SNIF: The SuperNova Interactive Fitter
我们提出了一个在线应用程序，超新星交互式拟合器（SNIF），它可以用来交互式地拟合一个区域，分析模型的光学瞬态光变曲线由（1）56镍的放射性衰变，（2）新诞生的磁星的自旋下降，或（3）超新星喷出物和预先存在的拱星材料之间的相互作用。该应用程序利用开放天文目录API将用户连接到文献中的数千个公开可用的瞬态光变曲线。
2019-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Internal conversion electrons and supernova light curves
放射性衰变对超新星喷出物的再加热有很大的贡献。以前的工作主要考虑了由56 Ni、56 Co、57 Ni、57 Co、44 Ti和44 Sc产生的伽马射线和正电子沉积的能量。我们指出俄歇电子和内转换电子构成了一个附加热源。在后期，这些电子可以对超新星的光变曲线做出重要贡献，以获得合理的核合成产额。特别是，在57 Co衰变中发射的内部转换电子是超新星的重要加热通道，这些超新星对伽马射线基本上是透明的。我们表明，当这些电子加热占，SN 1998bw和SN 2003hv的光变曲线的减慢自然得到典型的核合成产量。此外，我们表明，SN 1987 A的内部转换电子的影响可能是显着的衍生44钛产量从其后期的辐射热光变曲线。
2010-12-21 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
The Type I Superluminous Supernova PS16aqv: Lightcurve Complexity and Deep Limits on Radioactive Ejecta in a Fast Event
我们提出了PS16 aqv（SN 2016 ard）的紫外/光学观测，这是一颗I型超亮超新星（SLSN-I），被归类为我们寻找低$z$ SLSNe的一部分。PS16 aqv是一个快速演化的SLSNe-I，达到了$M_{r} \approx -22.1$的绝对峰值。光变曲线在峰值后的30个静止帧天表现出显著的波动，其行为类似于在缓慢衰落的SLSN-I SN 2015 bn中看到的波动。这种相似性加强了快和慢SLSNe-I形成具有共同起源的连续体的情况。在峰值后的$\approx\!80$天，光变曲线表现出向缓慢下降的过渡，随后显著变陡，指示平台期或第二个显著波动。峰值后$\approx280$天的深度极限意味着对镍质量$M_{\rm Ni} \lesssim 0.35$ M $_{\odot}$的严格限制（低于之前的SLSNe-I），并表明某些SLSNe-I不会产生比正常Ic型SNe显著更多的镍。使用MOSFiT，我们用磁星中心引擎模型模拟光变曲线，并找到$P_{\rm spin} \approx 0.9$ ms、$B \approx 1.5 \times 10^{14}$ G和$M_{\rm ej} \approx 16$ M $_{\odot}$。暗示快速的自旋时间和大水库的可用能量加上高喷出物的质量可以解释快速发展的光变曲线和缓慢的光谱演变。我们还研究了PS16 aqv在其宿主…
2018-05-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-nebular light curves of type I supernovae
我们将超新星光变曲线的分析预测与最近来自SN 2011 fe（Ia），KSN 2011 b（Ia），Palomar Transient Factory（PTF）和La Silla-QUEST可变性调查（LSQ）（Ia）的高质量数据进行了比较。由于观测的稳定，快速节奏，KSN 2011 b提供了关于Ia超新星的独特的新信息：光变曲线的平滑度，这与爆炸期间显著的大规模混合一致，可能是由于3D效应（例如，Rayleigh-Taylor不稳定性），并为缓慢变化的泄漏（平均不透明度）提供支持。对于一个更复杂的光变曲线（SN 2008 D，SNIb），我们分离的光度由于多种原因，并指出放射性羽流的可能性。早期的亮度上升被证明是由热辐射和非热辐射的不透明度（泄漏率）的影响。阿内特规则的一般推导再次表明，它取决于加热等离子体的{ \em all}过程，而不仅仅是放射性过程，因此如果后者有多个加热过程，则Ia超新星将不同于Ibc超新星。
