Luminous Type II Short-Plateau Supernovae 2006Y, 2006ai, and 2016egz: A Transitional Class from Stripped Massive Red Supergiants
II型超新星（SNe II）的多样性被认为主要是由其祖先的富氢（H-丰富）包络质量的差异驱动的，SNe IIP具有长的平台（$\sim100$天）和最大的富氢包络。然而，这是一个持续的谜，为什么SNe II与短期高原（数十天）很少看到。在这里，我们提出了发光的II型短高原SNe 2006 Y，2006 ai和2016 egz的光学/近红外光度和光谱观测。它们的平台约$50$ - $70$天和发光的光学峰（$\lesssim-18.4$ mag）表明显着的爆炸前质量损失，导致部分剥离的富氢包层和早期的星周物质（CSM）相互作用。我们计算了一个大网格的MESA+STELLA单星祖和光变曲线模型与各种祖零龄主序（ZAMS）的质量，质量损失效率，爆炸能量，$^{56}$镍质量，和CSM密度。我们的模型网格显示了一个连续的人口SNe IIP-IIL-IIb类光变曲线形态的降序富氢信封质量。由于$^{56}$ Ni质量较大（$\gtrsim0.05\,M_\odot$），短平台SNe II位于有限的参数空间中，作为SNe IIL和IIb之间的过渡类。对于SNe 2006 Y，2006 ai和2016 egz，我们的研究结果表明，高质量红超巨星（RSG）的祖先（$M_{\rm ZAMS} \simeq 18$ - $22\,M_{\odot}$）具有小的富氢包层质量（$M_{\rm H_{\rm…
2021-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Robust Light-Curve Diagnostic for Electron-Capture Supernovae and Low-Mass Fe-Core-Collapse Supernovae
本研究提出通过光变曲线平台颜色差异稳健区分电子俘获超新星与低质量铁核坍缩超新星，并给出距离无关判据，成功识别SN 2018zd为首个现代技术确认的ECSN。
2024-02-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comparing Hydrodynamic Models with Observations of Type II Plateau Supernovae
在这篇论文中，我开发了一个一维拉格朗日流体动力学代码与通量有限的辐射扩散，包括伽玛射线传输的灰色近似为任何给定的分布的56 Ni。该代码被用来模拟II型高原超新星（SNe II-P）的热光变曲线。使用的模型，我进行了一致的比较与我们自己的大数据集的高精度，采样良好的BVI光变曲线和光谱的SNe II-P。我研究了观测和物理性质的我们的一套SNe II-P和我分析了不同的观测和物理参数之间的相关性，其目的是表征爆炸和祖属性的事件。
2013-03-04 astro-ph.CO astro-ph.SR
Supernova Explosions of Super-Asymptotic Giant Branch Stars: Multicolor Light Curves of Electron-Capture Supernovae
电子俘获超新星（Electron-capture supernova，ECSN）是一颗主序质量为$M_{\rm ms}\sim7-9.5M_\odot$的超渐近巨星分支（super-asymptomatic giant branch，SAGB）恒星的核心坍缩超新星（core-collapse supernova，CCSN）爆发。爆炸发生在核心反弹和随后的中微子加热，是第一原理模拟成功产生的一个独特的例子。这使我们能够获得第一个自洽的CCSN的光变曲线。采用第一性原理模拟得到的爆炸特性，利用$1.5\times10^{50}$ erg的低爆炸能量和$2.5\times10^{-3}M_\odot$的小$^{56}$ Ni质量，对ECSNe进行了多群辐射流体力学计算，给出了不同包层质量和氢丰度的SAGB星的ECSNe的光变曲线。我们证明了一个激波爆发的峰值亮度为$L\sim2\times10^{44}$ erg/s，对于碳尘的情况，它可以蒸发高达$R\sim10^{17}$ cm的星周尘埃，ECSNe的平台亮度和平台持续时间分别为$L\sim10^{42}$ erg/s和$t\sim60-100$ d，在一个平台之后是一个亮度下降$\sim4$的尾部。ECSN显示了一个明亮而短暂的平台，与典型的II型一样明亮高原超新星，和一个微弱的尾巴，可能会受到新生脉冲星的自旋亮度下降。此外，理论模…
2013-06-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamical models of Type II-Plateau Supernovae
我们提出了II型高原超新星（SNe II-P）的热光变曲线，使用新开发的，一维拉格朗日流体动力学代码与通量有限的辐射扩散。利用我们的程序计算了SN 1999em的辐射热光变曲线和光球速度，尽管在计算中进行了简化，但与观测结果吻合得非常好。计算中所用的物理参数为E = 1.25 foe，M = 19 M_PDMATHABMM，R = 800 R_PDMATHABMM和M_{Ni} = 0.056 M_PDMATHABMM。我们发现，需要广泛的混合56镍，以重现平台所示的观察。我们还研究了可能性，以适应观测与初始质量的下限值一致的上限，已推断从超新星前成像SN 1999 EM与恒星演化模型。我们无法找到一组物理参数来很好地再现超新星前质量为\leq 12 M_PDMATHABMM的模型的观测结果，尽管14 M_PDMATHABMM的模型不能完全丢弃。
2011-01-04 astro-ph.SR
Radiation-hydrodynamical modelling of underluminous type II plateau Supernovae
为了加深对低光度II型高原超新星（LL SNe IIP）前身星性质的认识，我们对采样良好的LL SNe IIP 2003 Z、2008 bk和2009 md建立了辐射流体动力学模型。对于这三种SNe，我们推断了$0.16$ - $0.18$的爆炸能量，$1.8$ - $3.5 \times 10^{13}$的爆炸半径，以及$10$ - $11.3$ \Msun的喷射质量. SN 2003 Z的主层序上的估计祖先质量在$\sim 13.2$ - $15.1$ \Msun \范围内，而SN 2008 bk和2009 md的估计祖先质量在$\sim 11.4$ - $12.9$ \Msun \范围内，这与祖先观测的估计值一致。这些结果与以同样方式建模的其他LL SNe IIP的结果一起，使我们也能够对SN亚组进行比较研究。结果表明：a）与中等光度SNe IIP相比，微弱SNe IIP的前身质量稍小，爆炸能量也较低，b）微弱和中等光度SNe IIP都起源于红色的低能爆炸，（或黄色）低到中等质量的超巨星，c）一些微弱的物体也可以解释为来自大质量超渐近巨星分支星的电子捕获SNe，和d）LL SNe IIP形成SNe IIP族的暗尾，其中“引导”分布的主要参数似乎是总爆炸能量与喷射质量的比率。在对此类事件回退的相关性得出任何结论之前，应进行进一步的流体动力学研究，并与LL SNe IIP的更广泛…
