The End of Amnesia: Measuring the Metallicities of Type Ia SN Progenitors with Manganese Lines in Supernova Remnants
最近提出了超新星喷出物中Mn与Cr的质量比作为Ia型SN祖先金属丰度的示踪剂。我们回顾了这个可观测量的优点和问题，并在第谷超新星遗迹的框架内讨论它们。朱雀卫星观测到的第谷X射线光谱中Mn和Cr K α线的通量表明它是超太阳金属丰度的祖先。
2009-02-02 astro-ph.SR
On the mass of supernova progenitors: the role of the $^{12}$C$+^{12}$C reaction
对于超新星前身质量的精确知识对于解答现代天体物理学的各种问题是必不可少的，例如与Galerkin的动力学和化学演化有关的问题。本文修正了CO白矮星前身质量的上限（\mup）和正常II型超新星前身质量的下限（\mups）。特别是，我们提出了新的恒星模型与质量之间的7和10 \msun，讨论他们的最终命运和最近的改进，我们的理解的低能量率的\c 12 c12反应的影响。
2019-01-01 astro-ph.SR
Upper limits on bolometric luminosities of ten type Ia supernova progenitors from Chandra observations
我们对钱德拉观测到的10颗附近（< 25 Mpc）Ia型超新星的位置进行了分析，这些超新星是在爆炸前拍摄的。在任何观察中都没有发现与祖细胞相对应的来源。我们计算的辐射热光度的上限假设黑体X射线光谱的温度为30-150 eV的祖先。这是因为发光的超软X射线源被认为是Ia型超新星的直接祖先。在我们的样本中，两颗超新星的上限与观测到的最亮的超软源的光度相当，排除了这些超新星的祖先。与Liu et al（2012）相比，我们发现对于SN 2011 fe，我们可以在黑体温度低至40 eV时排除爱丁顿光度系统。我们的研究结果是一致的统计研究比较所观察到的Ia型超新星的超软源的数量或外部星系的综合X射线光度。这表明Ia型超新星的祖先不是吸积的、核燃烧的白矮星，或者它们看起来不像经典的超软源，例如因为它们被遮蔽了。
2012-07-03 astro-ph.SR
Type Ic core-collapse supernova explosions evolved from very massive stars
我们调查的可能性，一个超发光的Ic型核心坍缩超新星产生大量的56镍。主序星质量大于100 Msun且金属丰度为0.001 < Z < 0.004的超大质量恒星，预计会爆发为超亮的Ic型超新星。质量约为110 - 150 Msun且Z < 0.001的恒星，如果在脉动对不稳定性过程中失去了整个H和He层，则会爆炸为Ic型脉动对不稳定性超新星。我们评估的总喷出物的质量和产量的56镍，O和硅的核心坍缩超新星演化的非常大质量的恒星。我们采用43.1和61.1 Msun WO星Z=0.004的超新星祖先预计爆发的Ic型核心坍缩超新星。这些祖先在零年龄的主序中有110和250 Msun的质量。爆炸能量大于2 e52 erg的球形爆炸产生超过3.5 Msun 56 Ni，足以重现SN 2007 bi的光变曲线。爆炸的非球面性影响总喷出物质量以及56 Ni、O和Si的产率。110和250 Msun模型的非球形爆炸重现了SN 2007 bi的56 Ni产额。这些爆炸也将显示出大的速度分散。SN 2007 bi的爆炸可能是由一颗非常大质量的恒星演化而来的非球形核心坍缩超新星。
2013-12-26 astro-ph.SR
A Progenitor for the Extremely Luminous Type Ic Supernova 2007bi
SN 2007 bi是一颗非常明亮的Ic型超新星。这颗超新星被认为是从一颗非常巨大的恒星演化而来的，爆炸机制有两种可能性。一种可能性是一颗对不稳定超新星，其核心祖先为M_{CO} ~ 100 M太阳CO。另一种可能性是一颗核心坍缩的超新星，其M_{CO}约为40 M太阳。研究了SN 2007 bi主星系金属丰度范围内，主序质量M_{MS} = 100 - 500 M_sun，Z_0 = 0.004的超大质量恒星的演化，以约束SN 2007 bi的祖先星系。本文还讨论了与表面氦丰度有关的超新星类型。母星作为对不稳定超新星爆发的主序星质量可能是M_{MS} ~ 515 - 575 M_sun。当考虑质量损失率的不确定性时，主序星的最小质量可能是310 M太阳。一颗M_{MS} ~ 110 - 280 M_sun的恒星演化为CO星，适合于SN 2007 bi的核心坍缩超新星。基于对不稳定性和核心坍缩超新星的可能性的论点支持SN 2007 bi起源于核心坍缩超新星事件的假设。
2011-02-04 astro-ph.SR
Massive Star Evolution and Nucleosynthesis -Lower End of Fe-Core Collapse Supernova Progenitors and Remnant Neutron Star Mass Distribution-
为了探索恒星演化、超新星、伽马射线暴和核合成等各个方面的问题，我们开发了一个新的高效的恒星演化程序。在本文中，我们描述了这个新的代码和比较的结果与以前的代码计算。具体而言，我们专注于铁核坍缩超新星下端的祖先演化，以及残余中子星的质量分布。我们描述了不同的假设将导致不同的中子星质量分布。我们还回顾了我们研究小组最近的工作。
2012-07-23 astro-ph.SR
Star Formation Around the Youngest Supernova Remnants in the Large Magellanic Cloud: Implications for Type Ia Supernova Progenitors
我们利用Harris & Zaritsky最近发表的大麦云星云的恒星形成历史图来研究最年轻的Ia型超新星遗迹的位置。我们发现，大多数Ia型残留物与古老的、贫金属的恒星星族有关，几乎没有或没有最近的恒星形成。其中包括SNR 0509-67.5，它被认为是由一个非常明亮的SN 1991 T型事件产生的，但它距离任何恒星形成区都非常遥远。然而，Ia型残骸SNR N103 B在过去的1亿年里与活跃的恒星形成活动有关，并且可能有一个相对年轻和更大质量的祖先。
2009-02-02 astro-ph.SR
Circumstellar dust as a solution to the red supergiant supernova progenitor problem
