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
Hα clarifies picture of IIn supernova SN 2015da
Institute of astronomy, Russian Academy of sciences（俄罗斯科学院天体物理研究所）
重新审视 IIn 型超新星 SN 2015da 观测数据，通过分析 Hα 发射源位置变化等，结合热光度曲线、膨胀速度及星际相互作用建模，确定超新星爆炸能量、星际物质密度等，为研究该超新星现象提供新认识。
2026-07-13 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 Model for the 19th Century Eruption of Eta Carinae: CSM Interaction Like a Scaled-Down Type IIn Supernova
本文提出了一个简单的19世纪海山二号爆发的模型，它包括两个组成部分：（1）强风（MdotM=0.33 Msun/yr; v=200 km/s），吹了30年，其次是（2）1844年1 e50 erg的爆炸。快速喷出物和CSM之间的碰撞导致了1844年底观测到的亮度增加，随后是持续10-15年的持续高光度阶段，与历史光变曲线相匹配。出射光度由CSM相互作用提供动力，类似于发光的IIn型超新星的过程，除了爆炸能量低10倍和速度较慢（导致更长的持续时间和更低的出射光度）。这样的爆炸性事件为光变曲线的演化提供了一个自然的解释，但也解释了侏儒星云的一些令人困惑的属性：（1）总辐射能和总动能的大致均分;（2）Homunculus的双层壳结构;（3）薄的后掠壳导致的表观单龄和Hubble流;（4）HST图像中极瓣的复杂斑驳外观，由Raleigh-Taylor或Vishniac不稳定性引起，（5）有效和快速的尘埃形成，如在IIn型超新星中所见，以及（6）快速（5000公里/秒）的物质，产生于离开密集的CSM时的前向激波的加速。原则上，双极形状已经在早期的相互作用风的研究中得到了解释，除了这里的CSM相互作用只发生了10年，产生了一个薄壳，所产生的结构然后冻结在膨胀的双极星云中。这种自洽的图片有许多其他喷发瞬变的影响，其中许多也可能是供电CSM相互作用。
2012-09-27 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
Numerical simulations of super-luminous supernovae of type IIn
我们提出的数值模拟，包括1-D欧拉多群辐射流体动力学，1-D非LTE辐射转移，和2-D偏振辐射转移的超亮相互作用超新星（SNe）。我们的参考模型是一个~ 10 Msun的内壳层，10^51尔格撞击到~ 3 Msun的冷外壳层（环星介质，CSM），后者从10^15厘米延伸到2x10^16厘米，以100公里/秒的速度移动。我们讨论了光变曲线的演变，这不能充分捕捉与灰色的方法。在这些相互作用中，激波穿过光学厚度CSM的时间比光子扩散时间长得多。因此，辐射是不断泄漏的冲击通过CSM，在不同意的炮弹休克模型，这是经常调用。我们的光谱随着时间的推移而变红，第一个月的近紫外峰分布在第二年逐渐转移到光学范围。最初的巴耳末线表现出一个狭窄的线芯和宽线翼，这是在SNe IIn大气（CSM）中的电子散射的特征。在稍后的时间，他们也表现出广泛的蓝移的组成部分，这是来自冷致密壳层。我们的模型结果与SN 2010 jl观测到的辐射热光变曲线和光谱演化基本一致。在CSM中，我们也可以重现在SN 2010 jl中观察到的~2%连续偏振和线去偏振。通过改变内壳层的动能和外壳层的质量和范围，可以产生大范围的峰值亮度和持续时间，与2010 jl或2006 gy等超发光SNe IIn广泛兼容。
2015-03-18 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
SN 2024dy: Dust formation in a long-lived Type IIn supernova and constraints on the dust mass
Kagoshima University（鹿儿岛大学）；Hiroshima University（广岛大学）；Tohoku University（东北大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
通过500天的紫外、光学和近红外观测，研究长寿命IIn型超新星SN 2024dy的尘埃形成，发现碳尘埃温度1300-1800K，质量约10^{-5} M_⊙，并指出光学深度效应可能导致质量低估。
2026-06-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Bright, months-long stellar outbursts announce the explosion of interaction-powered supernovae
相互作用驱动的超新星（SNe）在光学厚度的星周介质（CSM）中爆炸，这种介质可能在爆发事件中喷出。为了识别和表征这种爆炸前的爆发，我们为196个相互作用的SNe产生了强制测光光变曲线，其中大部分是IIn型，由Zwicky Transient Facility在2018年初至2020年6月期间检测到。大量的测试表明，在应用质量削减和偏差校正后，我们只期望在70，000个分析的爆炸前图像中有一些错误检测。我们在18型IIn SNe和Ibn SN 2019 uo型之前检测到前兆喷发。在超新星爆发前的最后几个月，前兆变得更亮，更频繁，在爆发前的最后三个月内，所有IIn型超新星中有25%（5 - 69%，95%置信区间）的爆发发生在比-13级更亮的长达一个月的爆发之前。在辐射能量高达$10^{49}\,\text{erg}$的情况下，前体可以喷射材料的$\sim1\,\text{M}_\odot$。然而，SNe与检测到的前体并不显着更明亮的比其他SNe IIn和特征窄氢线在其光谱通常起源于早期，未检测到的质量损失事件。长的前兆持续时间需要持续的能量注入，例如，它们可以通过相互作用或连续驱动的风来提供动力。氖和氧燃烧阶段的不稳定性预计会在爆炸前的最后几年到几个月内发射出前驱物;然而，最明亮的前驱物的能量是预期的100倍。
2021-03-12 astro-ph.HE
Long-term optical and near-infrared photometric evolution of SN 2019vxm, an interacting Type IIn supernova