2016-10-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light Curves of Core-Collapse Supernovae with Substantial Mass Loss using the New Open-Source SuperNova Explosion Code (SNEC)
我们提出了超新星爆炸代码（SNEC），一个开源的拉格朗日代码的流体动力学和平衡扩散辐射输运的超新星膨胀信封。给定一个祖星的模型、爆炸能量和放射性镍的数量和分布，SNEC生成辐射热光变曲线，以及假设黑体发射的不同宽波段的光变曲线。作为SNEC的第一个应用程序，我们认为爆炸的网格15 Msun（在零年龄的主序星）的氢信封剥离到不同程度，并在不同的点在其演变。如果剩余的富氢物质>~1.5-2 Msun，则所得的光变曲线显示出持续约20-100天的平台，如果剩余的富氢物质较少，则没有平台。如果这些较短的平台长度在自然界中的IIP型超新星中看不到，这表明至少对于零年龄主序质量<~ 20 Msun，氢的质量损失是一个全有或全无的过程。这也许指出了双星相互作用在产生观测到的质量剥离超新星中所起的重要作用（即，Ib/c类事件）。这些光变曲线也不同于通常所见的IIL型超新星，认为简单地改变质量损失的量不能解释这些事件。最剥离的模型开始显示类似于IIb型超新星的双峰光变曲线，证实了以前的工作，这些超新星可以来自具有少量氢和半径约500 Rsun的祖先。
2015-10-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Spectropolarimetric Comparison of the Type II-Plateau Supernovae SN 2008bk and SN 2004dj
II型高原超新星（SN II-P）SN 2004 dj是第一个在光度平台下降之前、期间和之后通过精细的时间采样获得分光偏振测量数据的SN II-P，光度平台标志着SNe II-P从光球相到星云相的转变。SN 2004 dj在从平台下降的过程中显示出一个戏剧性的极化尖峰，然后在接下来的200天内表现出平稳的极化下降。Leonard等人（2006年）将这种现象解释为强烈非球形爆炸机制的证据，这种机制只在最里面的喷出物中留下了非球形的印记。在这份简短的报告中，我们比较了II-P型SN 2008 bk和SN 2004 dj的9个类似的良好采样的分光偏振测量时期。与SN 2004 dj不同，SN 2008 bk在平台期结束前就开始极化，并在星云相早期保持几乎恒定的极化水平。奇怪的是，虽然两个物体的偏振开始和持续时间不同，但两个物体在记录的最大偏振时期的详细光谱偏振特性非常相似。我们简要地解释了非本地热力学平衡，时间依赖性的辐射传输模拟专门为SN II-P喷出物的光的数据。
2011-09-25 astro-ph.SR
SN 2011ht: Confirming a Class of Interacting Supernovae with Plateau Light Curves (Type IIn-P)
我们提出的光度学和光谱学的IIn型超新星（SN）2011 ht，以前确定为SN冒名顶替者。光变曲线从约120天的明确平台期突然转变为急剧的热辐射下降。导致峰值亮度，热发射线光谱表现出与拱星物质（CSM）相互作用的迹象，以相对狭窄的P-天鹅座H I和He I叠加在广泛的洛伦兹翼的形式。对于其余的平台阶段的光谱表现出加强P-Cygni配置文件的Fe II，Ca II，和H-α。到了第147天，在平台期结束后，SN进入星云相，预示着在弱连续谱上出现了[O I]、[O II]和[Ca II]的禁戒跃迁。在这一阶段，光变曲线显示出与次发光II-P型超新星相当的低光度，以及相对较快的可见光波长衰减，比Co-56的衰减率明显更陡。然而，包括红外光度在内的总辐射热下降与Co-56的衰变一致，这意味着Ni-56的质量较低，约为0.01 M（太阳）。因此，我们将SN 2011 ht描述为一个真正的核心坍缩SN，与1994 W和2009 kn的特殊SN I非常相似。这三种SNe定义了一个亚类，根据它们的光谱，它们是IIn型，但也表现出明确的平台并产生低Ni-56产率。因此，我们建议将IIn-P型作为这个子类的名称。与现有数据一致，SNe IIn-P的可能祖先包括8-10 M（太阳）恒星，它们在短暂的增强质量损失阶段后由于电子捕获而发生核心坍缩，或者更大质量的M>25 M（太阳）祖先，它们经历了富含金属的…
2013-03-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic Properties of Type II-P Supernovae
我们研究了23个II型高原超新星（SNe II-P）的样本，所有观测到的仪器相同。对它们光度演化的分析证实，它们典型的平台期为100天，几乎没有散射，显示出更有活力的SNe变得更短的趋势。从爆发到平台的上升时间似乎与光度无关。我们分析了它们的光谱，测量典型的喷出物速度，并确认它们遵循良好的幂律下降。我们发现高速物质的迹象，在我们的六个SNe的光谱。我们通过以下问题测试不同的灰尘消光校正方法--在应用给定方法后，样品的均匀性是否增加？一个表现合理的基础分布在修正后应该会变得更紧。我们测试的方法都没有取得显著的改善。
2014-09-20 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Low luminosity Type II supernovae III. SN 2018hwm, a faint event with an unusually long plateau
在这项工作中，我们提供了低光度IIP型超新星（SN）2018 hwm的光度和光谱数据。该天体显示出一个微弱的（$M_r=-15$等）和非常长的（$\sim$ 130天）的平台，随后在$r$ -波段到放射性尾部的2.7等下降。第一个光谱显示了一个蓝色的连续带，窄的巴耳末线，而在平台期间，光谱显示了许多金属线，都具有强而窄的P-Cygni轮廓。膨胀速度很低，在1000-1400 km/s $^{-1}$范围内。星云光谱以H-$α$为主，[O-I]和[Ca-II]双峰的发射较弱。绝对光变曲线和各相光谱与低光度SNe IIP相似。我们估计，0.0085 $M_{\odot}$的$^{56}$镍质量喷出，通过流体动力学模拟。当爆炸能量为0.075 foe，初始半径为845 $R_{\odot}$，初始质量为9-10 $M_{\odot}$时，模型与观测数据的拟合最好。最后，我们对星云光谱进行了建模，以确定氧气和钙的喷射量。我们发现低M（$^{16}$ O）$\approx 0.02$ $M_{\odot}$，但高M（$^{40}$ Ca）为0.3 $M_{\odot}$。推断的低爆炸能量，低喷射$^{56}$镍质量和祖参数，以及在星云光谱中观察到的特殊功能，是一致的电子捕获SN爆炸的超渐近巨星分支星和低能量，镍贫铁核塌缩SN从10-12 $M_{\odot}$红超巨星。
2021-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light Curves of Type IIP Supernovae from Neutrino-driven Explosions of Red Supergiants Obtained by a Semi-analytic Approach
本研究使用辐射流体动力学代码SNEC和半解析模型构建了大型合成IIP型超新星光曲线集合，发现红超巨星包层结构是解释光曲线的主要不确定性，其重要性不亚于爆炸物理学。
2023-05-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Underluminous Type II Plateau Supernovae: II. Pointing towards moderate mass precursors
