Linear spectropolarimetry of 35 Type Ia Supernovae with VLT/FORS: An analysis of the Si II line polarization
光谱偏振使我们能够测量超新星爆炸中喷出物的几何形状和化学结构，这对于理解其爆炸机制和祖先系统至关重要。我们收集了35个Ia型超新星（SNe Ia）的档案数据，用甚大望远镜上的FORS观测，共127个历元。我们研究了Si II $λ$ 6355 $Å$线（p $_{\rm Si II}$）的偏振作为时间的函数，可以看出其在相对于最大亮度的各种偏振度和时期的范围内达到峰值。我们再现了在以前的研究中确定的$Δ$ m $_{15}$ -p $_{\rm Si II}$关系，并表明亚发光和过渡物体显示的偏振值低于正常Ia型超新星的$Δ$ m $_{15}$ -p $_{\rm Si II}$关系。我们发现了一个统计上显着的线性关系的Si II $λ$ 6355 $Å$线的偏振之前的最大亮度和Si II线速度，并建议这一点，随着$Δ$ m $_{15}$ -P $_{\rm Si II}$的关系，可以解释的延迟爆炸模型的上下文中。相比之下，我们比较了我们的观察$Δ$ m $_{15}$ -v $_{\rm Si II}$平面中的数值预测，并发现了一个二分法之间的极化性质的Bracrasekhar和sub-Bracrasekhar质量爆炸，这支持了两种不同的爆炸机制的可能性。SNe的子样本显示在$q$ - $u$平面中的环的演化，这表明具有深度的更复杂的Si结构。这种见解，这不能收集到的总通量谱…
2019-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-Epoch Spectropolarimetry for a Sample of Type IIn Supernovae: Persistent Asymmetry in Dusty Circumstellar Material
研究对14颗IIn型超新星开展多历元分光偏振测量，发现尘埃星周物质普遍存在持久几何不对称，并支持双星相互作用塑造超新星前质量损失。
2023-04-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectropolarimetry of the Type IIb SN 2008aq
我们目前的光谱和光谱偏振的IIb型SN 2008 aq 16天和27天后爆炸。SN 2008 aq的光谱在这两个时期都以H α P天鹅座轮廓为主，但氦特征的强度显着增加，这是IIb型和Ib型之间超新星所经历的转变的特征。比较SN 2008 aq与其他IIb型超新星（SN 1993 J、SN 2011 dh和SN 2008 ax）在相似时期的光谱，发现SN 2008 aq的氦谱线要弱得多，这表明它的前身被剥离的程度较低。SN 2008 aq在第一个时期也显示出显著的连续极化水平，p_r = 0.70（+/- 0.22）%，在第二个时期增加到p_r = 1.21（+/- 0.33）%。此外，在第二个纪元中，在Ha α和He I的q-u平面中存在回路，这表明偏离了轴对称。
2020-03-04 astro-ph.SR
Early-time Spectropolarimetry of the Aspherical Type II Supernova SN 2023ixf
本研究通过SN 2023ixf爆炸后早期光谱偏振观测，发现连续谱偏振度和偏振角快速变化，揭示非球状爆炸与不对称环星物质几何差异，表明爆炸前存在异常质量损失。
2023-10-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectropolarimetry of the Thermonuclear Supernova 2021rhu: High Calcium Polarization 79 Days After Peak Luminosity
我们报告了Ia型超新星（SN）2021 rhu在四个历元的分光偏振观测结果：相对于其$B$带最大亮度的$-$ 7，+0，+36和+79天。观测到一个波长依赖的连续偏振峰，其峰值在$3890 \pm 93$角，达到$p_{\rm max}=1.78% \pm 0.02$ %的水平，偏振曲线的峰值比银河系中的典型值更蓝，这表明在SN的视线方向上有较大比例的小尘埃颗粒。在去除星际偏振后，我们发现Ca II近红外三重态的偏振显著增加，从第7天的$\sim$ 0.3%增加到第79天的$\sim$ 2.5%。从+39天到+74天，NaID和CaIIH&K特征的高分辨率通量谱没有时间演化，表明后期极化的增加是SN固有的，而不是由SN光子在星周或星际物质中的散射引起的。我们认为，钙II近红外三重态极化的后期上升的解释可能是钙原子在弱磁场通过光激发/泵浦各向异性辐射SN的排列。
2022-08-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Young and Nearby Normal Type Ia Supernova 2018gv: UV-Optical Observations and the Earliest Spectropolarimetry
在Ia型超新星（SN）的祖先系统中没有发现伴星，这支持了双简并（DD）系统和由两颗白矮星合并引发的爆炸的概念。这个非常不对称的过程应该会导致一个明显的偏振信号。相比之下，观测始终发现非常低的连续极化，因为爆炸过程的特征在几天内主要支配着爆炸前的配置。喷射物与伴星和任何拱星物质相互作用的关键信息被编码在早期的偏振光谱中。在这项研究中，我们获得的光谱偏振SN\，2018 gv的ESO甚大望远镜在$-$ 13.6天相对于$B-$波段最大的光，或$\sim$ 5天后，估计爆炸--最早的光谱偏振观测任何Ia型SN的日期。这些早期观测结果仍然显示出低的连续极化（$\lesssim$ 0.2\%）和中等的线极化（对于显著的\ion{Si}{2} $λ$ 6355特征为0.30 $\pm$ 0.04\%，对于高速Ca分量为0.85 $\pm$ 0.04\%）。在这个早期阶段的低线和连续极化所暗示的高度球对称性与延迟爆炸的爆炸模型是一致的，并且与合并引起的爆炸情景不一致。在最大光照后的第一个$\sim$ 100天内，密集的紫外和光学光度测定法以及光谱学表明SN\，2018 gv是一个正常的Ia型SN，其分光光度行为与SN\，2011 fe相似。
2019-03-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Structure and fate of binary WR stars: Clues from spectropolarimetry
因为大多数大质量恒星在演化过程中已经或将要受到伴星的影响，所以在讨论超新星和伽玛暴的祖先时，我们不能忽视双星。分析近距离双星系统发射线中的线性偏振使我们能够探测这些系统的风和质量流的结构，从而可以绘制出质量损失和质量传递结构的复杂形态，这些结构塑造了它们随后的演变。在Wolf-Rayet（WR）双星中，线偏振随轨道相位的变化可以区分来自恒星附近散射的线和远离轨道平面散射的线的偏振特征。这些远散射线可能形成一个“二元线效应方法”的基础，用于识别快速旋转的WR星（因此是GRB祖先候选者）。