HUN-REN CSFK, Konkoly Observatory（匈牙利科学院研究网络恒星物理研究所孔科伊天文台）；MTA Centre for Excellence（匈牙利科学院卓越中心）；ELTE Eötvös Loránd University, Institute of Physics and Astronomy（厄特沃什·罗兰大学物理与天文学研究所）；MTA–HUN-REN CSFK Lendület “Momentum” Stellar Pulsation Research Group（匈牙利科学院-匈牙利科学院研究网络恒星物理研究所Lendület“动量”恒星脉动研究组）；Department of Experimental Physics, University of Szeged（塞格德大学实验物理系）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体科学系）
基于多波段测光数据，研究SN 2019vxm的光谱能量分布、热光度、有效温度和光球半径的演化，揭示其被光学厚星周介质包围、激波与光球解耦、以及星周尘埃再增亮等特征，表明前身星经历剧烈质量损失。
2026-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Interaction-powered supernovae: Rise-time vs. peak-luminosity correlation and the shock-breakout velocity
超新星（SN）喷出物与祖星的光学厚的星周介质（CSM）相互作用可以导致明亮的、长寿命的激波爆发事件。这种SNe的候选者包括IIn型和超发光SNe。如果这些SNe中的一些是由相互作用提供动力的，那么它们的峰值光度、辐射热光变曲线上升时间和激波爆发速度之间应该有一个关系。由于在冲击爆发的冲击速度没有测量，我们预计的相关性，与一个显着的蔓延，上升时间和这些SNe的峰值亮度之间。在这里，我们提出了一个样本的15 SNe IIn，我们有很好的约束，他们的上升时间和峰值亮度从观测使用Palomar瞬态工厂。我们报告的R-波段的上升时间和这些SNe的峰值亮度之间的可能的相关性，误报概率为3%。假设这些SNe是由相互作用提供动力的，结合这些观测值和理论，我们可以推导出冲击波爆发速度的下限。我们发现的冲击速度下限与SNe的预期一致（即，~10^4 km/s）。这支持了SNe IIn的早期光变曲线是由致密CSM中的冲击爆发引起的建议。我们注意到，这种相关性可能来自其他物理机制。对其他类别的SNe执行这样的测试（例如，超发光SNe）可以用于排除一类事件的相互作用模型。
2014-04-15 astro-ph.HE
Are Superluminous Supernovae Powered By Collision Or By Millisecond Magnetars?
使用我们以前推导出的超新星的热光变曲线的简单解析表达式，我们证明了普通超新星爆炸的快速碎片与超新星爆发前相对缓慢移动的外壳的碰撞可以产生所观察到的所有类型的超亮超新星（SLSNe）的热光变曲线。这些包括两种，那些可以解释为由自旋下降的毫秒磁星提供动力的，以及那些不能解释的。这一点以及观测到的SLSNe和普通相互作用SNe的热光度曲线之间的密切相似性表明，SLSNe主要是由超新星爆发前相对缓慢移动的星周壳层碰撞提供动力，而不是由核心坍缩超新星爆炸中诞生的毫秒磁星的自旋下降提供动力。
2013-12-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Spectral Evolution of the Extraordinary Type IIn Supernova 2006gy
我们提出了一个非常明亮的IIn型超新星SN 2006 gy使用爆炸后的第36和237天之间获得的光谱的详细分析。我们得到的时间演化的有效温度，半径，膨胀速度，和测热光度，以及祖风密度和总扫过的冲击质量。SN 2006 gy可以在激波与致密CSM相互作用的背景下进行解释，但CSM质量为20 Msun，爆炸动能至少为5 e51 erg。SN 2006 gy和其他SNeIIn的一个关键区别是，由于它的大CSM质量，相互作用区域保持不透明的时间要长得多。在早期，H-α的宽度表明光球在激波之前，光子通过不透明的CSM扩散出去。在第110天左右，我们开始看到黑体半径的减小和激波后壳层示踪物的增强，开始向光学薄辐射转变。根据激波前速度的演化，我们推断CSM是在爆炸前8年的一次1 e49 erg的前兆事件中被祖先抛射出来的。大的CSM质量排除了涉及初始质量约为10 Msun的恒星的模型。在完整的质量预算下，即使是M_ZAMS=30-40 Msun的大质量祖星也是不够的。在近似太阳的金属丰度下，SN 2006 gy的质量可能在恒星的生命中发生了大量的损失，因此SN 2006 gy的前身更符合LBV爆发或初始质量超过100 Msun的恒星中的脉动对不稳定性喷射。这需要对当前的恒星演化范式进行重大修改。（节略）
2009-06-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2008iy: An Unusual Type IIn Supernova with an Enduring 400 Day Rise Time
本文介绍了对IIn型超新星（SN）2008 iy的光谱和光度观测。SN 2008 iy的上升时间长达400天，是第一个超过100天才达到最高光度的SN。SN 2008 iy的峰值绝对星等为M_r ~ -19.1等，最初~700天的总辐射能量为~2 × 10^50尔格。在光谱上，SN 2008 iy与SN 1988 Z的I型超新星非常相似，并且和SN 1988 Z一样，它也是一个发光的X射线源（两颗超新星的X射线光度都大于10^41 erg/s）。SN 2008 iy的H α辐射分布图显示了一个狭窄的天鹅座P吸收分量，这意味着SN 2008 iy之前的风速约为100 km/s。我们认为，SN 2008 iy的光度是通过SN喷出物与致密的，cluerous拱星介质的相互作用提供动力的。如果在距离原始生物约1.7 x 10^16 cm的半径范围内，团块的数量密度随着距离的增加而增加，那么可以理解约400天的上升时间。这种情况是可能的，如果祖经历了一个情节阶段的增强质量损失前一个世纪的爆炸或祖风速增加几十年前核心崩溃。我们赞成前一种情况，这让人想起观察到的亮蓝变星（LBV）爆发的质量损失事件。原始风速和增加的质量损失率进一步证明，至少有一些，也许是所有的IIn型超新星在核心坍塌前不久经历了类似LBV的爆发。我们还讨论了SN 2008 iy的宿主星系，一个亚发光的矮星系，并提供了一些原因，为…
