Molecular gas at supernova local environments unveiled by EDGE
CO观测允许估计分子云的气体含量，这可以追踪为恒星形成提供燃料的冷气体的储存，以及通过H $_2$柱密度N（H $_2$）确定消光。在这里，我们研究了毫米波和光学性质在26个超新星（SNe）的位置不同类型的样本中的23个附近的星系结合分子$^{12}$ C $^{16}$ O（J = 1 $\rightarrow$ 0）解决的地图从EDGE调查和光学积分场光谱从CALIFA调查。我们发现，在分子气体方面，II型和Ibc型SNe之间的分离比我们在光学中使用H $α$发射作为当前SF速率的代理所发现的分离更清楚，这加强了SNe Ibc与SF环境更相关的事实。虽然SNe II和SNe Ibc在SN位置处的A $_V$相似，并且高于SNe Ia，但SNe Ibc的N（H $_2$）显著高于SNe II和SNe Ia。当与直接来自SN光度测定和光谱学的替代消光估计相比时，我们发现我们的SNe Ibc也具有更红的颜色过量，但显示出标准的Na I D吸收伪等效宽度（$\sim$ 1 μ m）。在某些情况下，我们发现从环境估计时没有灭绝，但从SN观测测量时有大量的灭绝，这表明星周物质或尘埃升华可能起作用。这项工作作为未来研究的基准，结合上一代毫米和光学IFS仪器，揭示河外SNe的局部环境特性。
2017-02-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Statistical studies of supernova environments
SNe的环境调查允许统计限制祖属性。我们回顾了在这一领域取得的进展。像素统计使用示踪剂，例如在星系内的恒星形成显示的差异，特别是SNe II型和Ibc（SNe II和SNe Ibc）的爆炸地点，这表明人口年龄的差异。特别令人感兴趣的是，SNe Ic与H-α发射的相关性明显高于SNe Ib，这意味着前者的寿命较短。此外，这些研究还表明，相互作用的超新星IIn不会在包含质量最大的恒星的区域爆炸，这表明它们的祖先至少有很大一部分来自核心坍缩的SN质量范围的低端。主机HII区光谱已经获得了显着数量的核心崩溃事件，但明确的结论迄今仍难以捉摸。单颗恒星演化模型预测，SNe Ibc到SNe II的分数应该随着金属丰度的增加而增加，这是由于质量损失率依赖于祖先金属丰度。我们提出了一个荟萃分析的主机HII区的氧丰度CC SNe。它的结论是，SN II SN Ibc的比例显示与氧丰度的变化不大，只有一个建议，该比例增加，在最低的bin。不同SNe的径向分布进行了讨论，在中央过剩的SNe IBC已被观察到在扰动星系系统，这是很难归因于金属丰度或选择效应。环境研究正在不断发展，使研究的空间分辨率比以前更高，此外，宽视场积分场单位仪器的出现使全星系光谱分析成为可能，这将为这一领域带来丰硕的成果。一些例子当代的结果显示在这个方向。
2015-04-15 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Nebular phase properties of supernova Ibc from He-star explosions
根据我们最近对II型超新星（SNe）的研究工作，我们从最先进的爆炸模型出发，给出了一组星云相Ibc型SNe的一维非定域热力学平衡辐射转移计算.我们的祖先模型的网格是来自他的恒星，随后演变的风质量损失的影响下。这些氦星很可能是通过双星质量交换形成的，它们合成的氧比具有相同零龄主序星（ZAMS）质量的单星要少。这种减少是更大的He-星模型演化增强的质量损失率。在200 d处获得了广泛的光谱特性。在初始质量大于6 Msun的He星模型中，[OI] 6300，6364的强度与[CaII] 7291，7323相当或更高--[OI] 6300，6364的强度随着He星初始质量的增加而增加。相比之下，来自低质量He星的模型显示出弱的[OI] 6300，6364，强的[CaII] 7291，7323，但也有强的NII线和低于5500 A的Fe II发射。喷出物的密度，调制喷出物的质量，爆炸能量，和结块，对气体电离，线冷却，和光谱特性的关键影响。FeII在5500埃以下占主导地位，在早期星云时代更强。随着SN年龄的增长，它会下降，而[OI] 6300，6364和[CaII] 7291，7323中的部分通量随着喷出物的重组而以类似的速率增加。虽然结果依赖于所采用的风质量损失率和前SN质量，我们发现，6- 8 Msun的He星（ZAMS质量为23- 28 Msun）的初始匹配足够的标准SNe Ibc的性…
2021-09-25 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
Enhanced mass-loss rate evolution of stars with $\gtrsim 18 M_\odot$ and missing optically-observed type II core-collapse supernovae
我们发展的恒星模型与零年龄的主序（ZAMS）质量的$M_{\rm ZAMS} \gtrsim 18 M_\odot$的假设下，他们经历了一个增强的质量损失率时，在高光度穿越不稳定带，并得出结论，他们中的大多数结束Ibc型超新星（SNe Ibc）或尘埃遮蔽SNe II。我们探讨什么水平的增强质量损失率在不稳定带将是必要的，以解释“红超巨星（RSG）的问题”。这个问题指的是用$M_{\rm ZAMS} \gtrsim 18 M_\odot$观测到的核心坍缩超新星祖先的缺乏。也就是说，我们研究什么增强的质量损失率可以使所有这些恒星实际上爆炸为CCSNe。我们发现，质量损失率至少应该增加约10倍。我们通过分析恒星包层中的氢质量和爆炸时尘埃风的光学厚度得出这一结论，并粗略估计，在我们的假设下，这些恒星中只有大约五分之一爆炸为未被遮蔽的SNe II和SNe IIb。大约10%-15%的SNe II是模糊的，红外线明亮，但明显非常微弱，其余的，大约65%-70%，作为SNe Ibc结束。然而，统计上的不确定性仍然太大，无法决定是否许多具有$M_{\rm ZAMS} \gtrsim 18M_\odot$的恒星不会像中微子驱动爆炸机制所预期的那样爆炸，或者是否所有的恒星都像抖动喷流爆炸机制所预期的那样爆炸为CCSNe。
2020-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Using LSST late-time photometry to constrain Type Ibc supernovae and their progenitors
在它的生命周期中，Vera C. Rubin Observatory Legacy Survey of Space and Time（LSST）将监测数百万颗超新星（SNe）从爆炸到被遗忘的过程，从而获得关于其后期演化的前所未有的丑陋光度数据集。在这里，我们表明，Ibc型SNe的光度演化可以用来限制其喷出物的许多属性，而不需要昂贵的光谱观测。使用辐射传输模拟不同初始质量的氦星祖先的爆炸，我们表明，g-波段过滤器主要遵循的Fe II发射的强度，r-波段[OI]6300- 6364 A和[NII]6548- 6583 A，i-波段[CaII]7291，7323 A，和z-波段的CaII NIR三重态，因此提供了核合成产量的信息。缺乏关于较弱的线的信息，例如，可以用来限制结块。然而，通过与物理上一致的3D爆炸模型建立更紧密的联系，并通过合理选择一组小得多的光谱观测，提高辐射传输模拟的物理真实性，这一缺陷最终可能会得到解决。SN辐射固有的简并性将影响光度测量的解释，但来自星云相位光谱的线通量也同样受到影响。重要的是，我们的Ibc型SN模型“家族”在颜色-颜色星等图中遵循一个独特的轨迹，因为喷出物从100到450 d演化，允许人们解开不同的祖先或爆炸。这种光度测量方法提供了一种很有前途的方法来研究SNe Ibc的统计样本，并将其与不断改进的祖先和爆炸模型相对抗，以捕获与拱星材料的后期相互作用…