2015-11-03 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
High Resolution Spectroscopy and Spectropolarimetry of some late F-/early G-type sun-like stars as targets for Zeeman Doppler imaging
在英澳望远镜上进行了高分辨率分光和分光偏振测量，以确定对年轻的类太阳恒星进行磁性研究的合适目标，并对早期太阳演化进行代用研究。这项研究涉及调查一些可变的晚期F-/早期G-型类太阳恒星最初确定的依巴谷任务。在这项研究中观测到的38颗恒星中，HIP 31021，HIP 64732，HIP 73780被发现是光谱双星，HIP 19072，HIP 67651和HIP 75636也可能是双星，HIP 33111甚至可能是三重系统。磁场在一些巡天星上被探测到：HIP 21632、HIP 43720、HIP 48770、HIP 62517、HIP 71933、HIP 77144、HIP 89829、HIP 90899和HIP 105388，使这些恒星成为后续塞曼多普勒成像研究的良好候选者。
2011-09-15 astro-ph.SR
HARPS spectropolarimetry of O and B-type stars
我们对大质量O型和B型恒星中磁场的存在和强度的了解仍然非常少。最近的观测表明，磁场的存在导致了在大质量恒星中观察到的各种不同波长的现象，如化学特性、紫外线风线的过量发射和周期性紫外线风线变化、不寻常的X射线发射以及H α和He II 4686的周期性变化。然而，由于探测到的磁场的强度和它们的几何形状因恒星而异，因此很难建立与多波长诊断的关系。在这项工作中，我们提出了新的磁场测量的一些O型和B型恒星的不同分类与HARPS在分光偏振模式。
2013-09-21 astro-ph.SR
Spectropolarimetry of Type II supernovae (I) Sample, observational data and interstellar polarization
本文提出改进方法分析11颗II型超新星的星际偏振成分，发现多数偏振度≤1.0%，并识别出宿主星系尘埃导致的非银河系式短波长偏振。
2023-07-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Spectropolarimetric Comparison of the Type II-Plateau Supernovae SN 2008bk and SN 2004dj
II型高原超新星（SN II-P）SN 2004 dj是第一个在光度平台下降之前、期间和之后通过精细的时间采样获得分光偏振测量数据的SN II-P，光度平台标志着SNe II-P从光球相到星云相的转变。SN 2004 dj在从平台下降的过程中显示出一个戏剧性的极化尖峰，然后在接下来的200天内表现出平稳的极化下降。Leonard等人（2006年）将这种现象解释为强烈非球形爆炸机制的证据，这种机制只在最里面的喷出物中留下了非球形的印记。在这份简短的报告中，我们比较了II-P型SN 2008 bk和SN 2004 dj的9个类似的良好采样的分光偏振测量时期。与SN 2004 dj不同，SN 2008 bk在平台期结束前就开始极化，并在星云相早期保持几乎恒定的极化水平。奇怪的是，虽然两个物体的偏振开始和持续时间不同，但两个物体在记录的最大偏振时期的详细光谱偏振特性非常相似。我们简要地解释了非本地热力学平衡，时间依赖性的辐射传输模拟专门为SN II-P喷出物的光的数据。
2011-09-25 astro-ph.SR
Spectropolarimetry of the Type Ia SN 2007sr Two Months After Maximum Light
我们提出了SN 2007sr的后期时间光谱偏振观测，在ESO帕拉纳尔天文台的VLT望远镜时，对象是63天后，最大的光。晚时光谱在CaII吸收特征中表现出较强的线偏振。SN 2007 sr增加了一些正常Ia型SNe的情况，这些SNe在晚期表现出高的线极化或再极化，这一事实可能与早期存在的高速特征有关。
2012-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Polarisation spectral synthesis for Type Ia supernova explosion models
本文提出了一种计算多维超新星爆炸模型的合成分光偏振的蒙特卡罗辐射转移方法。该方法利用“虚拟包”的传播过程中产生的蒙特卡罗量子和用于计算合成观测特定的观察者取向。与通过直接合并涌现的蒙特卡罗量子来提取合成观测值相比，这种虚拟包方法导致蒙特卡罗噪声的大幅减少。这对于计算合成分光偏振法至关重要（因为偏振度通常非常小），但对于计算光变曲线和光谱也很有用。我们首先验证我们的方法通过应用程序的理想化的测试代码简单的几何形状。然后，我们描述了其实施的Monte Carlo辐射转移代码ARTIS和目前的测试计算简单的模型Ia型超新星。具体来说，我们使用众所周知的一维W7模型来验证我们的方案可以准确地从球形模型中恢复零偏振，并证明与简单的分组分箱方法相比，蒙特卡罗噪声降低。为了研究非球面喷出物对偏振光谱的影响，我们使用ARTIS计算合成观测的长椭球和扁椭球模型与Ia型超新星的组成。
2015-03-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Early Asymmetries of Supernova 2008D / XRF 080109
本文介绍了与XRF 080109相关的Ib型SN 2008 D在两个不同时期的分光偏振测量。这些观测的时期对应于V波段光变曲线最大值和光变曲线最大值后15天（或XRF后21天和36天）。我们发现SN 2008 D是显著偏振的，尽管最大的贡献是由于星际偏振分量Q_ISP=0+/-0.1%和U_ISP=-1.2+/-0.1%。在这两个时期，SN 2008 D的分光偏振光谱属于D1+L（HeI）+L（Ca II）。在两个历元，连续波长区域的固有偏振<0.4%，这意味着光球的不对称性<10%。类似于其他Ibc型SNe，如2005 bf，2006 aj和2007 gr，我们观察到显着的偏振对应的光谱特征的Ca II，He I，Mg I，Fe II，并可能，O I 7774，约接近球对称光球。我们介绍了一个新的情节显示出不同的化学线形成区域的喷出物和评论的高度极化的高速钙II功能的IBC型SNE的明显的普遍性。钙II IR三重态的偏振角是显着不同的，在这两个时代，其他物种，这表明高速钙II形式在一个单独的部分喷出物。SN 2008 D外层的表观结构对于解释与冲击爆发相关的早期X射线发射具有意义。（节略）
2009-08-20 astro-ph.SR