2011-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Little Red Dots as Shock-Powered High-Energy Neutrino Sources
Institute for Astronomy, University of Hawai’i at Manoa（夏威夷大学马诺阿分校天体物理研究所）；Department of Physics, Institute of Science Tokyo（东京科学大学物理系）；Department of Physics, Virginia Tech（弗吉尼亚理工大学物理系）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU, WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学宇宙线起源研究机构（Kavli IPMU））；Department of Physics, Florida State University（佛罗里达州立大学物理系）
本研究探究LRDs是否可作为激波驱动的高能中微子源，通过模型计算其对IceCube弥散中微子强度的贡献，发现其贡献最高可达约13%，需更大样本与改进模型进一步约束。
2026-09-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Electron-capture supernovae exploding within their progenitor wind
渐近巨星分支（AGB）中质量最大的恒星，也就是所谓的超级AGB星，被认为是在其简并的O+Ne+Mg核中被电子俘获而产生超新星（SNe）的。超级AGB恒星被认为具有高质量损失率的慢风，因此它们的风密度很高。因此，超AGB恒星的爆炸被认为发生在这种密集的风中。我们提供了第一个合成的光变曲线（LC）的爆炸现实的电子捕获超新星（ecSN）的祖先在他们的超级AGB风这样的事件。我们发现，早期LC，即复合波到达底部的富氢信封SN喷出物（高原阶段）之前，不受密集风。然而，在平台阶段之后，当考虑到超级AGB风时，光度仍然较高。我们将我们的结果与蟹状星云的前身SN 1054的历史LC进行了比较，并表明在普通的超级AGB风中ecSN的爆炸可以解释LC特征。我们的结论是，SN 1054可能是一个没有任何额外的极端质量损失的I In型SN，这是以前提出的解释其早期高光度所必需的。我们还表明，我们的LC匹配类型IIn SNe与早期的高原阶段（“类型IIn-P”），并建议他们在超级AGB风ecSNe。虽然某些ecSNe由于其较大的祖核半径而在光谱范围内是明亮的，但它们的X射线光度并不一定会像其他IIn型SNe那样明亮，因为它们的光学光度也是由相互作用提供动力的。因此，我们认为，光学明亮的X射线微弱的IIn型SNe可以出现从ecSNe。光学暗淡的IIn型超新星，如SN 2008 S，如果它们的富氢包层质量很小，…
2014-07-17 astro-ph.HE 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
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
A systematic study on the rise time-peak luminosity relation for bright optical transients powered by wind shock breakout
恒星爆炸产生的大量天体物理瞬变是由喷出的物质与星周介质的碰撞提供动力的，这种碰撞通过冲击耗散有效地产生热辐射。我们调查如何这样的相互作用供电的瞬态分布在峰值测辐射热光度与上升时间相空间。利用耗时较少的球对称一维模拟，我们计算了500多个不同的拱星质量和半径，喷出物的质量和能量，和化学成分的模型。峰值测辐射热光度，总辐射能量，和上升时间的相互作用供电的发射测量每个模拟的光变曲线。我们考虑如何确定这些特征量作为一个函数的模型参数和讨论可能的影响所观察到的人口（潜在的）相互作用供电的瞬变，如IIn型超新星和快速蓝色光学瞬变。
2020-06-30 astro-ph.HE
Precursors prior to Type IIn supernova explosions are common: precursor rates, properties, and correlations
有越来越多的超新星（SNe），主要是IIn型，它们在可能的最后爆炸之前会爆发。这些前兆可能会影响SN的显示，并可能与恒星演化最后阶段的一些不良图表现象有关。在这里，我们提出了一个样本16 SNe IIn，我们有帕洛玛瞬态工厂（PTF）的观测之前获得的SN爆炸。通过将这些在爆炸前拍摄的图像添加到时间箱中，我们搜索前兆事件。我们发现五个IIn型SNe可能至少有一个可能的前兆事件，其中三个是首次报道。对于每个SN，我们计算控制时间。基于这种分析，我们发现SNe IIn之间的前兆事件是常见的：在单侧99%的置信水平下，超过50%的SNe IIn至少有一次爆炸前爆发，其亮度超过绝对星等-14，发生在SN爆炸前的1/3年。在超新星爆炸前一年中，这种前兆事件的平均发生率可能大于每年一次，而更微弱的前兆可能更为常见。我们还发现可能的积分亮度的前体之间的相关性，和SN的总辐射能量，峰值亮度，和上升时间。这些相关性是预期的，如果前体是质量喷射事件，这些SNe的早期光变曲线是由SN冲击和喷射物与光学厚拱星材料的相互作用提供动力的。
2014-01-21 astro-ph.HE
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
Monte Carlo Radiation Transport for Astrophysical Transients Powered by Circumstellar Interaction
本文提出开源蒙特卡罗辐射输运程序 SuperLite，用于模拟星周相互作用驱动的瞬变现象光谱，并通过与 SuperNu、CMFGEN 对比及标准测试验证其能准确再现 Ia、IIP、IIn 型超新星光谱。
2023-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing the Circumstellar Environment of highly luminous type IIn SN ASASSN-14il
本研究对高光度IIn型超新星ASASSN-14il开展长期测光与光谱分析，揭示其星周物质与抛射物相互作用特征，推测其前身星为爆发阶段的亮蓝变星。
2024-12-15 astro-ph.HE
