No hot and luminous progenitor for Tycho's supernova
Ia型超新星被证明对我们理解宇宙学至关重要，无论是作为标准烛光还是它们在银河系化学演化中的作用;然而，它们的起源仍然不确定。正则吸积模型暗示着一个炽热发光的原始体，它会在爆炸后的$\sim$ 10万年内将周围的气体吸到半径为$\sim$ 10- 100秒差距的范围内。在这里，我们报告严格的上限温度和光度的祖先第谷的超新星（SN 1572），确定使用残余本身作为探针的环境。因此，可以排除产生比在目前残骸半径（$\sim$ 3秒差距）处测量的更大氢电离分数的热的、发光的祖先。这最终排除了稳定的核燃烧白矮星（超软X射线源），以及从一颗质量为1000亿克拉的白矮星吸积$\gtrsim 10^{-8}M_{\odot}$ yr $^{-1}$（复发新星）的盘发射。缺乏一个环绕的斯特伦格伦球与双白矮星双星的合并是一致的，尽管其他更奇特的情况也是可能的。
2017-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Molecules and dust in Cassiopeia A: II - Dust sputtering and diagnosis of dust survival in supernova remnants
我们研究了超新星遗迹仙后座A的尘埃演化。我们通过模拟颗粒的溅射来跟踪II-b型超新星中形成的尘埃颗粒的处理过程。尘埃位于被反向冲击穿过的致密喷出物团块中。研究了反向激波破坏团簇后团簇间介质的进一步溅射。本文还研究了II-P型超新星及其残余物的致密喷出物团块中的尘埃演化。我们研究了描述喷出物氧核的富氧团块，以及对应于最外层富碳喷出物区的富碳团块。我们认为在超新星形成的尘埃成分，几个反向冲击波速度和团间气体温度，并得出尘埃粒度分布和质量作为时间的函数。我们发现，非热溅射在团块是重要的，占减少的颗粒人口的~ 40%至80%的质量，这取决于团块气体过密度和颗粒的类型和大小。II-b型超新星形成小颗粒，这些颗粒在团块内和团块间的介质中溅射。对于Cas A，硅酸盐颗粒在团间介质中不能经受热溅射。我们推导出的质量目前处理的硅酸盐，氧化铝和碳颗粒在Cas A同意以及从观察得出的值。II-P型超新星产生的颗粒更好地存活于残余阶段。对于密集的喷出物团块，尘埃的存活效率在质量的42%和98%之间。对于SN 1987 A模式，导出的幸存尘埃质量在~ 0.06-0.13 Msolar范围内。这种类型的致密超新星可以有效地为星系提供尘埃。具体地，超过0.1微米的硅酸盐颗粒和超过0.05微米的其他颗粒在残余物中经受住热溅射。因此，超新星起源的太阳前颗粒可能形成于II-P型超新星的密集喷出物团块中。
2016-03-02 astro-ph.SR
A Luminous Peculiar Type Ia Supernova SN 2011hr: More Like SN 1991T or SN 2007if?
本文介绍了对NGC 2691星暴星系中一颗缓慢衰退的明亮Ia型超新星SN 2011 hr的光度和光谱观测。发现SN 2011 hr在$M_{B}=-19.84 \pm 0.40\,\rm{mag}$处达到峰值，最大后下降速率$Δ$ m $_{15}$（B）= 0.92 $\pm$ 0.03\，$\rm{mag}$。根据最大光辐射光度$L=(2.30 \pm 0.90) \times 10^{43}\,\rm{erg\,s^{-1}}$，我们估计SN 2011 hr中合成的\Nifs的质量为$M(\rm{^{56}Ni})=1.11 \pm 0.43\,M_{\sun}$。SN 2011 hr在最大亮度附近似乎比SN 1991 T更明亮，并且其中等质量元素（IMEs）的吸收特征明显弱于后者。光谱模型表明SN 2011 hr在外部喷出物中具有$\sim$ 1，0.07 M $_{\sun}$的IME，这远低于正常SNe Ia的典型值（即，0.3- -0.4 M $_{\sun}$），并且也低于SN 1991 T的值（即，$\sim$，0.18 M $_{\sun}$）。这些结果表明SN 2011 hr可能来自于一颗质量为100亿克拉塞卡的白矮星，它在爆炸中经历了更有效的燃烧过程。然而，如果SN 2007在所有相位都显示出非常弱的IME，SN 2011 hr仍然有可能作为连接SN 199…
2016-01-07 astro-ph.SR
The Extremely Luminous Supernova 2006gy at Late Phase: Detection of Optical Emission from Supernova
我们在爆炸后400天对SN 2006 gy进行了光谱学和测光，斯巴鲁/FOCAS处于良好的视宁度状态。我们发现SN在爆炸后约200至约400天内褪色约3等（即，从峰值到约400天的约5 mag）。整体的光变曲线与56 Ni加热模型略有一致，尽管200天左右的平坦化表明光通量在~200天和~400天之间下降得更快。晚时谱在所有类型的超新星中是相当独特的。它显示出许多中等宽度（~2000 km/s FWHM）的发射线，例如，[Fe[2]，[3]，[4]，[5]。与Ca II IR三重态相比，[O I] 6300，6364宽线的缺失和[Fe II]和[Ca II]线的弱将通过线发射区域中的适度高的电子密度来解释。这种高密度的假设似乎与SN 2006 gy的大量喷出物和低膨胀速度相一致。H-α线的光度小至约1x10^39 erg/s，与相似时期的正常II型超新星相当。我们的观察表明，强CSM相互作用几乎完成了约400天。如果晚期光通量完全由放射性衰变提供动力，则超新星爆发至少产生MNi ~ 3 Msun。在后期光谱中，在7400- 8800 AA处出现了几条异常的发射线，其中一些可能是由于爆炸时合成的Ti或Ni所致。（节略）
2009-02-09 astro-ph.SR
A possible mechanism for over luminous type Ia supernovae explosions inspired by dark matter
暗物质被认为是我们宇宙的主要组成部分。本文提出了一种新的基于暗物质激发的超拉塞卡质量白矮星的机制来解释最近观测到的超亮Ia型超新星爆炸。计算表明，当白矮星吸积足够多的暗物质时，由于费米子暗物质粒子之间的泡利互斥原理，相应的暗白矮星（即白矮星与暗物质的混合物）的质量可以大大超过费米子极限。此外，我们还研究了暗白矮星的红移和转动惯量等物理观测量，发现这些物理观测量对暗物质粒子的分布很敏感，因此，这些物理观测量在未来可能被用来探测暗物质粒子的相关信息。
2016-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
SN 2015U: A Rapidly Evolving and Luminous Type Ibn Supernova