Direct observation of the radial magnetic field gradient in HD58260 from spectropolarimetry of NLTE lines in emission
由于磁场在恒星中的存在是毋庸置疑的，因此它们在恒星大气结构中的作用长期以来一直是人们猜测的主题。在我们对这一讨论的贡献中，我们提出了分光偏振证据，证明了主序上的B型磁星HD 58260的大气层中磁场的径向分量随高度而减小。我们表明，斯托克斯V型配置文件的金属线在发射的外层大气的证据是一个领域的三倍弱于从内层的吸收线。由于磁梯度泵机制而产生的高能粒子的额外流动可能是这类恒星周围磁层的起源，也是观测到的高能现象的基础。我们还列出了一系列的谱线用于测量早期型恒星的表面场。
2021-11-11 astro-ph.SR
VLT Spectropolarimetry of the Type Ia SN2005ke - A step towards understanding subluminous events
我们在3个历元（-8天，-7天和+76天）对亚发光Ia型SN 2005 ke进行了光学偏振光谱观测。通过与爆炸和辐射传输模型的数据比较，得出爆炸特性。SN的偏振特性与另一个可以用分光偏振法测量的次发光事件（SN 1999 by）非常相似。数据呈现出一个非常明显的主轴，这是由连续谱和线，如SiII 6355，这表明相对较大的，全球的不对称性是共同的光球和线形成区域。在SiII 6355吸收中观察到的最大偏振度达到0.39+/-0.08%。与在核心正常Ia型中所看到的不同，SN 2005 ke显示出显著的连续偏振，其从蓝色增长到红色，并在约7000 A处达到峰值，达到约0.7%。偏振和通量谱的性质可以理解的一个亚光延迟爆轰（DD），或脉动DD方案，或WD合并的框架内。相对于核心正常超新星Ia的外观差异是由低光球温度结合未燃烧的C层和爆炸性C和O燃烧产物的更大层造成的。相对较高水平的连续极化解释了一个显着的全球不对称性（~15%），这是很好地再现了一个扁椭圆形的几何形状。我们的研究结果表明，SN 2005 ke产生于一个单一的退化系统，其中WD是特别迅速地旋转，接近破裂速度，或从一个双退化合并。根据目前的极化数据，我们无法区分这两种可能性。
2012-06-08 astro-ph.SR
LBT/PEPSI Spectropolarimetry of a Magnetic Morphology Shift in Old Solar-type Stars
太阳型恒星在诞生时就具有相对较快的自转和较强的磁场。通过一个被称为磁制动的过程，随着恒星风逐渐从系统中移除角动量，旋转会随着时间的推移而减慢。角动量损失的速率敏感地取决于磁场的形态，偶极磁场对恒星施加的扭矩最大。最近的观测表明，磁制动的效率可能会显着下降，在接近其主序星寿命的中间。解释这种效率降低的一个假设是磁形态从主要的较大空间尺度向较小空间尺度的转变。我们的目标是测试这一假设与光谱偏振测量两颗恒星的样本色球活动水平的相对两侧的拟议的磁过渡。正如预测的那样，更活跃的恒星（HD 100180）由于非轴对称的大尺度磁场而表现出显着的圆偏振信号，而不太活跃的恒星（HD 143761）则没有显着的信号。我们确定类似物的两颗恒星之间的一个样本的特征良好的开普勒目标，我们预测，从未来的TESS观测HD 143761的星震年龄将大大超过预期的年龄从陀螺年代学。我们的结论是，磁形态的变化可能有助于中年恒星磁制动的损失，这似乎与其全球发电机的关闭相吻合。
2019-12-04 astro-ph.SR
The 91T/99aa-like Type Ia Supernova 2019vrq, Part I: Photometry, Spectroscopy, and Spectropolarimetry of a Nearly Standard Candle
Tsinghua University（清华大学）；Florida State University（佛罗里达州立大学）；University of Texas（德克萨斯大学）；European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO)（欧洲南方天文台）；Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；Las Cumbres Observatory（拉西布朗观测站）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）
本研究通过光谱、光度和偏振观测，发现过亮91T/99aa类Ia型超新星2019vrq具有球对称光球层和低偏振，结合其高光度和短形成时间，表明该子类可作为高红移标准烛光。
2026-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-epoch Spectropolarimetry of SN 2011fe
我们提出了多个分光偏振观测附近的Ia型超新星（SN）2011 fe在M101，获得之前，期间和之后的最大视亮度的时间。我们的光谱偏振测量的出色的时间覆盖范围允许更好地监测偏振特征的演变比典型的，这使我们能够新的洞察正常超新星Ia的性质。SN 2011 fe在连续谱线和强吸收线上都表现出随时间变化的极化。在早期，红色波长表现出高达0.4%的连续偏振度，可能表明电子散射光球中的轻微不对称。这种行为在次发光的Ia超新星中比在正常事件（例如SN 2011 fe）中更常见。吸收线集合上的偏振度随时间的不同而变化很大。在最早的时期期间，吸收线的$λ$ 4600-5000 μ m复合物在与连续谱不同的位置角处显示增强的偏振。我们探索这些功能的起源，提出了一些可能的解释，没有到达一个单一的青睐离子。在接近最大值的两个时期内，主要的偏振特征与Si{ \sc ii} $λ$ 6355 nm吸收线有关。这对于SNeIa来说很常见，但对于SN 2011 fe来说，这个特征的偏振在最大光之后增加，而对于其他SNeIa来说，这个偏振特征在最大光之前最强。
2016-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
A High-Velocity Scatterer Revealed in the Thinning Ejecta of a Type II Supernova
我们提出了深，星云相位光谱偏振的II-P/L SN 2013 ej型，获得爆炸后167天与欧洲南方天文台的甚大望远镜。偏振通量谱是一个近乎完美的（92%相关），红移（约4，000 km/sec）的总通量谱的复制品。这种惊人的对应关系以前从未在星云相超新星分光偏振测量中观察到过，尽管迄今为止能够揭示它的数据很少获得。通过与恒星爆炸的二维偏振辐射转移模拟的比较，我们证明了由放射性56-Ni的高速空间受限团块的衰变产生的局部电离-由最终径向速度超过4，500 km/sec的爆炸合成并作为爆炸的一部分发射-可以通过增强的电子散射再现观测结果。在星云相早期（第134天）获得的额外数据产生了类似的强相关性（84%）和红移，而在光球相时期，从第8天到第97天的采样则没有。这表明，高速散射源的主要偏振特征只有在最初不透明的厚氢包层变得足够透明时才占主导地位。在其他相当典型的核心坍缩超新星中的这种检测增加了越来越多的证据，支持自然界最常见类型的恒星爆炸的强烈不对称性，并建立了偏振通量的力量-以及由它编码的特定信息在星云时代的线光子-作为此类调查的重要工具。
