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
Early Blue Excess from the Type Ia Supernova 2017cbv and Implications for Its Progenitor
我们提出了非常早期的，高节奏的光度观测附近的Ia型SN 2017 cbv。光变曲线的独特之处在于，在U、B和g波段的前五天观测中，它有一个蓝色的凸起，考虑到我们在这段时间内5.7小时的测光节奏，这一点很清楚。我们的模型的光变曲线的组合早期冲击的超新星喷出物对一个非简并的伴星加上一个标准的超新星Ia组件。我们的最佳拟合模型表明存在一颗距离爆炸的白矮星56个太阳半径的亚巨星，尽管这个数字高度依赖于模型。虽然这个模型很好地匹配了光学光变曲线，但它高估了紫外波段的观测通量。这可能表明激波不是黑体，也许是因为紫外线中的线覆盖。或者，它可能指向光学蓝色凸起的另一种物理解释，例如与星周物质的相互作用或不寻常的镍分布。SN 2017 cbv的早期光谱显示，在第-13天的最大光照下，有很强的碳吸收，这表明其前身系统含有大量未燃烧的物质。SN 2017 cbv的这些早期结果说明了早期发现和对附近超新星的密切跟踪的力量，以解决有关SNe Ia的祖先系统和爆炸机制的长期问题。
2017-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Unprecedented 2012 Outburst of SN 2009ip: A Luminous Blue Variable Becomes a True Supernova
一些关于超新星（SN）发现的报告被证明不是真正的核心坍塌爆炸。SN 2009 ip就是其中一例，它被认为是一个亮蓝变星（LBV）喷发。这个来源有一个巨大的热祖星在爆炸前的数据中被确定，它记录了爆发前可变性的证据，随后在2010年发现了第二次爆发。同一个源在2012年再次变亮，早期光谱显示出与以前相同的窄线轮廓，这表明另一次LBV样的喷发。我们提出了SN 2009 ip的新光度学和光谱学，表明它已经转变为真正的SN。这些数据中最引人注目的发现是，与以前的报告不同，光谱显示出具有正常II型超新星（SNe II）特征的非常宽的P-Cygni轮廓的巴耳末线，除了SNe IIn和LBV中看到的窄发射线。发射分量的半高宽为8000 km/s，而天鹅座P-Cygni吸收分量的蓝色翅膀延伸到-13，000 km/s。这些速度是典型的SNe II，但从来没有与发射线从一个非终端LBV样喷发。起初，绝对星等峰值似乎比正常SNe的亮度要暗。然而，在短暂的衰落之后，该源在几天内迅速再次变亮至M_R=-17.5等。宽谱线大部分消失，光谱开始类似于SNe IIn早期的光学厚相。两周后，源在-18等附近稳定下来，之后随着源的褪色，光谱中再次出现宽的发射线。我们的结论是，2012年SN 2009 ip的爆发是一个真正的核心坍缩SN IIn的结果，发生在祖星处于LBV样的爆发阶段，SN最初是暗淡的，然后由于与星周物…
2013-03-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
SN Refsdal: Classification as a Luminous and Blue SN 1987A-like Type II Supernova
我们已经获得了哈勃太空望远镜（HST）和甚大望远镜的近红外光谱和超新星（SN）Refsdal的图像，它在2014年秋季被发现为爱因斯坦十字架。HST光曲线的SN Refsdal匹配独特的，缓慢上升的光曲线的SN 1987 A-类超新星（SNe），我们发现强有力的证据，广泛的H-α P-Cygni配置文件在HST棱镜光谱的红移（z = 1.49）的螺旋宿主星系。由星周相互作用提供动力的SN IIn可以提供与SN Refsdal的光变曲线很好的匹配，但SN IIn的光谱不会显示出宽而强的H-α吸收。从棱栅光谱中，我们测量到的H-alpha膨胀速度与类似SN 1987 A的SNe在相似阶段的膨胀速度一致。WFC 3和X-shooter光谱的亮度、演化和H-α发射的高斯分布，在静止帧中相隔约2.5个月，提供了支持SN 1987 A类分类的额外证据。与其他类似SN 1987 A的SNe相比，雷夫达尔SN具有蓝色的B-V颜色和高亮度。如果Refsdal SN可以模拟成SN 1987 A的比例版本，我们估计它的喷出物质量将达到20+-5太阳质量。后期光变曲线的演化将提供额外的证据，证明任何实质性的星周物质（CSM）的潜在存在。利用MOSFIRE和X-shooter光谱，我们估计了爆炸地点附近的太阳下主星系金属丰度（分别为8.3+-0.1 dex和<8.4 dex）。
2015-12-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Type IIP Supernova Progenitors and their explodability I: Convective Overshoot, Blue Loops and Surface Composition