超新星（SN）2015 U（也称为PSN J 07285387 +3349106）于2015年2月11日在NGC 2388中发现。这是一个快速发展和发光的事件，它显示出有效的无氢光谱，主要是相对狭窄的氦P-Cygni光谱特征，并被归类为SN Ibn。在本文中，我们提出了SN 2015 U的光度，光谱和分光偏振观测，包括凯克/DEIMOS光谱（分辨率$\approx$ 5000），它完全解决了光学发射和吸收功能。我们发现SN 2015 U最好通过扩展和致密的星周物质（CSM）的冲击爆发模型来理解，可能是由前身的质量损失历史造成的，在核心坍塌的$\sim$ 1-2年内发生了极端的爆发（但我们在NGC 2388的档案图像中没有检测到任何爆发）。我们认为，SN 2015 U的高亮度不是通过$^{56}$ Ni衰变，而是通过沉积到喷出物/CSM冲击界面的动能。虽然我们的分析受到强烈的宿主星系尘埃遮蔽（可能具有多个成分）的阻碍，但我们的数据集使SN 2015 U成为研究最好的Ibn型超新星之一，并为理解其他快速衰落的瞬变提供了桥梁，无论是明亮的还是相对暗淡的。
2016-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Unusual Super-Luminous Supernovae SN 2011kl and ASASSN-15lh
最近发现的两个非常明亮的超新星（SNe）目前刺激的情况下，探索现有的理论模型的范围。SN 2011 kl代表了首次探测到与超长持续时间伽马射线暴相关的超新星爆炸。ASASSN-15 lh甚至被认为是有史以来发现的最明亮的SN，挑战了迄今为止提出的恒星爆炸场景。在这里，我们使用我们的辐射流体动力学代码，以模拟磁星供电的SNe。为了避免明确假设中子星的性质，我们采用磁星光度和自旋下降时标作为模型的自由参数。我们发现SN 2011 kl的光变曲线（LC）与先前提出的磁星电源一致，但我们注意到需要一定量的56^Ni（> 0.08 M_sun）来解释LC峰和尾之间的低对比度。对于ASASSN-15 lh的情况下，我们发现物理上合理的磁星参数，复制的LC提供的祖质量是相对较大的（喷出物的质量约6 M太阳）的整体形状。这次事件的喷出物流体动力学是由磁星输入的影响，而对SN 2011 kl的影响是比较温和的。我们的结论是磁星模型可用于解释这些事件，流体动力学建模是必要的，以获得强大的磁星和它们的祖先的属性。
2016-01-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Luminous and Fast-Expanding Type Ib Supernova SN 2012au
本文报道了一颗明亮的Ib型超新星SN 2012 au的光度和光谱观测结果，观测时间为极大值后-6 ~+150d。它的早期R波段光变曲线的形状与一般的Ib/c型超新星相似。峰值绝对星等为M_R=-18.7+-0.2等，表明该超新星属于Ib型超新星中一个非常明亮的类群。He I λ5876的线速度在最大值附近约为15，000 km/s，比典型的Ib型超新星快得多。根据准测辐射热峰值光度（6.7+-1.3 x10 ^（42）erg/s），我们估计爆炸过程中产生的\Ni质量约为0.30 Msun。我们也给出了一个粗略的约束，喷出物的质量为5-7 Msun和动能为（7-18）× 10 ^（51）erg。我们发现Ib型超新星的峰值绝对星等与He I速度之间存在弱相关。根据光变曲线模型推断，SN 2012 au与SN 1998 bw在密度结构上的相似性，以及大的峰值热光度，都表明SN 2012 au具有类似于高能Ic型超新星的性质。
2013-06-24 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing the Physical Conditions of Supernova Ejecta with the Measured Sizes of Presolar Al2O3 Grains
一些颗粒的前太阳Al2O3颗粒的大小超过0.5微米，被认为是在核心塌陷超新星（SNe）的喷出物中产生的。为了阐明这种大的Al_2O_3颗粒的形成条件，我们研究了在较宽的气体密度和冷却速率范围内Al_2O_3颗粒的凝聚。我们首先表明，新形成的Al2O3晶粒的平均半径和冷凝效率成功地描述了一个无量纲量“Lambda_on”定义为时间尺度的比率，其中的过饱和比增加到反应气体物种在尘埃形成的碰撞时间尺度。然后，我们发现，形成亚微米尺寸的Al2O3晶粒需要至少十倍以上的气体密度比一维SN模型。这表明，被确定为SN起源的前太阳能Al2O3颗粒可能形成在致密的气体团块中，使我们能够提出，前太阳能颗粒的测量尺寸可以是一个强大的工具，以约束它们形成的物理条件。我们还简要地讨论了生存的新形成的Al2O3颗粒对破坏的冲击气体内SN残留。
2015-09-07 astro-ph.SR
A luminous, blue progenitor system for a type-Iax supernova
Iax型超新星（SN Iax）是一种恒星爆炸，在最大亮度下的光谱与某些Ia型超新星（SN Ia）相似，只是喷出物的速度较低。它们也以较低的光度区分。在晚期，它们的光谱性质与其他SN不同，但它们的组成（主要由铁族和中等质量元素组成）表明它们与正常的Ia型SN有物理联系。这些并不罕见; SN Iax的发生率为正常SN Ia发生率的5%至30%。SN Iax的主要模型是碳氧白矮星的热核爆炸，这并没有完全解除恒星的束缚，这意味着它们是正常SN Ia的“不太成功”的表亲，在那里观察到完全的破坏。在这里，我们报告的发光，蓝色祖系统的类型Iax SN 2012 Z在深爆炸前成像检测。SN 2012 Z的光度、颜色、环境，以及与银河系氦新星船尾座V445的相似性，都表明SN 2012 Z是一颗白矮星从氦星伴星吸积而来的爆炸。在SN 2012 Z消失后的几年里，观测可以验证这一假设，或者表明这颗超新星实际上是一颗大质量恒星的爆炸死亡。
2014-08-05 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
Discovery of a rapid, luminous nova in NGC 300 by the KMTNet Supernova Program
我们提出了韩国微透镜望远镜网络超新星计划（KSP）的一个快速演变的瞬态的发现。KSP是一种新的高节奏超新星调查，提供深（$\sim21.5$磁在$BVI$波段）几乎连续的宽视场监测，发现早期和/或快速的光学瞬变。KSP-OT-201509 a于2015年9月27日在KSP调试运行期间在附近星系NGC~300的方向上被发现，并在探测极限以上停留了$\sim$ 22天。我们使用$BVI$光变曲线来约束上升速率、$-3.7(7)$ mag day $^{-1}$（在$V$中）、衰变时间尺度、$t^{V}_{2}=1.7(6)$天和峰值绝对震级、$-9.65\leq M_{V}\leq -9.25$ mag。我们还发现了所有波段中短暂的最大前停止的证据。KSP-OT-201509 a的峰值光度和光变曲线演化使其与明亮、快速衰减的新星爆发相一致。我们讨论了限制的性质的祖细胞和它的环境，使用档案HST/ACS图像，并得出结论与广泛的讨论系统的性质。