2021-10-21 astro-ph.HE 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
Spectroscopy and Linear Spectropolarimetry of the early Herbig Be Stars PDS 27 and PDS 37
经过充分研究的早期型前主序星的数量非常有限，从观测的角度阻碍了对大质量恒星形成的研究。在这里，我们提出的VLT/FORS 2分光偏振和VLT/X-射手光谱观测的两个最近公认的候选赫比格恒星，PDS 27和PDS 37的结果。通过谱线分析和光度测量，我们发现这两个天体都是热的，其温度为17500 $\pm$ 3500~K，半径为17.0 $\pm$ 4.0和25.8 $\pm$ 5.0~ ${\rm R}_\odot$，质量为15.3 PDS 27和PDS 37的$_{\odot}$分别为21.1（+5.4，-4.4）和21.1（+11.0，-5.3）~M $_{\odot}$。这表明这两个天体在演化过程中非常年轻，可能会成为O型恒星。它们的年轻是由于它们的高增长率，即$10^{-3}$/年。在两个物体中检测到H $α$的吸收分量上的线性偏振的变化。这种变化表明，在几个恒星半径的尺度上，靠近恒星的星周环境具有扁平的结构，我们将其确定为内部吸积盘。在这两个天体的许多线条上都可以看到强烈的变化，这进一步表明了活跃的星周环境。
2015-07-22 astro-ph.SR
Multi-epoch Spectropolarimetry of SN 2011fe
我们提出了多个分光偏振观测附近的Ia型超新星SN 2011 fe在M101，获得之前，期间和之后的最大视亮度的时间。SN 2011 fe在连续谱线和强吸收线上都表现出随时间变化的极化。在所有的历元，红色波长表现出0.2%-0.4%的连续偏振度，可能表明电子散射光球的持久不对称性。然而，跨Si II 6355吸收线的偏振度从一个时期到另一个时期变化很大。在最大值之前，Si II 6355在与偏振连续区相同的位置角（PA）处显示出增强的偏振。然而，在接近最大值的两个时期，Si II 6355的吸收具有较低的偏振度，其PA与连续谱相差90度。在最大值之后，吸收特征具有与相邻连续谱相同的偏振度和PA。蓝色的另一个吸收特征（Si II 5051或与Fe II线的混合物）显示出定性的类似变化，尽管这些变化在时间上转移到更早的时期。这种行为类似于宽吸收线类星体中的现象，在宽吸收线类星体中，吸收特征中的偏振被解释为吸收一些非偏振连续通量的线。这种行为，随着90度的偏移的偏振PA随时间的推移，意味着一个时间依赖的大尺度的不对称性的爆炸。
2011-11-28 astro-ph.CO astro-ph.SR
Spectropolarimetry of Galactic stars with anomalous extinction sightlines
高度变红的Ia型超新星（SNe Ia）具有较低的总选择性可见消光比$R_V$，也显示出特殊的线性偏振波长依赖性，峰值偏振在短波长（$λ_{max} \lesssim 0.4 μm$）。目前还不清楚为什么Ia超新星的视线与银河系中具有相似$R_V$值的星际视线显示出如此不同的连续偏振轮廓。我们调查的偏振配置文件的银河系恒星的样本与低$R_V$值，沿异常消光视线，目的是找到相似的偏振配置文件，我们观察到的超新星Ia视线。我们对14颗恒星进行了分光偏振测量，并使用了另外3颗恒星的档案数据，并进行了尘埃消光和偏振模拟，以推断出一个简单的尘埃模型，该模型可以重现观测到的消光和偏振曲线。我们的样本银河系恒星低$R_V$值和异常消光视线显示正常的偏振配置文件的平均$λ_{max} \sim 0.53 {μm}$，是一致的3 $σ$的银河系恒星从文献中的一个较大的相干样本。尽管在我们的样本中，尘埃朝向恒星的$R_V$值很低，但偏振曲线与观测到的朝向超新星Ia的连续偏振曲线没有任何相似之处，后者具有低$R_V$值。最佳拟合Serkowski参数$K$和$λ_{max}$之间存在相关性，但我们未发现$R_V$和$λ_{max}$之间存在任何显著相关性。我们的模拟表明，$K-λ_{max}$关系是一个内在的属性的偏振。此外，我们已经表明，为了重现正常$λ_{max}$和低$R_V$值的偏振曲线，人口大（…
2018-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared Spectropolarimetric Detection of Intrinsic Polarization from a Core-Collapse Supernova
大质量恒星以核心坍缩超新星（CCSN）的形式爆炸死亡。导致坍缩恒星反弹到爆炸的确切物理过程还没有得到很好的理解，解决这个问题的关键可能在于测量CCSNe喷出物的形状。分光偏振法是在银河系和麦哲伦云之外对CCSNe进行这种测量的唯一方法。我们提出了一个CCSN的红外（IR）光谱偏振检测，使新的高灵敏度WIRC+Pol仪器在帕洛玛天文台，可以观察CCSNe（M = -17马格斯）到20 Mpc的偏振精度~0.1%。红外光谱偏振比光学的影响较小的尘埃散射在拱星和星际介质，从而提供了一个更公正的探头的内在几何形状的SN喷出物。SN 2018 hna是一个类似SN 1987 A的爆炸，在爆炸后182 d，在天空中160 °方向的J波段上显示出2.0 ± 0.3%的连续偏振。假设像SN 1987 A中那样的扁长几何形状，我们推断出喷射物轴比<0.48，对称轴指向70度位置角。轴比与SN 1987 A相似，表明它们可能具有相同的固有几何形状和倾角。我们的数据并不排除扁圆状喷出物。我们还观察到另一个核心崩溃和两个热核SNe在J带。SN 2020 oi是M100中的一个Ic型剥层SN，在峰值光下p = 0.37+-0.09%，表示10%的不对称性或主星际偏振。SNe Ia、2019 ein和2020 ue在峰值光附近具有p < 0.33%和< 1.08%，分别指示小于10%和20%的不对称性。
2021-02-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-epoch spectropolarimetry of SN 2009ip: direct evidence for aspherical circumstellar material