我们介绍了IIP型超新星的大质量恒星祖先的演化。我们以附近和研究良好的SN 2013 ej为例。我们探讨如何对流过冲影响恒星结构，表面丰度，大质量恒星的有效温度，使用恒星天体物理学实验模块（MESA）。特别是具有适度过冲（$f$ = 0.02至0.031）的模型显示，在核心氦燃烧阶段，赫兹-罗素图中存在蓝色环路，红色到蓝色[ $log_{10}(T_{eff}/\rm K)$从$< 3.6$到$> 4.0$ ]偏移并过渡回红色。模型的过冲超出这个范围的$f$值保持在红超巨星状态的恒星在整个后氦点火阶段。地表CNO丰度在主序后和核内氦耗尽前后均表现为富集。由于观测的不确定性很大，在目前可用的观测中，这些表面CNO丰度的演变变化是无法区分的。然而，这些观测结果可能会区分恒星不同演化阶段表面氮与氧的比例。我们还比较了对流过冲对与恒星爆炸的可能性相关的各种参数的影响，而不是坍缩成黑洞。这些参数是紧凑性参数M $_4$和$μ_4$。组合$μ_4 \times $ M $_4$和$μ_4$具有与$f$相似的变化，并且均在$f$ = 0.032处达到峰值。我们发现我们所有的13 M $_{\odot}$型号都有可能爆炸。
2019-10-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Luminous Blue Variables and superluminous supernovae from binary mergers
有证据表明，一些核心坍缩超新星（CCSNe）的直接祖先星是亮蓝变星（LBV），可能包括一些“超亮超新星”（SLSNe）。我们研究模型中，大质量的恒星获得质量后不久，核心氢燃烧结束。这些主要是用来表示在B型早期质量转移的短暂接触阶段后的合并，但也可能表示在赫兹弹簧间隙或在主序星阶段因其他原因而非常晚获得质量的恒星。吸积后的恒星在核心燃烧氦的阶段是蓝超巨星（BSG），许多例子与核心坍缩时的LBV一致。其他的例子是爆炸时的黄超巨星。我们还研究了这种吸积后的恒星是否可能在核心坍缩后成功爆炸。后吸积模型的最终核心性质大致类似于合并前主星具有相同初始质量的单颗恒星。更令人惊讶的是，当早期的情况B吸积确实影响最终的核心性质时，这种影响似乎可能有利于成功的SN爆炸，即，使其核心的性质更接近于低质量的单星。然而，这些核心的详细结构有时会显示出与我们计算过的任何单星模型的质的差异。适当的二元合并率可能与SNe与直接LBV祖细胞的比率相匹配;对于适度乐观的假设，我们估计祖细胞出生率约为CCSN率的1%。
2014-10-09 astro-ph.SR
Two bi-stability jumps in theoretical wind models for massive stars and the implications for Luminous Blue Variable supernovae
亮蓝变星被认为是IIb型和IIn型超新星的直接祖先，在爆炸前有更大的质量损失。然而，这种质量损失的机制尚不清楚。在这里，我们调查的定性行为的理论恒星风质量损失的Teff的函数在两个双稳定跳跃蓝超巨星制度，也接近爱丁顿极限，相关的LBV。为了研究在辐射加速中起作用的物理成分，我们用CMFGEN非LTE模型大气代码在30000和8800 K之间的有效温度范围内计算了蓝超巨星风模型。虽然我们的目的不是为BA超巨星提供新的质量损失率，但我们研究并证实了Vink，de Koter和Lamers（1999）预测的质量损失率的两个双稳定性跳跃的存在。然而，他们被发现发生在稍低的Teff（20000和9000 K，分别）比以前发现的，这意味着恒星可能会朝着较低的Teff之前，强烈的质量损失是由双稳定性跳跃引起的。当第二个双稳态跳跃和接近爱丁顿极限的综合影响占，我们发现一个戏剧性的增加，质量损失率高达30倍。进一步的调查，这两个双稳定性跳跃，预计将导致更好地了解经验建模和理论质量损失率之间的差异在文献中报道，并提供关键的投入，为正常的AB超巨星和LBV的演变，以及随后的超新星II型爆炸。
2016-02-18 astro-ph.SR
On Luminous Blue Variables as the Progenitors of Core-Collapse Supernovae, especially Type IIn Supernovae
亮蓝变星（LBV）是非常大质量、明亮、不稳定的恒星，经常爆发。在过去的几年里，这些恒星被认为是一些核心坍缩超新星（SNe）的直接祖先，特别是与恒星演化理论相冲突的I型In SNe。在本文中，我们调查了各种方案，其中LBV星已被建议为SNe的直接祖先。许多这些建议源于SNe似乎在高密度介质中膨胀的事实，这被解释为由具有高质量损失率的风引起的。另一些则是由于感知到SN特性与LBV特性之间的相似性而产生的。只有在SN 2005 gl的情况下，我们才发现LBV样祖细胞的有效可能性。其他场景遇到不同程度的困难。指出LBV是直接的核心坍缩SNe祖先的证据远不能令人信服。高质量损失率往往是通过假设风参数推导出来的，这与结果本身相矛盾。高密度并不一定意味着高的风质量损失率：风冲击扫过周围的介质可能会产生一个高密度的外壳，与低相关的风质量损失率。高密度也可能是由于风团，或由于在SN爆炸成为沃尔夫-拉叶星之前的LBV阶段。一些IIn型SNe似乎更多地表示SN生命中的一个阶段，而不是一类SNe，并且可能来自一种以上类型的祖先。持续几千年或更短时间的沃尔夫-拉叶相可能是II型Ins的更可能的祖先之一，并简要讨论了产生短寿命W-R相的通道。
2010-11-15 astro-ph.SR
SN 2011hw: Helium-Rich Circumstellar Gas and the Luminous Blue Variable to Wolf-Rayet Transition in Supernova Progenitors