2017-04-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
The environmental dependence of mid-IR luminous dusty Supernovae
Hebei University（河北大学）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（ICE，CSIC））；University of Szeged（塞格德大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）
研究发现尘埃超新星的环境特性与典型超新星不同，其尘埃生成过程可能不受金属licity和宿主环境影响。
2026-02-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Super-Chandrasekhar-Mass Light Curve Models for the Highly Luminous Type Ia Supernova 2009dc
几个高亮度的Ia型超新星（SNe Ia）已经被发现。它们的高亮度很难用质量为1000亿克拉塞卡的白矮星（WD）的热核爆炸来解释。在本研究中，我们估计SN 2009 dc，一个非常明亮的SNe Ia，使用流体动力学模型的祖先质量如下。建立了超克拉塞卡质量（super-Ch-mass）爆炸模型，计算了多色光变曲线（LC）。我们的计算和SN 2009 dc的观测结果之间的比较表明，爆炸的WD具有2.2-2.4太阳质量的超Ch质量，产生1.2-1.4太阳质量的Ni-56，如果其宿主星系的灭绝可以忽略不计。如果灭绝是显著的，爆炸的WD的质量是\sim 2.8太阳质量，而\sim 1.8太阳质量的Ni-56是解释观测所必需的。无论宿主星系的灭绝是否显著，前身WD在最外层区域（WD质量的20-30%）必须具有厚的碳氧层，这解释了所观察到的喷出物的低膨胀速度和碳的存在。我们对前体WD质量的估计，特别是对校正过的病例，对Ia型超新星的当前情况具有挑战性。祖场景的影响进行了讨论。
2012-07-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The luminous type Ia supernova 2022ilv and its early excess emission
我们目前的观察和分析的主机和发光的Ia型超新星2022 ilv，说明它是2003年的fg类家庭的一部分，通常被称为超级克拉塞卡（Ia-SC）爆炸。ATLAS的光变曲线显示了一个短暂的脉冲状早期过剩的证据，类似于另一颗明亮的Ia型超新星（SN 2020 hvf）。它的光变曲线很宽，早期的光谱与SN 2009 dc非常相似。采用基于光谱匹配的SN 2022 ilv的红移$z=0.026 \pm 0.005$，我们的模型光变曲线需要在$0.7-1.5$ M $_{\odot}$范围内的大的$^{56}$ Ni质量和在$1.6-2.3$ M $_{\odot}$范围内的大的喷出物质量。早期的过剩可以解释为快速移动的SN喷出物与靠近祖星（$\sim 10^{13}$ cm）的星周物质薄而致密的壳层相互作用，爆炸后几个小时。这可以在双简并的情况下实现，其中白矮星合并之前会喷出少量（$\sim 10^{-3}-10^{-2}$ M $_{\odot}$）的氢和贫氦潮汐剥离物质。爆炸前的Pan-STARRS 1堆栈表明没有宿主星系达到$r \sim 24.5$的极限星等。这意味着任何$M_r \gtrsim -11$的宿主都有一个令人惊讶的微弱极限，这进一步证明了这些类型的爆炸主要发生在低金属含量的环境中。
2023-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2015bq: A Luminous Type Ia Supernova with Early Flux Excess
我们目前的光学和紫外（UV）观测的发光Ia型超新星（SN Ia）SN 2015bq的特点是早期的流量过剩。这个SN在$M_B = -19.68 \pm 0.41$等处达到B波段绝对星等，在$L = (1.75 \pm 0.37) \times 10^{43}$ erg s $^{-1}$处达到最高辐射热光度，最大值后下降率相对较小[ $Δm_{15}(B) = 0.82 \pm 0.05$等]。爆炸后几天，在SN 2015 bq的光变曲线中观察到的通量过剩，特别是在紫外波段，可能是由于混入表面的$^{56}$ Ni的放射性衰变造成的。来自表面$^{56}$ Ni的衰变的辐射加热该SN的外层。它产生蓝色的$U-B$颜色，随后在早期阶段单调变红，占主导地位的铁族线，和弱的中等质量元素的吸收功能的早期光谱。表面中增强的$^{56}$ Ni的情况与爆炸期间合成的大量$^{56}$ Ni（$M_{ \rm ^{56}{\rm Ni}}$ = 0.97 $\pm 0.20$ $M_{\odot}$）一致。SN 2015bq的性质位于SN 1991 T和SN 1999 aa之间，表明SN 1999 aa和SN 1991 T可能有共同的起源。
2021-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
ASASSN-15nx: A luminous Type II supernova with a "perfect" linear decline
本文报道了一颗高亮度的II型超新星ASASSN-15 nx，其峰值亮度M_V=-20等，介于典型的核塌缩超新星和超亮超新星之间。峰后光学光变曲线显示出具有2.5 mag/100天的陡峭斜率的长的线性下降（即，通量呈指数下降），直至约260天阶段的观察结束。相比之下，富氢超新星（SNe II-P/L）的光变曲线总是在相位约100天时出现中断，然后以约1 mag/100天的下降率沉降到Co 56放射性衰变尾。ASASSN-15 nx的光谱没有表现出I型In SNe的窄发射线特征，而I型In SNe的光变曲线形状多种多样，通常归因于与致密的星周介质（CSM）的强相互作用。ASASSN-15 nx具有许多光谱特性，包括相对较弱的三角形H-α发射轮廓，没有吸收成分。这些特征的物理起源尚不清楚，但没有中断的长而线性的峰后光曲线表明存在单一的主导动力机制。大量Ni 56（M_Ni56 = 1.6 +/- 0.2 M_sun）的衰变可以为ASASSN-15 nx的光变曲线提供动力，而陡峭的光变曲线斜率需要大量的伽马射线从喷出物中逃逸，这是可能的，因为原始物质的氢包层质量较低。另一种可能性是强烈的CSM相互作用为光变曲线提供动力，但CSM需要被雕刻以产生独特的光变曲线形状，并避免产生类似SN IIn的窄发射线。