我们介绍了SN 2009 ip在2012年爆炸过程中的偏振光谱。在最初的2012年阶段，当源光谱表现出广泛的P-Cygni线，我们测量的P~0.9%的V带偏振的位置角为~166度，表明实质上非球面的2012年流出。在2012 b相位的后续峰值附近，当光谱显示出与星周物质（CSM）强烈相互作用的迹象时，我们在72度的位置角处测量到P~1.7%，表明偏振的单独物理分量，其非球面度比2012 a流出物更高，并且在天空中具有正交对称轴。在峰值过去30天左右，这与下降光变曲线中的凸起相一致，我们测量到P~0.7%，并且在一些宽线上P有显著变化，特别是HeI/NaI。在峰值过去60天后，源似乎接近星际偏振的低值（P<0.2%）。这些结果与2012年a期间可能发生的两极爆炸影响CSM的环形分布，从而导致2012年b增亮的情景一致。2012 a和2012 b几何形状之间的正交性与2012 a事件引发CSM的假设不一致，该CSM在40天后被2012 b事件的物质击中。相反，非球面CSM可能有一个单独的起源与爆发的恒星祖在前几年。先前假设CSM为球对称的计算低估了所需的爆炸能量，因为结果表明，在2012 b阶段，<10%的快速SN喷出物参与了强CSM相互作用。根据分光偏振结果，喷出物的动能为1 e51尔格是难以避免的，这支持了2012年爆发是核心坍塌超新星爆炸的结果的解释。
2014-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Core Normal Type Ia Supernova 2019np: An Overall Spherical Explosion with an Aspherical Surface Layer and an Aspherical 56Ni Core
对正常热核超新星SN 2019 np的光学偏振光谱仪从B波段最大值的-14.5天到+14.5天检测到第一个历元的内禀连续偏振，p（ε）为0.21 ± 0.09%。在第-11.5天至第+05天之间，p（p）保持约为0，到第+14.5天，p（p）再次显著，为0.19 ± 0.10%。不考虑第一个历元，SiII（6355 A）的主轴大致恒定，保持接近连续体，直到第+14.5天两个旋转方向相反。详细的辐射流体动力学模拟产生了一个非常陡峭的密度斜率在最外层的喷出物，使低的第一个时代p（常数）约0.2%，但建议一个单独的结构，轴比约为2，在外部富碳3. 5E-3 Mo.大幅度波动的极化曲线和絮状外观的极图的钙II近红外三重态（NIR 3）可能与一个共同的起源。偏振光谱的时间演化与偏心延迟爆轰一致。极化的后期增加和位置角的可能变化也与非球面56 Ni芯一致。由于硅II（6355 A）和钙II NIR 3形成在同一区域的扩展光球，与线掩星和热化生产p之间的相互作用。小规模的偏振功能可能是由于小规模的结构，但许多可能与原子模式的准连续;几乎没有一个等价的总通量谱。我们比较SN 2019 np与其他SNe和SNIa分光偏振法制定未来的目标和战略。
2023-01-11 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
VLT Spectropolarimetry of the fast expanding Type Ia SN2006X
使用VLT-FORS 1，我们对Ia型SN 2006 X进行了7个极大前时期（-10天至-1天）和一个极大后时期（+39天）的光学分光偏振观测。SN在4000 A时表现出强烈的连续星际偏振，达到约8%，其特征是波长依赖性与Milky Way尘埃混合物的波长依赖性有很大不同。一些SN特征，如SiII 6355 A和CaII IR三联体，呈现出明显的演化。CaII近红外三重态在第-10天已经显示出明显的极化（~1.4%），这与强高速特征（HVF）相对应。SiII极化在第-6天达到峰值，约为1.1%，在第-1天降低至0.8%。到第+39天，对于Si II线没有检测到偏振信号，而Ca II IR三重态显示出在1.2%水平的显著再偏振。与另一个强极化SN（2004 dt）的情况一样，在OI 7774 A吸收中未检测到极化。快速膨胀的SN 2006 X位于峰值极化和下降速率之间关系的上边缘，它证实了先前关于极化程度，膨胀速度和HVF强度之间相关性的推测。在我们的最后一个时代，最先进的Ia型SN探测到的钙II的极化，在延迟爆炸模型中与爆炸期间合成的钙的外边界（15，000 - 17，000 km/s）的速度一致。这表明大规模的化学不均匀性产生的偏心爆炸，相当少量的混合，或两者的组合效果。相反，在富钙层（8000- 10，000 km/s）的内边缘没有极化意味着在这些较深的区域有大量的混合。
2009-09-30 astro-ph.CO astro-ph.SR
Probing the rotational velocity of Galactic WO stars with spectropolarimetry
氧序沃尔夫-拉叶星（WO）被认为是某些大质量恒星演化的最后阶段，因此它们可能是Ic型超新星的祖先，也可能是宽线Ic型和长伽马射线暴的潜在祖先。我们提出的第一个分光偏振观测银河WO星WR 93 b和WR 102上的VLT与FORS 1获得。我们没有发现线效应的迹象，这是可以预期的，如果这些恒星是快速旋转。我们还对潜在未检测到的线效应的幅度进行了限制。这使我们能够推导出可能的本征连续极化的上限，并分别发现WR 93 b和WR 102的P $_{\rm cont}$ <0.077%和P $_{\rm cont}$ <0.057%。此外，我们推导出上限的旋转我们的WO明星考虑我们的结果的背景下，风压缩效应。我们估计，对于边缘上的情况，WR 93 b的旋转速度为v $_{\rm rot}$ < 324 km/s，而对于WR 102 v $_{\rm rot}$ < 234 km/s。这些值分别对应于v $_{\rm rot}$ /v $_{\rm crit}$ <19%和<10%的值，以及log（j）<18.0 cm $^2$ /s（对于WR 93 b）和<17.6 cm 2/s（对于WR 102）的值。因此，我们的WO星的v $_{\rm rot}$ /v $_{\rm crit}$和log（j）的上限与银河系WR星的估计值相似，它们确实显示出线效应。因此，虽然在单个WR星中存在线效应表示…
2018-07-10 astro-ph.SR
Some comments on the paper by Vink et al. 2009 (A&A, 505, 743 or arXiv:0909.0888)
在最近的一篇论文中，Vink等人分析了O型星的一些分光偏振数据。在此，我们对本文中提出的一些观点进行了评论，希望有助于全面掌握这些测量的科学含义。
2010-02-02 astro-ph.SR
The Unification of Asymmetry Signatures of Type Ia Supernovae
我们提出了一个汇编的几何测量获得使用光学和红外光谱和光学spectropolarimetry探测Ia型SNe爆炸几何。偏振测量是敏感的天空平面的不对称性，而线配置文件在星云相位谱预计跟踪垂直于天空平面的不对称性。这两种方法的结合可以克服各自的投影效应，完全探测这些事件的三维结构。对于9个正常Ia型SNe，我们发现\ion{Si}{2} $λ6355$在最大值前5天的极化（$p_{Si\,II}$）与其速度演化（$\dot{\rm v}_{Si\,II}$）有很好的相关性，这意味着$\dot{\rm v}_{Si\,II}$主要是由于SNe的不对称性。我们发现，在\ion{Si}{2}的偏振和星云光谱中光学\ion{Fe}{2}和\ion{Ni}{2}线的峰值发射速度（${\rm v}_{neb}$）之间只有很弱的相关性。我们的样品是有偏的，偏振测量仅适用于正常的SNe，随后表现出积极的（即红移）${\rm v}_{neb}$。这些指标一致地与偏离中心的延迟爆炸相一致，其中外层由球形氧层占主导地位，混合有中间质量元素的不对称分布。光谱和分光偏振指标的组合表明，一个单一的几何配置正常Ia型超新星，与一些所观察到的性质的多样性所产生的取向效应。