本文介绍了奇特的IIn/Ibn型超新星SN 2011 hw的光度学和光谱学。它的光变曲线显示出比正常SNeIbc更慢的衰减率，峰值绝对星等为-19.5等（未过滤），第二峰值为-18.3等（R）。SN 2011 hw的光谱与正常SN类型相比是不寻常的，最接近SNeIbn的光谱。我们的分析集中在比较SN 2011 hw和经过充分研究的Type Ibn SN 2006 jc上。虽然这两个SNe有许多重要的相似之处，但差异也很明显：与SN 2006 jc相比，SN 2011 hw具有较弱的HeI和CaII线和相对较强的H线，其光变曲线具有较高的光度和较慢的下降速率，与祖先的CSM相关的发射线较窄。人们可以用6000 K黑体和SN 2006 jc的光谱的相等贡献来再现SN 2011 hw的不寻常的连续形状。我们将这种发射成分和两个SNe之间的许多其他差异归因于SN 2011 hw中少量额外H的额外不透明度，类似于使SNeIIb不同于SNeIb的小H质量。CSM中较慢的速度和升高的H含量表明SN 2011 hw的祖先和Ofpe/WN 9恒星之间的联系，Ofpe/WN 9恒星在爆发之间的热静止阶段与LBV相关，并且是H-贫-但不是H-自由的经典Wolf-Rayet（WR）恒星。我们的结论是，SN 2011 hw和SN 2006 jc之间的相似性和差异，可以在很大程度上理解，如果他们的祖先在不同的…
2012-03-30 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Nebular Spectroscopy of the `Blue Bump' Type Ia Supernova 2017cbv
我们介绍了Ia型超新星（SN）2017 cbv的星云相位光学和近红外光谱。SN~ 2017 cbv的早期光变曲线在$U$、$B$和$g$带出现明显的蓝色凸起，持续时间为$\sim$ 5 d。对早期光变曲线的一种解释是，过量的蓝光是由于SN喷出物对非简并伴星的冲击-这是单一简并场景的标志。如果这是正确的解释，SN喷出物和伴星之间的相互作用可能会导致后期大量的H $α$（或氦）发射，可能还有其他物质，这取决于伴星及其轨道距离。在我们的+302 d光谱中搜索H $α$发射产生未检测到，具有$L_{Hα}$ $<$ 8.0 $\times$ 10 $^{35}$ erg/s（假定距离为$D$ =12.3 Mpc），我们已经通过将模拟H $α$发射注入我们的数据进行了验证。我们从非简并伴星剥离扫掠材料的模型进行了定量比较，并限制可能未被检测到的氢的质量为$M_{\rm H} < 1 \times 10^{-4}$ $\rm M_{\odot}$。对氦星相关谱线的类似分析产生了一个$M_{\rm He} < 5 \times 10^{-4}$ $\rm M_{\odot}$。从表面上看，这些结果反对罗氏瓣溢出中的非简并H或He丰富的同伴作为SN 2017 cbv的祖先。或者，也可能有弱点，必要解释强H和He通量的限制，在蒸汽剥离和辐射传输模型。
2018-06-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
On Spectral Line Profiles in Type Ia Supernova Spectra
本文详细分析了Ia型超新星（SNIa）的谱线轮廓。我们着重研究了在~3500 - 4000 A处的特征，这通常被认为是由Ca H&K的蓝移吸收引起的。与Ia超新星的其他光谱特征不同，这个特征通常有两个重叠的成分（蓝色和红色）。一般认为红色成分来自光球钙。然而，有人提出蓝色成分是由高速钙（来自SN光球层上方的丰度或密度增强）或Si II 3858引起的。通过查看多个数据集和模型光谱，我们得出结论，蓝色成分的钙H&K功能是由硅II 3858大多数超新星Ia。Si II 3858特征的强度随着SN的光变曲线形状而强烈变化。因此，从单高斯拟合到完整的线轮廓测量的速度与光曲线形状相关。的Ca H&K分量的配置文件的速度不相关的光变曲线的形状，与以前的索赔。我们详细的陷阱假设的蓝色成分的钙H&K功能是由钙引起的，与我们的理解的SN Ia祖细胞，爆炸和宇宙学的影响。
2013-01-02 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
SN 2018gj: A Short-plateau Type II Supernova with Persistent Blue-shifted H-alpha Emission
本研究通过多波段观测和建模，揭示了短平台II型超新星SN 2018gj的持续蓝移Hα发射特征，并推断其前身星为质量小于13太阳质量的红超巨星，且早期光变曲线需考虑与星周物质的相互作用。
2023-06-16 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 impact of mass-loss on the evolution and pre-supernova properties of red supergiants
大质量恒星的后主序星演化对恒星模型的许多参数非常敏感。关键参数是混合过程、金属丰度、质量损失率和近伴星的影响。我们研究了红超巨星的寿命，在赫兹-罗素图（HRD）的轨道，在这个图中的位置的前超新星的祖先，以及当时的恒星的结构变化的各种质量损失率在红超巨星阶段（RSG），并为两个不同的初始旋转速度。RSG的表面丰度对旋转的敏感度远高于该阶段的质量损失率。RSG质量损失率的变化对RSG的寿命有很大的影响，因此对RSG的光度函数有很大的影响。在太阳金属丰度下，增强的质量损失率模型确实对蓝、黄和红超巨星的种群产生了显著的变化。当扩展的蓝环或蓝向漂移是由增强的质量损失产生时，模型预测大多数蓝（黄）超巨星是后RSG天体。据预测，这些后RSG恒星在第一次穿越HR间隙时，表面旋转速度比类似的蓝超巨星小得多。演化终点在HRD中的位置取决于氢包层的质量。更准确地说，在超新星爆发前阶段，当富氢包层的质量超过初始质量的5%时，该恒星是红超巨星，而当富氢包层的质量小于总质量的1%时，该恒星是蓝超巨星。对于中间情况，获得中间颜色/有效温度。核心坍缩超新星的黄色祖先可以用增强的质量损失率模型来解释，而红色祖先更适合用标准的质量损失率模型来解释。