A numerical light curve model for interaction-powered supernovae
我们构建了一个数值光变曲线模型的相互作用动力超新星，产生的喷出物和拱星物质（CSM）之间的相互作用。为了求解相互作用供能超新星的激波区域，我们在每个时间步的逆激波和正激波的静止坐标系中，假设处于稳态，求解流体方程和辐射转移方程。然后，我们数值求解的辐射转移方程和能量方程的CSM与由此获得的辐射通量的前向冲击波作为辐射源。我们还比较了我们的模型与观测数据的两个超新星2005kj和2005ip分类为类型IIn的结果，并讨论了我们的假设的有效性。我们的结论是，我们的模型可以预测与超新星喷出物和CSM的光变曲线的观测功能，只要CSM是足够密集的物理参数。此外，我们还发现CSM中的辐射吸收是计算发光度的一个重要因素。
2019-12-18 astro-ph.HE
The luminous Type IIN supernova SN 2017hcc: Infrared bright, X-ray and radio faint
利用Chandra X射线望远镜和Swift上的X射线望远镜（Swift-XRT）在X射线波段、Spitzer和TripleSpec光谱仪在近红外和中红外波段以及Karl G. Jansky甚大天线阵（VLA）用于无线电频段。X射线观测涵盖了29至1310天的时间，第一次X射线探测是在第727天。随后，从第1000天起，在VLA无线电波段检测到SN。虽然无线电数据是稀疏的，同步自吸收是明确排除的无线电吸收机制。近红外和中红外的观测表明，后期的红外发射占主导地位的光谱能量分布。\snhcc \的早期性质与冲击波爆发进入致密质量损失区相一致，$\dot M \sim 0.1 M_\odot \rm yr^{-1}$持续了十年。在几个100天，质量损失率下降到$\sim 0.02 M_\odot \rm yr^{-1}$，从占主导地位的红外光度确定。此外，无线电数据还使我们能够计算出大约1000天的质量损失率，这比热辐射峰值附近的质量损失率估计值小两个数量级。这些值表明，SN祖经历了一个增强的质量损失事件前十年的爆炸。在简单的模型中，红外线和X射线的亮度之比很高，这是不对称的星周区域的可能证据。
2022-10-06 astro-ph.HE
Super Luminous Supernova and Gamma Ray Bursts
我们使用一个简单的分析模型推导出一个封闭形式的表达式的热光变曲线的super-luminus超新星（SLSNe）供电的快速喷出物之间的塑性碰撞核塌缩超新星（SNe）的类型Ib/c和IIn和较慢的大规模的拱星壳，在生命的后期阶段，他们的祖星之前的SN爆炸喷出。我们证明，这个表达式再现以及SLSNe的热光度与观测到的伽马射线暴（GRB），并只需要一个适度的量（$M < 0.1\,M_\odot$）的放射性$^{56}$镍合成的SN爆炸，以解释其后期的光度。长持续时间的伽玛暴可以由普通的Ic型超新星产生，而不是由超高能超新星Ib/c的一个子类“超新星”产生。
2012-11-08 astro-ph.HE hep-ph
On the nature of slowly rising interaction-powered supernovae
本研究针对部分上升时间超100天的相互作用供能型超新星，提出其长上升时间源于星周物质的平坦密度结构，上升时间由反向激波传播时标而非光子扩散时标决定，为研究大质量恒星非稳态质量损失提供新探针。
2023-07-20 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
SN 2019vxm: A luminous and long-lived Type IIn supernova with early flash-ionisation features
Tsinghua University（清华大学）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，国立自然科学研究院）；Graduate Institute for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学（SOKENDAI））；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；Department of Astronomy, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校天文学系）
SN 2019vxm是一颗峰值亮度高、演化缓慢的IIn型超新星，早期光谱显示闪光电离特征，后期红外超表明新尘埃形成，其光变曲线与SN 2010jl相似。
2026-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explaining unusual line profiles of SN 2006gy
本文探讨了SN~2006gy第96天极亮IIn型超新星的神秘谱线的起源。在可以想象的可能性中，最优选的是在光学厚的冷致密壳层（CDS）中提出孔的模型。在不透明CDS的内侧发射的线辐射通过孔逃逸，从而产生不寻常的线轮廓，发射红移。空穴的出现可能是由于剧烈的瑞利-泰勒不稳定性导致CDS碎裂。具有CDS碎裂的模型光变曲线与SN~2006gy的辐射热光变曲线一致。
2016-10-05 astro-ph.HE
Shock-powered light curves of luminous red novae as signatures of pre-dynamical mass loss in stellar mergers
发光红新星（LRN）是一类光学瞬变现象，被认为起源于双星合并或“共同包络”事件。它们的光变曲线经常显示出次极大值，这在以前的热能扩散或氢复合模型中无法解释，而不需要调用多个独立的壳层喷射。我们建议，双峰光变曲线是一个自然的结果之间的碰撞动态弹出的快速壳和预先存在的赤道聚焦的材料，这是从二进制在许多轨道之前的动态事件。快壳层在极向上自由膨胀，通过冷却包层发射为初始光学峰提供动力。赤道面碰撞产生的辐射激波在较深层的辐射扩散时间尺度上为次级光变曲线峰值提供动力，类似于发光的IIn型超新星和一些经典新星。使用一个详细的1D分析模型，由互补的3D流体动力学模拟，我们表明，冲击供电的发射可以解释观测到的范围内的峰值时间尺度和亮度的LRN的二进制参数和分数的二进制质量弹出的现实变化的二级峰。赤道面辐射激波产生的致密壳层为尘埃核化提供了理想的位置，这与LRN中尘埃的非球面几何结构一致。对于巨星来说，当冲击动力的光度仍然很高时，喷出物形成尘埃，这可以解释斯皮策最近发现的红外瞬变。我们的研究结果表明，前动力学质量损失是常见的，如果不是无处不在的恒星合并，提供洞察负责驱动的二元合并的不稳定性。