2018-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
A magnetar model for the hydrogen-rich super-luminous supernova iPTF14hls
瞬变测量最近揭示了富氢超亮超新星（SLSN;例如，iPTF 14 hls，OGLE-SN 14 -073），其特征在于具有异常大的时间积分热光度、持续的蓝色光学颜色和多普勒增宽的HI线。在这里，我研究了磁星（初始旋转能为4x10^50 erg，场强为7x10^13 G）对典型的II型SN喷出物（质量为13.35 Msun，动能为1.32x10^51 erg，0.077 Msun的56 Ni）的性质的影响富氢蓝超巨星的终端爆炸。我提出了一个非LTE的时间相关的辐射转移模拟所产生的光度和光谱的演变，从1天，直到600天后爆炸。有了磁星的能量，模型的光度和亮度都得到了增强，喷出物到处都更热，电离程度更高，光谱形成的区域也扩大了很多。这个磁星驱动的SN喷出物再现了SLSN iPTF 14 hls的大部分观测特性，包括R波段持续亮度为-18等，蓝色光学颜色，以及600天的宽HI线。非极端磁星的属性，结合标准的II型SN喷出物的属性提供了一个有趣的替代最近提出的对不稳定的超大质量恒星模型，其中涉及一个高能量和超大质量的喷出物。因此，这种II型SLSNe可能仅通过磁星的影响而不同于标准的II型SNe。
2018-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Slowly fading super-luminous supernovae that are not pair-instability explosions
最近在红移为0.1-4的暗星系中发现了超亮超新星，其峰值亮度超过每秒10^44尔格。有些演化缓慢，类似于“对不稳定”的超新星模型。这些模型涉及原始质量为太阳140-260倍的恒星，现在有65-30太阳质量的碳氧核心。在这些恒星中，阻止引力坍缩的光子被转换成电子-正电子对，引起快速收缩和热核爆炸。许多太阳质量的56 Ni被合成;这种同位素通过56 Co衰变为56 Fe，提供明亮的光变曲线。这种巨大的祖先预计是在早期宇宙中由贫金属气体形成的。最近，在一个红移为0.127（大爆炸后约120亿年）的星系中的超新星2007 bi，其金属丰度是太阳的三分之一，被观察到看起来像一颗衰落的对不稳定超新星。在这里，我们报告了两个缓慢褪色的超亮超新星的观测结果，它们显示出相对较快的上升时间和蓝色，这与对不稳定模型不相容。它们的后期光变曲线和光谱与超新星2007 bi相似，这让人们对该事件的性质产生了疑问。我们早期的光谱非常类似于典型的快速下降的超亮超新星，它们不是由放射性提供动力的。用10-16个太阳质量的磁星激发的喷出物模拟我们的观测，证明了一种共同爆炸机制的可能性。附近没有明确的成对不稳定事件表明，它们的局部发生率小于核心坍缩率的6 × 10 ^-6倍。
2016-10-10 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
A Massive Progenitor of the Luminous Type IIn Supernova 2010jl
最近在附近发现的明亮超新星SN 2010 jl是罕见的相对明亮的IIn型事件的一员。在这里，我们报告档案HST观测其宿主星系UGC 5189 A采取大约10年前爆炸，以及早期的光谱SN。HST图像显示SN位置处有一个明亮的蓝色点源，在F300 W滤波器中绝对星等为-12.0。如果这不是一个偶然的排列，那么SN位置的源可能是（1）SN所在的大质量年轻（小于600万年）星团，（2）一颗静止的明亮蓝色恒星，其视温度约为14，000 K，（3）一颗在类似于LBV的明亮爆发期间捕获的恒星，或者（4）选项1和选项2或3的组合。虽然我们无法在这些可能性中做出选择，但它们都意味着SN 2010 jl的原始质量超过30 Msun。这加强了越来越多的证据，即许多SNe IIn是由非常大质量的恒星产生的，大质量的恒星可以产生可见的SNe而不会安静地坍缩成黑洞，并且大质量的恒星可以保留它们的H包层直到爆炸前不久。标准的恒星演化模型无法解释这些观测到的性质。
2010-11-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Initial Flash and Spectral Formation of Type Ia Supernovae with An Envelope: Applications to Over-luminous SNe Ia
过亮的Ia型超新星（SNe Ia）显示出特殊的观测特征，基于它们的高光度和缓慢的光变曲线演化，有人认为这是一颗超过经典的克拉塞卡极限质量的超大质量白矮星（WD）的爆炸。然而，它们的观测特征是多种多样的，有几个非常特殊的特征，其起源尚未澄清;强烈和持续的C II线，晚时间加速光度下降和红色光谱，以及一个亚日时间尺度的初始闪光，到目前为止，至少有三个过亮的Ia型超新星被清楚地识别出来。在目前的工作中，我们提出了一个方案，提供了一个统一的解决方案，这些特点，通过流体动力学和辐射传输模拟与分析的考虑;一个C+ O丰富的信封（~0.01 - 0.1 Msun）连接到爆炸WD。强的C II线在冲击包络内产生。尘埃的形成是可能的，在后期阶段，提供了足够的光学深度之后。这里考虑的包层质量的范围预测初始闪光的时间尺度为~0.5 - 3天。因此，该方案可以通过不同的包络量来解释一些关键的不同观测特性，但还需要其他因素;我们认为包络分布在盘状结构中，并且喷出物的特性，例如，WD的质量起着关键作用。在假设的背景下，超amerasekhar质量WD的情况下，我们推测提出了一个祖先WD的演变，包括自旋吸积阶段，然后由自旋下降的质量喷射阶段。
2023-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Carnegie Supernova Project-II: Using Near-Infrared Spectroscopy to determine the location of the outer $^{56}$Ni in Type Ia Supernovae