本文报道了SN 1999 gn、SN 2002 gd、SN 2003 Z、SN 2004 eg和SN 2006 ov等5颗II型低亮度高原超新星的最新观测数据。这个低光度SNe IIP（LL SNe IIP）的新样本与过去研究的类似物体一起进行了分析。所有这些都显示了一个持续约100天的平坦的光变曲线平台，一个发光的后期指数尾巴，异常红色的固有颜色，以及显示突出和狭窄的P-Cygni线的光谱。从高原末端的测量结果可以推断，喷出物质的速度低于10^3 km/s。在爆炸中喷射出的56 Ni质量非常小（小于10^-2太阳质量）。我们研究了56 Ni质量、喷出物的膨胀速度和平台中部绝对星等之间的相关性，证实了Hamuy（2003）的主要发现，根据该发现，显示更明亮的平台和更大的膨胀速度的事件预计会产生更多的56 Ni。我们建议，这些微弱的对象代表了低光度的尾巴的连续分布在参数空间的SNe IIP。通过流体动力学模型计算了两个具有代表性的超新星SN 2005 cs和SN 2008 in爆炸时的物理性质。我们发现，大部分的LL SNe IIP，很可能是所有，起源于核心坍缩的中等质量的恒星，在质量范围10-15太阳质量。
2014-01-21 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
Masses of White Dwarf Binary Companions to Type Ia Supernovae Measured from Runaway Velocities
最近提出的“动力驱动双简并双爆轰”（D6）方案假定Ia型超新星（SNe）可能发生在双星系统中两颗白矮星（WD）之间的动力不稳定质量转移过程中。这种情况预测，供体WD可能会在爆炸中幸存下来，并以超高速逃逸的形式释放出来，这为识别D6 SNe的残余恒星并利用它们来研究产生Ia型SNe的爆炸物理提供了令人兴奋的可能性。三个候选的D6逃逸物体已经在盖亚数据中确定。这些残余物体可观测到的失控速度代表其在超新星爆炸时的轨道速度。D6方案中所需的轨道动力学和罗氏瓣几何形状对成为超高速逃逸的供体WD的半径和质量施加了特定的约束。在这封信中，我们计算所需的D6施主WD的逃逸速度的函数的半径。使用WD的质量半径关系，我们然后约束的施主恒星的质量。与测量速度的三个D6候选对象的基础上盖亚EDR3，这项工作提供了一个新的探测器的质量和质量比WD二元系统，产生SN爆炸和超高速逃逸。
2021-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inferring Explosion Properties from Type II-Plateau Supernova Light Curves
我们提出了在模拟IIP型超新星的进展，使用MESA的演变与STELLA耦合产生的光和径向速度曲线的冲击爆发。爆炸模型和合成光变曲线可用于将超新星的可观测性质（例如第50天的光度和平台期的持续时间，以及可观测量$ET$，定义为如果喷出物中没有${\rm ^{56}Ni}$，则会产生的时间加权积分亮度）转化为在平台期产生相同光变曲线和速度的爆炸族。这些预测的爆炸族提供了一个有用的指导，对建模观察到的SNe，并可以约束爆炸属性时，再加上其他观测或理论约束。对于一个观测到的超新星，测量${\rm ^{56}Ni}$质量，打破这些家庭的爆炸（喷出物质量，爆炸能量，和祖半径）的简并需要一个参数的独立知识。我们预计最常见的情况是对附近超新星的祖先半径测量。我们发现，从Fe II $λ$ 5169线推断出的喷出物的速度在大多数的平台阶段的测量提供了一些额外的信息爆炸特性。只有在初始激波冷却阶段，光球速度测量才有可能帮助解开光变曲线简并。
2019-06-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on Weak Supernova Kicks from Observed Pulsar Velocities
对球状星团中的双星和双星的观测表明，至少有一些双星在出生时受到了微弱的出生踢。如果所有的双星都受到强有力的出生撞击，超过\unit [50]{ \kms }，那些出生在球状星团的将主要逃逸，而宽双星将被破坏。另一方面，对孤立射电天体横向速度的观测表明，只有$5\pm2\%$的速度低于\unit [50]{ \kms }。我们探索这种明显的紧张局势与快速二进制人口合成模型。我们提出了一个模型，其中超新星具有典型的低出生踢（例如，电子捕获超新星）只有在祖先恒星通过与伴星的双星相互作用被剥离时才会发生。我们表明，该模型自然地再现了观测到的脉冲星速度分布，而不会减少预测的合并双中子星产额。我们估计，零年龄的电子捕获超新星的非相互作用的祖先的主序星质量范围不应该比${\approx}0.2 M_\odot$宽。
2021-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Massive Star's Dying Breaths: Pulsating Red Supergiants and Their Resulting Type IIP Supernovae
大质量恒星经历基本模式和第一泛频径向脉动，周期为100-1000天，成为红超巨星（RSG）。在大振幅下，这些脉动大大改变了这些$M>9M_\odot$恒星最终核心坍缩产生的传出冲击波所遇到的外壳密度结构。使用恒星天体物理学实验模块（MESA），我们模拟了RSG包络中的基模和第一泛音脉动的影响，以及使用MESA+STELLA产生的IIP型超新星（SNe）。我们发现，在基模脉动的情况下，SN坪观测值，如在第50天的光度，$L_{50}$，时间积分的冲击能量$ET$，和坪持续时间$t_{\rm p}$是一致的考虑非脉动恒星爆炸的径向标度。也就是说，脉动的大部分效应与爆炸时不同大小的恒星的预期行为一致。然而，在泛音脉动的情况下，拉格朗日位移不是单调的。因此，在这种情况下，在不同的时间过于明亮或微弱的SN发射反映了近SN光球的发射区的密度不足或密度过高的结构。
2020-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Measuring Expansion Velocities in Type II-P Supernovae
我们估计光球速度的II-P型超新星使用SYNOW创建的模型光谱，并与更传统的技术，如互相关，或测量的吸收最小的天鹅座P功能所获得的结果进行比较。基于一个样本的81个观察到的光谱5 SNe，我们表明，SYNOW提供的速度是类似的更复杂的NLTE建模代码获得的，但它们可以在一个计算密集型较少的方式。估算的光球速度（v_model）进行比较，从多普勒频移的吸收最小值的Hbeta和FeII \lambda 5169功能的测量。我们的研究结果证实，FeII速度（v_Fe）有更紧密和更均匀的相关性，估计光球速度比从Hbeta测量的，但都遭受相位相关的系统偏差。与互相关速度的比较也是如此。本文验证并改进了v_Fe、v_H β和v_model之间的关系，为将Ⅱ-P型超新星速度曲线内插/外推到观测未覆盖的相提供了有用的公式。我们还讨论了我们的研究结果的影响的距离测量的类型II-P SNe，并表明，该模型的速度的应用程序是首选的扩大光球方法。
2011-09-27 astro-ph.SR
Low-luminosity type IIP supernovae: SN 2005cs and SN 2020cxd as very low-energy iron core-collapse explosions