2014-10-31 astro-ph.SR
The Blue Supergiant Progenitor of the Supernova Imposter AT~2019krl
大量的\textit{Hubble Space Telescope}、\textit{Spitzer Space Telescope}和大双筒望远镜对最近的中等光度瞬变（M74中的AT~ 2019 krl）的成像，揭示了一颗明亮的光学和中红外祖星。虽然错过了事件的光学峰值，但在红外线中检测到一个绝对星等为$M_{4.5\,μ{\rm m}} = -18.4$ mag的峰值，这使我们推断出$-$ 13.5至$-$ 14.5的可见波长峰值绝对星等。发现前的光变曲线表明在过去的16年里没有爆发。如果只考虑前景消光，则其颜色、星等和推断的温度与13- 14 M的$_{\sun}$黄色或蓝色超巨星（BSG）最匹配，如果考虑任何额外的局部消光，则其温度和质量更高。爆发前的光谱显示出强烈的H $α$和[N~{ \sc ii}]辐射，其辐射翼延伸至$\pm 2000$ \，km\，s $^{-1}$ .喷发后的光谱相当平坦且无特征，只有H $α$、\ion{Na}{1} ~D、[ \ion{Ca}{2} ]和\ion{Ca}{2}三重态发射。与许多先前的中等光度瞬变一样，AT~ 2019 krl显示出与亮蓝变星（LBV）巨爆发、SN~ 2008 S类事件和超新星合并的显著观测相似性。然而，关于爆发前恒星的信息倾向于一个相对不模糊的BSG或一个更熄灭的LBV，$M > 20$ \，M $_{\sun…
2021-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
SN 2015bh: NGC 2770's 4th supernova or a luminous blue variable on its way to a Wolf-Rayet star?
在生命的最后阶段，超大质量恒星通常会表现出不可预测的爆发，可以模仿超新星，所谓的“SN冒名顶替者”，但这种区别并不总是直截了当的。在这里，我们介绍了NGC 2770中一个亮蓝变星（LBV）在20多年的爆发中的观测结果，该变星在2015年经历了一次可能的终端爆炸，称为SN 2015 bh。该可能的SN或“主要事件”之前，在最大值前40天出现了$\sim$峰值前兆。主事件的总能量释放为$\sim$ 1.8 $\times$ 10 $^{49}$ erg，可通过$<$ 0.5 M $_\odot$壳陷入致密CSM来模拟。所有的发射线显示一个单一的狭窄的P-Cygni配置文件在LBV阶段和双P-Cygni配置文件后的最大值，这表明该第二个组件与可能的SN的关联。自1994年以来，这颗恒星比典型的S-Dor爆发时更红。SN 2015 bh位于NGC 2770的旋臂内，邻近许多小型恒星形成区，金属丰度为$\sim$ 0.5太阳，恒星星族年龄为700 - 1000万年。SN 2015 bh与SN 2009 ip有许多相似之处，它们与其他例子一起可能形成一类新的天体，这些天体在“超级喷发”或最终的核心坍塌之前几十年就爆发了。如果恒星在这一事件中幸存下来，它无疑会发生变化，我们认为这些“僵尸星”可能会在短短几年的时间内从LBV演变为Wolf Rayet星。这些类型的大质量恒星的最终命运只能在可能的S…
2016-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN~2012cg: Evidence for Interaction Between a Normal Type Ia Supernova and a Non-Degenerate Binary Companion
我们报告了Ia型超新星SN 2012 cg在最大B波段亮度之前15和16天发出过量蓝光的证据。这种辐射与超新星对非简并双星伴星的影响的预测一致。这是第一个从伴星到Ia型超新星的证据。在最大光照前16天，SN 2012 cg的B-V色比其他正常SN~Ia的蓝0.2等。在稍后的时间，这颗超新星有一个典型的超新星Ia的光变曲线，经消隐校正的M_B = -19.62 +/- 0.02等，Delta m_{15}（B）= 0.86 +/- 0.02。我们的数据集是广泛的，与测光7过滤器从5个独立的来源。早期的光谱也显示出蓝光的影响，并且在早期观察到高速特征。在接近最大值时，硅速度v_{Si} =-10，500 $km s^{-1}时，光谱是正常的。将早期的数据与卡森（Kasen，2010）的模型比较，认为主序星伴星的质量约为6个太阳。可能许多其他的Ia超新星都有主序伴星，但由于撞击产生的辐射短暂而微弱，所以一直没有被探测到。
2016-03-01 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
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
Early-time spectra of supernovae and their precursor winds: the luminous blue variable/yellow hypergiant progenitor of SN 2013cu