2010-08-03 astro-ph.SR
Large Late-time Asphericities in Three Type IIP Supernovae
II型坪超新星（SNe IIP）是红超巨星爆炸的结果，是核心坍缩超新星中最常见的子类。过去的观测表明，SNe IIP喷出物的外层大部分是球形的，但非球形的程度向核心增加。我们提出的证据表明，在最近的三个SNe IIP（SNe 2006 my，2006 ov和2007 aa）的内核高度的非球面性，揭示了晚时间的光学偏振光谱。这三个物体都被选择为具有非常低的星际偏振（ISP），这最大限度地减少了ISP去除的不确定性，并允许我们使用连续偏振作为非球面性的示踪剂。这三个天体在测光平台结束后的观测中具有0.83-1.56%的内在连续偏振，在强发射线的波长处偏振几乎下降到零。我们对SN 2007 aa早期的观测，在测光平台上进行，显示出相对较小的连续偏振（~0.1%）。SN 2006 ov的晚期H-α和[O I]线剖面为内部喷出物的非球面性提供了进一步的证据。在非常普通的核心坍缩超新星中，如此高的核心极化提供了进一步的证据，基本上所有的核心坍缩超新星爆炸都是高度非球面的，即使喷出物的外部只显示出与球面对称性的微小偏差。
2010-04-20 astro-ph.CO astro-ph.SR
The Second Stellar Spectrum: Rotating hot massive star linear spectropolarimetry with the Ohman Effect
本研究利用平面平行模型探索奥曼效应，揭示旋转热大质量恒星谱线中的三峰线性偏振图案，并强调远紫外波段观测前景，为未来天基偏振测量提供依据。
2025-08-05 astro-ph.SR
X-ray spectropolarimetry of the bright atoll Serpens X-1
本文使用IXPE、NICER和NuSTAR对明亮环礁源Serpens X-1进行同步X射线偏振与光谱观测，测得2-8 keV能段偏振度上限为2%，首次探测到I型X射线爆发并设定其偏振上限，通过相对论反射模型拟合得出盘倾角25度，证实其低偏振与低倾角及吸积几何一致。
2024-08-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The 3D shape of Type IIb SN 2011hs
我们观察到IIb型SN 2011 hs在光学波长上的七个分光偏振时期，范围从-3到+40天，相对于V波段最大值。探测到了高度的星际偏振（高达3%），峰值位于4500埃的蓝色区域。在一些Ia型SNe中也观察到类似的行为，但从未在IIb型中观察到。我们发现，这是最有可能的结果，在SN附近的小硅酸盐颗粒的相对增强。在-3天和+2天时恢复了显著的内在连续极化（分别为p = 0.55 ± 0.12%和p = 0.75 ± 0.11%）。我们讨论了偏振角的变化跨越谱线和连续诊断的三维结构的喷出物。在V带最大值之后的-2天到+18天之间，我们看到连续极化角逐渐旋转约-50度。在He I λ5876、Hα和Ca II红外三重态中也有类似的旋转，这似乎表明了地球几何对线偏振特征的强烈影响。在斯托克斯q-u平面上它们各自的环的演化的差异表明，线特定的几何形状也正在被探测。可能的解释进行了讨论，并放置在文学的背景下。我们发现SN 2011 hs的光谱偏振与SN 2011 dh的光谱偏振最相似，尽管有显著的差异。
2019-01-22 astro-ph.SR
Time-resolved polarimetry of the superluminous SN 2015bn with the Nordic Optical Telescope
我们目前的成像偏振超亮超新星SN 2015 bn，获得了9个时期之间的$-$ 20和$+$ 46天的北欧光学望远镜。这是一颗在附近缓慢演化的I型超亮超新星，已经被广泛研究，并且也有两个时代的分光偏振法。基于场星，我们确定银河系中的星际极化可以忽略不计。SN 2015bn的极化在最后一个时期显示了统计学上的显著增加，证实了以前的发现。我们的良好采样的成像偏振系列使我们能够确定这种增加（从$\sim 0.54\%$到$\gtrsim 1.10\%$）与光谱中发生的快速变化在时间上一致。我们的结论是，超新星经历了“相变”在大约$+$ 20天，当光球发射从外层，主要是出生的C和O，一个更非球面内核，主要是新鲜的核合成材料。这个双层模型可以解释I型超亮超新星的特征外观和性质。
2017-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Predicting polarization signatures for double-detonation and delayed-detonation models of Type Ia supernovae
合成光谱偏振测量的计算是检验Ia型超新星多维爆炸模型的一种手段。在最近的一篇论文中，我们证明了1.1和0.9 M $_{\odot}$白矮星双星系统的剧烈合并太不对称，无法解释正常Ia型超新星中通常观察到的低偏振水平。在这里，我们提出了两种替代方案的极化模拟：亚亚-拉塞卡质量双爆轰和拉塞卡质量延迟爆轰模型。具体来说，我们研究了一个二维双爆轰模型和一个三维延迟爆轰模型，并计算了在这两种情况下的多个观测方向的偏振光谱。我们发现适度的极化水平（$<$ 1%）的两个爆炸模型。连续谱中的偏振在$\sim$ 0.1 $-$ 0.3%处达到峰值，并在最大光之后下降，与正常Ia型超新星的光谱偏振数据非常一致。在各个谱线上发现更高的偏振度。特别是，合成的Si ii λ6355剖面的偏振水平与在正常Ia型超新星中观察到的值非常匹配，而O i λ7774区域预测的低偏振度与当前数据中未检测到这一特征一致。我们的结论是，我们的模型可以重现许多的特点，通量和偏振光谱的研究Ia型超新星，如SN 2001 el和SN 2012 fr。然而，这里考虑的两个模型不能解释在SN 2004 dt等极端情况下观察到的异常高的极化水平。
2016-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
An axisymmetric shock breakout indicated by prompt polarized emission from the type II supernova 2024ggi
Tsinghua University（清华大学）；Beijing Normal University（北京师范大学）；Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO)（欧洲南方天文台）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）；Royal Holloway, University of London（伦敦大学皇家霍洛威学院）