我们研究了红超巨星问题：质量在16 - 30 M_sun之间的IIP型超新星祖先的明显缺乏。虽然已经观测到质量在这个范围内的红超巨星，但在爆炸前的图像中没有一颗被确定为祖先。我们表明，由于没有考虑到红超巨星风中产生的尘埃所导致的额外灭绝，我们可能低估了最大质量红超巨星在生命结束时的光度。我们估计的初始质量的所有类型IIP祖细胞的观察存在，并分析由此产生的人口。我们发现，IIP型原始恒星的最大质量可能是21^{+2}_{-1} M_sun。这与单星演化模型预测的极限更接近。
2011-12-15 astro-ph.SR
Progenitors of supernova Ibc: a single Wolf-Rayet star as the possible progenitor of the SN Ib iPTF13bvn
核心坍缩超新星（SN）爆炸标志着大质量恒星动荡的生命的结束。确定它们的祖先的性质是理解SNe性质的关键一步。直到最近，还没有直接检测到Ibc型SN的祖先，据信它们来自通过恒星风失去氢包层的大质量恒星和伴星从主星剥离H包层的双星系统。在这里，我们分析了最近报道的iPTF 13 bvn的观测结果，这可能是基于爆炸前图像的SN Ib祖先的首次检测。非常有趣的是，最近发表的单星日内瓦模型可以重现观测到的候选祖先的测光及其质量损失率，证实了最近提出的方案。我们发现，一个单一的WR星的初始质量在31-35 Msun的范围内符合观测到的光度的祖先iPTF 13 bvn。母星的光度log（L/Lsun）约为5.55，表面温度约为45000 K，爆炸时的质量约为10.9 Msun。我们的非旋转32 Msun模型高估了祖先的半径，尽管这可能与更大质量（40至50 Msun之间），更热，更明亮的祖先的微调模型相一致。我们的模型表明，一个非常不确定的喷出物质量约8 Msun，这是高于平均的SN Ib喷出物质量，是来自光变曲线（2-4 Msun）。这种可能的高喷出物质量可以在iPTF 13 bvn光变曲线和光谱中产生可检测的影响。如果候选者确实被证实是祖先，我们的结果表明，具有相对较高的初始质量（>30 Msun）的恒星可以在死亡时产生可见的SN爆炸，并且不会直接坍缩成黑洞。
2013-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The dependence of the evolution of SN type Ia progenitors on the C burning rate uncertainty and parameters of convective boundary mixing
Ia型超新星前身的演化需要形成CO白矮星，这意味着对C燃烧速率（CBR）的依赖。它也可以受到最近确定的对流边界混合的C火焰淬火的可能性。我们目前的第一个结果，我们的研究综合影响这两个潜在的来源的不确定性对超新星Ia祖进化。我们认为，如果未识别的共振是重要的，CBR是高于其目前推荐的值高达1000倍的可能性，或者它是显着降低，因为阻碍效应。对于假定史瓦西对流边界的恒星模型，当CBR因子为1000时，形成CO WDs的最大初始质量从M_i ~ 5.5 Msun增加到M_i > 7.0 Msun（CBR因子为0.01）。对于C-火焰猝灭模型，初始质量为Δ Mi ~ 1 Msun的混合C-O-Ne WDs形成，这增加了一部分恒星形成能够在热核逃逸中点燃C的WDs。最极端的情况下发现的CBR系数为0.1，这是由障碍模型支持。这种核物理假设，结合C火焰淬灭，导致形成一个混合的C-O-Ne WD的质量为1.3 Msun。这样的WD不需要增加太多的质量就能达到拉塞卡极限。
2014-01-15 astro-ph.SR
A search for Type Ia supernova progenitors: the central stars of the planetary nebulae NGC 2392 and NGC 6026
我们使用光电离模型来评估NGC 2392和NGC 6026中心恒星的双星性质。如果它们是近距离双星，如果总质量超过了克拉塞卡极限，它们就是潜在的Ia型超新星（SN Ia）的祖先。我们发现，NGC 2392的核可能有一个热的，大质量的（\simeq 1 Ms）白矮星的同伴，总质量约为1.6 Ms，使其成为一个特别有趣的系统。NGC 6026的双星质量较小，约为1.1 Ms，虽然它的轨道周期很短，但它并不被认为是超新星Ia的祖先。
2011-09-10 astro-ph.SR
Setting the Stage for Circumstellar Interaction in Core-Collapse Supernovae II: Wave-Driven Mass Loss in Supernova Progenitors
超新星（SNe）与星周物质的相互作用提供了证据，表明在导致核心坍塌的最后几年里，恒星质量会发生剧烈的损失。我们认为，在核心氖燃烧期间和之后，由核心对流激发的内部重力波可以利用核心聚变功率，并将超爱丁顿能量通量输送到恒星包层，潜在地释放高达1个太阳质量的物质。在这项工作中，我们探索的内部条件SN祖使用MESA 1-D恒星演化代码，在寻找那些最容易受到波驱动的质量损失。我们专注于简单的，数量级的考虑适用于广泛的祖细胞。在核心氖和氧融合过程中，波驱动的质量损失优先发生在低质量（<~ 20太阳质量ZAMS）恒星或大质量的亚太阳金属丰度恒星中。在我们所观测到的SN祖先中，大约有20%可以激发出约10^46 - 10^48尔格的能量波，这些波可能在核心坍缩的几个月到十年内导致质量损失。这种能量可以产生一个10^-3 - 1太阳质量的环星环境，在爆炸前达到约100天文单位。我们预测的能量与前SN质量喷射和核心崩溃的时间之间的相关性，最激烈的质量损失优先发生在更接近核心崩溃。在硅燃烧过程中，我们的祖先模型经历了一个大约5天的阶段，波能可以将大约10^-3 - 1太阳质量的恒星包层膨胀到大约10 - 100 s太阳半径。这表明，一些名义上紧凑的SN祖细胞（Ibc型祖细胞）将具有与传统假设显著不同的SN冲击爆发特征。我们讨论了我们的结果对核心塌陷SN机制的影响，来自扩展祖细胞的IIn型SNe，IIb型…
2013-08-27 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
Magnetic massive stars as progenitors of "heavy" stellar-mass black holes