SN 2020cxd是低能量、低亮度的IIP型超新星（SNe）家族的代表，Yang等人最近报告了对它的观测和分析。在这里，我们重新评估的诊断SN属性的观测数据，采用流体动力学爆炸模型的9 MSun红超巨星祖铁的核心和崩溃前的质量为8.75 Msun。恒星的爆炸是通过中微子驱动机制在三维（3D）中完全自洽模拟得到的。多波段光变曲线和光球的平台阶段的速度计算与一维辐射流体动力学程序STELLA，应用到球形平均的三维爆炸模型，以及在不同方向的3D模型的球形径向轮廓。我们发现，我们的SN模型可以很好地再现测辐射热光变曲线的整体演化、平台期的持续时间以及多带发射的基本性质，其爆炸能量仅为0.7 × 10^50 erg，喷出物质量为7.4 Msun。这些数值远低于先前报道的数值，但它们与解释SN 2005cs原型低光度的基本观测特性所需的数值是一致的。由于我们的光球速度与SN 2005cs确定的线速度具有良好的兼容性，我们得出结论，SN 2020cxd的线速度可能被高估了约3倍。SN 2005cs的线速度的演变与光球速度相比，在不同的爆炸方向可能指向SN喷出物的内在不对称性。
2022-05-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Applying the expanding photosphere and standardized candle methods to Type II-Plateau supernovae at cosmologically significant redshifts: the distance to SN 2013eq
基于II型高原SN 2013 eq的光学成像和光谱学，我们提出了一个基于II型超新星的常用距离测定方法的比较研究。SN 2013 eq在哈勃流（z = 0.041 +/- 0.001）中的出现促使我们在膨胀光球法（expanding photosphere method）的框架内研究“角”和“光度”距离之间差异的含义，该方法依赖于通量和角大小之间的关系来产生距离。通过对SNe在不可忽略的红移下的基本方程的重新推导，我们得出结论：SNe的基本方程导致了角距离。观测到的通量应转换到SN静止坐标系中，角大小θ必须用系数（1+z）^[2]进行修正。可替代地，通过实现角度大小的修改，可以将角距离转换为光度距离。对于SN 2013 eq，利用文献中不同的稀释因子，我们得到了它的平均光度距离D_L = 151 +/- 18 Mpc和D_L = 164 +/- 20 Mpc。对II-P型SNe应用标准烛光法得到了一个独立的光度距离估计值（D_L = 168 +/- 16 Mpc），这一估计值与N-S估计值是一致的。
2016-07-28 astro-ph.CO astro-ph.SR
Type II-Plateau supernovae as metallicity probes of the Universe
我们探索了一种基于II型高原（II-P）超新星（SNe）的定量光谱的金属丰度测定方法。为了保持一致性，我们首先在0.1、0.4、1和2倍太阳金属丰度下进化出一组15 Msun的主序星。在核心崩溃的开始，我们触发活塞驱动的爆炸和模型产生的喷出物和辐射。我们的理论模型，这样的红超巨星爆炸在不同的金属丰度表明，合成光谱的SNe II-P具有光学签名在重组阶段，是敏感的金属丰度的变化。这种敏感性可以量化，并从金属线反射的强度推断金属丰度。此外，这些特征不限于O，还包括Na、Ca、Sc、Ti或Fe。当从卡内基SN项目和以前的SN后续计划的SNe II-P的样本相比，我们发现，大多数事件位于0.4和2 x太阳之间的金属丰度，与SMC金属丰度的SN II-P事件显着稀缺。这很可能反映了本宇宙中低金属量恒星形成区的缺乏。SNe II-P有很高的平台光度，使它们可以在很远的距离上被光谱观测到。因为它们表现出不同金属物种的特征，在未来，它们可能提供一种限制组成演变的手段（例如，O/Fe比）的红移。
2014-03-05 astro-ph.CO astro-ph.SR
Modeling Supernovae as an Optically Thick Fireball
我们使用开放超新星目录的数据计算了135颗恒星超新星的属性。我们产生的温度，半径，光度和膨胀速度使用球对称光学厚火球模型。这些模型参数揭示了不同类型超新星的共同趋势。我们已经确定了不同的阶段，出现在Ia型，II型，II P型和IIb型超新星。我们注意到，有一个合理的持续增长（第一阶段）的长时间，给我们的简单模型的光学厚火球的信任。建模半径达到最大值，超过该最大值，半径变平或减小（阶段2）。我们在最大模型半径4500 K处观察到的温度表明，由于电子复合而导致的不透明度损失设定了我们的光学厚模型不再适用的时间轴。我们观察到最快的模型火球速度，最大的模型火球半径，和最大的模型光度Ia型超新星。作为一个整体，Ia型超新星的最大亮度是II型超新星的8.5倍。我们提出了一个汇总表，其中包含超新星的建模参数和超新星分类类型的时间。
2022-12-13 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
The Eye of Sauron in SN 2025ngs: a Short-plateau Cousin of SN 1998S with Evidence for a Ring-like Circumstellar Medium
Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Davis（加州大学戴维斯分校物理与天文学系）；Gemini Observatory（Gemini 天文台）；School of Physical and Chemical Sciences – Te Kura Matū, University of Canterbury（坎特伯雷大学物理与化学科学学院）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛史密松天体物理中心）
SN 2025ngs 是一个介于强相互作用超新星（IIn型）和IIP型之间的短平台超新星，其光谱特征显示与SN 1998S相似，但峰值亮度较低，且有环状周围介质的证据。
2026-05-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A systematic study of magnetar-powered hydrogen-rich supernovae
背景：有人认为，一些超新星（SNe）可能是由爆炸时形成的磁星提供动力的。虽然这种情况主要适用于无氢事件，但它也可能适用于富氢物体。目的：探讨磁星对富氢超新星光变曲线的影响。研究方法：我们已经应用了一个版本的一维LTE辐射流体动力学代码，考虑到由磁星提供的额外能量引起的喷出物的相对论运动。对于一个固定的红超巨星（RSG）的祖先，我们已经得到了一组光变曲线，对应于不同的值的磁星初始旋转能量和自旋下降的时间尺度。该模型被应用于SN~ 2004 em和OGLE-2014-SN-073，这两个特殊的II型SNe具有类似SN 1987 A的长上升光变曲线，尽管光度要大得多。结果如下：无论是普通超新星还是超亮超新星，即使磁星持续不断地向喷出物注入能量，平台期的出现也是一种可能的结果。在其他情况下，光变曲线显示出峰值而不是平台期。此外，也有中间事件的第一个高峰，其次是一个缓慢的下降和后期休息的下降斜率。我们的模型表明，即使假设RSG结构，明亮和长期上升的形态是可能的。结论：每年发现的大量超新星揭示了意想不到的新型爆炸。根据我们的研究结果，SLSNe II-P是可以预期的，以及各种各样的光变曲线形态，都可能是新诞生的磁星的迹象。