2017-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light curves of hydrogen-poor Superluminous Supernovae from the Palomar Transient Factory
我们研究了在Palomar瞬变工厂（PTF）调查中26个光谱证实的贫氢超亮超新星（SLSNe-I）的光变曲线特性。这些事件平均比SNe Ib/c和SNe Ic-BL亮约4等和2等。静止帧$g$带中SLSNe-I的峰值绝对幅度跨度为$-22\lesssim M_g \lesssim-20$ ~mag，并且这些峰值不受放射性$^{56}$ Ni的影响，除非存在强不对称性。SLSNe的上升时间尺度比正常SNe Ib/c长，大约10天，对于具有类似衰变时间的事件。因此，SLSNe-I可以被认为是一个单独的人口的光度特性的基础上。峰后，SLSNe-I衰减的斜率范围很广，快速下降和缓慢下降事件之间没有明显的差距。后面的事件在任何时候都显示出光变曲线中更多的不规则性（凸起）。在后期，SLSN-I的光变曲线减慢，并聚集在$^{56}$ Co放射性衰变率附近。用放射性衰变为后期光变曲线提供动力需要1到10个${\rm M}_\odot$的Ni质量。或者，一个简单的磁星模型可以合理地拟合大部分SLSNe-I的光变曲线，除了四个例外，并且可以模拟$^{56}$ Co的放射性衰变，从爆炸到$\sim400$天。由此产生的自旋值与宿主星系的金属丰度无关。最后，对我们样本的分析并不能加强将SLSNe-I用于宇宙学的理由。
2018-05-29 astro-ph.CO astro-ph.HE 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
Bright Supernovae from Magnetar Birth
在最初的爆炸（可能是由磁相互作用或中微子引发的）之后，根据经典的偶极子公式辐射的旋转磁星可以为非常明亮的超新星提供动力。虽然在最初的爆炸中可能会产生一些56镍，但I型超新星的光变曲线峰值与其质量没有直接关系。事实上，峰值亮度对磁星的偶极场强度最为敏感。光变曲线的尾部可能在一段时间内类似于放射性衰变，但假设脉冲星的辐射被完全捕获，最终会更亮。根据初始爆炸能量的不同，高速度和中等速度都可能伴随着非常明亮的光变曲线。
2009-11-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Late-time supernova light curves: The effect of internal conversion and Auger electrons
放射性衰变释放的能量对超新星的光变曲线有很大的贡献。以前的工作考虑了56 Ni、56 Co、57 Ni、57 Co、44 Ti和44 Sc产生的γ射线和正电子沉积的能量，在解释核心坍缩和热核超新星的光变曲线方面非常成功。我们指出俄歇电子和内转换电子以及相关的X射线级联，构成了一个额外的热源。当超新星对伽马射线透明时，这些电子可以对合理的核合成产额的光变曲线做出显着贡献。特别是，57 Co衰变中发射的电子，主要是由于从子体57 Fe中偶然低的3/2态的内部转换，构成了额外的重要能量沉积通道。我们表明，当这些电子加热占，SN 1998 bw的光变曲线自然得到典型的超超新星核合成产量的放缓。此外，我们表明，对于一般的Ia型超新星的产量，俄歇电子发射的基态到基态的电子捕获衰变的55 Fe超过了能量释放的44 Ti衰变链爆炸后多年。
2009-08-31 astro-ph.SR
Testing Progenitor Models Using the Late-Time Light Curve of Supernova 1992A
Ia型超新星光变曲线的主要放射性能量源预计将在非常晚的时期从$^{56}$ Co衰变到$^{57}$ Co。我们使用爆炸后900多天获得的SN 1992 A的档案HST图像来限制其钴同位素丰度比，并将其与经过充分研究的事件SN 2011 fe进行比较。我们确认了arXiv发现的$0.026\pm 0.004$的SN 2011 fe的$^{57}$ Co / $^{56}$ Co比：1608.01155，与“双简并”祖先情况一致。对于SN 1992 A，我们发现了$0.034\pm 0.010$的比值，但较大的不确定性使我们无法区分祖细胞模型