由黑洞（BH）双星GW 150914的螺旋和合并产生的引力波的突破性探测证实了质量大于25 Msun的“重”恒星质量BH的存在。Abbott et al.（2016 a）对该系统的初始建模假设，只有当祖先恒星的风质量损失率相对于银河系中大质量恒星的质量损失率大大降低时，才会从单个大质量恒星的演化中形成具有如此大质量的黑洞，从而得出结论，重黑洞必须在低金属丰度（Z < 0.25-0.5 Zsun）环境中形成。然而，强大的表面磁场也提供了一个强大的机制来改变质量损失和大质量恒星的旋转，独立于环境金属丰度（ud-Doula & Owocki 2002; ud-Doula et al. 2008）。在本文中，我们探讨了这样的假设，即一些重BH，质量大于25 Msun，如那些推断组成GW 150914，可能是自然的终点，在太阳金属环境中的磁性大质量恒星的演化。使用MESA代码，我们开发了一个新的网格的单一的，非旋转的，太阳的金属丰度演化模型的初始ZAMS质量从40-80 Msun，包括，第一次，淬火的质量损失，由于一个现实的偶极表面磁场。新模型预测TAMS的质量明显大于等效非磁性模型的质量，减少了强磁化80 Msun恒星在其主序列演化过程中损失的总质量20 Msun。这大致对应于金属度Z = 1/30 Zsun的环境中预期的质量损失减少。
2016-11-28 astro-ph.SR
A likely candidate of type Ia supernova progenitors: the X-ray pulsating companion of the hot subdwarf HD 49798
HD 49798是一颗贫氢的次矮星O 6，有一颗X射线脉动伴星（RX J0648.0-4418）。这颗X射线脉动伴星是一颗巨大的白矮星。利用Eggleton的恒星演化程序和光学厚风假设，我们发现热亚矮星HD 49798和它的X射线脉动伴星在未来的演化中可能产生Ia型超新星（SN Ia）.这意味着该双星系统可能是Ia型超新星的祖先。我们还讨论了其它WD + He恒星系统（如V445 Pup和KPD 1930+2752）产生Ia型超新星的可能性。
2010-04-23 astro-ph.SR
The progenitor mass of the Type IIP supernova SN 2004et from late-time spectral modeling
SN 2004 et是距离最近和观测最好的IIP型超新星之一，在星云阶段就有一个祖先探测器，以及良好的光度和光谱观测覆盖范围。基于核合成的恒星演化/爆炸模型，我们应用光谱模拟分析了它从紫外到中红外的140-700天演化。我们发现一个M_ZAMS= 15 Msun的祖星（氧质量为0.8 Msun）可以令人满意地再现[O I] 6300，6364 <$N和其他碳，钠，镁和硅的发射线，而12 Msun和19 Msun模型分别低于和过度产生这些线。这一结果是在公平的协议与来自祖先检测的质量，但不同意流体动力学模型的早期光变曲线。通过对中红外铁族发射谱线的建模，我们确定了“镍泡”的密度为rho（t）= 7 E-14*（t/100 d）^-3 g cm^-3，对应于金属核心区域（V = 1800 km/s）的填充因子f = 0.15。我们还确认，硅酸盐粉尘，CO和SiO排放都存在于光谱中。
2012-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ib/c supernovae in binary systems I. Evolution and properties of the progenitor stars
我们调查的Ib/c型超新星（SN Ib/c）的祖先在近距离双星系统的演化，使用新的演化模型，包括旋转的影响，初始质量为12 - 25 Msun的主要组成部分，和单氦星的初始质量为2.8 - 20 Msun。我们发现，尽管潮汐相互作用对主恒星的旋转的影响，在不同的二元模型序列中的超新星前阶段的核心中保留的角动量的量收敛到一个类似于以前的单星模型中发现的值。这个量大到足以产生毫秒磁星，但太小了，不能产生磁星或长伽马射线暴。我们采用最新的估计沃尔夫-拉叶质量损失率，其影响SN Ib/c祖详细讨论。在恒星结构方面，在双星系统中的SN Ib/c祖星被预测有很大的最终质量范围，甚至可以达到7 Msun，氦包层为0.16 - 1.5 Msun。我们的研究结果表明，如果缺乏氦线的光谱中的SNe Ic是由于少量的氦，分布的初始和最终的质量的SNIc祖细胞应该是双峰。此外，我们发现，薄的氢层（0.001 - 0.01 Msun），预计将存在于许多SN Ib祖在presupernova阶段。我们表明，氢的存在下，连同一个相当厚的氦信封，可以导致一个显着的膨胀的一些SN Ib/c祖超新星爆炸的时间。这可能对冲击爆发和超新星光曲线产生重要影响。我们还认为，通过AB/B转移产生的薄氢层的一些SN祖细胞可能与IIb型超新星祖细胞相对较小的半径约为10 Rsun。
2010-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Chemistry of Population III Supernova Ejecta: I - Formation of Molecules in the Early Universe
我们研究的形成和破坏的分子在喷出物的第III族超新星（SNe）使用化学动力学的方法来遵循的演变，从第100天到第1000天爆炸后的分子丰度。所包括的化学物质从简单的双原子分子到更复杂的尘埃前体物质。考虑了SN环境特有的所有相关化学过程。我们的工作重点是零金属量的祖先与质量为20，170，和270 Msun，我们研究了不同水平的重元素混合和向内扩散的氢对喷出物化学的影响。我们表明，喷出物的化学不达到稳定状态的分子形成的相关时间跨度内。形成的主要物质是O2、CO、SiS和SO。早在爆炸后200天就形成的一氧化硅，由于喷出物中二氧化硅分子前体的形成而迅速耗尽。CO向C2的快速转化及其在5000 K以上温度下的热分馏允许在未混合模型的富氧区中形成碳链，为在C/O比小于1的热环境中形成碳尘提供了重要途径。我们表明，完全混合喷出物的170 Msun祖合成11.3 Mun的分子，而20 Msun和270 Msun祖产生0.78，和3.2 Msun的分子，分别。将10%的氢混合到170 Msun的完全混合的喷出物中，将其分子产量增加到~ 47 Msun。一颗170 Msun没有氢穿透的超新星的未混合喷出物合成了约37 Msun的分子，而它的20 Msun对应物产生了约1.2 Msun。最后，我们讨论了宇宙学意义的分子形成的Pop. III SNe在早期宇宙。
2009-07-21 astro-ph.CO astro-ph.SR
Evolution and final fate of solar metallicity stars in the mass range 7-15 Msun. I. The transition from AGB to SAGB stars, Electron Capture and Core Collapse Supernovae progenitors
本文系统研究了太阳金属丰度下7-15倍太阳质量非旋转恒星的演化，确定了从AGB到SAGB的转变边界，并给出了不同初始质量恒星形成简并CO核、ONeMg核、白矮星、电子俘获超新星或核心坍缩超新星的最终归宿判据。