2018-09-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-LTE time-dependent spectroscopic modelling of type II-plateau supernovae from the photospheric to the nebular phase: case study for 15 and 25Msun progenitor stars
我们提出了第一个非LTE的时间相关的超新星（SNe）II-Plateau（II-P）的辐射传输模拟，涵盖光球和星云阶段，从爆炸后的~10到>~ 1000 d，并基于1.2B活塞驱动的喷出物产生的15 Msun和25 Msun的非旋转太阳金属丰度的恒星。逐渐冷却的光球的径向膨胀导致了爆炸后直到>~100d的近恒定光度。爆发后光球仍留在喷出物的0.5Msun外层，时间长达50天。当光球层到达氦核的边缘时，SN的光度会下降，下降的幅度会被原始半径和56 Ni质量所减轻。合成光变曲线呈现出钟形形态，对于更紧凑的祖细胞进化得更快，并且在更蓝的过滤器中具有更早的峰值和更窄的宽度。紫外和U带通量对谱线覆盖、金属丰度和所采用的模型原子非常敏感。在复合时期的合成光谱主要由HI和金属线，并在很大程度上是不敏感的不同的H/He/C/N/O组成的我们的两个祖星。相比之下，合成星云相光谱揭示了一个更广泛/更强的OI双线在更高质量的祖模型，反映了更大的质量的氧和镍的喷射。我们的模拟高估了标准SNe II-P的典型亮度和视觉上升时间，这可能是我们的祖星太大和/或氢太丰富的结果。模拟结果与SN 1999 em的同色光球相观测结果的比较是令人满意的。我们忽略了非热过程，导致在平台阶段结束时连续辐射和巴耳末线发射的快速消失。除了HI线，我们的星云光谱显示出惊人的相似性，同时期的观测SN 1999 em。
2010-08-19 astro-ph.CO astro-ph.SR
Modelling type IIP/IIL supernovae interacting with recent episodic mass ejections from their presupernova stars with MESA & SNEC
我们展示了红超巨星外部的星周气体的致密离散壳层如何影响以SN 2013 ej为例的II-P/II-L型SNe的光学光变曲线。早期的文献中使用了人造星周介质（CSM）缝合到演化恒星的表面，该恒星没有经历后期的严重质量损失阶段，本质上，这是CSM的来源。相比之下，我们允许增强的质量损失率从建模的明星在$^{16}$ O和$^{28}$ Si燃烧阶段，并构建CSM从由此产生的质量损失的历史，在一个自洽的方式。一旦这种演化的前SN恒星爆炸，我们发现，与冲击波和密集的CSM之间的早期相互作用的模型再现的光变曲线远远好于那些没有质量损失，因此没有密集的，附近的CSM。与没有CSM的那些相比，具有致密CSM的祖细胞所需的爆炸能量减少了几乎两倍。我们的模型，一个更现实的CSM配置文件和presupernova和爆炸参数，更好地拟合观测数据，在整个上升，高原和放射性尾阶段相比，以前的研究。这表明这是一种介于II-P/II-L型和II-n型SNe之间的超新星，具有同时出现紫外和光学峰、峰后缓慢下降和较长的平台期的特征。
2017-11-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Between Plateaus and Slopes: A Data-Driven Exploration of Spectral Diversity Across Type IIP/L Supernovae
Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
本文通过数据驱动分析探讨IIP/L型Ia超新星光谱连续性，发现其光谱多样性随时间减弱，提出新的标准化方法揭示光谱相关性，支持IIP与IIL子类的连续分布。
2026-02-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Spectral SN-GRB Connection: Systematic Spectral Comparisons between Type Ic Supernovae, and broad-lined Type Ic Supernovae with and without Gamma-Ray Bursts
本文首次系统地研究了17颗Ic型超新星（SNe Ic）、10颗没有观测到伽马射线暴（GRB）的宽线型超新星（SNe Ic-bl）和11颗有GRB的宽线型超新星（SNe Ic-bl）的光谱特性随时间的变化，以探讨它们的爆发条件和前身。我们总共分析了407个光谱，这些光谱来自已发表的单个SNe的光谱以及Modjaz等人（2014）的密集时间采样光谱数据。为了量化SN光谱的多样性作为SN亚型的函数，我们构建了SNe Ic，SNe Ic-bl没有GRB和SNe Ic-bl与GRB的平均光谱。我们发现SN 1994 I不是典型的SN Ic，而SN 1998 bw/GRB 980425的光谱代表了SNe Ic-bl的平均光谱。我们测量喷出物的吸收和宽度的速度，使用这里描述的一种新方法，并发现，SNe Ic-BL与GRB，平均而言，有定量更高的吸收速度，以及更广泛的线宽比SNe没有观察到的GRB。此外，我们寻找SN-GRB的光谱特性和伴随的GRB的能量之间的相关性。最后，我们表明，没有明确的He线在光谱的SNe Ic-BL，特别是SN-GRB，是不是由于他们被太模糊，由于存在于喷出物中的高速度。这意味着SN-GRB的祖先星除了不含H外，可能不含He，这对在观测到的低金属丰度下产生这种SN-GRB祖先星所需的恒星演化路径产生了强烈的约束。
2016-07-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Caltech Core-Collapse Project (CCCP) Observations of Type II Supernovae: Evidence for Three Distinct Photometric Subtypes
我们目前的R波段光变曲线的II型超新星（SNe）从加州理工学院核心塌陷项目（CCCP）。除了相互作用（IIn型）SNe和具有长上升时间的罕见事件之外，我们发现大多数光曲线形状属于三种不同类型之一：平台期、缓慢下降和快速下降事件。最后一类仅由IIb型SNe组成，其呈现与SNe Ib相似的光变曲线形状，这可能表明类似的祖通道。我们没有发现任何中间的光变曲线，这意味着这些子类不太可能反映连续参数的变化，而是可能导致物理上不同的祖先系统，加强建议的二元起源至少有一些剥离SNe。我们发现SNe IIP有一个很大的平台光度范围，而平台长度在大约100天时似乎相当均匀。随着对更多CCCP数据的分析和更大样本的收集，堆芯坍塌SNe的人口统计学研究可能会继续为祖先情景提供新的限制。
2012-06-15 astro-ph.CO astro-ph.SR
Large Late-time Asphericities in Three Type IIP Supernovae