我们提出了第一个定量光谱建模的早期超新星与其祖先风相互作用。使用辐射转移程序CMFGEN，我们研究了最近报道的IIb型SN 2013 cu爆炸后15.5 h的光谱。这是第一次，我们能够直接测量SN祖先的化学丰度，并发现相对富含H的风，H和He丰度（按质量计）分别为X=0.46 +- 0.2和Y=0.52 +- 0.2。相对于太阳值，风在N中增强，在C中耗尽（质量分数为8.2e-3和1 e-5）。我们得到，一个稠密的风/星周介质，质量损失率Mdot= 3e-3 Msun/yr和风速vwind=100 km/s，围绕在前SN阶段的恒星。这些值低于以前的分析估计，虽然我们发现Mdot/vinf与以前的工作一致。我们还计算了CMFGEN模型，以约束祖光谱类型，并发现高Mdot和低vwind意味着恒星有一个有效的温度约8000 K之前立即SN爆炸。我们的模型表明，它的前身要么是一颗不稳定的发光蓝变星，要么是一颗正在经历爆发阶段的黄色超巨星，并排除了WR星的可能性。我们将爆炸后15.5 h的光谱归类为XWN 5（h），并主张使用前缀“X”（eXplosion），以避免爆炸后非恒星光谱与大质量恒星光谱之间的混淆。我们发现，由于SN事件前后电离结构的巨大差异，祖先光谱类型与爆炸后早期光谱类型有显着不同。结果表明：LBV/YHG -> XWN 5（h）-> SN IIb.未来的早期紫外光谱将提供额外…
2014-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ibn Supernovae May not all Come from Massive Stars
由于核心坍缩超新星是大质量恒星的爆炸，其寿命相对较短，它们几乎只发生在具有活跃恒星形成的星系中。另一方面，Ibn型超新星PS1- 12 sk在一个更典型的热核（Ia型）超新星的环境中爆炸：在星系团中最明亮的椭圆星系的外围。在那个位置缺乏任何明显的恒星形成，这对Ibn型超新星的模型提出了挑战，因为它是非常大质量的沃尔夫-拉叶星的爆炸。在这里，我们提出了一个补充搜索的恒星形成的网站PS1- 12 sk，现在超新星已经褪色，通过深紫外成像的主机集群与哈勃太空望远镜。我们在超新星位置的1千秒差距内没有检测到任何紫外线发射，这使我们能够将恒星形成率的限制加深一个数量级，与对该事件的原始研究相比。根据这个新的限制，我们讨论了Ibn型超新星的祖先是否可以是大质量恒星，以及已经提出了什么合理的替代方案。
2019-01-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Interacting supernovae and supernova impostors. SN 2007sv: the major eruption of a massive star in UGC 5979
我们报告的瞬态SN 2007 sv的光度和光谱监测活动的结果。这些观测值与I型超新星相似，I型超新星是一种著名的天体，其喷出物与预先存在的环绕恒星的物质相互作用。光谱显示在早期阶段有一个蓝色的连续谱，并在发射中有显著的巴耳末线，然而，SN 2007 sv发现时的绝对星等（M_R =-14.25 +/-0.38）表明它很可能是一颗超新星的冒名顶替者。这一分类也得到了超新星喷出物中所预期的极高速物质光谱缺乏证据的支持。此外，我们没有发现明确的证据，α和/或铁峰元素的宽线。与其他相互作用天体（包括IIn型超新星）的绝对光变曲线的比较突出了与原型冒名顶替者SN 1997 bs的整体相似性。这支持了我们的说法，SN 2007 sv不是真正的超新星，而是一颗冒充的超新星，很可能类似于一颗明亮的蓝色变星的大爆发。
2014-11-10 astro-ph.SR
Toward connecting core-collapse supernova theory with observations: I. Shock revival in a 15 Msun blue supergiant progenitor with SN 1987A energetics
我们研究了一个15 Msun蓝超巨星超新星前身的坍缩核心从核心反弹到1.5秒后的演化。我们提出了一个样本的流体动力学模型参数化，以匹配SN 1987A的爆炸能量。我们发现空间模型的维度是一个重要的影响因素，在爆炸过程中。与二维模拟相比，我们的三维模型需要更低的中微子光度来产生同等能量的爆炸。我们估计，我们的模型中的对流引擎在三维中比在二维中效率高4%。我们认为，在三维模拟中发现的对流引擎的更高效率可能是由于对流羽流的更大的表面积与体积比，这有助于分配中微子沉积的能量。我们没有发现证据的常设吸积激波不稳定性，也没有湍流是一个关键因素，在我们的模型中提供动力的爆炸。相反，在冲击后区域的能量传输的分析揭示了穿透对流的特点。一旦分辨率不足以捕捉大尺度对流的形态，爆炸能量就会急剧下降。这表明，维度的作用是次要的，以正确解释爆炸的基本物理。我们还分析了嵌入流中的粒子示踪剂提供的信息，发现未结合的材料在二维模型中具有相对较长的停留时间，而在三维中，爆炸能量的很大一部分由停留时间相对较短的粒子携带。
2014-01-13 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.data-an
White dwarf deflagrations for Type Iax supernovae: Polarisation signatures from the explosion and companion interaction