2017-05-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN2008am: A Super-Luminous Type IIn Supernova
本文介绍了ROTSE超新星验证计划（RSVP）发现的IIn型超新星SN 2008 am的观测和解释。SN 2008 am的峰值约为-22.3等，红移z=0.2338，使其峰值亮度达到3 x 10^{44}erg/s，成为有史以来观测到的最明亮的超新星之一。总辐射能量约为2 x 10^{51} erg。在紫外，光学和红外波段（J，H，Ks）的光度观测约束SED的演变。我们获得了超新星的六个光谱，五个在最大光的早期下降，第六个在近一年后加上宿主星系的一个非常晚的时间光谱（~2年）。SN 2008 am的光谱在光学极大值后的最初~40天内显示出强的Balmer线和中等宽度（~ 25 A）的He I λ 5876 A发射。我们研究了各种模型的线翼，并得出结论，多次散射是最有可能的，这意味着我们的光谱不包含具体的信息的散装流速。我们研究了各种模型的ROTSE光变曲线的上升时间和光谱的性质，包括放射性衰变，冲击光学厚和光学薄的星周介质（CSM）和磁星。最成功的模型是一个CSM是光学厚，其中向前冲击波沉积光度的扩散引起了观察到的光变曲线。从向前冲击波的冲击沉积的能量的扩散被认为是重要的占光变曲线的上升部分。虽然在细节上有差异，但SN 2008 am似乎与其他超亮的IIn型超新星SN 2006 gy、SN 2006 tf和SN 2008 iy密切相关，后者可能代表了非常大质量的LBV型祖先的死亡，…
2011-01-18 astro-ph.HE
An exact integral relation between the Ni56 mass and the bolometric light curve of a type Ia supernova
一个Ia型超新星的Ni 56质量和辐射热光变曲线之间的精确关系可以用下面的近似公式推导出来：1。发射仅由Ni 56-> Co 56-> Fe 56提供动力; 2.每个质量元件以在时间上恒定的非相对论速度传播（自由滑行）;以及3.内能由辐射支配。在这些近似下，喷出物中辐射携带的能量E（t）满足：dE/dt=-E（t）/t-L（t）+Q（t），其中Q（t）是由精确已知的衰变产生的能量沉积，L（t）是测辐射热光度。通过将该方程乘以时间并对时间积分，我们得到：E（t）*t= \int_0^t Q（t '）t' dt ' - \int_0^t L（t'）t 'dt'。在较晚的时间，t>> t_peak，喷出物内部的能量由于其逃逸而迅速减小，因此我们有\int_0^t Q（t '）t' dt '= \int_0^t L（t'）t 'dt'。这个关系式与喷出物中的不透明度、密度分布和Ni_（56）沉积分布无关，与“Arnett规则”L_peak ~ Q（t_peak）有很大不同。通过比较爆炸后t~40天的\int_0^t Q（t '）t' dt '和\int_0^t L（t'）t 'dt'，可以直接从紫外线、光学和红外线观测中找到Ni 56的质量，由于未观测到的伽马射线和由于喷出物中的少量剩余能量，E（t）*t>0。
2013-01-28 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
X-ray emission from supernovae in dense circumstellar matter environments: A search for collisionless shocks
（节录）。一些超新星的光学光变曲线可能是由爆炸冲击波在光学厚的星周物质（CSM）中沉积的能量向外扩散提供动力的。最近的研究表明，在光学厚的风中，以辐射为媒介和主导的激波必须转变为无碰撞激波，并能产生硬X射线。相对于最大可见光，X射线预计在较晚的时间达到峰值。在这里，我们报告的搜索，使用斯威夫特和钱德拉，X射线发射属于类的祖先被怀疑是嵌入在密集的CSM（IIn/Ibn/SLSN-I）的28 SNe。在我们的样品中的两个SNe的X射线属性是大致一致的预期X射线从碰撞冲击在光学厚CSM。因此，我们认为它们的光学光变曲线是由CSM中的冲击击穿提供动力的。我们发现，另外两个事件是太X射线明亮的SN最大的光学光的冲击爆发模型来解释。我们的结论是，一些，但不是所有的，类型IIn/Ibn SNe的光变曲线是由CSM的冲击突破。对于我们样本中的其余SNe，包括所有SLSN-I事件，我们的X射线极限不够深，并且通常在过早的时间获得以得出关于其性质的结论。我们认为，SNe的光学光变曲线（其X射线发射在较晚时间达到峰值）可能是由致密CSM的冲击能扩散提供动力的。我们评论的可能性，以检测其中一些事件的无线电。
2012-06-04 astro-ph.HE
Diagnosis of Circumstellar Matter Structure in Interaction-powered Supernovae with Hydrogen Line Feature
本研究通过 Monte Carlo 辐射转移模拟比较稳态与爆发式质量损失形成的致密 CSM，证明窄 P-Cyg 线及蓝移光子超出可用于诊断 IIn 型超新星的星周结构与质量损失机制。
2024-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The transitional Type Ibn/IIn SN 2022pda, with pre-explosion outbursts and a double-peaked light curve
International Centre of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory of Supernova Research, Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Graduate Institute for Advanced Studies, SOKENDAI（日本综合研究大学院大学）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台）
通过光度和光谱观测，研究了SN 2022pda的爆发前变异性、双峰光变曲线以及光谱特征，发现其由与大规模星周介质的相互作用驱动，是富氢IIn型与富氦Ibn型之间的过渡事件，前身星可能为向沃尔夫-拉叶星过渡的亮蓝变星。