II型坪超新星（SNe IIP）是红超巨星爆炸的结果，是核心坍缩超新星中最常见的子类。过去的观测表明，SNe IIP喷出物的外层大部分是球形的，但非球形的程度向核心增加。我们提出的证据表明，在最近的三个SNe IIP（SNe 2006 my，2006 ov和2007 aa）的内核高度的非球面性，揭示了晚时间的光学偏振光谱。这三个物体都被选择为具有非常低的星际偏振（ISP），这最大限度地减少了ISP去除的不确定性，并允许我们使用连续偏振作为非球面性的示踪剂。这三个天体在测光平台结束后的观测中具有0.83-1.56%的内在连续偏振，在强发射线的波长处偏振几乎下降到零。我们对SN 2007 aa早期的观测，在测光平台上进行，显示出相对较小的连续偏振（~0.1%）。SN 2006 ov的晚期H-α和[O I]线剖面为内部喷出物的非球面性提供了进一步的证据。在非常普通的核心坍缩超新星中，如此高的核心极化提供了进一步的证据，基本上所有的核心坍缩超新星爆炸都是高度非球面的，即使喷出物的外部只显示出与球面对称性的微小偏差。
2010-04-20 astro-ph.CO 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
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
Analytical Model of Time-Dependent Ionization in the Envelopes of Type II Supernovae at the Photospheric Phase
我们研究一个简化的动力学系统的氢原子（两个级别加上连续）的条件下的IIP型超新星在平台阶段，现实地描述了完整的系统的基本属性。我们找到了约化系统的李雅普诺夫函数，利用该函数解析地获得了长时间尺度上的电离冻结效应。由于系统在长时间尺度上的平衡近似中完全重组，这在现实中不会发生，因此这一结果证实了在超新星爆炸的光球阶段动力学中考虑时间依赖效应的必要性。
2019-06-26 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
Evolution of Fluorine Abundances with the ν-Process
我们用核塌缩超新星的ν-过程计算了氟在太阳邻域的演化，所得结果与场星的观测结果符合得很好.超新星中的ν-过程导致[F/O]比在[O/H] <-1.2时达到平台，随后由于渐近巨星分支星的贡献，[O/H] ~ -0.5迅速增加。[F/O]的平台值取决于核心坍缩超新星释放的中微子光度，并可能受到未来低金属丰度场星观测的限制。对于球状星团，少量的[F/O]测量表明，低质量超新星在这些系统中的相对贡献比在野外的小。
2011-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Analyzing the Largest Spectroscopic Dataset of Hydrogen-Poor Super-Luminous Supernovae
超亮超新星（英语：Super-luminous supernovae，SLSNe）是一种非常明亮的爆炸，其能量来源和前身是高度争议的。宽线超新星Ic（SNe Ic-bl）是唯一与长持续时间伽马射线暴（GRB）有关的超新星。研究贫氢SLSNe（SLSNe Ic）和贫氢剥离包络核心塌陷SNe（特别是SNe Ic和SNe Ic-bl）的总体之间的光谱相似性和差异，可以提供关键的观察结果，以测试基于各种电源模型和祖模型的理论预测。在本文中，我们收集了所有已发表的光谱的32 SLSNe Ic，21 SNe Ic-bl，以及17 SNe Ic，量化他们的光谱特征，构建平均光谱，并比较它们在一个系统的方式使用新的工具，我们已经开发。我们发现，SLSNe Ic和SNe Ic-bl，包括那些与伽玛暴，具有可比的宽度，其光谱特征和平均吸收速度在所有阶段。因此，我们的研究结果加强了SLSNe Ic和GRB之间的联系。特别地，SLSNe Ic在峰值后10天具有$-15,000 +/- 2,600$ \kms ~的平均\FeII吸收速度，其平均比SNe Ic高$\sim7,000$ \kms ~。SLSNe Ic也具有比SNe Ic显著更宽的\FeII线。此外，我们发现SLSNe Ic如此高的吸收速度和宽度速度可能很难用相互作用模型来解释，并且在13个SLSNe Ic中，没有一个观测到的吸收速度跨度超过10…
2017-06-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-Dimensional Simulations of Core-Collapse Supernovae: From Shock Revival to Shock Breakout
我们提出了3D模拟的核心坍缩超新星从爆炸波启动的中微子驱动的机制，从恒星表面的冲击爆发，考虑两个15 Msun的红超巨星（RSG）和两个蓝超巨星（BSG）的15 Msun和20 Msun。我们表明，富含金属的喷出物在同源扩张仍然进行指纹的不对称性在爆炸开始时，但最终的金属分布是大规模的影响，详细的祖结构。扩展最快的金属指状物和团块与中微子加热物质的最大和上升最快的羽流相关，因为这些羽流在SN激波通过后最有效地在C+O/He和He/H组分-壳层界面处播种瑞利-泰勒（RT）不稳定性的增长。径向混合的程度、富金属喷出物的全球不对称性、RT诱导的初始羽流碎裂成较小尺度的指状物以及最大Ni和最小H速度不仅取决于初始非球面度和爆炸能量（这决定了激波和初始Ni速度），而且还取决于C+O核和He壳的密度分布和宽度以及He/H转变处的密度梯度，这导致不稳定的激波传播和反向激波的形成。这两个RSG爆炸保留了一个伟大的全球金属不对称性与显着的块状和子结构，深入渗透的镍手指到H-信封（最大速度为4000-5000公里/秒的爆炸能量约1.5倍）和有效的向内H-混合。虽然15 Msun BSG具有这些特性（最大Ni速度高达~3500 km/s），但20 Msun BSG由于反向激波减速和He/H界面处没有足够的时间进行强RT增长和碎裂，因此形成了更圆的几何形状，没有明显的金属指（最大Ni速度仅~2200 km…
2015-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Connecting the Light Curves of Type IIP Supernovae to the Properties of their Progenitors
对核心坍缩超新星（CCSNe）的观测揭示了大量关于超新星喷出物及其成分的动力学信息，但很少有关于祖先的直接信息。要限制原爆体和爆炸的性质，需要将观测结果与爆炸的理论模型相结合。在这里，我们从Couch et al 2020 ApJ 890 127的CCSN模拟开始，该模拟使用中微子输运的非参数处理，同时还考虑了湍流和对流。在这项工作中，我们使用超新星爆炸代码来发展CCSN流体动力学以后的时间和计算热光变曲线。聚焦于SNe IIP，然后我们（1）直接将理论STIR爆炸与观测结果进行比较，（2）评估如何仅从平台阶段的光学光度学来估计祖星核心的属性。首先，通过我们的模拟得到的平台光度（L $_{50}$）和喷出物速度的分布与观测到的分布相似。其次，我们将我们的模型拟合到一些观测良好的SNe的光变曲线和速度演化。第三，我们恢复了众所周知的相关性，以及将任何一个SN属性与零年龄主序质量联系起来的困难。最后，我们表明，有一个有用的，铁的核心质量和L $_{50}$之间的线性相关性，使光测光单独的SNe IIP可以让我们深入了解大质量恒星的核心。通过应用于几个SNe来说明这一点，我们发现铁核质量为1.3-1.5太阳质量，典型误差为~0.05太阳质量。数据可在线公开获取（\url{https://doi.org/10.5281/zenodo.6631964}）。
2022-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae from stellar mergers and accretors of binary mass transfer: Implications for Type IIP, 1987A-like and interacting supernovae