越来越多的证据表明Iax型超新星可能是双星系统中质量为1000亿克拉塞卡的白矮星的热核爆燃的结果。我们进行蒙特卡罗辐射转移模拟和预测光谱偏振功能起源于超新星爆炸和随后的喷出物与伴星的相互作用。具体来说，我们计算视角相关的流量和偏振光谱的3D模型模拟爆燃的一个brasekhar质量的白矮星，并为第二个模型，模拟喷出物与主序星的相互作用。我们发现，内在的信号是弱极化，只有温和的视角依赖，由于整体的球形对称性的爆炸和去极化贡献的铁族元素占主导地位的喷出物组成。与伴星的相互作用在喷出物中形成了一个空洞，并产生了一个可检测的，但适度的信号，只有在相对蓝色的波长（$\lesssim$ 5000 $\unicode{x212B}$）才有意义。特别是，越来越微弱和红色的光谱预测观察者的取向进一步从腔，而一个温和的偏振信号$P\sim0.2$ %被发现在蓝色波长的取向30 $^\circ$和45 $^\circ$远离腔。我们发现一个合理的协议之间的相互作用模型，从这些方向和光谱偏振数据SN 2005HK和解释的最大光偏振信号在蓝色波长看到这个事件作为一个可能的签名的喷出物同伴的相互作用。我们鼓励进一步的极化观测SNe Iax测试我们的结果是否可以扩展和推广到整个SN Iax类。
2020-02-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The quest for blue supergiants: binary merger models for the evolution of the progenitor of SN 1987A
我们提出了一个详细的，系统的恒星演化研究的二进制合并的蓝超巨星（BSG）的祖先II型超新星的结果。特别是，这些是第一个演化模型，可以同时再现SN 1987 A的祖先$\text{Sk}-69\,^{\circ}202$的几乎所有观测方面，例如它在HR图中的位置，三环星云中氦和氮的富集，以及它爆炸前的寿命。基于Podsiadlowski 1992 et al.和Podsiadlowski 2007 et al.提出的合并模型，由一颗主序星组成，在合并结束时，它完全溶解在主红超巨星的共同外壳中。我们经验性地探索大的初始参数空间，例如原发性质量（$15\,\text{M}_{\odot}$、$16\,\text{M}_{\odot}$和$17\,\text{M}_{\odot}$）、继发性质量（$2\,\text{M}_{\odot}$、$3\,\text{M}_{\odot}$、. $8\,\text{M}_{\odot}$）和不同的深度，在合并过程中，次级穿透初级的He核心。合并的恒星的演化一直持续到铁芯崩溃之前，并计算了84个超新星前模型（$16\,\text{M}_{\odot}-23\,\mathrm{M}_{\odot}$）的表面性质。在所研究的参数空间内，大多数前超新星模型是紧凑的，热的BSG，有效温度$>12\,\text{kK}$和半径$30\,\text{R}_{\o…
2017-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Interacting supernovae and supernova impostors. LSQ13zm: an outburst heralds the death of a massive star
我们报告的光学瞬态LSQ13zm的光度和光谱观测。历史数据揭示了一次爆发事件（我们称之为“2013 a”）的存在，三周后发生了一次更明亮的爆发（“2013 b”），我们认为这是真正的超新星爆炸。该事件序列与SN2010mc和（2012年）SN2009ip观察到的事件序列非常相似。LSQ13 zm在2013 a（$M_R=-14.87\pm0.25\,\rm{mag}$）期间达到的绝对星等与超新星冒名顶替者相当，而2013 b事件（$M_R=-18.46\pm0.21\,\rm{mag}$）与相互作用的超新星一致。我们的光谱揭示了一个致密的和结构化的星周介质的存在，可能是通过许多前超新星质量损失事件产生的。此外，我们发现高速喷出物的证据，在超过20000 \kms的气体排出的一小部分。LSQ13zm的光谱显示出与已被充分研究的核心坍缩超新星的光谱非常相似。从现有的光度和光谱数据的分析，我们得出结论，我们第一次观察到的爆发序列的最后一个事件从一个大质量的恒星，可能是一个明亮的蓝色变量，这是一个短时间后爆炸的核心坍缩超新星。对档案图像的详细分析表明，宿主星系是一个恒星形成的蓝矮星致密星系。
2016-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modelling supernova line profile asymmetries to determine ejecta dust masses: SN 1987A from days 714 to 3604
许多核心坍缩超新星的后期光学和近红外线轮廓表现出红蓝不对称性，这是由于超新星喷出物的后退部分发出的辐射的内部尘埃更大的消光。在这里，我们提出了一个新的代码，DAMOCLES，模型的核心塌陷超新星的线轮廓上的尘埃的影响，以确定新形成的尘埃的质量。正如Lucy等人（1989）所指出的，在晚期时间线剖面中出现扩展的红色散射翼也可以表明尘埃的形成。我们发现，灰尘影响的线轮廓不一定是通量偏置的蓝色，虽然轮廓峰将始终蓝移。我们整理了SN 1987 A的光谱，并模拟了H $α$谱线从第714天到第3604天的演化，以及[OI] 6300，6363 A双峰在第714天到第1478天的演化。各种证据表明存在结块，我们发现，我们的结块灰尘模型需要显着更高的灰尘质量比平稳分布的灰尘模型。我们的线轮廓拟合表明，除了可容纳高达0.07 M $_{\odot}$的非常高的纯硅酸镁外，所有颗粒类型的第714天尘埃质量<3 $\times$ 10 $^{-3}$ M $_{\odot}$。即使在较早的时期，通常也需要大的晶粒半径（>0.6 $μ$ m）来拟合线轮廓。我们发现，一个大的尘埃质量（> 0.1 M $_{\odot}$）已形成的第3604天，并推断大多数目前的尘埃质量必须形成后，这一时期。我们的研究结果同意最近的估计，从SED适合SN 1987 A的尘埃质量演化，并支持的推断，大多数SN 1987 A的…