2023-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova lightCURVE POPulation Synthesis II: Validation against supernovae with an observed progenitor
我们使用的超新星光变曲线人口合成的结果来预测可能的超新星光变曲线的范围所产生的人口的单星祖先，导致IIP型超新星。我们计算了多种不同的初始质量，爆炸能量，镍质量和镍混合模型，然后将其与IIP型超新星进行比较，并提供详细的光变曲线数据和爆炸前成像祖约束。在一个很好的拟合得到的意见，我们能够实现初始的祖和镍质量估计从超新星的光变曲线是可比的精度从祖成像。对于11个IIP超新星中的两个，我们认为我们的拟合很差，这表明在我们的综合中应该包括更多的祖先模型，或者我们的假设，关于恒星质量损失率或恒星演化的快速最后阶段等因素，在某些情况下可能需要重新审视。利用我们的分析结果，我们能够表明，大多数的IIP型超新星的爆炸能量的数量级的log（E_exp/ergs）=50.52+/-0.10和镍的量在超新星和混合的量可能有依赖于初始祖质量。
2019-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stochasticity in Stellar Yields Reflected in Supernova Dust Masses Across All Massive-Star Progenitors
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
本研究推导了9-120太阳质量大质量恒星前身星超新星尘埃质量的理论上限，发现富氧尘埃主导且随质量增加，并揭示硅酸盐尘埃质量受壳层合并随机性影响可变化2-5倍，最终产量由恒星产量随机性决定。
2026-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Progenitors of ultra-stripped supernovae
近距离双星中超剥离恒星的爆炸可能解释了新发现的微弱和快速的光学瞬变。我们已经证明，中子星（NS）的氦星伴星在爆炸时可能会演化成低至~1.5 Msun的裸露金属核，仅略高于卡拉塞卡质量极限。在这里，我们提出了一个新的系统的调查祖先的演变，导致这种超剥离超新星（SNe），在某些情况下产生前SN信封小于0.01 Msun。我们讨论了这些SNe（电子捕获与铁核坍塌）的性质和它们的观测光变曲线特性。超剥离SNe与双星系统以及LIGO/VIRGO对合并NS的引力波探测高度相关，因为这些事件预计将主要产生质量范围为1.10-1.80 Msun的低反冲NS。
2015-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nebular phase observations of the type-Ib supernova iPTF13bvn favour a binary progenitor
目的。我们提出并分析了晚时间观测的Ib型超新星与可能的前超新星的祖先检测，iPTF 13 bvn，采取在$\sim$ 300天后爆炸，并讨论了这些背景下的约束超新星的祖先。先前的研究提出了两种可能的超新星前身星的性质，即大质量沃尔夫-拉叶星或密近双星系统中的低质量恒星。方法.观测结果表明，该超新星已进入星云相，光谱主要为Mg~I] $λλ$ 4571，[O~I] $λλ$ 6300，6364和[Ca~II] $λλ$ 7291，7324发射线。我们测量了发射线通量，估算了核心氧的质量，并与其他超新星的[O~I]/[Ca~II]线比值进行了比较。结果超新星前身的核心氧质量估计为$\lesssim$ 0.7 M $_\odot$，这意味着最初的前身质量不超过$\sim$ 15 - 17 M $_\odot$。由于推导出的质量太小，不可能使一颗恒星成为沃尔夫-拉叶星，这一结果更支持iPTF 13 bvn的祖星的双星性质。[O~I]/[Ca~II]线比值与其他超新星的比较也表明iPTF 13 bvn似乎与剥离包层和II型超新星的低质量祖先密切相关。
2015-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impact of Axions on the Minimum Mass of Core Collapse Supernova Progenitors
在这项研究中，我们包括在恒星演化模型轴子采用目前最严格的限制，他们的耦合到光子和电子。结果表明，核心坍缩超新星（CCSN）前身星的最小恒星质量上移了近2Mo。这一结果似乎与观测得到的CCSN祖细胞的最小质量存在矛盾。
2017-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ibn supernovae from ultra-stripped supernova progenitors
本研究揭示极剥离超新星前身星在核心坍缩前因剧烈硅燃烧损失质量并形成致密星周物质，导致其爆发被观测为Type Ibn超新星，为这类超新星起源提供新解释。
2025-10-08 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
A Binary Progenitor for the Type IIb Supernova 2011dh in M51
我们进行二进制恒星的演化计算后，在系统中的两颗恒星的同时演化，研究一个潜在的祖先系统的IIb型超新星2011 dh。爆炸前测光以及光变曲线建模提供了对祖系统的物理特性的限制。在这里，我们提出了一个密切的二元系统，是与这种约束兼容。该系统是由太阳系的恒星组成，16 Msun + 10 Msun在圆形轨道上，初始周期为125天。主恒星演化结束时是一颗黄超巨星，质量约为4 Msun，最终氢含量约为3-5E-03 Msun，有效温度和光度与超新星SN 2011 dh爆炸前的观测结果一致。这些结果对所采用的吸积效率因子β几乎不敏感。在爆炸时，伴星的有效温度为22至40千开尔文，取决于β的值，并且位于零年龄主序星附近。考虑到HST前SN测光的不确定性，在观测到的最蓝波段中只能勉强探测到二级星。与单星相对，近距离双星系统提供了一个自然的框架来解释SN 2011 dh的性质。
2012-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Disappearance of the Red Supergiant Progenitor of Supernova 2008bk