本文给出了14颗过渡型和亚亮型Ia型超新星（SNe Ia）的30个极大值后近红外光谱的$H$波段波长范围，相对于$B$波段极大值的历元，从$+$ 5 d延伸到+20 d。我们介绍了一个新的观察，蓝边速度，$v_{edge}$，突出的Fe/Co/Ni峰$H$带的发射特征，这是定量测量。发现$v_{edge}$参数在过渡型超新星Ia的$-$ 13，000 km/s到亚亮型超新星Ia的$-$ 5，000 km/s之间缓慢减小。此外，对+10 $\pm$ 3d光谱的检查表明，$v_{edge}$与颜色拉伸参数s $_{BV}$相关，因此与峰值亮度相关。这些结果遵循先前的发现，即较亮的超新星Ia倾向于有$^{56}$ Ni位于更高的速度相比，次发光的对象。由于$v_{edge}$是一个独立于模型的参数，我们建议它可以与传统的观测诊断相结合，以提供一个新的途径来鲁棒区分领先的超新星Ia爆炸模型。
2019-04-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Massive star evolution: Luminous Blue Variables as unexpected Supernova progenitors
质量大于8 Msun的恒星以超新星（SN）的形式结束了它们的生命，这是一个对整个宇宙都至关重要的事件。理论上，这些恒星在爆炸前可能是红超巨星、蓝超巨星或沃尔夫-拉叶阶段。我们进行了耦合的恒星演化和初始质量在20 Msun和120 Msun之间的恒星的大气建模。我们发现，20 Msun和25 Msun旋转模型，在爆炸为SN之前，光谱不像任何上述类别的大质量恒星。相反，它们与罕见的、不稳定的大质量恒星有着惊人的相似之处，这些恒星被称为发光蓝变星（LBV）。虽然观测结果显示，一些超新星似乎有LBV作为祖先，但还没有理论模型预测恒星会在这个阶段爆炸。我们的模型在单颗恒星演化的框架下为相对低光度的LBV爆发为SN提供了理论支持。这是一个重大的范式转变，意味着一小部分LBV可能是大质量恒星演化的结束阶段，而不是短暂的演化阶段。我们认为IIb型SN可能有LBV作为祖先，一个主要的例子可能是SN 2008 ax。
2013-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Dust Formation and the Binary Companions of Supernovae
超新星（SNe）在死亡时应该经常有一个双星伴星，并形成大量的尘埃。这意味着任何双星伴星都必须位于膨胀的尘埃云的中心，随着超新星遗迹（SNR）的膨胀，伴星的变暗将明确地标记伴星，并允许在爆炸后的几十年内通过吸收而不是发射来测量尘埃含量。然而，足够热和发光的同伴可以通过快速光电离喷出物中的可冷凝物质来抑制尘埃的形成。这提供了一种方法来调和IIb型SNe Cas A，它缺乏发光的伴星，并形成了大量的尘埃（Md > 0.1 Msun），与IIb型SNe 1993 J和2011 dh，这两个似乎都有发光的伴星，并形成了可以忽略不计的尘埃（Md < 0.001 Msun）。蟹状星云和SN 1987 A与这张照片一致，因为两者都没有发光的伴星，并形成了大量的尘埃。尘埃形成对双星性质的依赖性可能有助于解释为什么SNe尘埃形成的证据看起来如此矛盾。
2017-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
C, N, and O Isotopic Heterogeneities in Low-density Supernova Graphite Grains from Orgueil
我们报告的结果NanoSIMS同位素成像的低密度超新星石墨颗粒从Orgueil陨石。将三个超新星石墨颗粒的70 nm厚的显微切片沉积在Si晶片上，并在NanoSIMS中进行同位素成像。这些部分包含$^{18}O$和$^{15}N$中过量的热点，这些热点在空间上具有良好的相关性，并且可能由内部TiC亚晶粒携带。这些热点明显比主体石墨颗粒更富含$^{18}O$和$^{15}N$。$^{18}O$和$^{15}N$过量之间的相关性表明，这些颗粒包含了来自He/C超新星区的物质。一些颗粒表面的同位素图像显示其N和O同位素组成的不均匀性，$^{15}N$和$^{18}O$极度过量。在切片机切片中，我们还观察到颗粒碳同位素组成的两种类型的不均匀性：$^{12}C/^{13}C$中的平滑径向梯度，随着半径的增加，该比率趋向于太阳;以及高度异常的口袋，大小可达2 μm，$^{12}C/^{13}C$ >太阳，位于颗粒截面的中心附近。部分同位素平衡不太可能解释碳同位素的不均匀性。这些颗粒及其组成部分可能形成于同位素组成不断变化的恒星环境中。
2014-05-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Early phase observations of extremely luminous Type Ia Supernova 2009dc
我们目前的光学和近红外波长的非常明亮的Ia型超新星（SN Ia）2009 dc的早期阶段的观测。光变曲线的下降速率为$Δm_{15}(B)=0.65\pm 0.03$，是Ia超新星中最慢的。即使宿主消光为$A_{V}=0$ mag，$V$带峰值绝对星等也为$M_{V}=-19.90\pm 0.15$ mag。从观测到的宿主Na { \sc i} D线吸收推断，当宿主消光为$A_{V}=0.29$ mag时，其达到$M_{V}=-20.19\pm 0.19$ mag。我们的$JHK_{s}$波段测光表明，SN是最明亮的Ia超新星之一，也在近红外波长。这些结果表明，SN 2009 dc与SN 2003 fg和SN 2006 gz一样，属于最明亮的超新星Ia。我们估计出的$^{56}$ Ni质量的$1.2\pm 0.3$ $\Msun$没有主机灭绝的情况下（或1.6 $\pm$ 0.4 M $_{\odot}$的主机灭绝的$A_{V}=0.29$等）。C { \sc ii} $λ$ 6580的吸收线在最大亮度后一周内一直可见，在SN 2006 gz中，它在最大亮度前减弱。Si { \sc ii} $λ$ 6355的线速度在最大值附近约为8000 km s $^{-1}$，比SN 2006 gz慢得多，但与SN 2003 fg相当。C { \sc ii}线的速度几乎与Si { \sc ii…
2009-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Presolar Grains As Probes of Supernova Nucleosynthesis
本文综述含44Ti等前太阳超新星颗粒的同位素证据，讨论超新星核合成、混合机制及陨石同位素异常的成因与未来方向。
2024-10-25 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectropolarimetry of Extremely Luminous Type Ia Supernova 2009dc: Nearly Spherical Explosion of Super-Chandrasekhar Mass White Dwarf