2020-11-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radioactive Decay
本文介绍了天体物理背景下放射性衰变的基础知识，阐述了特征伽马射线谱线如何揭示恒星内部、爆炸过程及星际介质中的核合成细节，并探讨了多种放射性同位素及正电子湮灭发射的关联。
2022-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
The origin of the late-time luminosity of supernova 2011dh
由于其前身表面残留有少量的氢（${\leq 0.1M_{\odot}}$），IIb型超新星是大质量恒星生命末期质量损失过程的敏感探针，包括双星的作用。我们报告了哈勃太空望远镜对M51中SN 2011 dh的后期观测，以及从爆炸后$1.8$到$6.2$几年的短暂重新变亮和光度光变曲线的平台期。这些观测结果排除了星周相互作用的作用，但是缓慢旋转的磁星，大量的放射性元素或光回波可能是$t > 1000\mathrm{d}$观测到的晚期光度的原因。如果后期光变曲线是由放射性元素的衰变提供动力，那么SN~ 2011 dh就需要产生$\mathrm{^{44}Ti}$的$\sim 2.6 \times 10^{-3}\,M_{\odot}$，这大大超过了从SN 2011 dh本身早期星云光谱推断出的或在Cas A SN残骸中测量到的数量。的亮度和颜色的演变的后期光变曲线也支持的作用，一个轻的回声起源于尘埃与一个优选的几何形状的磁盘的程度$\sim 1.8$ $\sim 2.7\,\mathrm{pc}$从SN，符合风吹泡。由于光回波的长期光度演化，一个幸存的双星伴星在紫外波段的流量贡献可以被分离出来，并对应于一颗恒星$\sim 9 - 10M_{\odot}$。
2019-05-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Late-time Observations of Calcium-Rich Transient SN 2019ehk Reveal a Pure Radioactive Decay Power Source
我们目前的$\textit{Hubble Space Telescope}$成像的富钙超新星（SN）2019 ehk在爆炸后276 - 389天。这些观测代表了迄今为止对富钙瞬变的最新光度测量，并允许第一次有机会分析这一观测SN类中物体的后期演化。我们发现，SN 2019 ehk的后期测辐射热光变曲线可以主要通过${}^{56}\textrm{Co}$的放射性衰变来描述，我们推导出$M({}^{56}\textrm{Co}) = (2.8 \pm 0.1) \times 10^{-2}$ $\rm{M}_\odot$的质量。此外，热光度的下降率需要$γ$ -射线在时间尺度$t_γ = 53.9 \pm 1.30$天的泄漏，但我们没有发现统计证据，不完全的正电子捕获在SN喷出物。虽然我们的观测结果不能限制SN 2019 ehk中合成的其他放射性同位素的确切质量，但我们估计了$M({}^{57}\textrm{Co}) / M({}^{56}\textrm{Co}) \leq 0.030$的质量比极限。这个极限与低质量白矮星合并时产生的爆炸性核合成是一致的，这是SN 2019 ehk早期研究中最受欢迎的祖先场景之一。
2021-01-22 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
Reaction Rate Sensitivity of the Production of $γ$-ray Emitting Isotopes in Core-Collapse Supernova