大质量恒星以壮观的超新星爆炸结束生命。确定祖星是对恒星演化和爆炸模型的检验。在这里，我们展示了超新星SN 2008bk的祖先恒星现在已经消失，这为这是一颗红超巨星的死亡提供了确凿的证据。
2013-10-08 astro-ph.CO astro-ph.SR
The Collapse and Three-Dimensional Explosion of Three-Dimensional, vis à vis One-Dimensional, Massive-star Supernova Progenitor Models
核心坍缩超新星的爆炸结果和诊断敏感地依赖于恒星祖先的性质，但迄今为止，大多数研究都只集中在一维，球对称的大质量恒星祖先。我们提出了一些第一个核心坍缩超新星模拟的三维大质量恒星超新星的祖先，一个12.5-和15-M $_{\odot}$模型，在三维演化从崩溃反弹通过爆炸与辐射流体动力学代码F{ \sc{ornax} }。我们比较使用那些从三维祖细胞的三维模拟的球对称，一维祖细胞相同的质量。我们发现，在大质量恒星演化的最后阶段，三维演化的模型更容易发生爆炸。在这些多维初始模型中产生的湍流作为种子湍流，促进激波复活。对引力波和中微子信号的探测可以揭示反弹前湍流的特征。
2022-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Integral field spectroscopy of supernova explosion sites: constraining mass and metallicity of the progenitors - I. Type Ib and Ic supernovae
利用UH 88/SNIFS和Gemini-N/GMOS获得了邻近星系中11个Ib/c型超新星爆发点的积分场谱。积分场光谱的使用使我们能够获得爆炸现场的空间和光谱信息，允许识别超新星祖星的母恒星星族。母星族的光谱通过强线方法提供金属丰度测定，并通过与简单的恒星星族（SSP）模型比较获得年龄估计。我们采用这些信息作为超新星祖先的金属丰度和年龄，假设它与母恒星星族是同时代的。恒星的年龄与其寿命相对应，从而给出了其初始质量的估计。用这种方法，我们能够确定Ib型和Ic型超新星的祖星的金属丰度和初始（ZAMS）质量。我们发现，平均而言，SN Ic爆炸地点比SN Ib地点更富含金属和更年轻。由母恒星星族年龄得到的原始恒星质量表明，SN Ic比SN Ib有更多质量的原始恒星。此外，我们还发现一些SN祖先的质量小于~25 Msun，这表明它们可能是在一个近距离双星系统中的恒星，通过双星相互作用失去了它们的外层，产生Ib/c超新星，而不是单个的沃尔夫-拉叶星。这些发现支持了目前的建议，即二元和单一的祖通道都在产生Ib/c型超新星。这项工作也证明了积分场光谱学在调查超新星环境和活跃的恒星形成区域的力量。
2013-05-06 astro-ph.CO astro-ph.SR
Investigation of the Progenitors of the Type Ia Supernovae Associated With the LMC Supernova Remnants 0505-67.9 and 0509-68.7
虽然Ia型超新星由于其在宇宙学距离估计中的用途而受到了严格的审查，但我们仍然无法确定整个种群的祖先。虽然已经为某些特定系统提供了答案，但仍然难以找到完整的解决方案。我们观测了大麦云云中的两个超新星遗迹（SNR），SNR 0505-67.9和SNR 0509-68.7，我们已经确定了遗迹的中心和99.73%的包容中心区域，超新星爆发后留下的任何伴星都必须位于该区域。这两个遗迹在其中心附近都有一些潜在的前伴星;所有可能的单和双退化祖先模型仍然适用于这两颗超新星。未来的观察可能能够识别这两种残留物的真正前伴侣。
2015-01-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Immediate dense circumstellar environment of supernova progenitors caused by wind acceleration: its effect on supernova light curves
IIP型超新星的前身通常被致密的星周介质所包围，这可能是由于前身在爆炸前不久的质量损失增强。以前的光变曲线研究表明，质量损失率提高到约0.1 Msun/年，假设风速恒定。然而，在恒星附近的星周介质的密度可以远高于以前推断的一个给定的质量损失率，如果考虑到风的加速度。以SN 2013 fs为例，我们发现风加速度对从IIP型超新星早期光变曲线估算质量损失率有很大的影响。我们进行数值计算的超新星喷出物和拱星介质之间的相互作用，具有恒定的质量损失率，但与β法风速剖面。我们发现，SN 2013 fs的前身的质量损失率在爆炸前不久，这是推断为~ 0.1 Msun/yr的恒定风速为10 km/s的光变曲线模型，可以低至~ 1 e-3 Msun/yr的相同的终端风速为10 km/s，但风速剖面β ~ 5。在这两种情况下，星周介质的质量是相似的（~ 0.5 Msun）。因此，在我们的解释中，祖先的质量损失增加的开始是在爆炸前100年左右，而不是几年。我们的结果表明，II型超新星祖先的直接致密环境可能会受到风加速的显著影响。
2017-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor Mass Distribution for 22 Historic Core-Collapse Supernovae
我们推断的祖先质量分布的22个历史核心坍缩超新星（CCSNe）使用贝叶斯分层模型。对于这个推论，我们使用本地恒星形成历史来估计每个超新星（SN）的年龄。这些恒星形成的历史往往表现出多个恒星形成的爆发，我们的模型假设，一个爆发是与SN祖和其他恒星形成的随机爆发。主要的推论是祖先的年龄分布。由于有限的历史SNe和高度不确定的恒星形成在年轻的年龄，我们限制我们的推断的年龄分布的斜率和最大年龄的CCSNe。使用单星演化模型，我们将祖先的年龄分布转化为祖先的质量分布。在这些假设下，CCSNe的最小质量为${M_\textrm{min}}~=~8.60^{+0.37}_{-0.41} \ M_\odot$，祖细胞质量分布的斜率为$α= -2.61^{+1.05}_{-1.18}$。祖细胞质量分布的幂律斜率与标准Salpeter初始质量函数（$α= -2.35$）一致。这些值与以前使用前兆成像和年龄测定技术的估计是一致的，进一步证实了使用SN和超新星遗迹周围的恒星星族是推断祖星质量的可靠方法。
2021-06-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The formation of the stripped envelope type II b Supernova progenitors: Rotation, Metallicity and Overshooting