2026-05-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The long-lived Type IIn SN 2015da: Infrared echoes and strong interaction within an extended massive shell
在本文中，我们报告的第一个$\sim$四年的光谱和光度监测的IIn型超新星SN 2015 da（也被称为PSN J13522411+3941286，或iPTF16 tu）的结果。这颗超新星在附近的螺旋星系NGC 5337中爆炸，环境相对高度熄灭。瞬态表现出突出的窄巴耳末线在所有时间的发射和缓慢上升到最大值在所有波段。此外，业余天文学家进行的早期观测给出了一个非常严格的爆炸时期。的观测结果是一致的超新星喷出物和一个密集的和扩展的富氢星周介质之间的持续相互作用。这样一个延伸的致密介质的存在很难与标准的恒星演化模型相一致，因为SN 2015 da位置的金属丰度似乎略低于太阳。相互作用可能是驱动光变曲线的机制，如通过伪测辐射热光变曲线的分析所证实的，其给出了总辐射能量$\gtrsim10^{51}\,\rm{erg}$。通过模拟超新星激波通过致密的星周介质爆发的光变曲线，我们可以推断出前存在的气体质量是$\simeq8\,\rm{M_{\odot}}$，其前身星$\simeq0.6\,\rm{M_{\odot}}\,\rm{yr^{-1}}$的质量损失率非常大，这表明大多数星周气体是在多次爆发事件中产生的。近红外和中红外观测揭示了这些区域的通量过剩，类似于SN 2010jl和其他相互作用的瞬变现象，可能是由于超新星周围预先存在的辐射加热尘埃。通过对红外过量进行建模，我们推断出尘埃的质量为$…
2020-01-21 astro-ph.HE
The Peculiar Transient AT2018cow: A Possible Origin of A Type Ibn/IIn Supernova
本文介绍了我们对AT 2018 cow这一特殊瞬变天体的光度和光谱观测。多波段光度法涵盖从峰值到$\sim$ 70天，光谱法涵盖从5到$\sim$ 50天。快速上升（$t_{\mathrm{r}}$ $\lesssim$ 2.9天），高亮度（$M_{V,\mathrm{peak}}\sim-$ 20.8等）和峰值后快速下降使AT 2018牛脱颖而出任何其他光学瞬变。同时我们发现它的光变曲线与Ibn型超新星的光变曲线非常相似。此外，光谱能量分布仍然是高温$\sim$ 14，000 K后，$\sim$发现15天。在最初的10天里，光谱是没有特征的，而后来出现了一些由H、He、C和O引起的宽发射线，在我们的观测结束时，速度从$\sim$ 14,000 km s $^{-1}$下降到$\sim$ 3000 km s $^{-1}$。发现后20天，在$t>$的光谱中出现了窄而弱的He I发射线。这些发射线让人联想到在相互作用的超新星中看到的特征，如Ibn型和IIn子类。我们拟合的辐射热光变曲线与模型的拱星相互作用（CSI）和放射性衰变（RD）的\Ni，并找到一个很好的拟合与喷出物质量$M_{\mathrm{ej}}\sim$ 3.16 M $_{\odot}$，拱星材料质量$M_{\mathrm{CSM}}\sim$ 0.04 M $_{\odot}$，和喷出的\Ni质量$M_{^{56}\…
2021-01-20 astro-ph.HE
Circumstellar Interaction Models for the Bolometric Light Curve of SN 2017egm
我们探索简单的半解析拟合的热光度曲线的Gaia 17 biu/SN 2017 egm，最近的缺氢超亮超新星（SLSN I）尚未发现。SN 2017 egm的准热辐射光变曲线与其他SLSN I的特征不同，它几乎是线性上升到最大值，然后从峰值下降，并有一个非常急剧的过渡。磁星模型很难解释尖锐的峰值，并且可能在最大值后20天过于明亮。仅由镍的放射性衰变驱动的光变曲线也会因类似的原因而失败，因为它们需要比喷出物质量更大的镍质量。基于星周相互作用的简单模型确实有一个尖锐的峰值，对应于前向激波从光学厚度的星周介质中爆发出来或反向激波到达喷出物内部的时期。我们发现，基于恒密度壳的拱星相互作用的模型提供了一个有趣的拟合SN 2017 egm的峰值光从15天前到15天后的测辐射热光变曲线，磁星和放射性衰变模型都不能拟合尖锐的峰值。未来的光度观测应该很容易区分基本CSI模型和基本磁星模型。CSI模型的影响进行了简要讨论。
2017-10-13 astro-ph.HE
Searching for high-energy neutrinos from shock-interaction powered supernovae with the IceCube Neutrino Observatory
本文利用 IceCube 中微子观测站对来自激波相互作用驱动的核坍缩超新星的高能中微子进行叠加搜寻，通过将光学辐射演化与抛射物及星周介质性质关联的新模型来预测中微子通量。
2023-08-02 astro-ph.HE
Probing Cosmic-Ray Ion Acceleration with Radio-Submm and Gamma-Ray Emission from Interaction-Powered Supernovae
某些超新星（SNe）的光学和近红外辐射，包括IIn型和可能的超亮SNe，可能是由SN喷出物和致密的星周物质（CSM）之间的碰撞提供动力。我们认为，CSM质量和半径的范围内，可以形成无碰撞冲击，允许有效的宇宙射线（CR）加速。我们发现，PP碰撞这些新加速的CR和CSM之间的导致不仅伽马射线，但也次级电子和正电子辐射同步辐射光子的高频无线电波段。我们的估计意味着，各种设施，包括Jansky甚大阵列（VLA）和阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）可能会观察到这样的SNe在Gpc距离的后续观测在几个月到几年，虽然检测能力强烈依赖于CSM密度以及观测频率。检测到这个信号将在早期为我们提供CR加速的独特探针，即使没有检测到，也会对CR离子加速的可能性产生有趣的限制。根据我们以前的工作，我们还表明，GeV的伽马射线可以逃脱系统没有严重的衰减，鼓励与费米点源和堆叠分析。我们提供的食谱诊断相互作用供电SN的情况下，多信使（中微子和伽马射线）的意见。
2014-02-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
Radioactively-Powered Rising Lightcurves of Type Ia Supernovae