2022-09-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
On the nature and detectability of Type Ib/c supernova progenitors
许多II型超新星的祖先已经被观测确认，但对Ibc型超新星（SN Ibc）祖先的搜寻迄今为止还没有成功，尽管人们期望它们是明亮的沃尔夫-拉叶星（WR）。我们研究了大质量氦星的演化如何影响它们的视觉外观，并讨论了SN Ibc祖先的可探测性的影响。大质量WR星通过星风质量损失迅速失去氦包层，当其有效温度（与流体静力表面相关）超过150 kK时，它们的生命结束。在超新星爆发前阶段，它们的表面性质类似于WO亚型的热银河系WR星。与银河系WR星（Mv < -4）相比，尽管它们的热光度（log L/Lsun = 5.6 ~ 5.7）很高，但它们的窄波段视星等Mv = -1.5 ~-2.5，在视觉上是暗淡的。相比之下，相对低质量的氦星保留了厚厚的氦包层，在光学波段看起来相当明亮，这取决于最终的质量和在演化后期的包层膨胀历史。我们的结论是，SNE IBC观测到目前为止还没有提供强有力的约束祖先测辐射热光度和质量，即使最深的搜索。我们还认为，在任何光学图像中，识别Ic祖细胞比识别Ib祖细胞更具挑战性。
2012-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bolometric light curves and explosion parameters of 38 stripped-envelope core-collapse supernovae
整理了38颗在一个以上光学波段具有良好光变曲线覆盖的剥离包层核坍缩超新星（SE SNe，即SNe IIb、Ib、Ic和Ic-BL）的文献数据。使用在以前的工作中得到的热辐射校正，每个SN的热辐射光变曲线恢复和模板热辐射光变曲线提供。峰值光分布和衰减率进行了研究; SNe亚型在此参数空间中没有明确区分，尽管确实发生了一些类型的分组，并且对于大多数SNe Ic-BL来说，有一个类似菲利普斯关系的建议。的辐射热光变曲线建模与一个简单的分析处方，并从更详细的建模结果进行比较。爆炸参数的分布显示了SNe Ic-BL在其56 Ni质量和动能方面的极端性质，但喷射质量与其他亚型相似。SNe Ib和Ic具有非常相似的爆炸参数分布，表明祖先的相似性。SNe~IIb是最均匀的亚型，具有最低的56 Ni质量、喷射质量和动能的平均值。每个子类型的喷出物质量和SE SNe作为一个整体与超大质量恒星的预期不一致。大多数喷出物的质量分布是很好地描述了更适度的大规模的祖先在二进制文件，这表明这些是占主导地位的祖通道SE SNe。
2015-12-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type II supernovae from the Carnegie Supernova Project-I. I. Bolometric light curves of 74 SNe II using uBgVriYJH photometry
本研究是一系列三篇论文中的第一篇，我们从卡内基超新星项目I中提取了II型超新星（SNe~II），以了解它们在祖星和爆炸特性方面的多样性。在这第一篇论文中，我们给出了74 SNe~II的辐射热光变曲线。我们概述了我们的方法来计算的热光度，其中包括在许多光度带（$uBgVriYJH$）和黑体（BB）外推的未观测到的通量在较短和较长的波长的积分的观测通量。使用所有可用的宽带数据进行BB拟合，除非出现线覆盖效应。从拟合中删除了受线覆盖影响的比$r$更蓝的光度带，这使得近红外（NIR）观测对于估计可靠的BB外推到红外非常重要。没有近红外数据的BB拟合产生了明显不同的热光变曲线，因此当数据被建模时，SN~II祖先和爆炸性质的估计也不同。我们提出了两种方法来解决缺乏近红外观测：（a）颜色的颜色关系，从近红外的幅度可以估计使用光学颜色，和（b）新的处方作为观测到的SN~II颜色的函数的热辐射校正。利用我们的74个SN~II测热光变曲线，我们提供了一个完整的特性的基础上，几个观测参数。我们测量了不同时期的震级，以及演化不同阶段的持续时间和下降率。的光变曲线参数分布进行了分析，发现一个宽范围和连续的序列观察到的参数，这是一致的，与以前的分析，使用光学光变曲线。
2021-11-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Infrared diagnostics of late-time core-collapse supernova spectra
Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS-Sorbonne Université（巴黎天体物理研究所，CNRS-索邦大学）
研究通过红外诊断分析核心坍缩超新星晚期喷射物中原子和离子的发射，揭示Ibc型超新星红外线特征与56Ni混合水平的关系。
2025-11-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the diversity of super-luminous supernovae: ejected mass as the dominant factor
我们收集了24个贫氢超亮超新星（SLSNe）的样本。通过上升和下降时间尺度对光变曲线形状进行参数化，表明两者高度相关。磁动力模型可以再现相关性，扩散时间尺度驱动的上升和下降速率的多样性。星周相互作用模型可以表现出类似的上升-下降关系，但仅适用于窄范围的密度，这对这些模型来说可能是有问题的。我们发现SLSNe比SNe Ibc亮约3.5个星等，光变曲线宽3倍，但内在形状相似。有一些SLSNe具有特别宽的光变曲线，可能表明两个祖通道，但统计学检验不能完全区分两个群体。给出了一般的谱演化。从Fe II测得的速度是相似的SLSNe和SNe IBC，这表明扩散时间差主要由质量或不透明度。在大多数SLSNe平坦的速度演变表明喷出物的致密外壳。如果SLSNe的不透明度与其他SNe Ibc相似，则平均喷射质量高出2-3倍。假设$κ=0.1\,$ cm $^2\,$ g $^{-1}$，我们估计SLSN喷出物质量的平均值（中位数）为10 $\,$ M $_\odot$（6 $\,$ M $_\odot$），范围为3-30 $\,$ M $_\odot$。将假定的不透明度加倍，使质量更接近正常的SNe Ibc，但有一个高质量的尾部。SLSNe最可能的产生机制似乎是一颗质量非常大的贫氢恒星的核心坍缩，形成毫秒磁星。
2016-01-13 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae Ib and Ic from the explosion of helium stars