2015-11-27 astro-ph.GA 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
The Unusual Temporal and Spectral Evolution of the Type IIn Supernova 2011ht
本文报道了UGC 5460中奇特的I In型超新星（SN）2011 ht的极早期紫外-光学光度和光谱观测结果。紫外线观测上升到峰值是有史以来第二次记录到的IIn型SN，也是迄今为止最完整的。SN最初被归类为SN冒名顶替者，在\sim 55天内缓慢上升至M_V \sim -17。与从第一次观测到峰值的v波段光变曲线中的\sim 2量级增加相反，UV通量增加了>7个量级。光谱主要是强的，巴耳末发射与窄峰（FWHM \sim 600 km/s），非常广泛的不对称翼（FWHM \sim 4200 km/s），蓝移吸收（\sim 300 km/s）叠加在一个强的蓝色连续。UV光谱主要由Fe II、Mg II、Si II和Si III吸收线组成，吸收线被\sim 1500 km/s加宽。合并X射线观测表明L_（0.2-10）=（1.0+/-0.2 x10 ^（39）erg/s）。SN 2011 ht的一些特性类似于SN冒名顶替者，而其他特性则与IIn型SNe相当。早期的光谱显示出明亮的蓝色变星在最大值和巨大爆发期间的典型特征。然而，在以前的SN冒名顶替者中没有观察到与强UV通量相结合的宽发射轮廓。绝对星等和能量（前112天约为2.5x10^（49）尔格）让人联想到正常的II型超新星，但光谱是密集风。我们认为，形成这种不寻常的轮廓的机制可能是一个冲击波与一个物质壳相互作用，这个物质壳是在SN发现…
2012-02-22 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Recovering lost light: discovery of supernova remnants with integral field spectroscopy
本研究利用Integral Field Spectroscopy数据在约1200个邻近星系中系统搜索宽Hα发射，发现了19个独特区域，确认为年轻的Supernova Remnants，并揭示其前身星比典型CC SN前身星质量更大，为邻近SNe研究提供了新方法。
2024-01-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosions of blue supergiants from binary mergers for SN 1987A
在Menon & Heger（2017）工作的基础上，我们给出了双星合并中蓝超巨星祖先爆发的辐射热光曲线和光谱。我们研究了SN 1987 A和另外两个特殊的IIP型超新星SN 1998 A和SN 2006 V。前身模型是使用恒星演化程序Kepler生成的，然后使用一维辐射流体动力学程序Crab进行爆炸。双星合并模型的爆炸比以前的单星模型更适合SN 1987 A的光变曲线，因为它们的氦核质量更低，包层质量更大，半径更小。最符合SN 1987 A前身观测约束条件和光变曲线的合并模型是半径为37个太阳半径，喷出物质量为20.6个太阳质量，爆炸能量为1.7倍，镍质量为0.073个太阳质量，镍混合速度为3，000 km/s。这个模型也适用于SN 1998 A，并且与早期半分析模型的估计值相当。然而，就SN 2006 V而言，半径为150个太阳半径、喷出物质量为19.1个太阳质量的模型与光变曲线相匹配。这些参数明显高于半解析模型对这颗超新星前身的预测。
2018-09-24 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
Modeling the Remnants of Core-collapse Supernovae from Luminous Blue Variable stars
LBV是大质量的演化恒星，遭受零星和暴力的质量损失事件。它们被认为是某些核心坍缩超新星的祖先，但由于缺乏直接证据，这一观点仍有争议。由于SNRs的形态可以携带祖先星的指纹以及祖先星雕刻的不均匀CSM，因此对LBV SNRs的研究有助于将核心坍缩SNe与大质量恒星的演化联系起来。我们调查的物理，化学和形态学特性的残余物的SNe起源于LBV，为了寻找签名，揭示的祖先的性质，在喷出物的分布和形态的残余物。作为LBV的模板，我们考虑实际的LBV候选Gal 026.47+0.02。我们选择了一个网格模型，它描述了一个大质量恒星的演化，其性质与Gal 026.47+0.02一致，其最终命运是核心坍缩SN。我们开发了一个3D HD模型，遵循爆炸后的演化的喷出物从爆发的冲击波在恒星表面的相互作用的SNR与CSM的特点是由两个密集的嵌套的环形壳，参数化与多波长观测Gal 026.47+0.02。我们的模型显示了一个强相互作用的爆炸波与CSM，这决定了一个重要的减速膨胀的喷出物在赤道平面的两个壳奠定，确定了高度的不对称的残余。经过10000年的演化，喷出物显示出一个细长的形状，形成一个广泛的喷流状结构所造成的相互作用与壳和取向沿轴的环形壳。
2021-08-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
The properties of SN Ib/c locations