针对大质量恒星爆炸激波启动与传播的谜题，通过对II型超新星2024ggi爆炸后约1.2天的早期光谱偏振测量，发现其激波突破存在明确对称轴且贯穿爆炸过程，表明驱动爆炸的物理机制具轴对称性且作用于大尺度。
2025-11-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
UVMag: Space UV and visible spectropolarimetry
UVMag是一个空间飞行任务项目，配备了一台在紫外线和可见光范围内工作的高分辨率分光偏振仪。将在欧空局的M4电话会议上向欧空局提出这一M型飞行任务。UVMag的主要目标是测量所有类型恒星的磁场、风和环境，以更好地了解恒星的形成和演化以及恒星环境对周围行星的影响。紫外线和可见光分光偏振观测的突破性组合将使科学家能够同时研究恒星表面及其环境。这一任务的仪器挑战是设计一个高分辨率空间分光偏振计，在117 nm至870 nm的巨大光谱域中测量被观测恒星的全斯托克斯矢量。由于光学元件的色散和FUV中的双折射问题，该光谱范围是主要困难。由于该仪器将被发射到空间，偏振模块必须是鲁棒的，因此如果可能的话，仅使用静态元件。本文介绍了不同的设计可能性旋光仪在这一点上的项目。
2014-07-23 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.ins-det
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
Asymmetries in SN 2014J Near Maximum Light Revealed Through Spectropolarimetry
我们给出了M82中Ia型SN 2014 J的分光偏振观测结果，时间跨度为6个历元：+0、+7、+23、+51、+77、+109和+111天。强的连续偏振，这是恒定的随时间的推移，显示出不同的线性二色性在银河系尘埃产生的波长依赖性。观测到的偏振可能完全是由于星际尘埃或包括拱星散射成分。我们发现，偏振角与宿主星系的磁场一致，认为其起源于星际。此外，我们确认在短波长的偏振峰值，这将意味着$R_V < 2 $沿视线的光，与早期的偏振测量。为了说明的目的，我们包括一个两个组件适合我们的+51天历元的连续偏振，结合了星周散射组件与星际尘埃的散射可以占一半以上的偏振在$4000$的。在去除星际偏振信号后，SN 2014 J呈现出非常低的连续偏振水平。在喷出物内的元素分布的不对称性是可见的，根据Si II 6355的吸收线，通过中等水平的时变偏振。在最大光下，线偏振达到$\sim0.6$ %，一周后降低至$\sim0.4\%$。该特征还在$q_{RSP}$ - $u_{RSP}$平面上形成环，说明离子不具有轴对称分布。观测到的偏振特性表明SN 2014 J的爆炸几何形状通常是球状的，硅的分布呈团块状。
2016-05-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Asphericity, Interaction, and Dust in the Type II-P/II-L Supernova 2013ej in Messier 74
SN 2013 ej是一颗经过充分研究的核心坍缩超新星（SN），起源于M74星系中一颗直接被确认的红超巨星（RSG）。该源表现出大量的几何非球面性，与星周物质（CSM）持续相互作用产生的X射线，来自温暖尘埃的热辐射，以及介于II-P型和II-L型超新星之间的光变曲线。这个源的接近促使对这些物理特性及其潜在的相互联系进行仔细检查。我们提出了SN 2013 ej在前107天内的多历元分光偏振测量，以及过去~800天的深光学光谱和紫外通过红外测光。SN 2013 ej在复合阶段表现出最强和最持久的连续谱和线极化。建模表明，数据是一致的扁椭圆形光球，近边观察，并可能增加了星周尘埃的光学散射。我们认为，与赤道分布的CSM的相互作用，也许是二进制的演变的结果，是负责产生的光球非球面。与此相关，我们的后期光学成像和光谱显示，不对称CSM相互作用正在进行中，从冲击激发喷出物的宽H-α发射的形态提供了额外的证据，相互作用区域的几何形状是椭圆形的。另一种可能性是，从本质上双极爆炸产生的长椭球体几何形状也是对数据的合理解释，但可能需要放射性物质的弹道射流能够在复合阶段早期穿透氢包层（略）。
2016-12-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectropolarimetry of SN 2023ixf reveals both circumstellar material and helium core to be aspherical
本文通过SN 2023ixf的多历元光学偏振观测，发现其早期星周物质呈非球对称，光球阶段趋于球对称，平台下降期偏振跃升揭示了内部抛射物或光深变化，且上升期高偏振为该超新星独有。
2025-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Diversity of dust properties in external galaxies confirmed by polarization signals from Type II supernovae
研究星系外星际尘埃的性质不仅对推断天体的内在性质，而且对理解星系内恒星/行星形成具有重要意义。根据在变红的Ia型超新星（SNe）中观察到的非银河系的消光和星际偏振（ISP），人们认为它们的宿主星系包含的尘埃颗粒的性质与银河系（MW）尘埃有很大的不同。研究这种非类MW尘埃在宇宙中的普遍性是很重要的。在这里，我们报告了两个高度熄灭的II型SNe（SN 2022 aau和SN 2022 ame）的分光偏振。SN 2022 aau在比MW星更短的波长处显示出偏振最大值，这也在一些Ia型SNe中观察到。这是在其宿主星系中存在非MW类尘埃的明确证据（即，NGC 1672）。这一事实意味着这种非MW类尘埃在某些环境中可能比预期的更常见，因此它可能会影响恒星/行星形成的图像。另一方面，SN 2022 ame显示了类MW ISP，这意味着在其宿主星系中存在类MW尘埃（即，NGC 1255）。我们的研究结果证实，星系的尘埃性质是不同的，无论是局部还是全球。目前的工作表明，进一步调查的IS尘埃性质的外部星系使用偏振的高度红SNe是有前途的，提供了一个很好的机会，研究宇宙中的这种非MW类尘埃颗粒的普遍性。
2022-11-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2014ab: An Aspherical Type IIn Supernova with Low Polarization