到目前为止，对于Ib型和Ic型超新星（SNe）的起源，还存在着许多困难，无法给出一个一致的解释。在这里，我们遵循一个启发式的方法，通过检查氦星的命运在质量范围4至12 Msun，这大概是形成在相互作用的双星。氦星的演化是利用恒星风的质量损失率，这与观测结果一致，并且重现了银河系WR星的观测光度范围，导致核心坍缩时的恒星质量在3- 5.5 Msun之间。然后，我们爆炸这些模型采用爆炸能量成正比的喷出物的质量，大致符合理论预测。我们施加一个固定的56 Ni质量和强混合。从输入的恒星模型出发，利用含时非定域热力学平衡辐射传输程序CMFGEN自洽地计算了3 ~ 100d的SN辐射。通过设计，我们的基准模型产生类似的光变曲线，上升时间约为20天，峰值光度约为10^42.2erg/s，与代表性的SNe Ibc一致。质量较小的祖先保留了富氦的外壳，并再现了SNe Ib代表性样本的颜色，线宽和线强度，而恒星风则去除了质量较大的祖先中的大部分氦，其光谱与典型的SNe Ic详细匹配。预测的类Ib和类Ic光谱之间的过渡是连续的，但它是尖锐的，使得所得到的模型基本上形成二分法。进一步的模型计算与不同的爆炸能量，56镍质量，和长期的权力注入从残留物表明，这些参数的适度变化可以重现SNe Ibc的多样性。我们的结论是，恒星剥离的一个双同伴可以占绝大多数的普通SNe Ib和Ic，和恒星风的质量损失是关键，以消除…
2020-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar Tidal Disruptions by Newborn Neutron Stars or Black Holes: A Mechanism for Hydrogen-poor (Super)luminous Supernovae and Fast Blue Optical Transients
本文提出新生中子星或黑洞受natal kick撞击并潮汐瓦解双星伴星，通过超爱丁顿吸积风与超新星抛射物碰撞转化为辐射，从而解释贫氢（超）亮超新星与快速蓝色光学暂现源的机制。
2025-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Evolution of Temperature and Bolometric Luminosity in Type-II Supernovae
在这项工作中，我们提出了一个统一的分析的温度演化和热光度的样本29 II型超新星（SNe），通过拟合黑体模型，他们的多波段测光。我们的样本只包括SNe，具有高质量的多波段数据和相对良好的采样时间覆盖。我们样本中的大多数SNe在爆炸后不到一周就被检测到，因此它们的光变曲线涵盖了重组开始起作用之前和之后的演化。我们使用这个样品来研究氢复合的特征，一旦观测到的温度下降到$\approx 7,000$ K，氢复合就有望出现。理论预测，在复合开始影响光变曲线之前，光度和温度都应该下降得相对较快，遵循时间上的幂律。一旦复合锋到达外流的内部，它将观测到的温度设置为几乎恒定，并减缓光度的下降（甚至导致重新变亮）。我们将我们的数据与分析研究进行比较，并找到了重组签名的有力证据。我们还发现，在一个给定的过滤器中的光学平台的发病，是有效的时间，在该时间的黑体峰值达到过滤器的中心波长，因为它冷却，它不对应于复合开始影响发射的时间。
2017-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2007uy - metamorphosis of an aspheric Type Ib explosion
Ibc型超新星是罕见的，这些爆炸的详细特征只研究了少数事件。与II型SNe不同，Ibc型的祖先从未在爆炸前的图像中被发现。因此，为了了解其前身的性质和爆炸的特征，调查近因事件是必要的。本文介绍了对NGC 2770（$\sim$ 29.5 Mpc）星系中的Ib型SN 2007 uy的多波长观测结果。测光观测的分析显示，这是一个能量极大的事件，峰值绝对R波段星等为$-18.5\pm0.16$，比观测良好的Ibc型事件的平均值（$-17.6\pm0.6$）亮约1等。SN是高度熄灭的，E（B-V）= 0.63 $\pm$ 0.15等，主要是由于宿主星系中存在的前景物质。从光学光变曲线模型，我们确定，约0.3 M $_{\odot}$放射性$^{56}$镍产生和大约4.4 M $_{\odot}$材料喷射在此爆炸释放的能量$\sim 15\times10^{51}$ erg，表明事件是一个充满活力的。通过光学光谱，我们已经注意到一个明确的非球面演变的几个线形成区域，但没有依赖性的不对称性被认为是对分布的$^{56}$ Ni内喷出物。SN冲击波与环爆物质的相互作用在射电跟踪中明显可见，在早期阶段呈现出同步加速器自吸收（SSA）为主的光变曲线，并有自由吸收（FFA）的贡献。假设一个WR星，风速$\ga 10^3 {\rm km s}^{-1}$，作为一个祖先，我们推导出一个下限的质量损失率推断从…
2013-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bolometric Light Curves for 33 Type II-Plateau Supernovae
利用三颗观测良好的II型高原超新星（SNe II-P）SNe 1987 A、1999 em和2003 hn的数据，以及Eastman等人（1996）和Dessart & Hillier（2005 b）的两个大气模型，我们推导了BVI测光的辐射热改正和有效温度的定标。辐射热校正的典型散射为0.11马格。利用这些结果，我们获得了33 SNe II-P样品的辐射热光变曲线和有效温度演化。SN样品的平台光度和平台持续时间为75至120天，范围为1 dex。比较平台和放射性尾之间的过渡形状，我们发现液滴的大小在0.8到1.12 dex的范围内。
2009-06-10 astro-ph.CO astro-ph.SR
Two classes of fast-declining type Ia supernovae
快速衰减的Ia型超新星（SN Ia）根据其热测量和近红外（NIR）特性分为两类。峰值辐射热光度（$\mathrm{L_{max}}$）、第一个最大值相对于光学的相位、近红外峰值光度和近红外中第二个最大值的出现区分了一组非常微弱的Ia超新星。快速衰减的超新星表现出大范围的峰值辐射热光度（$\mathrm{L_{max}}$相差高达$\sim$ 8倍）。所有快速下降的SN Ia（含$\mathrm{L_{max}} < 0.3 \cdot$ 10 $^{43}\mathrm{erg s}^{-1}$）在光谱学上被归类为91 bg样，仅显示单个NIR峰。带$\mathrm{L_{max}} > 0.5 \cdot$ 10 $^{43}\mathrm{erg s}^{-1}$的SN e似乎与正常SN Ia平滑连接。具有足够后期数据的SNe的总喷出物质量（M $_{ej}$）值为$\lesssim$ 1 $M_{\odot}$，这表明这些SNe的亚克拉塞卡质量祖先。
2017-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Circumstellar and explosion properties of Type Ibn supernovae