IIb型超新星被认为起源于核心坍缩的祖先，只保留了非常薄的氢包层。我们的目标是探索一些物理因素，如旋转，金属丰度，过冲，和双星的初始轨道周期，显着影响罗氏瓣溢出和IIb型超新星的形成。发现双星是产生质量小于20 $M_{\odot}$的IIb型超新星前身星的主要通道。IIb型超新星前身的形成对初始轨道周期非常敏感。质量较小的氢表示半径较小，有效温度较高，反之亦然。初始周期在300到720天之间的双星系统产生的IIb型祖先是一颗红超巨星。那些初始周期在50到300天之间的产生黄色的超巨星祖先，而那些初始周期短于50天的产生蓝色的超巨星祖先。快速旋转和较大的超调都能增大碳氧核质量，导致坍缩前核温度升高和密度降低。它们也有利于表层氮的富集，但限制了第一次疏浚的效率。具有低金属丰度的SN IIb祖细胞具有比高金属丰度对应物更小的氢包封质量和半径。超剥离双星模型系统地具有较高的核心质量分数$\rm ^{12}C$，这对IIb型祖先的紧凑性有重要影响。
2022-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Possible detection of the progenitor of the Type II supernova SN2023ixf
通过哈勃太空望远镜的爆炸前成像，探测到SN2023ixf的前身星为红超巨星，初始质量约8-10太阳质量，并存在大量尘埃。
2023-06-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The disappearance of the helium-giant progenitor of the type Ib supernova iPTF13bvn and constraints on its companion
我们报告和讨论超新星iPTF 13 bvn爆炸后的观测。我们发现SN在+740天的亮度低于爆炸前的亮度，从而证实了祖星已经消失。我们估计，后期的亮度仍然是由超新星主导的，这限制了可能的伴星的大小和质量低于约10 Msun。反过来，这意味着祖先的初始质量被限制在10到12 Msun之间的狭窄范围内。iPTF 13 bvn的前身可能是一颗氦巨星，而不是沃尔夫-拉叶星。此外，我们认为，2016年获得的足够深的观测现在有机会直接观测伴星。
2016-04-18 astro-ph.HE 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
Inferring Type II-P Supernova Progenitor Masses from Plateau Luminosities
将核心坍缩超新星爆炸的观测结果与其大质量恒星祖先的性质联系起来是超新星科学长期寻求的一个具有挑战性的目标。最近，Barker等人（2022）使用一个有效的模型，从球对称中微子驱动的核心坍缩超新星（CCSN）模拟中提出了一幅祖星景观的热光变曲线。他们发现II-P型CCSN光变曲线的平台光度与祖先的终末铁核质量之间存在密切关系。值得注意的是，这使我们能够单独用光度法来限制祖细胞的性质。我们分析了II-P型CCSN光变曲线的大量观测样本，并使用Barker等人2022的关系估计了铁核质量的分布。推断的分布与恒星演化模型中的铁核质量分布非常匹配，即包含高质量的铁核，表明观测数据中非常大的祖先的贡献。我们使用这种分布的铁核心质量推断的最小和最大质量的祖先的观测数据。使用贝叶斯推断方法来定位最佳的初始质量函数参数，我们发现M $_{\mathrm{min}}=9.8^{+0.37}_{-0.27}$和M $_{\mathrm{max}}=24.0^{+3.9}_{-1.9}$太阳质量的观测数据。
2023-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Synthetic observables for electron-capture supernovae and low-mass core collapse supernovae
质量在8到10个太阳质量之间的恒星预计会产生两种类型的超新星（SNe），电子捕获超新星（ECSNe）或核心坍缩超新星（CCSNe），这取决于它们以前的演化。任何一个相关联的祖保留扩展和大量的富氢信封，这些SNe的可观测性，因此，预计是相似的。在这项研究中，我们探讨了这两种类型的SNe的差异。具体来说，我们调查了三种不同的祖模型：一个太阳金属丰度ECSN祖与8.8太阳质量的初始质量，一个零金属丰度祖与9.6太阳质量，和一个太阳金属丰度祖与9太阳质量，进行辐射转移模拟这些祖。我们提出了这些模型的光变曲线。这些模型表现出非常低的光球速度变化约2000公里/秒，因此，这可能是一个方便的指示低质量SNe。ECSN在宽波段有非常独特的光变曲线，特别是U波段，与目前观察到的SN不相似。这个ECSN祖先是双星的一部分，将失去它的包络，因此光变曲线变得很短，无法检测。来自9.6太阳质量祖先的SN也表现出相当不寻常的光变曲线，这可以解释为初始成分中没有金属。人工铁污染的9.6太阳质量模型表明光变曲线更接近正常的SNe IIP。来自9个太阳质量祖先的SN仍然是所谓的低光度SNe IIP的最佳候选者，如SN 1999 br和SN 2005 cs。
2021-02-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass-loss histories of Type IIn supernova progenitors within decades before their explosion
我们提出的IIn型超新星的祖先在几十年内，他们的爆炸前的质量损失特性的系统研究结果。本文应用解析光变曲线模型对11个Ⅰ_n型超新星的辐射热光变曲线进行了计算，导出了星周介质的性质。我们重建的质量损失历史的基础上估计的星周介质的属性。估算的质量损失率大多高于1 e-3 Msun/yr，与其它方法得到的结果一致。在爆炸前的几十年内，质量损失率经常很高。这表明存在某种机制来维持IIn型超新星祖先的高质量损失率至少在爆炸前几十年。因此，在一些IIn型超新星祖先中观察到的较短的爆发性质量损失事件并不总是造成其致密的星周介质。此外，我们发现，IIn型超新星的祖先可能倾向于增加他们的质量损失率，因为他们接近爆炸的时间。我们还展示了我们的分析预测和数值结果之间的详细比较。
2014-02-05 astro-ph.HE 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
How much hydrogen is in Type Ib and IIb supernova progenitors?