核心坍缩超新星（CCSNe）中产生的放射性同位素提供了对驱动坍缩机制和元素丰度起源的潜在过程的有用见解。他们的研究汇集了主要的物理学研究，包括核反应速率的实验测量，天体物理建模和PDMATHAMM射线观测。在这里，我们确定了关键的核反应速率的可观察到的放射性同位素的核合成爆炸硅燃烧期间CCSNe。使用核反应网络计算器SkyNet和当前的REACLIB反应速率，我们演变的温度-密度-时间轮廓的最里面的$0.45~M_\odot$喷出物从核心的崩溃和爆炸的$12~M_\odot$明星。通过将3403个反应速率单独变化100倍，我们确定了141个反应，这些反应导致了感兴趣的同位素的显著差异，即$^{43}$ K、$^{47}$ Ca、$^{44,47}$ Sc、$^{44}$ Ti、$^{48,51}$ Cr、$^{48,49}$ V、$^{52,53}$ Mn、$^{55,59}$ Fe、$^{56,57}$ Co和$^{56,57,59}$ Ni。对于这些反应中的每一个，我们提出了一种新的方法来提取相关的同位素的核合成的温度范围内，得到的温度范围内的$T = 0.47$ $6.15~$ GK。将STARLIB反应速率不确定性的变化限制在$1σ$内，进一步将所识别的反应减少到48个关键速率，这可以用于指导未来的实验研究。完整结果以表格形式呈现。
2020-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Light curve analysis of ordinary type IIP supernovae based on neutrino-driven explosion simulations in three dimensions
II型坪超新星（SNe IIP）是起源于大质量恒星的核心坍缩SNe中数量最多的子类。在中微子驱动爆炸机制的框架下，我们研究了红超巨星祖先模型的SN爆发性质，并将相应的光变曲线与普通IIP型SN 1999 em的观测结果进行了比较。三维（3D）模拟（参数触发）中微子驱动的爆炸进行（显式，有限体积，欧拉，多流体流体动力学）代码PROMETHEUS，使用前超新星模型的15 Msun星作为初始数据。在接近同系膨胀，流体动力学和组成变量的3D模型映射到一个球对称的配置，并继续与（隐式，拉格朗日辐射流体动力学）代码CRAB的模拟，以遵循爆破波的演变过程中SN爆发。我们的3D中微子驱动爆炸模型的爆炸能量约为0.5 × 10^51尔格，产生的Ni-56与通过拟合SN 1999 em的放射性动力光变曲线尾部推导出的数量大致一致。所考虑的前超新星模型，三维爆炸模拟和光变曲线计算可以解释SN 1999 em的基本观测特征，除了那些与外恒星层的前超新星结构有关的特征。我们的三维模拟表明，富镍物质在速度空间中的分布是不对称的，具有较强的偶极子分量，这与SN 1999 em的观测结果一致。普通SNe IIP中从平台到放射性尾的单调光度下降是He/H组分界面强烈湍流混合的表现。
2017-08-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Characterizing the V-band light-curves of hydrogen-rich type II supernovae
本文分析了富氢II型超新星V波段光变曲线的多样性。分析了116颗超新星的样本，定义了几个星等测量值，以及不同时期的下降率和不同阶段的持续时间。研究发现，在最大亮度下测量的星等与衰减率的相关性比在其他时期测量的星等更强：在最大亮度下的超新星通常在所有时期都有更快的衰减光变曲线。我们发现的下降率之间的关系在“高原”阶段和峰值的幅度，它有一个0.56级的色散，提供了使用II型超新星作为纯粹的光度距离指标的前景。我们的分析表明，II型人口跨越了一个连续的低光度的事件，在“高原”阶段，通过最明亮的事件，下降得更快。一个大范围的光学厚相持续时间的观察，这意味着在爆炸的时代在祖信封群众的范围。在放射性尾期间，我们发现许多超新星的光变曲线下降速度比完全捕获放射性发射的预期更快，这意味着喷出物质量较低。这表明，光变曲线的多样性的主要驱动力是爆炸前保留的氢信封的程度。最后，介绍了一种新的分类方案，其中富氢事件被简单地归类为“SNII”，S2值给出了在“高原”阶段的下降率，表明其形态类型。
2014-04-03 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
KSP-SN-2016kf: a long-rising H-rich Type II Supernova with unusually high $^{56}$Ni mass discovered in the KMTNet Supernova Program