通过分析Ibn型超新星的辐射热光变曲线，研究了它们的拱星和爆炸性质。Ibn型SNe的辐射热光变曲线通常在峰值光度和后期光度之间有很大的对比度，这比56 Ni动力的SNe大得多。因此，它们中的大多数可能是由SN喷出物和致密的星周介质之间的相互作用提供动力的。此外，Ibn型SNe的下降速度比IIn型SNe快得多，这表明Ibn型SNe中的相互作用比IIn型SNe中的更早停止。因此，我们认为，Ibn型SN祖细胞在爆炸前的短时间内经历了高质量损失率，而IIn型SN祖细胞具有长时间持续的高质量损失率。此外，我们表明，上升时间和峰值光度的类型Ibn和类型IIn SNe是相似的，因此，它们具有类似的爆炸性质和星周密度。这两类超新星的星周密度相似，可能表明Ibn型超新星的质量损失率普遍高于IIn型超新星，因为在Ibn型超新星中，由窄谱分量推断的风速普遍较高。我们还表明，56Ni的质量和爆炸能量的类型Ibn SNe可能小于其他剥离信封SNe，可能是因为他们往往遭受大的回落或其中一些可能甚至不是终端恒星爆炸。
2016-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The death of massive stars - II. Observational constraints on the progenitors of type Ibc supernovae
许多II型核心坍缩超新星的祖先现在已经在发现前的成像中被直接识别出来。在这里，我们提出了一个广泛的搜索Ibc型超新星的祖先在所有可用的发现前的图像自1998年以来。有12个Ibc型超新星在深地面或哈勃太空望远镜的档案成像中都没有探测到祖先。最深的绝对BVR星等极限在-4和-5之间。我们比较这些限制与观察到的沃尔夫-拉叶人口在大麦云云，并估计有16%的概率，我们没有发现这样的祖先的机会。或者，祖先在核心崩溃之前就已经进化得很好了，或者我们低估了祖先的灭绝。回顾Ibc SNe的光变曲线模型的相对速率和喷出物质量估计，我们发现两者都与初始质量> 25 Msun的沃尔夫-拉叶星不相容。我们提出了适合这些观测约束的二元演化模型。初始质量小于20 Msun的双星在双星相互作用中失去氢包层，变成低质量氦星。它们保留着低质量的氢包层，直到核心坍缩前约10，000年;因此，星系类似物难以识别也就不足为奇了。
2013-08-23 astro-ph.CO astro-ph.SR
All known Type Ia supernovae models fail to reproduce the observed bolometric luminosity-width correlation
本研究针对Ia型超新星爆炸机制争议，提出用爆炸后30天热光度与峰值光度比作为宽度指标，发现所有已知Ia型超新星模型均无法复现观测到的热光度-宽度相关性，为模型改进提供了观测约束。
2025-06-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The very young resolved stellar populations around stripped-envelope supernovae
IIP型超新星（SNe）的大质量恒星起源是通过在爆炸前观测中直接探测它们的红超巨星祖先而建立的;然而，在探测缺H超新星的祖先方面取得的成功有限。大质量恒星的最终命运，能够经历沃尔夫-拉叶相，以及Ibc型超新星的起源仍然存在争议，包括单个大质量恒星祖先或低质量恒星在双星中剥离的相对重要性。我们提出了一个分析的年龄和空间分布的大质量恒星周围的网站23剥离信封SNe，与哈勃太空望远镜观察到的，以探讨这些事件的祖先的可能起源。使用贝叶斯恒星星族分析方案，我们发现在$150\,\mathrm{pc}$内观察到的目标IIb，Ib和Ic型SNe的人口的特征年龄为$\log (t) = 7.20$，$7.05$和$6.57$，分别。样品中的Ic型超新星几乎都是在年轻致密的恒星星族的$100\,\mathrm{pc}$中观测到的。SN 2002 ap周围的环境在年龄和空间属性方面都是一个重要的例外。这些发现可能支持这样的假设，即具有$M_{init} > 30M_{\odot}$的恒星产生相对较大比例的Ibc型SN e，并且这些SN亚型是由越来越大的祖细胞产生的。显着更高的precentions来自对人口托管这些SNe比以前使用的爆炸前观测的约束分析。大的初始质量推断的祖先是在形成鲜明对比的低喷出物的质量估计从SN光变曲线。
2017-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiative-transfer models for supernovae IIb/Ib/Ic from binary-star progenitors
我们提出了1-D的非本地热力学平衡的时间相关的辐射转移模拟的超新星（SNe）的类型IIb，Ib和Ic，导致从终端爆炸的质量施主在一个封闭的二元系统。在这里，我们选择了三个喷出物的总动能的~ 1.2e51尔格，但其特征在于不同的喷出物质量（2- 5 Msun），成分和化学混合。IIb/Ib型模型对应于在爆炸时保留其富He壳的祖先。Ic型模型起源于一个失去了氦壳层，但在5.11Msun的富CO核心中保留了0.32Msun的氦。我们讨论了它们的光度和光谱特性在爆炸后的第一个2-3个月，并将这些连接到它们的祖先和喷出物的属性，包括化学分层。对于这三种模型，Arnett规则高估了56 Ni质量约50%，而Katz等人的程序，基于能量参数，产生更可靠的估计。在最大值之前的9000 A附近存在强CI线，这表明前SN恒星的氦含量不足。正如其他人所指出的，1.08微米的特征是CI，MgII和HeI线的复杂混合物，这使得在SNe Ibc中的He的识别不确定，除非可以识别其他HeI线。我们的模型在R带极大值后10天显示出（V-R）色的小散射。我们还讨论了SNe Ibc的许多辐射转移特性，包括光球的概念、代表性喷出物膨胀率的推断、光谱形成、黑体拟合和“校正因子”。
2015-07-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
iPTF16abc and the population of Type Ia supernovae: Comparing the photospheric, transitional and nebular phases
Ia型超新星（SNe~Ia）爆发后几天内的早期观测可以获得有关其前身系统和爆发机制的关键信息。iPTF 16 abc是一个年轻的超新星Ia，具有良好的早期数据。在这里，我们提出了测光和光谱的SN在星云阶段。早期数据与SNe~Ia样本的比较显示出明显的特征，在早期阶段与正常SNe~Ia不同，但在最大光照后几周（即过渡相）和进入星云相时与正常SNe~Ia相似。透明度时标（$t_0$）的SNe~Ia的这个样本的范围之间的$\sim$ 25和41天，表明在喷出物质量的多样性。$t_0$也与峰值测热光度弱相关，与具有较高喷出物质量的SNe将产生更多$^{56}$ Ni的解释一致。比较$t_0$和最大光度，L $_{max}$ \，分布的SNe~Ia的样本的预测，从广泛的爆炸模型，我们发现一个迹象表明，sub-Brachasekhar质量模型跨越观测值的范围。然而，分布的亮端可以更好地解释由Krasekhar质量延迟爆轰模型，暗示在多个祖通道来解释所观察到的SNe~Ia的测热特性。iPTF 16 abc似乎与M $_{ch}$模型的预测一致。
2018-08-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