核心坍缩的超新星只有很少或没有氢（分别用IIb型和Ib型表示），是大质量恒星失去部分或大部分外层的爆炸。它们如何失去质量尚不清楚，但可能涉及二元相互作用。到目前为止，在爆炸前的成像中已经确定了七个这样的超新星的祖先（五个是IIb型事件，两个是Ib型事件）。在这里，我们发展详细的二进制恒星演化模型，以更好地了解这些祖先的性质。我们发现，在爆炸时留在信封中的氢的量很大程度上取决于后相互作用的质量损失率。剩余的氢反过来又以非平凡的方式强烈影响祖先的性质，如温度和光球半径。再加上前体数据中的消光和距离不确定性，很难从爆炸前成像中推断出准确的前体氢质量。我们量化了这种不确定性，并发现现有的数据是一致的，提出的Ib-IIb型氢质量阈值约为0.033 Msun，这意味着即使是Ib型祖先不是纯氦星。这些结果缓解了SN 2019 yvr的Ib型分类与其候选祖先属性之间的紧张关系。我们还估计了幸存的2019 yvr祖先伴星的亮度，这可能会在未来的观测中被发现。
2022-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Progenitor and Supernova of the SN 2002cx-like Supernova 2008ge
我们对超新星2008 ge进行了观测，它在光谱上与奇特的SN 2002 cx相似，它的爆炸前位置表明它的祖先可能是一颗白矮星。NGC 1527是SN 2008 ge的宿主星系，是一个S 0星系，没有恒星形成或大质量恒星的证据。天体测量匹配SN 2008 ge的后期成像到爆炸前的HST成像，我们限制了祖星的光度。由于SN 2008 ge的光谱中没有氢或氦的迹象，它的前身在爆炸前一定已经失去了外层，这就要求它是一颗白矮星、沃尔夫-拉叶星或双星系统中质量较低的恒星。对宿主星系的观测显示，在SN位置或其他任何地方都没有个别大质量恒星、星团或H II区的迹象，这使得沃尔夫-拉叶祖先不太可能存在。SN 2008 ge的后期光谱显示出强[Fe II]线，与同类其他成员相比，具有较大的速度宽度。这些以前看不见的特征表明，SN喷出物中有大量是Fe（推测是SN中产生的56 Ni放射性衰变的结果），进一步支持热核爆炸。将SN 2008 ge的观测结果与SN类中其他天体的观测结果相比较，我们认为其前身极有可能是一颗白矮星。
2010-09-05 astro-ph.CO astro-ph.SR
The lowest metallicity type II supernova from the highest mass red-supergiant progenitor
红超巨星已经被证实是大多数富氢II型超新星的祖先。然而，虽然这些恒星的质量大于25 M $_\odot$，但探测到大于18 M $_\odot$的祖先仍然难以捉摸。红超巨星也有望在所有金属丰度下形成，但从低金属丰度祖先爆发的发现很少。在这里，我们报告的II型超新星，SN 2015 bs的观测，我们推断的祖先金属丰度$\leq$ 0.1 Z $_\odot$通过比较光球相光谱模型，和零年龄主序列质量17- 25 M $_\odot$通过比较星云相光谱模型。SN 2015 bs显示出正常的“平台”光变曲线形态和典型的光谱特性，暗示着它是一颗红超巨星的前身。这是第一个这样的高质量祖先的“正常”II型超新星的例子，表明高质量红超巨星爆炸和低金属量祖先之间的联系。
2018-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the nature and detectability of Type Ib/c supernova progenitors
许多II型超新星的祖先已经被观测确认，但对Ibc型超新星（SN Ibc）祖先的搜寻迄今为止还没有成功，尽管人们期望它们是明亮的沃尔夫-拉叶星（WR）。我们研究了大质量氦星的演化如何影响它们的视觉外观，并讨论了SN Ibc祖先的可探测性的影响。大质量WR星通过星风质量损失迅速失去氦包层，当其有效温度（与流体静力表面相关）超过150 kK时，它们的生命结束。在超新星爆发前阶段，它们的表面性质类似于WO亚型的热银河系WR星。与银河系WR星（Mv < -4）相比，尽管它们的热光度（log L/Lsun = 5.6 ~ 5.7）很高，但它们的窄波段视星等Mv = -1.5 ~-2.5，在视觉上是暗淡的。相比之下，相对低质量的氦星保留了厚厚的氦包层，在光学波段看起来相当明亮，这取决于最终的质量和在演化后期的包层膨胀历史。我们的结论是，SNE IBC观测到目前为止还没有提供强有力的约束祖先测辐射热光度和质量，即使最深的搜索。我们还认为，在任何光学图像中，识别Ic祖细胞比识别Ib祖细胞更具挑战性。
2012-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Progenitors of Core-Collapse Supernovae
理论认为，一颗初始质量约为太阳质量8倍至140倍的恒星，其铁核会发生灾难性的引力坍缩，最终形成中子星或黑洞。这种核心坍缩过程通常被认为伴随着恒星外壳的喷射，成为超新星。这一既定理论现在正在通过观测进行验证，超过30颗核心坍缩超新星的祖先恒星的性质已经通过检查爆炸前拍摄的高分辨率图像直接测量。在这里，我回顾了从这些研究中学到的东西，并简要地探讨了对恒星演化理论的潜在影响，“失败的超新星”的存在，以及我们对核心坍缩爆炸机制的理解。
2010-10-31 astro-ph.CO astro-ph.SR
Progenitors of early-time interacting supernovae
我们使用辐射转移程序CMFGEN计算了一组广泛的超新星与星周物质相互作用的早期光谱。我们的模型适用于从爆炸后1天到几天观察到的事件。使用这些模型，我们约束的祖先和爆炸性能的样本17个观察到的相互作用的超新星在早期。由于大质量恒星有很强的质量损失，这些光谱提供了关于超新星祖先的有价值的信息，如质量损失率，风速和表面丰度。我们发现，这些事件跨越了广泛的爆炸和祖属性，表现出超新星的亮度在1E8至1E12 Lsun范围内，温度从10000至60000 K，祖质量损失率从几个1E-4高达1 Msun/年，风速从100至800公里/秒，表面丰度从太阳到H-耗尽。我们的研究结果表明，与大质量恒星在其馀的生命周期中所表现出的质量损失相比，许多与星周物质相互作用的超新星祖先在爆炸前显着增加了质量损失。我们还推断缺乏表面丰度和质量损失率之间的相关性。这可能指向爆炸前的质量损失机制与恒星质量无关。我们发现，这些事件中的大多数具有hoc处理的表面丰度。在单星的情况下，这表明倾向于高质量的RSG作为相互作用的SNe的祖先，而双星演化可能会影响这一结论。我们的模型是公开的，并随时适用于分析正在进行的和未来的大规模调查，如Zwicky瞬态工厂的结果。
2020-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemistry of population III supernova ejecta: II - The nucleation of molecular clusters as a diagnostic for dust in the early universe