本文介绍了KMTNet超新星计划中观测到的富氢II型超新星（SN）KSP-SN-2016 kf（SN 2017 it）的发现和光度学和光谱学研究，该超新星位于$z\simeq0.043$的一个小型不规则星系的外围，爆炸发生后一天内。我们的SN的高节奏、多色（$BVI$）光变曲线显示，它有一个非常长的上升时间（$V$带中的$t_\text{rise}\simeq 20$天），一个中等亮度的峰值（$M_V\simeq -$ 17.6等），一个显著的发光和平坦的平台（$M_V\simeq -$ 17.4等和衰减斜率$s\simeq0.53$等每100天），以及一个异常明亮的放射性尾部。使用光变曲线的颜色相关的热辐射校正，我们估计$^{56}$ Ni质量供电所观察到的放射性尾巴是$0.10\pm0.01$ M $_\odot$，使其成为一个富含H的II型SN与最大的$^{56}$ Ni质量观察到的日期之一。我们的光变曲线的流体动力学模拟的结果约束的质量和半径的祖先在爆炸$\sim$ 15 M $_\odot$（从一个恒星演化的初始质量为$\sim$ 18.8 M $_\odot$）和$\sim1040$ R $_\odot$，分别与SN爆炸能量为$\sim 1.3\times 10^{51}$ erg s $^{-1}$。KSP-SN-2016 kf前身的质量高于平均值，加上光谱分析得到的…
2019-06-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae double-peaked light curves from double-nickel distribution
在不同光度的超新星（SNe）中，已经观察到许多双峰光变曲线（LC），代表了广泛的形态变化。在这项工作中，我们调查这些可以通过假设其放射性物质的双峰分布，如最初提出的SN2005BF建模。根据通常的混合情况，内部区域对应于常规的爆炸核合成并向外延伸。外层富含56 Ni的壳层可能与在SN激波到来之前与恒星更远部分相互作用的喷流效应有关。由于外层被光学厚度较小的物质覆盖，其能量出现得更早，并产生第一个辐射峰值。为了更详细地研究这种情况，我们应用了我们的流体动力学代码，该代码遵循通过祖星的激波传播，并考虑到放射性同位素衰变产生的伽马射线光子的影响。我们提出了一个简单的参数模型的56Ni丰度分布，并探讨个别不同的数量，定义这种分布的LC的后果，我们的重点放在剥离信封祖。在第一项研究中，我们感兴趣的是该模型对未被归类为超发光的SNe的适用性，因此，我们相应地选择了参数空间。然后，在56 Ni轮廓的相同数学处方内，我们重新审视了一系列对象的建模过程：SN2005bf，PTF2011mnb，SN2019cad和SN2008D。在某些情况下，需要降低伽马射线不透明度以适应后期观测。我们还讨论了其他情况下，这种情况可能是可能的解释LC形态。
2022-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova 1987A: 3D Mixing and light curves for explosion models based on binary-merger progenitors
超新星1987 A（SN 1987 A）的六个双星合并的祖先，其性质接近蓝超巨星Sanduleak-69 202，它们被中微子加热爆炸，并在三维（3D）中演化到激波爆发后很长时间，并继续进行球对称的光变曲线计算。我们的研究结果证实了以前对单星祖先的发现：（1）具有SN 1987 A能量的3D中微子驱动爆炸合成了与放射性光变曲线尾部一致的Ni-56质量：（2）流体动力学模型将氢向内混合到最小速度低于40 km/s，与SN 1987 A的光谱观测一致;（3）对于给定的爆炸能量，Ni ~（56）向外放射性混合的效率主要取决于（C+O）/He和He/H组分界面处瑞利-泰勒不稳定性的高增长因子以及He/H组分界面下快速羽流与反向激波的弱相互作用。H接口。所有的双星合并模型都具有与Sanduleak-69 202的光度半径相匹配的超新星前半径，外层的结构使它们能够在最初的7天内重现观测到的初始光度峰值。模型混合约0.5兆太阳的氢到氦壳层，并表现出强烈的向外混合的Ni-56的最大速度超过3000公里/秒观察到的大部分喷射的Ni-56具有光变曲线形状与SN 1987 A光变曲线的圆顶很好的协议。基于单星和双星合并祖先的SN 1987 A的3D中微子驱动爆炸模型的最佳代表的比较分析表明，只有一个双星模型满足所有观测约束，除了一个。