A reddening-free method to estimate the $^{56}$Ni mass of Type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe\，Ia）数量的增加表明，该种群的多样性比过去所假设的要大。这种多样性的原因（例如亲本种群、爆炸机制）在很大程度上仍然未知。我们研究了SNe\，Ia近红外线曲线的一个样本，并将第二个极大值的相位与测热峰值亮度关联起来。峰值辐射热光度与第二个最大值的时间（相对于{ \it B}光曲线最大值）的关系如下：$L_{max}(10^{43} erg s^{-1}) = (0.039 \pm 0.004) \times t_2(J)(days) + (0.013 \pm 0.106)$。$^{56}$ Ni的质量可以根据阿内特规则从峰值光度导出，该规则规定最大光度等于镍衰变产生的瞬时能量。我们将这一假设与最近的质量延迟爆轰模型的辐射传递计算进行了比较，发现这一假设在最近的质量延迟爆轰模型的辐射传递计算中的有效性在10%以内。将$L_{max}$与$t_2$的关系应用于40个具有显著红化（$E(B-V) >$ 0.1 mag）的额外SNe ~ 1，Ia的样品，并建立了SNe~Ia的无红化的辐射热光度函数。通过直接观测SN 2014 J中大量吸收的$γ-$射线的$^{56}$ Ni质量测量，对该方法进行了测试，发现结果完全一致。超巨星系塞卡质量爆炸，特别是SN 1，2007 if，不遵循峰值光度与第二红外极大值之间的关系。这可能指向一个额外的能量源在最大光贡献。构造了SNe\…
2016-01-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulating Hydrogen-poor Interaction-Powered Supernovae with CHIPS
本文介绍了更新后的开源代码 CHIPS，用于模拟由大质量星周介质相互作用产生的贫氢超新星，成功再现了 Type Ibn 和 Icn SNe 的光曲线特性，并探讨了喷发性质量损失的物理机制。
2023-11-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Progenitor of the Type Ic Supernova 2012fh
观测上对Ibc型超新星（SNe）的祖先或SNe祖先在最后几年的典型活动知之甚少。在这里，我们使用差分成像分析了Ic型SN 2012fh前后4年的深层大型双目望远镜成像数据。我们将探测到的祖先星的上限设置为1 $σ$，这些恒星位于$M_R>-4.0$、$M_V>-3.8$、$M_B>-3.1$和$M_U>-3.8$等磁区。这些限制是对Ic型超新星最严格的限制，它们在很大程度上排除了单星演化模型，而倾向于双星通道作为该超新星的起源。我们还限制了祖细胞的活性在绝对尺度上是小的，RMS $UBVR$光学变异性$<2500L_\odot$和长期变暗或变亮的趋势$<1000L_\odot/\text{year}$在所有四个波段。
2017-10-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
One-dimensional delayed-detonation models of Type Ia supernovae: Confrontation to observations at bolometric maximum
延迟爆轰爆炸机制应用于一颗质量为1000亿克拉塞卡的白矮星，为解释Ia型超新星（SNe Ia）的推断特征提供了一个非常有吸引力的模型。所产生的喷出物是化学分层的，具有相同的质量和大致相同的渐近动能，但表现出56 Ni质量的范围。我们研究了一系列延迟爆轰模型的同时光度和光谱特性，其特征在于56 Ni质量在0.18和0.81 Msun之间。从爆炸后1d开始，我们用CMFGEN程序进行了完全的非LTE、随时间变化的辐射转移，并对线覆盖进行了精确处理，并将我们的结果与SNe Ia在测热最大值时的结果进行了比较。尽管一维处理，我们的方法提供了一个很好的协议的观察。我们恢复的SN Ia光度，颜色和光谱特性的范围从近紫外线到1微米，标准以及低光度91 bg类超新星Ia。我们的模型预测增加上升时间达到峰值的56镍质量增加，从~15到~ 21天，产生峰值辐射热光度匹配阿内特的规则在10%以内，并重现小得多的散射在近红外的幅度相比，光学。我们再现了单个光谱特征的形态，R（Si）光谱比对56 Ni质量的严格依赖性，以及在低光度超新星Ia中56 Ni质量<0.3 Msun的Ti II/Sc II的覆盖开始。我们发现，电离效应，这往往占主导地位的丰度变化，可以产生高速功能的CaII线，即使在1D。区分不同的超新星Ia爆炸机制是一个相当大的挑战，但这里提出的结果提供了额外的支持延迟爆轰模型的可行性。
2012-11-26 astro-ph.CO astro-ph.SR
Progenitors of supernova Ibc: a single Wolf-Rayet star as the possible progenitor of the SN Ib iPTF13bvn
核心坍缩超新星（SN）爆炸标志着大质量恒星动荡的生命的结束。确定它们的祖先的性质是理解SNe性质的关键一步。直到最近，还没有直接检测到Ibc型SN的祖先，据信它们来自通过恒星风失去氢包层的大质量恒星和伴星从主星剥离H包层的双星系统。在这里，我们分析了最近报道的iPTF 13 bvn的观测结果，这可能是基于爆炸前图像的SN Ib祖先的首次检测。非常有趣的是，最近发表的单星日内瓦模型可以重现观测到的候选祖先的测光及其质量损失率，证实了最近提出的方案。我们发现，一个单一的WR星的初始质量在31-35 Msun的范围内符合观测到的光度的祖先iPTF 13 bvn。母星的光度log（L/Lsun）约为5.55，表面温度约为45000 K，爆炸时的质量约为10.9 Msun。我们的非旋转32 Msun模型高估了祖先的半径，尽管这可能与更大质量（40至50 Msun之间），更热，更明亮的祖先的微调模型相一致。我们的模型表明，一个非常不确定的喷出物质量约8 Msun，这是高于平均的SN Ib喷出物质量，是来自光变曲线（2-4 Msun）。这种可能的高喷出物质量可以在iPTF 13 bvn光变曲线和光谱中产生可检测的影响。如果候选者确实被证实是祖先，我们的结果表明，具有相对较高的初始质量（>30 Msun）的恒星可以在死亡时产生可见的SN爆炸，并且不会直接坍缩成黑洞。
2013-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Progenitor mass constraints for the type Ib intermediate-luminosity SN 2015ap and the highly extinguished SN 2016bau
本文讨论了中等光度的Ib型超新星（SN）2015 ap和严重变红的Ib型超新星SN~ 2016 bau的光度和光谱分析。两个SNe的光度特性，如颜色演变，热光度，光球半径，温度和速度的演变，也受到限制。喷出物的质量，合成的镍质量，和喷出物的动能计算从他们的光变曲线分析。我们还模拟和比较了SN~ 2015 ap和SN~ 2016 bau在不同演化阶段的光谱。谱中各条线的P~Cygni剖面被用来确定喷出物的速度演化。为了解释观测到的两个SNe的光度和光谱特性，我们计算了12\，$M_\odot$零年龄主序星（ZAMS）模型，并使用公开可用的恒星演化代码{ \tt MESA}将它们演化到核心坍缩的开始。使用{ \tt STELLA}的公开版本和另一个公开可用的代码{ \tt SNEC}，利用{ \tt MESA}模型产生合成爆炸。{ \tt SNEC}和{ \tt STELLA}提供了各种可观测的性质，例如热光度和速度演化。由{ \tt SNEC}/{ \tt STELLA}计算得到的参数与我们的观测结果非常吻合，支持SN~ 2015 ap的前身星可能是12\，$M_\odot$ ZAMS星，而SN~ 2016 bau的前身星质量稍小，接近SN和非SN的边界，是SN~ 2015 ap的最终产物。