目的：通过研究剥离包层核心坍缩超新星的环境，更好地了解其物理学。方法：我们获得了低分辨率光谱的新技术望远镜（+EFOSC 2）在20 Ib/c型超新星的位置。我们测量的恒星连续扣除光谱的局部金属丰度计算的发射线的通量。对于超新星区域，我们估计的平均恒星年龄，解释恒星吸收人口合成模型，和年龄最年轻的恒星星族使用的H-α等效宽度作为年龄指标。这些估计与单个大质量恒星的寿命进行了比较。结果如下：根据我们的样本，我们检测到一个初步的迹象表明，Ic型超新星可能在比Ib型超新星更富含金属的环境中爆炸（平均差异为0.08 dex），但这不是一个统计学上显著的结果。超新星诞生地的年龄下限总体上是年轻的，尽管有几个例子，这些诞生地看起来比质量超过25-30 M_{sun}的单星演化所预期的要老。然而，这只有在假设超新星的祖先是在恒星形成的瞬间（而不是连续的）阶段诞生的情况下才是正确的。结论：这些结果并不最终有利于任何两个演化路径（单或双）导致剥离超新星。我们确实注意到一小部分事件，由于其相关的年龄限制，二元进化更有可能。然而，超新星环境包含了最近（<1500万年）恒星形成的区域，而且环境金属丰度至少不违背单一的演化情景，这一事实表明，这一通道也与观测结果大致一致。
2011-05-30 astro-ph.SR
Possible binary progenitors for the type Ib supernova iPTF13bvn
Cao等人（2013年）首次报告了Ib型超新星iPTF 13 bvn的可能祖先探测。我们发现，祖事实上是明亮的，比以前报道的幅度约0.7至0.2等，在更蓝的过滤器有更大的误差。我们将我们的新星等与我们的大型二元演化模型进行比较，发现许多初始质量在10至20 M（太阳）范围内的二元模型与这种新的光度学和分析超新星所提出的其他约束相匹配。此外，这些较低质量的恒星在模型演化结束时保留了更多的氦，这表明它们很可能被观测为Ib型超新星，而不是它们更大质量的沃尔夫-拉叶超新星。我们能够排除典型的沃尔夫-拉叶模型作为祖先，因为它们的喷出物质量太高，它们不符合观测到的SED，除非它们有一个大质量的伴星，这是在超新星位置观测到的源。因此，只有对该位置的后期观测才能真正确认其前身是否是一颗氦巨星，而不是沃尔夫-拉叶星。
2014-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Binary Companions to Supernova Progenitors
对于典型的双星统计模型，50-70%的核心坍缩超新星（ccSN）祖先在爆炸时是恒星双星的成员。独立于质量转移的任何后果，这具有可用于研究大质量恒星的双星性质的观测结果。特别是Ib/c型超新星的主星的次级伴星通常（约50%）是光学亮度更高的恒星，因为剥离的主星的高有效温度使得较低光度、较冷的次级伴星相对容易发出更多的可见光。其次，较低质量的II型SN的祖细胞将经常产生相对于红色原色的光谱能量分布过量的蓝色发射。现有数据对模型的约束较弱。任何检测到的继发性事件也提供了祖细胞质量的独立下限，并且对于历史SN，表明其不是Ia型事件。明亮的ccSN次级辐射具有明确的爆炸后观测特征--由正在发展的超新星遗迹产生的强烈、蓝移、相对较宽的吸收线。这些可以用来定位历史SN与明亮的secondary，确认源是一个次要的，并可能，测量ccSN喷出物的丰度。发光的热秒将在100-1000年的时间尺度上恢复SNR，这比反向激波的再电离更快，由于喷出物的高金属丰度和速度而产生特殊的HII区域。
2009-09-23 astro-ph.SR
The possible detection of a binary companion to a Type Ibn supernova progenitor
我们提出了晚时间的观察网站的类型Ibn超新星（SN）2006 jc获得与哈勃太空望远镜先进的相机进行调查。在SN位置恢复了微弱的蓝色源，亮度为$m_{F435W}=26.76\pm0.20$、$m_{F555W}=26.60\pm0.23$和$m_{F625W} = 26.32\pm0.19$ mags，尽管在同期窄带$\mathrm{Hα}$图像中没有检测到。晚时间源的光谱能量分布与类恒星光谱（$\log T_{eff} > 3.7$和$\log L / L_{\odot} > 4$）很好地拟合，只有很小程度的红化，与SN~ 2006 jc在早期的估计一致。SN~ 2006 jc爆炸后没有进一步爆发，表明前兆爆发起源于其前身。根据源的微弱性排除了源是致密主星团的可能性，但也讨论了晚期源可能是起源于前SN尘埃壳层或球体（半径$1\mathrm{pc}$内）的未分辨光回波的可能性。不管这个晚时间源的性质如何，这些观测结果都排除了SN~ 2006 jc的前身有一颗明亮的蓝色变星。
2016-09-25 astro-ph.SR
Can We Distinguish the Source Region Location of Filament/Prominence Eruptions from the Sun-as-a-star H$α$ Spectrum?
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Science（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Dark Matter and Space Astronomy, Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台暗物质与空间天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）；National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）
研究通过分析不同源区域位置的太阳Hα光谱特征，探讨如何从空间未解析的Hα光谱中推断恒星丝状/日冕喷射的源区域。
2026-05-11 astro-ph.SR