2021-04-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulation to a Newborn Supernova Remnant from a Low-mass Iron Core Star
University of Tennessee, Knoxville（田纳西大学诺克斯维尔分校）；Oak Ridge National Laboratory（橡树岭国家实验室）
通过1D/2D/3D模拟，研究中子星风和放射性衰变加热对9.6太阳质量零金属度前身星爆炸后遗迹演化的影响，发现衰变加热形成低密度气泡、抑制反向激波，并导致喷流形态不对称，投影形态和速度依赖视角。
2026-07-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium giant stars as progenitors of rapidly fading Type Ibc supernovae
I型快速衰落超新星（RFSNe）似乎起源于无氢恒星，具有大半径，产生主要是冲击冷却的光变曲线，与更典型的富镍SNe Ibc形成对比。然而，仍然需要确定哪些类型的恒星会产生明亮的冲击冷却光变曲线，而没有放射性镍的显着贡献。质量在2-4个太阳质量范围内的裸氦星，由于核心外的氦和碳壳层燃烧强烈，密度梯度很大，因此已知流体静力学发展的半径可达100个太阳半径或更大。我们制作了几个这样的恒星模型，并证明，当爆炸时，这些氦巨星可以自然地产生RFSN光变曲线。由于许多原型SNe Ibc也应该来自这个质量范围内的大半径恒星，我们预测这些RFSNe可能与SNe Ibc不同，这仅仅是因为没有大量的镍。
2018-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN2022jli modeled with a $^{56}$Ni double-layer and a magnetar
针对Ic型超新星SN 2022jli的双峰光变等特殊演化特征，本研究通过流体辐射模拟对比模型，提出双层$^{56}$Ni分布结合磁星供能的混合模型，可很好拟合观测结果并解释晚期光度陡降。
2025-07-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
A year-long plateau in the late-time near-infrared light curves of Type Ia supernovae
Ia型超新星的光变曲线通常用于约束宇宙学模型。在56 Ni放射性衰变的驱动下，光变曲线随时间稳步下降，但在爆炸后超过150天，近红外部分的特征很差。我们报告了一个长达一年的高原在近红外线曲线在150-500天，其次是第二个下降阶段伴随着可能出现的[Fe I]发射线。这种近红外高原与IIP型高原形成鲜明对比，需要一种新的物理机制。我们提出了一个诸如“近红外灾难”的掩盖，一个预测的但未观察到的急剧光曲线下降，通过散射紫外光子到更长的波长。离开平台的转变可能是由于超新星喷出物的主要电离状态的变化。我们的研究结果揭示了Ia型超新星复杂的辐射转移过程，并增强了它们作为“标准烛光”的用途。"
2019-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comparing Moment-Based and Monte Carlo Methods of Radiation Transport Modeling for Type II-Plateau Supernova Light Curves