本文介绍了对一颗Ia型超新星SN 2009 dc的首次偏振光谱观测。在B带最大值后5.6天和89.5天进行观察。在较晚的时期所采取的数据被用来确定星际偏振。连续极化被发现是小的（<0.3%），表明爆炸是近球对称的。这一事实表明SN 2009 dc不太可能发生非球面爆炸。在Si II和Ca II线的极化清楚地显示了Q-U平面中的一个环，表明中间质量元素的非轴对称，clusional分布。在Si和Ca线上的线极化程度是中等的（分别为0.5% ± 0.1%和0.7% ± 0.1%），但它高于从其他Ia型SNe的趋势所预期的。这可能表明，在厚的富56 Ni层（>~ 1.2 Msun）上方存在足够厚的富硅层。观测到的光谱偏振特性，结合光度和光谱特性，表明SN 2009 dc的前身具有超克拉塞卡质量，爆炸几何形状是全球球对称的，中等质量元素呈团块状分布。
2010-03-29 astro-ph.CO astro-ph.SR
A Dip after the Early Emission of Super-Luminous Supernovae: A Signature of Shock Breakout within Dense Circumstellar Media
超亮超新星（SLSNe）的起源，特别是其巨大光度的来源，至今还没有弄清楚。虽然SN喷出物和致密的星周介质（CSM）之间的强相互作用是一个领先的方案，替代模型已经提出。在这封信中，我们提出了新的诊断方法来区分强SN-CSM相互作用的情况下，从其他：在光度下降（“下降”）之前的主峰的光曲线。这种下降是一个不可避免的后果，有一个密集的CSM内发生的冲击突破。如果一个致密的CSM壳层位于远离内部原始物质的大半径处，那么SN喷出物到达它需要时间，早期的光变曲线可以在碰撞前由SN喷出物提供动力。一旦SN喷出物与致密的CSM碰撞，电子密度和汤姆逊散射不透明度突然增加。即使内部有发射源，光子也无法离开激波，这导致了光变曲线的下降。这种下降是从强相互作用情景中得出的可靠预测，与早期发射的动力源无关。最后，前向激波从致密的CSM内部爆发出来，由于连续的强SN-CSM相互作用，亮度增加，导致SLSN。在贫氢SLSN 2006 oz中观察到的可能的下降可能是这种特征的第一个例子，并支持SN-CSM相互作用作为SLSN 2006 oz的电源。
2012-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Carnegie Supernova Project II. Observations of the luminous red nova AT 2014ej
我们目前的光学和近红外宽带测光和光谱的AT 2014 ej从卡内基超新星项目-II。这些观测得到了来自智利自动超新星搜索、公共ESO瞬态天体光谱调查和后院天文台超新星搜索的数据的补充。AT 2014 ej的观测特征表明，它与被称为发光红新星（LRNe）的间隙瞬态子类的其他成员相似，包括普遍存在的双峰光曲线和类似于LRN SN 2017 jfs的光谱特性。麦哲伦粘土望远镜拍摄的AT 2014 ej的中等色散可见波长光谱显示出天鹅座P H $α$特征，其特征是在零强度下的蓝色速度为$\approx 110$ km s $^{-1}$，天鹅座P的最小速度为$\approx70$ km s $^{-1}$，我们将其归因于星周风的辐射。对爆发前哈勃太空望远镜图像的检查没有得出结论性的祖先检测。与文献中的LRNe样本相比，AT 2014 ej位于光度分布的较亮端。比较紫外，光学，红外（UVOIR）光变曲线的观测良好的LRNe共同包络演化模型从文献中，表明模型下预测的亮度的比较样品在所有阶段，也产生不一致的时间尺度的第二峰。未来对LRNe模型的研究应该扩展目前探索的参数空间，因此可能会考虑更大规模的系统和更广泛的动态时间尺度。
2020-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
The Unexpected, Long-Lasting, UV Rebrightening of the Super-Luminous Supernova ASASSN-15lh
鉴于其峰值亮度和早期光谱，ASASSN-15 lh被归类为有史以来发现的最明亮的超新星（SN）（Dong et al. 2016）。在这里，我们报告了在我们的后续活动中观察到的ASASSN-15 lh的紫外线再增亮。在主峰值后90天（观测者坐标系），$t \simeq$开始重新变亮，随后是$\sim 120$ -天的热光度稳定期，然后在$t\simeq 210$天再次开始衰减。ASASSN-15 lh在Swift UV带中通过$Δm_{UVW2} \simeq -1.75$ mag、$Δm_{UVM2} \simeq -1.25$ mag和$Δm_{UVW1} \simeq -0.8$ mag再增亮，但在光学带中没有再增亮。在其最初的下降，随后的再亮，并重新下降，光谱没有显示出的证据之间的相互作用的喷出物和星周介质（CSM），如狭窄的发射线。在晚期有微弱的H $α$发射的迹象，但Margutti等人（2016）已经表明它是与宿主核中的恒星形成一致的窄线发射。通过对黑体的拟合，我们发现在再增亮过程中，有效光球温度从$T_{BB} \simeq 11000$ K增加到$T_{BB} \simeq 18000$ K。在$\sim$被发现后的550天里，ASASSN-15 lh已经辐射了$\sim 1.7 - 1.9 \times 10^{52}$ ergs。虽然它的物理性质仍然不确定，A…
2017-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Low luminosity Type II supernovae -- IV. SN 2020cxd and SN 2021aai, at the edges of the sub-luminous supernovae class
本文给出了两颗低光度型IIP超新星（LL SNe IIP）的光度和光谱数据。SN 2020 cxd在爆炸后两天达到绝对星等峰值$M_{r}$ = -13.90 $\pm$ 0.05等，随后在$\sim$稳定120天。通过后期光变曲线尾部的光度，我们推断合成的$^{56}$ Ni质量为（1.8 $\pm$ 0.5）$\times$ 10 $^{-3}$ M $_{\odot}$。在早期的演化阶段，光谱显示了蓝色的连续（$T$ $>$ 8000 K）与广泛的巴耳末线显示P天鹅座配置文件，而在后期阶段钙II，铁II，钪II和钡II线占主导地位的光谱。流体动力学模型的观测产生$R$ $\simeq$ 575 $R_{\odot}$的祖星，与$M_{ej}$ = 7.5 M $_{\odot}$和$E$ $\simeq$ 0.097福在爆炸期间发出。这种低能量的事件起源于低质量的祖星，与红超巨星（RSG）的爆炸和超渐近巨星分支星产生的电子捕获超新星是相容的。SN 2021 aai的最大亮度为$M_{r}$ = -16.4等（修正$A_{V}$ =1.9等），并显示了一个非常长的平台期（$\sim$ 140天）。估计的$^{56}$ Ni质量为（1.4 $\pm$ 0.5）$\times$ 10 $^{-2}$ M $_{\odot}$。膨胀速度与其他LL SNe IIP（几个10 $^{3}…