2021-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Iron Yield of Normal Type II Supernovae
我们提出了$^{56}$镍质量估计110个正常的II型超新星（SNe II），计算在这里从他们的放射性尾巴的光度。该样品由文献中的SNe组成，在爆炸后95-320 d内的单个光学波段中至少有三次光度测量。为了将视星等转换为热辐射计，我们使用15 SNe在我们的样本中计算热辐射校正（BC），该样本具有光学和近红外测光，以及三套SN II大气模型来解释未观测到的通量。我们发现，$I$ -和$i$ -波段最适合通过BC技术来估计光度。SN样品的$^{56}$ Ni质量分布的最小值和最大值分别为0.005和0.177 M $_{\odot}$，选择偏差校正平均值为$0.037\pm0.005$ M $_{\odot}$。使用后一个值连同两套核心塌陷（CC）核合成模型的铁同位素比，我们计算出正常SNe II的平均铁产额为$0.040\pm0.005$ M $_{\odot}$。结合这一结果与最近的平均$^{56}$镍质量测量其他CC SN亚型，我们估计平均铁产量$<$ 0.068 M $_{\odot}$ CC SNe，其中正常SNe II的贡献是$>$ 36%.We还发现，$^{56}$镍质量和陡度参数（$S$）之间的经验关系不太适合测量$^{56}$镍质量的正常SNe II。相反，我们提出了一个$^{56}$镍质量，$S$，和绝对星等之间的相关性在50天，因为爆炸。后者允许测量正常SNe…
2021-05-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamical modelling of Type IIb SNe
本文提出一维流体动力学代码HYDE，构建IIb型超新星模型网格，通过自动化拟合17个样本的热光曲线和光球层速度，发现初始质量分布符合Salpeter IMF，并揭示了爆炸能量、初始质量与镍质量间的相关性及参数误差来源。
2025-05-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double detonations of sub-Chandrasekhar mass CO white dwarfs: Can different core and He shell masses explain variations of Type Ia supernovae?
具有氦壳层的亚克拉塞卡质量碳氧白矮星（CO WD）被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的祖先。如果这是真的，那么由此产生的热核爆炸应该能够解释至少部分超新星Ia的观测范围。为了研究这一点，我们进行了参数研究的基础上的三维模拟的CO WD与He壳的双爆轰，假设不同的核心和壳质量。模型中还包括了壳层中C的混合物和太阳金属丰度。水动力学模拟使用AREPO代码进行。这使得我们能够以高的数值分辨率跟踪He壳爆轰，并提高了预测核合成壳爆轰产额的可靠性。向壳中添加C导致56 Ni的产量较低，而包括太阳能金属丰度增加了IME的产量。在太阳金属丰度下，更高质量元素的生产进一步转移到稳定同位素。此外，我们发现不同的核心爆轰点火机制取决于核心和壳质量配置。这对喷出物的结构有影响。我们提出的热光变曲线预测从我们的爆炸模拟使用的辐射转移代码ARTIS，并与超新星Ia数据进行比较。我们的模型的辐射热光变曲线显示了一系列的亮度，能够解释次发光到正常的Ia超新星。我们显示的模型测辐射热的宽度-光度的关系相比，数据的视角范围。我们发现，平均而言，我们更明亮的模型位于观测数据范围内。喷出物的不对称性产生了广泛的可观测值分布，这可能是数据中异常值的原因。然而，与数据相比，模型高估了这一程度。我们还发现，超过40天的热辐射下降率出现系统比数据快。（节略）
2021-02-12 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
Signatures of Circumstellar Interaction in the Unusual Transient AT2018cow
AT 2018 cow是一款独特的瞬变激光器，因其相对较快的光变曲线、高峰值辐射热光度和蓝色而脱颖而出。这些特性将其与典型的放射性能量核心坍缩超新星（SNe）区分开来。相反，这些特征更类似于快速蓝光光学瞬变（FBOTs）的增长样本。大多数发现在数百兆秒差距，FBOT后续行动通常限于几个测光点和低信噪比光谱。AT 2018 cow仅为约60 Mpc，为详细的随访提供了机会。迄今为止发表的关于这个天体的研究对AT 2018 cow有许多解释，但没有一个特别考虑到相互作用的Ibn型SN亚类。我们指出，虽然窄线不占主导地位的频谱AT 2018 cow，窄巴耳末线通常在SNe IIn，窄线AT 2018 cow可能仍然是一个混合的未解决的HII区域的排放和排放缓慢，冲击前CSM。我们将AT 2018 cow与相互作用的SNe Ibn和IIn进行比较，发现了一些值得注意的相似之处，包括光变曲线上升和下降时间，峰值幅度，X射线光变曲线和光谱特性。特别是，AT 2018 cow的He I线与SNe Ibn或过渡SNe Ibn/IIn天体的某些例子非常相似。因此，我们探索的假设，CSM相互作用在一个相对H-穷人的系统可能有一些优点，在解释观察到的属性AT 2018 cow，我们继续考虑祖先的影响AT 2018 cow，FBOTs，和SNe~Ibn。
2019-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type II supernovae from the Carnegie Supernova Project-I. II. Physical parameter distributions from hydrodynamical modelling
将超新星与它们的祖先联系起来是一种强有力的方法，可以进一步加深我们对它们观测到的差异的物理起源的理解，同时也可以检验恒星演化理论。在这第二个研究的一系列的三篇论文，我们解释SNe II，以了解它们的多样性，我们推导出祖属性（初始和喷出物的质量，半径），爆炸能量，$^{56}$镍质量，其混合程度的喷出物内的SNe II的大样本。该数据集由卡内基超新星项目I获得，其特征在于其光学和近红外光变曲线以及均匀观察和处理的光谱的高节奏。采用大网格的流体动力学模型和MCMC方法拟合了53 SNe II的辐射热光变曲线和光球速度的演化。我们推断喷出物质量在7.9和14.8 $M_{\odot}$之间，爆炸能量在0.15和1.40之间，$^{56}$ Ni质量在0.006和0.069 $M_{\odot}$之间。我们定义了一个子集的24~SNe（“黄金样本”），以及采样的热释光曲线和膨胀速度，我们认为结果更强大。金样品中的SNe~II（$\sim$ 88%）主要来自低年龄的主序（9-12 $M_{\odot}$），其喷出物质量在$\sim$ 8-10 $M_{\odot}$之间。金样品的初始质量分布的建模给出了21.3 $^{+3.8}_{-0.4}$ $M_{\odot}$的质量上限和一个更陡峭的分布比一个Salpeter双恒星IMF。这种IMF的不相容性是由于大量的低质量的祖先发现-当假设标准的…