本文研究双星质量转移吸积体和恒星并合产生的富氢II型超新星，计算其爆炸能量、镍产量等性质，发现参数关联，预测不同类型超新星性质并与观测对比，为相关超新星起源提供启示。
2025-07-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2021ukt: A Transitional Supernova with a Short Plateau and Persistent Interaction
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；University of California, San Diego（加州大学圣迭戈分校）；Tsinghua University（清华大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Jet Propulsion Laboratory（喷气推进实验室）；University of Florida（佛罗里达大学）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（ICE，CSIC））；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Goddard Space Flight Center（戈达德太空飞行中心）；University of Nevada, Reno（内华达大学里诺分校）；University of Tennessee, Knoxville（田纳西大学诺克斯维尔分校）
SN 2021ukt是一种具有短平台和持续相互作用的过渡型超新星，其前身质量约为12个太阳质量，放射性镍-56质量约为0.04个太阳质量，氢丰富包层质量约为0.5个太阳质量。
2025-11-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN2013fs and SN2013fr: Exploring the circumstellar-material diversity in Type II supernovae
我们介绍了SN 2013 fs和SN 2013 fr在爆炸后的第一个100天的测光和光谱。这两个天体都显示出短暂的、相对狭窄的H $α$发射线，这是SNeIIIn的特征，但后来类似于正常的SNeII-P或SNeII-L，表明与星周物质（CSM）的短暂相互作用。SN 2013 fs在爆炸后8小时内被发现。它的光变曲线呈现出一个平台，光谱显示在早期强烈的CSM相互作用。这是一个不太明亮的版本的过渡SNIIn PTF 11 iqb，进一步证明了一个连续的CSM之间的相互作用强度SNeII-P和IIn。它需要在母源6.5 $\times$ 10 $^{14}$ ~cm范围内的致密CSM，来自爆炸前不久的高级前SN质量损失阶段。SN 2013 fs的光谱偏振测量显示出很少的连续偏振，但在平台阶段有明显的线偏振。SN 2013 fr从早期的SNIIn演变为SNII-L。在第一个纪元之后，它的窄谱线可能是由宿主星系的辐射引起的，但早期明亮、窄的H $α$辐射可能是本征的。至于SN 2013 fs，如果被证明是内在的，这将指向一个短暂的强CSM相互作用阶段，表明SNeIIn和II-L之间的连续性。这是一个低速SNII-L，像SN 2009 kr，但更发光。SN 2013 fr也在后期发展出红外过剩，这是由于温暖的CSM尘埃需要更持续的强烈SN前质量损失阶段。
2018-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Difficulties of two exploding white dwarfs to account for type Ia supernovae with bimodal nebular emission profiles
本文通过动力学模拟发现两颗爆发白矮星抛射物的分离速度仅为4200-5400 km/s，难以解释Ia型超新星中速度分离高达约7000 km/s的双峰发射线轮廓，从而对该类模型提出挑战。
2025-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor Insights of Type IIP SN 2018pq: A Comprehensive Photometric and Spectroscopic Study
本研究通过测光和光谱观测及TARDIS等建模，揭示IIP型超新星SN 2018pq为光谱正常型，其前身星为红超巨星，但不同模型给出的质量估计存在差异（约11 M☉ vs 14-16 M☉）。
2025-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
High Velocity Runaway Binaries from Supernovae in Triple Systems
近年来对超高速星的研究产生了理解双星系统高速极限的需求。如果逃逸的双星系统具有超过200 km/s的高运动速度，这将对如何选择HVS候选者产生影响，我们目前对它们如何形成的理解需要加强。在本文中，我们探讨了这种高速逃逸双星（HVRB）可能产生的超新星爆炸的第三密切层次的三元系统。我们发现，这样的爆炸可以导致显着的残余二进制的速度，并通过约束这样的HVRB的速度分布表明，这种机制可以导致二进制的质心速度为350公里/秒或更高，相对于原始的质量中心的祖三重系统。一旦考虑到银河系的旋转速度和大麦云云的起源，这就意味着有可能观测到速度高到足以逃离银河系的双星。
2019-05-29 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
PTF11iqb: Cool supergiant mass loss that bridges the gap between Type IIn and normal supernovae
PTF 11 iqb最初被归类为在爆炸后很早就发现的I型事件。在第2天，它表现出窄的沃尔夫-拉叶（WR）光谱特征，但窄发射很快减弱，光谱变形为类似于II-L和II-P型。在后期，Halpha发射表现出复杂的多峰轮廓，让人想起SN 1998 S。在光谱演化方面，我们发现PTF 11 iqb是SN~ 1998 S的近孪生子，尽管在早期与星周物质（CSM）的相互作用较弱，而在晚期与CSM的相互作用较强。我们解释的光谱变化所造成的早期相互作用与不对称CSM迅速（第20天）由扩大SN喷出物光球包围，但随后再次揭示高原结束后，当光球消退。光变曲线可以与一个简单的模型相匹配，弱CSM相互作用添加到一个正常的SN~II-P的光变曲线。这个平台需要祖有一个扩展的H信封像一个红超巨星，符合缓慢的祖风速表示的窄发射。冷超巨星的祖先是重要的，因为PTF 11 iqb在其早期光谱中显示了WR特征-这意味着在早期SN光谱中存在这种WR特征并不一定表明是WR样的祖先。总体而言，PTF 11 iqb桥接SNe~IIn，在SNe II-L和II-P中观察到较弱的前SN质量损失，这意味着这些类型之间的连续性。
2015-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Core-collapse explosions of Wolf-Rayet stars and the connection to type IIb/Ib/Ic supernovae