2022-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2017ens: The Metamorphosis of a Luminous Broad-lined Type Ic Supernova into an SN IIn
我们目前对超新星（SN）2017 ens的观测，该超新星是由ATLAS巡天发现的，并通过GREAT计划被确定为热蓝色天体。红移z=0.1086意味着峰值亮度M_g=-21.1等，将该天体置于超亮超新星的范围内。我们观察到了一个戏剧性的光谱演化，从最初的蓝色和无特征，到后来发展出类似于宽线Ic型SN 1998 bw的特征，最后显示出约2000 km s^-1宽的H-α和H-β发射。相对窄的巴耳末发射（让人想起SN IIn）始终存在。我们还检测到日冕线，表明一个密集的星周介质。我们根据天鹅座P星的剖面，将原始恒星的风速限制在50-60 km/s，这比沃尔夫-拉叶星的风速要慢得多。这可能意味着这颗恒星的前身经过了一个明亮的蓝色变星相，或者这颗恒星风是来自一颗红超巨星的伴星。在后期，我们看到了约2000 km/s的H-α辐射在高光度（约3x10^40 erg/s）下持续了至少100天，这可能表明了高速下额外的质量损失，这些损失可能是由脉冲对不稳定性喷射出来的。
2018-12-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2011fu: A type IIb Supernova with a luminous double-peaked light curve
本文介绍了IIb型超新星（SN）2011 fu爆炸后几天到$\sim300$ d的光学和近红外观测结果。SN呈现出类似于SN 1993 J的双峰光变曲线（LC），但在主峰之后更明亮且冷却阶段更长。光谱演化也与SN 1993 J相似，氢在$\sim40$ d的光谱中占主导地位，然后氦增强，星云发射线出现在爆炸后的$\sim60$ d。从天鹅座P-SNe的速度推导出的速度总体上与其他IIb型SNe的速度相似。我们已经发现了一个很强的相似性之间的氧和镁线的轮廓在晚些时候，这表明这些线是在喷出物内的同一位置形成的。流体动力学模拟的伪测热LC和观测到的光球速度表明，SN 2011 fu是一个扩展恒星（$\rm R\sim450$ R $_\odot$）的爆炸，其中释放了1.3 $\times 10^{51}$尔格的动能，并合成了0.15 M $_{\rm \odot}$的$^{56}$ Ni。此外，如果考虑比其他IIb型SNe更大质量的富氢包络（0.3 M $_{\rm \odot}$），则可以更好地再现所观察到的早期伪测辐射热LC。LC的流体动力学模型和我们的后期光谱与IIb型SNe星云光谱模型的比较，指向SN 2011 fu的祖先，ZAMS质量为13-18 M $_{\rm \odot}$。
2015-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
JWST reveals a luminous infrared source at the position of the failed supernova candidate N6946-BH1
利用JWST的NIRCam和MIRI晚期观测，研究发现N6946-BH1位置为至少三源混合，红外光度达前身星13%–25%，其成因仍难在恒星并合与失败超新星间判定。
2024-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
ASASSN-13dn: A Luminous and Double-Peaked Type II Supernova
本文报道了ASASSN-13dn这颗明亮II型超新星的观测与分析，其具有双峰光变和宽Hα线，推测由抛射物与LBV前身星喷发形成的致密星周介质相互作用供能。
2025-03-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Episodic modulations in supernova radio light curves from luminous blue variable supernova progenitor models
<Context>理想情况下，人们想知道哪种类型的核心坍缩SNe是由不同的祖先和恒星演化导致这些祖先的渠道。这些联系必须非常清楚，才能利用观测到的不同类型SN事件的频率来探测不同类型星系中的恒星形成率和大质量恒星演化。<Aims>我们调查之间的联系LBV作为SN的祖先和情节的射电光变曲线调制的SN事件的外观。<Methods>我们使用20Msun和25Msun模型，太阳金属丰度旋转，日内瓦团队计算的恒星模型扩展网格的一部分。在它们的前SN阶段，这两个模型最近被证明有类似于LBV星的光谱，并可能爆炸为IIb型SNe。根据爆炸前的风场性质，推导了它们的星周介质密度结构。该结构被用作计算SN射电光变曲线的输入。<Results>我们发现，20Msun模型显示的射电光变曲线与情节光度调制，类似于在一些IIb型SNe中观察到的。这是因为20Msun模型的演化终止于HR图中的一个区域，在该区域，辐射恒星风呈现出由双稳极限引起的强烈密度变化。25Msun模型在HR图的一个区域中结束了它的演化，在这个区域中，预计质量损失率不会发生变化，因此在它的射电SN光变曲线中没有出现这种调制。<Conclusions>我们的研究结果加强了SN祖星和LBV星之间的联系。我们还证实了一个物理机制的存在，一个单一的恒星有情节的射电光变曲线调制。在25Msun的祖先的情况下，我们没有得到调制的射电光变曲线，但我们的模…
2013-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Chemical enrichment of the pre-solar cloud by supernova dust grains
在太阳系陨石中存在短寿命放射性同位素（SLR）被解释为太阳系在其形成前不久或形成期间暴露于超新星的证据。然而，SLR注入到原太阳云或盘的流体动力学模型的结果表明，气相混合可能不足以有效地再现所观察到的丰度。作为一种替代方案，我们探索通过尘埃颗粒的SLR注入作为克服混合障碍的一种方式。我们数值模拟的超新星遗迹包含SLR丰富的尘埃颗粒与附近的分子云的相互作用。尘埃颗粒受到拖曳力以及热和非热溅射。我们确认，不断扩大的气体壳层失速后，与致密的云和气相SLR注射发生缓慢，由于在云表面的流体动力学不稳定性的影响。相比之下，足够大的尘埃颗粒（> 1微米）与气体分离，并在0.1百万年内渗透到云中。一旦进入云内，尘埃颗粒就会被溅射破坏，释放出SLR并迅速丰富致密（潜在的恒星形成）区域。我们的研究结果表明，尘埃颗粒上的SLR传输是一个可行的机制来解释SLR富集。