最近，附近的超新星2011 fe的亮度上升显示出在最初的0.5-4天内与时间的二次依赖关系。此外，由许多Ia型超新星（SNe Ia）堆积在一起形成的复合光变曲线显示出类似的幂律指数1.8 ± 0.2。我探索什么范围的幂律上升是可能的，由于爆炸的白矮星（WD）的表面附近的放射性物质的存在。我总结了什么样的限制，这样一个模型的地方上的结构的祖先和喷出物的分布和速度。我的主要结论是，SN 2011 fe的上升需要质量分数为0.03的56 Ni（或其他热源，如48 Cr）分布在WD表面以下约0.004- 0.1 Msun的深度之间。如此浅的放射性元素在单一碳氧爆炸的模拟中是找不到的。可能产生这种材料的情景包括双爆轰点火过程中的氦壳燃烧、重力约束爆轰以及爆燃到爆轰过渡模型的子集。一般来说，幂律上升可能不同于二次上升，这取决于事件的细节，因此将这项工作与观测到的Ia超新星的热辐射上升进行比较，将对浅层放射性物质的分布产生强烈的约束，为识别Ia超新星难以捉摸的祖先提供重要线索。
2012-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The bright long-lived Type II SN 2021irp powered by aspherical circumstellar material interaction (I): Revealing the energy source with photometry and spectroscopy
Tuorla Observatory, Department of Physics and Astronomy, University of Turku（图尔库大学图奥拉天文台物理与天文学系）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Aalto University Department of Electronics and Nanoengineering（阿尔托大学电子与纳米工程系）；Institut d'Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究研究所）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所）；Finnish Centre for Astronomy with ESO (FINCA)（芬兰ESO天文研究中心）；Department of Astronomy, Kyoto University（京都大学天文学系）；INAF – Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；UCD School of Physics（都柏林大学三一学院物理学院）；School of Sciences, European University Cyprus（塞浦路斯欧洲大学理学院）；The Oskar Klein Centre, Department of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学奥斯卡·克莱因中心天文学系）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（云南省超新星重点实验室国际中心）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；Okayama Observatory, Kyoto University（京都大学冈山天文台）；INAF – Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）
本研究通过测光与光谱观测发现明亮长寿命II型超新星SN 2021irp的能量来自与非对称大质量星周物质的相互作用，同时分析了相关尘埃的特性。
2025-01-23 astro-ph.HE
Multi-Wavelength Identification of a Luminous Mid-Infrared Supernova Powered by Circumstellar Interaction with Binary-Driven Pre-supernova Mass Loss
Columbia University（哥伦比亚大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（西蒙斯基础研究所计算天体物理中心）；California Institute of Technology（加州理工学院）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构天文台）
本研究通过多波段观测SN 2022yyz，利用红外测光选择发现晚期星周物质相互作用，结合模型揭示双星驱动的超新星前质量损失增强，为绘制大质量恒星终局质量损失奠定基础。
2026-09-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Models of Millimeter and Radio Emission from Interacting Supernovae
这项工作利用建立的模型，同步加速器供电的光变曲线的核心坍缩超新星在密集的拱星环境中，即IIn型和Ibn型，以证明从这些事件中检测毫米发射的潜力。这些超新星的祖先类型仍然是一个悬而未决的问题，但使用同步光变曲线作为拱星环境的探测器可以揭示祖先的质量损失历史，并区分不同的理论。毫米波段的观测特别富有成效，因为它们探测的区域半径较小，环境密度较高，厘米发射往往是自吸收的。在我们应用这些光变曲线的过程中，我们探索了多种祖细胞类型和质量损失曲线，以了解它们对光变曲线形状的影响。此外，我们还将模型参数拟合到IIn型超新星2006jd的8.5GHz光变曲线上，然后利用这些参数创建毫米光变曲线，以显示从这样的事件中检测早期毫米峰的可能性。我们预测，下一代毫米波勘测将具备探测附近和极端事件的能力。然而，迫切需要对光学发现的相互作用的超新星进行毫米级的跟踪，以更完整地对真实的种群进行采样。
2022-06-07 astro-ph.HE
Optically Informed Searches of High-Energy Neutrinos from Interaction-Powered Supernovae
本研究提出半解析模型，分析IIn型超新星与致密星周介质相互作用产生的中微子与光学信号联系，发现仅靠光学观测预测中微子事件存在不确定性，强调多波长观测对提升中微子搜寻至关重要。
2023-07-04 astro-ph.HE astro-ph.IM hep-ph
Magnetar-Powered Supernovae in Two Dimensions. II. Broad-Line Supernovae Ic