我们研究形成的分子前体尘埃在第三星族超新星喷出物使用化学动力学方法。我们的工作重点是零金属丰度20 Msun和170 Msun的祖先，我们认为完全宏观混合和未混合喷出物。用一个新的化学反应网络描述了小分子硅、金属氧化物和硫化物、纯金属和碳团簇的成核阶段。我们考虑的临界成核率的压力依赖性的影响，并测试微观混合的He+对碳尘形成的影响。170 Msun的超新星前身的未混合喷出物合成了约5.6 Msun的小星团，而20 Msun的对应物产生了约0.103 Msun。我们的研究结果指出，在喷出物中形成的尘埃量较少。III超新星的系数~ 5相比，由以前的研究得出的值，并不同的尘埃化学成分。这种偏差是由于一些错误的假设，不恰当地使用经典的成核理论来模拟尘埃的形成，以及忽略了超新星喷出物中分子的合成。大质量的Pop. III超新星的未混合喷出物主要形成二氧化硅和/或硅酸盐，以及纯硅颗粒，而它们的低质量对应物则形成以二氧化硅和/或硅酸盐为主的尘埃混合物，纯硅和铁硫化物。无定形碳只能在富碳区缺乏He+的喷出物中凝聚。第一次尘埃富集的原始气体在早期宇宙从Pop. III大质量超新星主要包括纯硅，二氧化硅和硅酸盐。如果碳尘存在于红移z> 6处，则必须考虑其他尘埃源。
2010-02-16 astro-ph.CO astro-ph.SR
Revisiting the progenitor of the low-luminosity type II-plateau supernova, SN 2008bk
更新的红超巨星大气模型的可用性和单星和双星恒星演化模型的改进，以及以前未发表的数据，促使我们重新审视低光度II型高原超新星SN 2008 bk的祖先。利用中红外数据结合尘埃模型，我们发现高温（4250-4500 K），高消光（E（B-V）>0.7）的解决方案与数据不兼容。因此，我们倾向于一个凉爽的（~3500-3700 K）的祖先与亮度的log（L/Lsun）~4.53。通过与演化轨迹的比较，我们推断出祖先的质量在8-10 Msun范围内，这与前人的一些研究结果一致。这一质量与观测到的低光度IIP型超新星的模式一致，该模式来自RSG在核心坍缩的下极值处的爆炸。我们还提出了多时代的数据的祖先，但没有找到明确的证据的变化。
2020-12-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Metallicity Differences in Type Ia Supernova Progenitors Inferred from Ultraviolet Spectra
两颗Ia型超新星（SNe Ia），SNe 2011 by和2011 fe，具有非常相似的光学光变曲线形状、颜色和光谱，但在哈勃太空望远镜光谱中有不同的紫外线（UV）连续谱和可测量的不同峰值光度。我们属性的差异，在紫外线连续显着不同的祖金属丰度。这是第一次对Ia超新星祖先的不同金属丰度进行稳健检测。理论推理表明，金属丰度的差异也会导致光度的差异。对于相同的光变曲线形状，具有更高的祖先金属丰度的超新星Ia具有更低的56 Ni产额和更低的光度。SNe 2011 by和2011 fe具有不同的峰值亮度（Δ M_V = 0.6 mag），其对应于不同的56 Ni产率：M_11fe（56 Ni）/M_11by（56 Ni）= 1.7^+0.7_-0.5。根据解释不同中子质子比的理论模型，SNe 2011 by和2011 fe的56 Ni产额的差异意味着它们的祖星分别高于和低于太阳金属丰度。虽然我们可以区分祖金属丰度在定性的方式从紫外线数据，定量解释丰度是有限的，目前的理论模型。
2013-04-08 astro-ph.CO astro-ph.SR
On the Origins of "Hostless'' Supernovae: Testing the Faint-end Galaxy Luminosity Function and Supernova Progenitors with Events in Dwarf Galaxies
本研究论证无宿主超新星大概率源自过暗未被探测的矮星系而非逃逸超高速星，指出这类场矮星系可约束星系光度函数等，其环境与超新星研究还能严格限制前身星性质。
2025-06-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Early Dust Formation and a Massive Progenitor for SN 2011ja?
SN 2011 ja是一颗明亮的II型超新星（I = -18.3），位于螺旋星系NGC 4945的边缘。平顶和多峰的H-α和H-β光谱发射线出现在爆炸后64 - 84天之间，表明与盘状的星周介质相互作用，从边缘倾斜30-45度。84天后，H和K波段通量增加，发射线的红翼严重衰减，这是早期尘埃形成的强烈迹象，可能位于SN喷出物的正向激波和喷出物冲入现有CSM时产生的反向激波之间产生的冷致密壳层中。辐射转移模型显示，在10^16.7 cm处有约1.5 x 10^-4兆太阳日的既存尘埃，也有约5 x 10^-5兆太阳日的新形成尘埃。1.5年后的光谱观测显示，衰落的SN可能位于一个年轻（3-6百万年）的大质量星团内，当结合暂定的56 Ni质量估计为0.2 Msun时，可能表明SN 2011 ja的大质量（> 25 Msun）祖先。
2015-09-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Excavating the Explosion and Progenitor Properties of Type IIP Supernovae via Modelling of their Optical Lightcurves
IIP型超新星（SNe）的前身是红超巨星，但它们的性质还没有很好的确定。我们采用流体动力学模型研究了八个IIP型超新星的爆炸特征，以及它们的祖先星的性质。我们使用{ \sc MESA}恒星演化程序建立演化模型，将这些模型分解，并使用{ \sc STELLA}程序模拟光学光变曲线。我们拟合的光学光变曲线，Fe II 5169日冕速度，光球速度，观测数据。最近的研究表明，IIP SNe型的祖细胞具有不超过$\sim18$ M $_{\odot}$的零年龄主序列（ZAMS）质量。我们的拟合给出了7颗超新星的祖星ZAMS质量$\leq18$ M $_{\odot}$。在以前的祖质量估计存在，从各种来源，如流体动力学建模，多波长观测，或半分析计算，我们的建模一般倾向于较低的质量值。这一结果与以前的流体动力学模拟结果相反，但与使用广义相对论辐射流体动力学代码获得的结果一致。我们确实发现了一个事件，SN 2015 ba，有一个质量接近24 M $_{\odot}$的祖先，尽管我们无法很好地拟合它。我们还推导出再现光变曲线的尾部所需的$^{56}$ Ni的量，并发现值通常大于以前的估计。总的来说，我们发现很难用一个单一的参数来描述爆炸，需要一系列的参数。
2019-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation pathway for lonely stripped-envelope supernova progenitors: implications for Cassiopeia A
我们探索一种新的方案，生产剥离信封超新星的祖先。在我们的假设中，剥离包层超新星是双星中的第二颗超新星，其中次级超新星的包层在其红超巨星阶段被第一颗超新星的撞击所移除。通过二维流体动力学模拟，我们发现只要超新星爆发前的轨道间距是恒星半径的$\lesssim5$倍，包层的$\sim$ 50-90 $\%$就可以被解开。重组能在解结合中起着重要作用，尤其是对于相对高质量的系统（$\gtrsim18M_\odot$）。我们预测，超过一半的未结合质量应该分布在大约$\sim$ 10- 100 pc远离第二个超新星站点作为一个单侧壳。我们讨论了可能的应用已知的超新星遗迹，如仙后座A，RX J1713.7-3946，G11.2-0.3，并找到有前途的协议。预测发生率为核心塌陷人群的$\sim$ 0.35-1 $\%$。这种新的情况可能是一个主要的通道，为剥离信封或IIL型超新星的子类，缺乏同伴检测像仙后座A。
2020-08-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