我们目前的光度，光谱和分光偏振超新星（SN）2014 ab，通过$\sim 200$天后获得的峰值亮度。SN 2014 ab是一个明亮的IIn型SN（$M_V < -19.14$等），在其宿主星系VV 306 c的核心附近达到峰值亮度后被发现。发现前上限将爆炸时间限制在发现前200天内。虽然SN 2014 ab在我们的观测过程中下降了$\sim 1$等，但观测到的光谱保持显著不变。光谱表现出一个不对称的发射线轮廓与一贯较强的蓝移分量，这表明尘埃的存在或缺乏对称性之间的远侧和近侧的SN。Pa的$β$发射线显示出与H $α$非常相似的轮廓，这意味着这种较强的蓝移成分是通过大尘埃颗粒的遮蔽、光学厚材料的掩星或相互作用区域的远侧和近侧之间缺乏对称性而引起的。尽管有这些不对称的线轮廓，我们的光谱偏振数据显示，SN 2014ab在考虑星际偏振后几乎没有检测到偏振。这意味着我们看到的是一个光球层的辐射，它的正面与圆对称只有很小的偏差，我们很可能看到一个SN IIn，它在垂直于我们视线的平面上几乎是圆对称的，但是沿着我们的视线，它要么是大颗粒的尘埃，要么是星周物质或SN喷出物的密度明显不对称。我们认为SN 2014 ab和SN 2010 jl（以及其他SNe IIn）可能是从不同方向观察的类似事件。
2020-07-23 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 $\,$ $\mathrm{s^{-1}…
2017-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Type Ia supernova science 2010-2020
在接下来的十年里，Ia型超新星（SNe Ia）将被用来测试预测暗能量状态方程随时间变化的理论。最终，这需要像JDEM这样的专用太空任务。超新星Ia是成熟的宇宙学探测器-它们的局限性被很好地描述，改进的道路是明确的。主要的系统误差包括光度校准、选择效应、红化和种群相关差异。基于过去的经验教训，控制良好的新调查准备在这些领域取得进展：帕洛玛瞬态工厂，天空测绘仪，拉西拉探索，泛星，暗能量调查，LSST和JDEM。它们将消除历史校准和选择偏差，并允许通过大型子样本进行比较。一些系统分类是由于我们对超新星Ia祖先的无知而产生的，这有希望通过对0<z<4的超新星Ia比率的研究来确定。除了宇宙学之外，超新星Ia还调节着星系和星团的化学演化，为恒星演化提供信息，并且是极端物理学的实验室。在这些背景下，超新星Ia的基本探测包括从紫外到红外的光谱学、X射线团簇和超新星遗迹观测、分光偏振和高级理论研究。虽然计划建立大量的探索设施，但缺乏后续资源。生活在系统学时代需要深入的理解，而不是更大的统计数据。NOAO ReSTAR倡议建造2- 4米望远镜将提供必要的后续能力。最后，为了充分利用LSST，需要匹配良好的宽场光谱能力。
2009-03-05 astro-ph.CO astro-ph.SR
Discovery and Follow-up Observations of the Young Type Ia Supernova 2016coj
NGC 4125中的Ia型超新星（SN~Ia）2016 coj（红移为$z=0.004523$）是由利克天文台超新星搜索在拟合的第一次发光时间（FFLT; $B$带极大值前11.1天）后4.9天发现的。我们的第一次探测（预先发现）仅仅是在FFLT之后的$0.6\pm0.5$天，使SN 2016 coj成为已知最早探测到SN Ia的一个。在发现后仅3.7小时（FFLT后5.0天）采集光谱，并归类为正常SN Ia。我们进行了高质量的光度测定、低分辨率和高分辨率光谱分析以及分光偏振分析，发现SN 2016 coj在光谱上是一个正常的Ia型超新星，但\ion{Si}{2} $λ$ 6355的速度很高（$\sim 12,600$ \，\kms \在峰值亮度附近）。\ion{Si}{2} $λ$ 6355速度演变可以很好地拟合在FFLT后长达一个月的破幂律函数。SN 2016 coj具有正常的峰值光度（$M_B \approx -18.9 \pm 0.2$ mag），并且在FFLT之后达到$B$ -带最大值\about 16.0 μ m.我们估计有低的主机星系消光的基础上，我们的低，高分辨率光谱中的Na~I~D吸收线的缺乏。光谱偏振数据在连续谱中表现出弱偏振，但\ion{Si}{2}线偏振在峰值亮度处相当强（$\sim 0.9\% \pm 0.1\%$）。
2016-11-29 astro-ph.GA 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
Environmental dependence of Type IIn supernova properties
本研究结合光变曲线与宿主星系积分场光谱数据，探究IIn型超新星性质与局地环境的关联，发现高峰值光度的IIn型超新星偏好低金属丰度/年轻恒星族环境，且星周物质密度与金属丰度无显著相关。
2023-06-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova lightCURVE POPulation Synthesis I: including interacting binaries is key to understanding the diversity of type II supernova lightcurves
我们提出的超新星光变曲线人口合成的结果，预测可能的超新星光变曲线的范围所产生的人口的祖星，包括相互作用的二元系统。我们发现，已知的超新星光变曲线的多样性可以被解释为产生的二元相互作用。给出祖星的详细模型，我们能够确定这些恒星中的哪些参数决定了它们超新星光变曲线的形状。主要的因素是超新星喷出物的质量和最后祖先中氢的质量。我们发现，有一个连续的光变曲线的行为，从IIP型，IIL IIb超新星有关的氢和喷出物的质量范围。大多数IIb型超新星的初始质量范围相对较窄，从10到15 M $_{\odot}$。我们还发现了一些明显的光变曲线，这是恒星合并的结果。
2018-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Line Polarization of Si II $λ$6355 Å in Type Ia Supernovae: A New Statistical Approach to Probe the Explosion Physics and Diversity
Gemini Observatory / NSF's NOIRLab（双子座天文台 / 美国国家光学红外天文研究实验室）；Florida State University（佛罗里达州立大学）；European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO)（欧洲南方天文学组织）；University of Texas, Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Tsinghua University（清华大学）
通过分析Ia型超新星中Si II λ6355 Å线的偏振特性，研究者利用统计方法揭示了爆炸物理和多样性，发现不同非对称性类别对偏振的影响。
2025-12-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