我们提出了超新星（SN）IIb/Ib/Ic光谱和光变曲线的非LTE依赖时间的辐射传输模拟，基于~ 1B能量的活塞驱动的喷出物，有和没有56 Ni，从单个和双沃尔夫-拉叶星（W-R）在太阳和亚太阳金属丰度演化产生的。我们的辐射热光变曲线显示爆发后有一个长达10天的平台期，亮度为1- 5x10^7 Lsun。在我们的富含56镍的模型中，大约3兆太阳的喷出物质量，这个高原之前的20-30天长的重新增亮阶段开始向外扩散的热浪由放射性衰变在深度。在中等混合的低喷射物质量模型中，伽玛射线泄漏早在爆炸后约50天就开始了，并导致星云光度急剧下降约0.02 mag/d。在标准SNe IIb/Ib/Ic中观察到的这种特征与来自双星群体的低质量祖星一致。我们认为，初始质量<20 Msun的恒星，如果是“有效”的单颗，则大多数产生SNe II-P，如果是密近双星系统的一部分，则产生SNe IIb/Ib/Ic，如果质量更大，则产生SN更小的黑洞。我们的喷出物，与外部的氢质量分数低至~>0.01和总氢质量~> 0.001 Msun，产生的特征SN IIb光谱形态在早期。然而，到爆炸后约15天，只有H α可能作为弱吸收特征保留下来。我们的二元模型，其特点是氦表面质量分数~>0.85，系统地显示氦线在后爆发平台，无论56镍丰度。合成光谱显示出对金属丰度的强烈敏感性，这提供了直接从SN光谱建模对其进行约束的可能性。
2011-02-25 astro-ph.SR
Early-time light curves of Type Ib/c supernovae from the SDSS-II Supernova Survey
分析了Sloan数字巡天（SDSS）SN巡天II中20颗Ib/c型超新星（SNe Ib/c）的早期光学光变曲线（LC），旨在研究它们的性质，并推导出它们的祖先参数。高节奏，多波段LC与函数模型拟合，并在SN类型之间比较最佳拟合参数。为整个样品构建测辐射热LC（BLC）。通过对光谱能量分布的黑体（BB）拟合，我们计算了每个SN的黑体温度（T_BB）和光球半径（R_ph）的演化。此外，BLC属性进行比较，模型的期望。补充我们的样本与文献数据，我们发现，SNe Ic和Ic-BL（宽线）有较短的上升时间比SNe Ib和IIb。不同亚型间Δm_15相似。SNe Ic看起来比SNe Ib更亮更蓝，但如果我们考虑基于颜色的宿主星系消光校正，这种差异就消失了。我们的SNe具有典型的峰值T_BB ~ 10000 K，R_ph ~ 10^15 cm。对SNe Ib和Ic的BLC的分析给出了典型的喷出物质量M_ej = 3.6-5.7 M_sun，能量E_K = 1.5-1.7x10^51 erg，M（^56Ni）= 0.3 M_sun。对于SNe Ic-BL（M_ej = 5.4 M_sun，E_K = 10.7x10^51 erg，M（^56Ni）= 1.1 M_sun），估计E_K和M（^56Ni）的值较高。对于大多数SNe Ic和Ic-BL，我们可以对预期的早期平台期的持续时间施加强限制（<2-…
2014-11-07 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Type II-P Supernovae from the SDSS-II Supernova Survey and the Standardized Candle Method
我们应用标准化蜡烛方法（SCM）的II型高原超新星（SNe II-P），它涉及到的SN的喷出物的速度，其在高原期间的光度，15 SNe II-P发现在三个赛季运行的斯隆数字巡天- II超新星调查。这些SNe - 0.027 < z < 0.144 -的红移覆盖了迄今为止文献中稀疏采样的范围;特别是，我们的SNe II-P样本在哈勃流中包含的SNe（z > 0.01）几乎与所有当前关于SCM的文献的总和一样多。我们发现，SDSS SNe有一个非常小的本征I带色散（0.22等），这可以归因于选择效应。当SCM应用于SNe II-P的组合SDSS加文献集时，分散度增加到0.29等，大于单独使用SNe的分散度。我们发现，标准化不能通过消除具有正平台下降率的SNe来进一步改善，如Poznanski等人（2009）所提出的。我们彻底检查所有潜在的系统性影响，并得出结论，SCM是有用的宇宙学，目前用于确定Fe II速度在第50天的方法必须加以改进，光谱模板，能够涵盖的内在变化的II-P型SNe将是必要的。
2009-11-09 astro-ph.CO astro-ph.SR
Non-LTE models for synthetic spectra of type Ia supernovae. IV. A modified Feautrier scheme for opacity-sampled pseudo-continua at high expansion velocities and application to synthetic SN Ia spectra
上下文Ia型超新星（SN Ia）已经成为一种非常宝贵的宇宙学工具，因为它们异常的亮度使它们即使在非常远的距离（红移约为z~1）也可以观测到。要研究本地和遥远的Ia超新星之间可能存在的系统差异，需要详细的模型，这些模型的合成光谱可以与观测结果进行比较，其中辐射转移的解是一个关键因素。一种常用的方法是Feautrier方案，它通常非常稳健，但在某些条件下可能会产生错误的结果，这些条件经常发生在超新星喷出物的建模中，甚至在热恒星的辐射驱动膨胀大气中。方法.我们使用一个复杂的模型大气代码，考虑到非LTE效应和高速梯度，强烈影响物理的超新星Ia大气在所有波长模拟形成超新星Ia光谱的数千强谱线的复杂相互作用的“伪连续”完全由这些多普勒频移线本身。我们专注于在这些条件下的Feautrier计划的行为的调查。结果Ia超新星的合成光谱是计算机模型的复杂产物，它复制了许多决定喷出物中物质和辐射条件的物理过程，受到线主导的不透明度和源函数的大空间跳跃的影响，即使是成熟的方法的应用也可能存在某些缺陷。我们分析的条件，可以导致传统的程序崩溃，我们推导出Feautrier辐射转移求解器的修改后的描述，在给定的情况下，产生更准确的结果。
2013-07-11 astro-ph.SR
SN 2009js at the crossroads between normal and subluminous Type IIP supernovae: optical and mid-infrared evolution
我们对NGC 918中的SN 2009 js进行了研究。覆盖前120天的多波段Kanata光学光度测量表明，该源是IIP型SN。变红主要是由于我们的银河系。爆炸后一年的NTT测光，以及斯巴鲁发现后16天的光谱，都意味着与经过充分研究的亚发光SN 2005 cs有很好的匹配。SN 2009 js的坪相光度及其坪期与中等光度的IIP SN 2008 in更为相似。因此，SN 2009 js与次光度和中等光度SNe都有相同的特征。它的放射性尾光度介于SN 2005 cs和SN 2008 in之间，而它的准测辐射热光度从峰值到平台的下降（由新定义的参数Delta[logL]量化，测量激波爆发后的绝热冷却）比其他两个小得多。我们估计56 Ni的喷射质量很低（~0.007 Msun）。SN的爆炸能量似乎很小，与SN 2005 cs相似。SN 2009 js是第一颗在中红外波段进行研究的亚发光SN IIP。斯皮策在很早的时候就偶然发现了它。此外，它在105天后被WISE探测到，在光球层上方有显著的4.6微米通量过剩。相对于光球层的红外过量光度明显小于SN 2004 dj在中红外的广泛研究。过量的可能暂时分配到加热的尘埃质量~3e-5 Msun，或CO的基本排放作为尘埃形成的前体。
2013-03-06 astro-ph.CO astro-ph.SR