具有毫秒周期和超过$10^{16}$高斯磁场的新生中子星可以驱动高能量和不对称的爆炸，称为磁星动力超新星。这些奇异的爆炸是对超新星Ic-BL的一种理论解释，Ic-BL有时与长伽马射线暴有关。扭曲磁场提取中子星的旋转能量，并以盘风或喷流的形式释放，其能量大于10 $^{52}$ erg/$\sim 20$ sec。中央发动机的能量中有多少部分进入了风和喷气式飞机仍然不清楚。我们已经进行了二维流体动力学模拟磁星驱动的超新星（SNe）驱动的磁盘风和喷流与CASTRO代码的核合成产量，混合和光变曲线的中央引擎的影响进行了调查。我们发现，这些爆炸合成小于0.05 Msun的镍，这个质量是不是很敏感的中央引擎类型。爆炸的形态可以提供一个强大的诊断中央引擎的属性。在没有拱星介质的情况下，这些事件不是很明亮，由于镍产量低，峰值辐射热星等$M_b \sim -16.5 $。
2017-06-21 astro-ph.HE
Superluminous Supernovae Powered by Magnetars: Late-time Light Curves and Hard Emission Leakage
最近，两个研究小组的研究表明，完全能量捕获的磁星自旋向下能量注入模型可以解释SN 2010 gx，SN 2013 dg，LSQ 12 dlf，SSS 120810和CSS 121015的早期光变曲线，但不能拟合这些超亮超新星（SLSNe）的晚期光变曲线。这些结果意味着，原来的磁星供电模型在解释这些SLSNe的挑战。我们的论文旨在通过考虑硬排放的泄漏来同时解释早期和晚期数据/上限。我们将漏电流效应定量地纳入到原来的磁驱动模型中，并推导出一个新的半解析方程。将修正后的磁星动力模型再现的光变曲线与这5个SLSNe的观测数据和/或上限值进行比较，发现半解析方程再现的晚时光变曲线与SN 2010 gx、CSS 121015、SN 2013 dg和LSQ 12 dlf的晚时观测数据和/或上限值以及SSS 120810的晚时过剩值吻合较好，这表明磁星供电模型可能是造成这些SLSNe的原因，并且当硬光子被下康普顿化为较软光子时，伽马射线和X射线泄漏是不可避免的。为了确定泄漏效应的细节并揭示SLSNe的本质，需要更多高质量的SLSNe的辐射热光变曲线和光谱。
2014-11-19 astro-ph.HE
High-Energy Emission from Interacting Supernovae: New Constraints on Cosmic-Ray Acceleration in Dense Circumstellar Environments
超新星与星周物质具有强相互作用，是高能中微子和γ射线的候选源，被认为是1 PeV以上银河系宇宙射线的重要贡献者。考虑到由SN喷出物的快速速度分量的冲击耗散，我们提出了全面的计算从SNe供电的冲击相互作用与密集的风或CSM的非热发射。值得注意的是，我们认为在辐射区的电磁级联和随后的衰减在预冲击CSM。这项工作提供了一个新的依赖于时间的唯象处方，使我们能够计算伽马射线，硬X射线，无线电和中微子信号，这源于宇宙射线加速的扩散冲击加速机制。我们将我们的结果应用于SN IIn 2010 jl和SN Ib/IIn 2014 C，其模型参数可以从多波长数据中确定。对于SN 2010 jl，更有希望的情况下，通过使用最新的费米大面积望远镜（LAT）Pass 8数据发布，我们推导出宇宙射线能量分数的新约束，<0.05-0.1。我们还发现，这些相互作用的SNe的后期无线电数据与我们的模型是一致的。进一步的多信使和多波长观测附近的相互作用SNe应该给我们新的见解扩散冲击加速在密集的环境中，以及前SN质量损失机制。
2019-02-03 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
The Energy Sources of Double-peaked superluminous supernova PS1-12cil and luminous supernova SN 2012aa
本文对超亮超新星PS1- 12 aa和发光超新星SN 2012 aa的光变曲线（LC）的能量库进行了研究。这两个SNe的多波段和测辐射热LC在主峰之后显示出不寻常的次级凸起。双峰LC不能用任何简单的能源模型来解释（例如，$^{56}$ Ni级联衰变模型、磁星自旋下降模型和喷出物-星周介质相互作用模型）。因此，我们分别采用$^{56}$ Ni+喷射物-星周介质相互作用（CSI）模型、磁星+CSI模型和双CSI模型对它们的热测量LC进行拟合，发现这两种SNe都可以用双CSI模型和磁星+CSI模型来解释。在此基础上，计算了母星抛射出壳层的时间：如果母星由CSI双抛射壳层提供动力，则内壳层和外壳层可能分别在SNe爆炸前$\sim 0.2-3.6$和$\sim 2-25$年被抛射出壳层;如果母星由磁星和CSI双抛射壳层提供动力，则母星抛射出壳层的时间比SNe爆炸前提前$\sim 2-20$年。
2020-01-26 astro-ph.HE
Properties of magnetars mimicking 56Ni-powered light curves in Type Ic superluminous supernovae
许多Ic型超亮超新星在其光度峰值后的光变曲线衰减率接近于56 Co的核衰变率，这与它们由56 Ni和可能的对不稳定超新星提供动力的解释一致。然而，它们的上升时间通常短于对不稳定超新星的预期，并且Ic型超亮超新星通常被认为是由磁星自旋下降提供动力。如果磁星自旋下降实际上是驱动Ic型超亮超新星的主要机制，那么它应该能够相当容易地产生类似于56 Co衰变率的下降率。在这项研究中，我们调查磁星的条件下，他们的自旋下降的能量输入可以表现得像56 Ni核衰变能量输入。我们发现，在一定范围内的初始磁场强度足以保持磁星的能量沉积在几个因素的56 Co衰变能量为几百天。磁星自旋下降需要通过几乎纯的偶极辐射，制动指数接近3，以在宽的参数范围内模拟56Ni。磁星不仅可以再现56 Co衰变光变曲线，而且可以再现大多数56 Ni动力光变曲线的上升时间和峰值亮度。需要超过700天的辐射热光变曲线来区分这两种能源。我们预计，如果它们主要由磁星自旋下降提供动力，那么应该会发现更多上升时间短的缓慢下降的超亮超新星。
2016-12-20 astro-ph.HE
Evidence for an Instability-Induced Binary Merger in the Double-Peaked, Helium-Rich Type IIn Supernova 2023zkd
SN 2023zkd是一颗具有双峰光变曲线和复杂光谱的IIn型超新星，其先驱发射和极端质量损失率表明其前身星可能是一颗大质量部分剥离氦星与黑洞伴星发生不稳定性诱导并合。
2025-02-26 astro-ph.HE