来自核心坍缩超新星的随时间变化的电磁特征是通过恒星喷出物的冲击沉积和放射性能量辐射的详细传输的结果。由于基础辐射过程的复杂性，相当大的近似，以简化辐射传输问题的关键方面。我们提出了一个系统的比较基于矩的辐射流体动力学代码STELLA和蒙特卡罗辐射输运代码Sedona在II型高原超新星的一维建模。基于恒星天体物理学实验模块（MESA）仪器生成的爆炸模型，我们发现模拟的光变曲线和喷出物结构热演化具有显著的一致性，肯定了两种辐射输运模拟方法的保真度。在Sedona用Monte Carlo方法直接计算的辐射矩也验证了基于矩的方法的准确性。我们发现，在STELLA的不透明度表和数值近似的粗分辨率产生的测辐射热光变曲线的影响微不足道，使其成为一个有效的工具，光学光变曲线建模的特定任务。
2020-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
The rise and fall of the Type Ib supernova iPTF13bvn - Not a massive Wolf-Rayet star
我们研究了位于附近的螺旋星系NGC 5806中的一颗核心坍缩超新星iPTF 13 bvn。爆炸发生后不久，中间帕洛玛瞬态工厂就发现了该物体，并将其归类为剥离包层CC SN，可能是Ib型。据报道，在爆炸前的哈勃太空望远镜（HST）图像中可能发现了一个祖先，使其成为唯一具有这种识别的SN Ib。基于测光的祖先候选人和早期的SN数据，有人认为，祖先候选人是一个单一的，大质量的沃尔夫-拉叶星（WR）一致。在这项工作中，我们提出了后续的多波段光变曲线和光谱的iPTF 13 bvn。我们进行谱线分析，以跟踪SN喷出物的演变，构建一个测辐射热的光变曲线，并进行流体动力学计算来模拟这个光变曲线，以约束合成的放射性镍质量和SN的总喷出物质量。分析了后期光度法对氧含量的限制。此外，图像配准的前和后爆炸HST图像进行。我们的HST天体测量证实了祖先候选者的位置，后续光谱安全地将iPTF 13 bvn分类为SN Ib。我们的流体动力学模型表明，1.9太阳质量和放射性镍的质量为0.05太阳质量的喷出物质量。模型拟合要求镍在喷出物中高度混合。晚期星云的r '波段光度与基于超大质量恒星中氧核合成的预测并不一致。我们的iPTF 13 bvn的热光变曲线与先前提出的单一大质量WR-恒星祖星方案不一致。喷出物的质量和后期的氧气排放量都明显低于预期的一个WR祖先，其主序星质量至少为30个太阳质量。
2014-05-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Transparent Helium in Stripped Envelope Supernovae
使用简单的参数的光度光变曲线和速度演化的基础上，我们提出，一些剥离的信封超新星（SNe）的迹象表明，他们的氦的一个显着的部分是有效的透明。主要证据是相对较低的速度，几乎没有速度演变，正如爆炸恒星深处所预期的那样，以及温度太低，无法电离氦。这意味着氦不应该对主要SN光变曲线的成形有贡献，并且因此总氦质量可能难以从简单的光变曲线建模测量。相反，这种建模可能更有助于约束SN祖细胞的碳/氧核心的质量。其他剥离的包层SNe显示出更高的速度和更大的速度梯度，这需要额外的不透明度源（可能是较重元素或放射性镍的混合）来防止氦透明。我们讨论的方式，类似的分析可以提供洞察SNe Ib和Ic之间的差异和相似之处，这将导致更好地了解各自的形成机制。
2014-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
H-alpha Spectral diversity of type II supernovae
我们提出了一个富氢II型超新星的H-α配置文件的光谱分析。共分析了52个具有良好采样的光学光变曲线和光谱序列的II型超新星。集中在H-α P-Cygni配置文件，我们测量它的速度从发射的半高宽和吸收发射（a/e）的比率在一个共同的时代在复合阶段的开始，并寻找这些光谱参数和光度特性的V-波段光变曲线之间的相关性。测试各种相关性的强度，我们发现，在描述我们测量的超新星属性的多样性方面，a/e似乎是占主导地位的光谱参数。研究发现，较小的a/e的超新星有较高的H-α速度，更迅速地下降的光变曲线从最大值，在平台和放射性尾阶段，在最大光更明亮，并有较短的光学厚相持续时间。我们讨论了这些结果的可能的解释II型超新星的物理性质方面，推测最有可能的参数，影响H-α轮廓的形态是质量和密度分布的氢信封，连同额外的排放组件，由于拱星相互作用。
2014-03-26 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