2016-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extremely $^{54}$Cr- and $^{50}$Ti-rich presolar oxide grains in a primitive meteorite: Formation in rare types of supernovae and implications for the astrophysical context of solar system birth
我们报告了19个前太阳氧化物颗粒的Orgueil CI陨石与大量富集的$^{54}$铬，与$^{54}$铬/$^{52}$铬的比例范围从1.2到56倍的太阳值。最富集的晶粒在质量50时也表现出富集，很可能部分是由于$^{50}$ Ti，但接近正常或耗尽的$^{53}$ Cr/$^{52}$ Cr比。$^{54}$ Cr富集与晶粒尺寸之间有很强的反相关性;最极端的晶粒直径均<80 nm。同位素数据与核合成计算预测的比较表明，这些颗粒最有可能起源于稀有的高密度Ia型超新星（SNIa）或电子捕获超新星（ECSN），后者可能发生在质量为8 - 10 M $_\odot$的恒星演化的最后阶段。这是第一个证据，保存前太阳颗粒从任何类型的超新星。ECSN起源是有吸引力的，因为这些可能比高密度的SNIa发生得更频繁，它们的演化时间尺度（$\sim$ 2000万年）与分子云相当。来自ECSN的太阳母云的自污染可以解释行星材料中富含n的同位素异常的不均匀分布，包括最近报道的太阳系中Mo同位素的二分法。三种含有太阳$^{54}$ Cr/$^{52}$ Cr的颗粒，但$^{50}$ Cr或$^{53}$ Cr的异常，以及富含$^{57}$ Fe的颗粒的恒星起源尚不清楚。
2018-03-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Long-Duration Luminous Type IIn Supernova KISS15s: Strong Recombination Lines from the Inhomogeneous Ejecta-CSM Interaction Region and Hot Dust Emission from Newly Formed Dust
我们报告了在木曾超新星巡天（KISS）过程中在一个红移z=0.038的低质量恒星形成星系中发现的一颗类SN 1988 Z IIn型超新星KISS 15 s。KISS 15 s显示出长时间的光学连续谱和发射线光变曲线，表明KISS 15 s是由膨胀的喷出物和致密的星周介质（CSM）之间的持续相互作用提供动力的。H $α$发射线轮廓可以分解为四个高斯的窄，中间，蓝移中间，和广泛的速度宽度分量，与半高全宽$\lesssim 100$，$\sim 2,000$，和$\sim 14,000$ km s ${}^{-1}$的窄，中间，和广泛的组件，分别。蓝移的中间分量的存在下，其中相对于系统速度的视线速度约为$-5,000$ km s ${}^{-1}$，表明喷出物-CSM相互作用区域具有不均匀的形态和各向异性的膨胀速度。我们发现，KISS 15 s显示出不断增加的红外连续辐射，这可以解释为热尘埃热发射的$T \sim 1,200$ K从新形成的尘埃在一个冷的，致密的壳层中的喷出物CSM相互作用区域。从热光度推断出的前身质量损失率是$\dot{M} \sim 0.4 M_{\odot} \text{yr}^{-1} (v_{w}/40 \text{km}~\text{s}^{-1})$，其中$v_{w}$是前身的恒星风速度。这意味着KISS 15 s的前身是一颗红超巨星或一颗发光的蓝色变星，在…
2019-01-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Silicate grain growth due to ion trapping in oxygen-rich supernova remnants like Cassiopeia A
核心坍缩的超新星可以在爆炸后凝聚大量的尘埃。然而，在尘埃随后通过反向激波的过程中，溅射和颗粒间的碰撞可能会在新形成的尘埃到达星际介质之前破坏相当大一部分。在这里，我们表明，在富氧的超新星遗迹，如仙后座A的渗透和捕获内的硅酸盐颗粒的相同的撞击离子的氧，硅和镁，负责颗粒表面溅射可以显着减少颗粒材料的净损失。我们的模型条件代表的尘埃团块（密度对比$χ=100$）通过反向冲击富氧仙后座A残留物，并发现，相比的情况下，效果被忽略，以及促进形成的晶粒大于那些原来凝聚，离子捕获增加了硅酸盐尘埃的幸存群众的因素高达2至4，取决于初始晶粒半径。对于高密度的对比度（$χ\gtrsim180$），我们发现尘埃颗粒表面的气体吸积效应超过了离子捕获效应，并且对于$χ=256$，尘埃颗粒的存活率增加到初始尘埃质量的${\sim}55 \%$.
2020-03-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
LSQ14bdq: A Type Ic super-luminous supernova with a double-peaked light curve
我们提供了LSQ 14 bdq的数据，这是一颗由La Silla QUEST调查发现的贫氢超亮超新星（SLSN），并由公共ESO瞬态天体光谱调查进行分类。光谱和光变曲线与缓慢衰减的SLSNe（如PTF 12 dam）非常相似。然而，在爆炸后约1天内的探测显示出明亮和相对快速的初始峰值，持续约15天，在通常缓慢上升到最大亮度之前。更广泛的，主峰可以与中央引擎或拱星相互作用模型。我们讨论的背景下，这些模型的前体峰的影响。它太亮太窄，无法解释为正常的56 Ni供电SN，我们认为相互作用模型可能难以同时拟合这两个峰。我们认为，最初的峰值可能来自扩展恒星物质的冲击后冷却，由中央发动机重新加热驱动第二个峰值。在这张图片中，我们表明，需要大约2 × 10 ^{52}尔格的爆炸能量和几百个太阳半径的祖先半径来为早期的发射提供动力。相互竞争的引擎模型涉及快速旋转的磁星（中子星）或回退到中心黑洞上的吸积。所需的瞬发能量可能有利于黑洞的情况。明亮的初始峰值有效地排除了一个紧凑的沃尔夫-拉叶星作为祖先，因为推断的能量和喷射的质量变得非物理。
2015-06-09 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