2022-02-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Type Ibn Supernova 2019kbj -- Indications for Diversity in Type Ibn Supernova Progenitors
Ibn型超新星（SNe）是一类罕见的恒星爆炸，其祖先系统尚未很好地确定。我们提出并分析了Ibn SN 2019 kbj的观测结果，并对其光变曲线进行了建模，以限制其祖先和爆炸参数。SN 2019 kbj在达到峰值后的第一个月内显示出大致恒定的温度，这表明有一个动力源（可能是星周物质相互作用）使连续辐射保持在约15，000 K的高温。事实上，我们发现，Ni 56的放射性衰变是不利的，作为唯一的功率源的辐射热光变曲线。另一方面，一个放射性衰变+环星物质（CSM）相互作用模型，没有再现辐射热发射。由于稳定的质量损失风，拟合更喜欢均匀密度的CSM外壳，而不是CSM，类似于其他类型的Ibn SNe。均匀密度CSM壳模型需要约0.1太阳质量的Ni 56和约1太阳质量的总喷出物来重现光变曲线。SN 2019 kbj与另一个具有导出物理参数的Ibn型SN SN SN 2019 uo不同，后者的Ni 56质量低一个数量级，喷出物质量更大。这表明SN Ibn祖系统和爆炸可能存在多样性。
2023-02-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Circumstellar interaction models for the early bolometric light curve of SN 2023ixf
通过计算SN 2023ixf早期热光度曲线并与CSM相互作用模型对比，确定其前身星质量损失率约3×10^-3 M_sun/yr，风在爆炸前约80年发射，解释了光度峰值与光谱特征。
2023-10-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling of the nebular-phase spectral evolution of stripped-envelope supernovae. New grids from 100 to 450 days
本研究构建了100-450天的Ibc型超新星星云相光谱演化新模型网格，发现前身星质量损失历史影响初始质量推断，不同超新星前质量对应光谱差异显著，中等质量下非球对称混合可能决定超新星类型。
2023-06-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
GRB 140606B / iPTF14bfu: Detection of shock-breakout emission from a cosmological gamma-ray burst?
本文介绍了GRB~ 140606 B（$z=0.384$）的光学和近红外光度测量，以及与之伴生的超新星（SN）的光学光度测量和光谱测量。我们的模拟结果表明，SN（$M_{\rm Ni} = 0.4\pm0.2$ ~M $_{\odot}$，$M_{\rm ej} = 5\pm2$ ~M $_{\odot}$和$E_{\rm K} = 2\pm1 \times 10^{52}$ erg）的热辐射特性与其他GRB-SNe的统计平均值完全一致。然而，就其$γ$射线发射而言，GRB~ 140606 B是Amati关系的异常值，并且与低光度（$ll$）和短GRB占据相同的区域。$ll$伽玛暴中的$γ$射线发射被认为是在某些或全部事件中由激波爆发（SBO）而不是由喷流产生的。测量的峰值光子能量（$E_{\rm p}\approx800$ keV）接近于由SBO产生的$γ$射线的预期能量（$\gtrsim1$ MeV）。此外，根据它在$M_{V,\rm p}$ - $L_{\rm iso,γ}$ ~面和$E_{\rm K}$ - $Γβ$ ~面中的位置，GRB~ 140606 B具有类似于SBO-GRB和喷注GRB的性质。此外，我们搜索了各向同性$γ$ -射线发射和GRB-SNe样品的热测量特性之间的相关性，发现不存在统计学显著相关性。样品的平均动能为$\bar{E}_{\rm K} = 2.1…
2015-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
How accurate are current $^{56}$Ni mass estimates in Type Ia Supernovae?
本文通过比较基于近红外第二极大与峰值光度关系的Arnett规则法和基于热光度光变曲线的能量守恒法，发现两种方法对Ia型超新星$^{56}$Ni质量的估计无统计学显著差异，证明二者均稳健可靠。
2024-08-11 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The Initial Masses of the Red Supergiant Progenitors to Type-II Supernovae
有越来越多的附近SNe的祖先恒星被发现在档案爆炸前成像。从这些图像中可以测量爆炸前几年的祖星亮度，并最终估计其初始质量。先前的研究表明，II-P和II-L超新星（SNe）有红超巨星（RSG）的祖先，这些祖先的初始质量范围似乎仅限于$<$ 17 M $_\odot$。这与演化模型预测的25- 30 M $_\odot$的截止值形成对比，这一结果被称为“红超巨星问题”。在这里，我们调查一个特定的来源，系统误差目前在转换爆炸前测光到一个初始质量，即用于转换成一个单波段通量的热辐射光度的热辐射校正（BC）。我们表明，使用星团，RSG演变到后来的光谱类型，因为它们接近SN，这反过来又导致BC变得更大。不考虑这一点会导致系统性地低估恒星的光度，从而低估其初始质量。使用我们的经验动机的BC，我们重新评估的II-P和II-L SNe，其祖细胞在爆炸前成像检测。将初始质量函数拟合到这些更新的质量导致$M_{\rm hi}$的质量上限截断值增加= $19.0^{+2.5}_{-1.3}$ M $_\odot$，95%置信上限为$<$ 27 M $_\odot$。考虑到有限的样本量效应和质量-光度关系中的系统不确定性，将截止值提高到$M_{\rm hi}$ = 25 M $_\odot$（$<$ 33 M $_\odot$，95%置信度）。因此，我们的结论是，目前没有强有力的证据“失踪”的高质量祖核心崩…
2017-10-16 astro-ph.SR
Comparing Hydrodynamic Models with Observations of Type II Plateau Supernovae
在这篇论文中，我开发了一个一维拉格朗日流体动力学代码与通量有限的辐射扩散，包括伽玛射线传输的灰色近似为任何给定的分布的56 Ni。该代码被用来模拟II型高原超新星（SNe II-P）的热光变曲线。使用的模型，我进行了一致的比较与我们自己的大数据集的高精度，采样良好的BVI光变曲线和光谱的SNe II-P。我研究了观测和物理性质的我们的一套SNe II-P和我分析了不同的观测和物理参数之间的相关性，其目的是表征爆炸和祖属性的事件。
