Carinae's Giant Eruption
Rest等人（2012年）对$η$海脊光回波的探测为19世纪40年代巨大喷发的性质提供了重要的新观测约束。回波的光谱表明，相对较冷的光谱温度约为5500 K，低于Davidson（1987）光学厚风外流分析中提出的7000 K的下限。这导致了一场关于这种稳定的风模型相对于替代的爆炸性场景的可行性的辩论。在这里，我们提出了一个更新的分析风外流模型，使用较新的低温不透明度表和占更强的质量损失暗示的$>$ 10 Msun质量现在推断的侏儒。一个主要的结论是，由于$T<$ 6500 K的自由电子复合导致不透明度急剧下降，大约5000 K的低温与火山爆发推断的极端质量损失的风是相容的，并且确实是预期的。在辐射平衡的球形灰色模型内，我们推导出风的不透明度变化的各种假设下的光谱能量分布，为与观测到的光回波光谱进行比较提供了基础。这里的缩放结果也可能与其他高度光学厚的外流，包括那些从经典新星，巨大的爆发LBV和SN型IIn前体。因此，一个更广泛的问题仍然是，从这种爆发中观察到的复杂多变的特征是否可以从稳定或爆炸的范式中得到更好的理解，或者也许是这些理想化的平衡。
2016-06-12 astro-ph.SR
SN2013fs and SN2013fr: Exploring the circumstellar-material diversity in Type II supernovae
我们介绍了SN 2013 fs和SN 2013 fr在爆炸后的第一个100天的测光和光谱。这两个天体都显示出短暂的、相对狭窄的H $α$发射线，这是SNeIIIn的特征，但后来类似于正常的SNeII-P或SNeII-L，表明与星周物质（CSM）的短暂相互作用。SN 2013 fs在爆炸后8小时内被发现。它的光变曲线呈现出一个平台，光谱显示在早期强烈的CSM相互作用。这是一个不太明亮的版本的过渡SNIIn PTF 11 iqb，进一步证明了一个连续的CSM之间的相互作用强度SNeII-P和IIn。它需要在母源6.5 $\times$ 10 $^{14}$ ~cm范围内的致密CSM，来自爆炸前不久的高级前SN质量损失阶段。SN 2013 fs的光谱偏振测量显示出很少的连续偏振，但在平台阶段有明显的线偏振。SN 2013 fr从早期的SNIIn演变为SNII-L。在第一个纪元之后，它的窄谱线可能是由宿主星系的辐射引起的，但早期明亮、窄的H $α$辐射可能是本征的。至于SN 2013 fs，如果被证明是内在的，这将指向一个短暂的强CSM相互作用阶段，表明SNeIIn和II-L之间的连续性。这是一个低速SNII-L，像SN 2009 kr，但更发光。SN 2013 fr也在后期发展出红外过剩，这是由于温暖的CSM尘埃需要更持续的强烈SN前质量损失阶段。
2018-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Two years of shock interaction tracing three phases of evolution: the explosion of a Type IIn supernova, SN 2019vxm
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Academy of Scientific and Innovative Research (AcSIR)（科学创新研究学院）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学李政道研究所）；Amanogawa Galaxy Astronomy Research Center (AGARC), Graduate School of Science and Engineering, Kagoshima University（鹿儿岛大学理工学研究系银河天文研究中心）；Department of Astronomy, Kyoto University（京都大学天文学系）；Hiroshima Astrophysical Science Centre, Hiroshima University（广岛大学广岛天体物理科学中心）；Graduate School of Science and Engineering, Kagoshima University（鹿儿岛大学理工学研究科）
基于两年多观测，通过光变曲线和光谱分析，揭示SN 2019vxm经历激波主导、光子散射和尘埃形成三个演化阶段，估计抛射物质量约3.88 M☉，CSM质量3-8 M☉。
2026-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