2013-03-04 astro-ph.CO astro-ph.SR
Grids of stellar models with rotation II. WR populations and supernovae/GRB progenitors at Z = 0.014
我们使用了最近的恒星模型计算网格旋转和不旋转的WR人口和不同类型的核心崩溃SNe的频率进行预测。目前的旋转模型进行了检查，以提供良好的拟合以下功能：太阳光度和半径在太阳年龄，主序宽度，红巨星和红超巨星（RSG）的位置在HRD，表面丰度，和旋转速度。旋转恒星模型预测，大约一半的WR型恒星和至少一半的Ibc SNe型恒星可能是通过单星演化通道产生的。旋转增加了WNL和WNC阶段的持续时间，同时减少了WNE和WC阶段的持续时间，正如以前的工作中已经显示的那样。旋转增加Ic型SNe的频率。II-P型SNe的质量上限对于非旋转模型为\sim 19.0 MSun，对于旋转模型为\sim 16.8 MSun。这两个值都与观察结果一致。此外，目前的旋转模型提供了一个非常好的适合的祖先SN 2008 ax。我们讨论了未来的研究方向，以进一步提高模型和观测之间的协议。我们的结论是，在WNL和RSG阶段的质量损失率目前可能被低估。我们表明，高达40 M \odot的初始质量，表面磁场低于约200 G可能足以产生一些制动。在红超巨星阶段需要更低的值。我们认为，任何磁制动效应的存在/不存在可能会发挥关键作用的问题，有关的旋转速率的年轻恒星和演变导致LGRB。
2012-04-24 astro-ph.SR
Setting the Stage for Circumstellar Interaction in Core-Collapse Supernovae II: Wave-Driven Mass Loss in Supernova Progenitors
超新星（SNe）与星周物质的相互作用提供了证据，表明在导致核心坍塌的最后几年里，恒星质量会发生剧烈的损失。我们认为，在核心氖燃烧期间和之后，由核心对流激发的内部重力波可以利用核心聚变功率，并将超爱丁顿能量通量输送到恒星包层，潜在地释放高达1个太阳质量的物质。在这项工作中，我们探索的内部条件SN祖使用MESA 1-D恒星演化代码，在寻找那些最容易受到波驱动的质量损失。我们专注于简单的，数量级的考虑适用于广泛的祖细胞。在核心氖和氧融合过程中，波驱动的质量损失优先发生在低质量（<~ 20太阳质量ZAMS）恒星或大质量的亚太阳金属丰度恒星中。在我们所观测到的SN祖先中，大约有20%可以激发出约10^46 - 10^48尔格的能量波，这些波可能在核心坍缩的几个月到十年内导致质量损失。这种能量可以产生一个10^-3 - 1太阳质量的环星环境，在爆炸前达到约100天文单位。我们预测的能量与前SN质量喷射和核心崩溃的时间之间的相关性，最激烈的质量损失优先发生在更接近核心崩溃。在硅燃烧过程中，我们的祖先模型经历了一个大约5天的阶段，波能可以将大约10^-3 - 1太阳质量的恒星包层膨胀到大约10 - 100 s太阳半径。这表明，一些名义上紧凑的SN祖细胞（Ibc型祖细胞）将具有与传统假设显著不同的SN冲击爆发特征。我们讨论了我们的结果对核心塌陷SN机制的影响，来自扩展祖细胞的IIn型SNe，IIb型…
2013-08-27 astro-ph.SR
Extragalactic Multi-Band Exploration of Red Supergiants (EMBERS): Pipeline, Source Classification, and Bolometric Properties of 101,219 Red Supergiants from James Webb Space Telescope Imaging
Northwestern University（西北大学）；University of Toronto（多伦多大学）；University of Florida（佛罗里达大学）；INAF（意大利国家天体物理研究所）
基于JWST NIRCam成像，对20 Mpc内15个星系的约10万颗红超巨星进行最大规模种群研究，开发新流程与聚类方法，发现环境塑造演化及一批极端红超巨星。
2026-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
'Super-Chandrasekhar' Type Ia Supernovae at nebular epochs
我们提出了第一个系统的比较超亮Ia型超新星（SNe Ia）在晚时代，包括以前未发表的光度和光谱观测SN 2007 if，SN 2009 dc和SNF 20080723 -012。在光度学上，我们样品中的物体显示出不同的后期行为，其中一些在~150- 200 d的光变曲线断裂后迅速褪色。后者很可能是由于尘埃形成导致的通量重新分布到红外线中的结果，而不是真正的热辐射效应。超亮超新星Ia的星云光谱的特点是微弱或不存在[Fe III]发射，指向一个低喷出物电离状态，作为高密度的结果。为了限制超亮超新星Ia的喷出物和56 Ni质量，我们将SN 2009 dc观测到的辐射热光变曲线与合成模型光变曲线进行了比较，重点关注~ 60 d后的放射性尾部。有足够的56 Ni来解释放射性衰变的光变曲线峰值，同时有足够的质量来保持喷出物的低速度，但由于太多的伽马射线捕获，无法重现SN 2009 dc的光变曲线尾部。相反，我们提出了一个模型，约1个太阳质量的56 Ni和约2个太阳质量的喷出物，这可能被解释为一个由0.6-0.7个太阳质量的C/O丰富的材料包裹的白矮星（WD）的爆炸，因为它可能是由两个大质量的C/O WD合并而成的。该模型较好地再现了SN 2009 dc的后期光变曲线。峰值处的通量不足可以通过喷出物与周围物质相互作用产生的光来补偿。
2013-05-03 astro-ph.SR
A one-dimensional Chandrasekhar-mass delayed-detonation model for the broad-lined Type Ia supernova 2002bo
我们提出了一维非局部热力学平衡（非LTE）的时间依赖的辐射传输模拟合成0.51 Msun的56 Ni的一个质量延迟爆轰模型，并面对我们的结果，Ia型超新星（SN Ia）2002 bo在其演变的第一个100天。假设只有同系膨胀，这个相同的模型再现的测辐射热和多波段的光变曲线，第二近红外（NIR）的最大值，和光学和NIR光谱。我们模型的化学分层定性地与Stehle等人先前的推断一致，但揭示了铁族元素和中等质量元素两者的显著定量差异。我们表明，+/-0.1 Msun（即，+/-20%）的变化对我们模型的热测量和颜色演变有一定的影响。一个值得注意的例外是U波段，其中更大丰度的铁族元素通过电离效应导致不透明的喷出物，我们的模型具有更多的56 Ni显示更高的近紫外通量水平。在近红外范围内，56镍质量的这种变化影响了次极大值的时间，但不影响其大小，与观测结果一致。此外，I、J和K_s星等在距最大辐射热值约10天内的变化小于0.1等，证实了Ia超新星近红外测光在宇宙学上的潜力。总的来说，单颗克拉塞卡质量的白矮星祖先的延迟爆炸机制似乎非常适合SN 2002 bo和类似的Ia型超新星，它们显示出宽的Si II 6355 A谱线。无论在导致这些事件的爆炸过程中起作用的是什么多维过程，它们都必须共同产生一个类似于我们的球对称模型的喷出物。
2015-02-12 astro-ph.CO astro-ph.SR
