Evidence for late-time dust formation in the ejecta of supernova SN~1995N from emission-line asymmetries
本研究分析 SN~1995N 的晚期红外辐射与发射线红翼衰减，论证其源于抛射物中新形成并被 CSM 相互作用加热的约0.4 M⊙非晶碳尘埃，并据此修正爆炸时间。
2023-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Updated Photometry of the Yellow Supergiant Progenitor and Late-time Observations of the Type IIb Supernova 2016gkg
我们介绍了哈勃太空望远镜（HST）使用高级巡天相机（ACS）和宽视场相机3（WFC 3）在652，1698和1795天对IIb型超新星（SN）2016gkg的观测。与2001年用宽视场行星照相机2获得的爆炸前图像相比，我们证明SN 2016gkg现在比最新的WFC3图像中的候选对应物更暗，这意味着对应物已经消失，并确认它是SN的祖先星。我们给出了SN 2016 gkg的最新光变曲线和Keck光谱，这意味着SN 2016 gkg在星云相的衰变速度比${}^{56}$ Co衰变的预期速度慢。我们发现这种发射太亮，无法由其他放射性同位素提供动力，因此我们推断SN 2016gkg正在进入其演化的新阶段，主要通过与星周物质的相互作用提供动力。最后，我们重新分析了祖先星的光谱能量分布和后期的时间限制的背景下，二进制的演化模型，包括从一个潜在的伴星的排放，并发现所有的伴星将比我们的极限星等暗淡。
2021-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Late formation of silicon carbide in type II supernovae
我们已经发现，个别太阳前碳化硅（SiC）尘埃颗粒从超新星显示出正相关之间的49 Ti和28 Si过剩，这是由于放射性衰变的短寿命（t1/2=330天）49 V到49 Ti在内部高度28 Si-丰富的Si/S区。49 V-49 Ti精密时计显示，这些超新星SiC尘埃颗粒至少是在其母星爆炸后两年形成的。这一结果支持了最近的尘埃凝结计算，预测在超新星中延迟形成碳和SiC颗粒。因此，天文学家观察到超新星中的尘埃在数年内持续积累，可以解释为超新星中的尘埃库中增加了富含C的尘埃。
2018-01-19 astro-ph.SR
Progressive Red Shifts in the Late-Time Spectra of Type Ia Supernovae
我们研究了晚时间的演化，光学星云的Ia型超新星（SNe Ia）的特征，使用的样本包括160光谱的27个正常SNe Ia从文献中，以及未发表的光谱SN 2008 Q和ASASSN-14 lp。特别注意的是星云的功能之间的4000-6000 A的宽度和中心波长的时间变化。对突出的晚期4700 A特征的分析显示，对于我们的整个样品，中心波长从~4600 A逐渐向更长的波长偏移，至少到+300天。我们没有发现任何证据表明该功能的红移减缓或停止在[Fe III]混合质心4701 A已提出。特征的宽度也稳定地增加，其中FWHM在+100天时约170 A，到+350天时增长到200 A或更大。在4850和5000 A附近的两个较弱的相邻特征表现出与4700 A特征非常相似的红移，但直到非常晚的时间才显示出宽度的变化。我们讨论了可能的原因，观察到的红移这些后期的光学功能，包括贡献[钴II]发射在早期星云的时代和出现的额外功能在以后的时间。我们的结论是，无处不在的红移，这些共同的晚时间，星云超新星Ia光谱特征是不是主要是由于在禁止铁线的蓝移的减少，但结果，在一定程度上，允许铁线的速度和/或光学深度的降低。
2016-08-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The radio evolution of supernova SN$\,$2008iz in M$\,$82
我们报告了多频甚大阵（VLA）和甚长基线干涉（VLBI）射电观测的监测活动的超新星SN $\,$ 2008 iz在附近的不规则星系M $\,$ 82。我们对数据拟合了两个模型，一个是简单的时间幂律模型S $\propto$ t $^β$，另一个是简化的Weiler模型，得出的下降指数$β$分别为-1.22 $\pm$ 0.07（第100-1500天）和-1.41 $\pm$ 0.02（第76-2167天）。晚期射电光变曲线演化显示，在$\sim\,$ 970和$\sim\,$ 1400天的通量密度耀斑分别比预期通量高出$\sim\,$ 2和$\sim\,$ 4倍。后来的耀斑，除了更明亮之外，至少从目前为止的结果来看（2014年1月23日，第2167天）没有显示出衰退的迹象。我们推导出光谱指数，$α$，S $\propto$ $ν^α$的频率为1.4至43 $\,$ GHz的SN $\,$ 2008 iz期间从$\sim\,$ 430至2167天后的超新星爆炸。$α$值未显示出演变迹象，并且在整个期间保持陡峭的$\approx$ $-$ 1，与SN $\,$ 1993 J不同，后者在$\sim\,$第970天开始变平。从4.8 GHz和8.4 GHz的$\,$ VLBI图像中，超新星膨胀被认为是从壳状结构开始的，这种结构越来越不对称，然后在后期破裂，明亮的结构主导着环的南部。这种结构…
2016-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The origin of the late-time luminosity of supernova 2011dh
由于其前身表面残留有少量的氢（${\leq 0.1M_{\odot}}$），IIb型超新星是大质量恒星生命末期质量损失过程的敏感探针，包括双星的作用。我们报告了哈勃太空望远镜对M51中SN 2011 dh的后期观测，以及从爆炸后$1.8$到$6.2$几年的短暂重新变亮和光度光变曲线的平台期。这些观测结果排除了星周相互作用的作用，但是缓慢旋转的磁星，大量的放射性元素或光回波可能是$t > 1000\mathrm{d}$观测到的晚期光度的原因。如果后期光变曲线是由放射性元素的衰变提供动力，那么SN~ 2011 dh就需要产生$\mathrm{^{44}Ti}$的$\sim 2.6 \times 10^{-3}\,M_{\odot}$，这大大超过了从SN 2011 dh本身早期星云光谱推断出的或在Cas A SN残骸中测量到的数量。的亮度和颜色的演变的后期光变曲线也支持的作用，一个轻的回声起源于尘埃与一个优选的几何形状的磁盘的程度$\sim 1.8$ $\sim 2.7\,\mathrm{pc}$从SN，符合风吹泡。由于光回波的长期光度演化，一个幸存的双星伴星在紫外波段的流量贡献可以被分离出来，并对应于一颗恒星$\sim 9 - 10M_{\odot}$。
2019-05-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
One thousand days of SN 2015bn: HST imaging shows a light curve flattening consistent with magnetar predictions
我们提出了第一次观察到的I型超亮超新星（SLSN）在$\gtrsim 1000$天后，最大的光。我们使用哈勃太空望远镜高级巡天相机在F475 W，F625 W和F775 W过滤器中观察SN 2015 bn，分别为721天和1068天。SN 2015 bn被清楚地探测到，并从其紧凑的主机中分辨出来，从而可以进行可靠的测光。从这些数据构建的星系模板进一步使我们能够隔离SLSN通量在深地面成像。我们测量的光变曲线下降率在$>700$天的$0.19 \pm 0.03$ mag（100天）$^{-1}$，比早期的演变浅得多，比以前的SLSNe（在任何阶段）或$^{56}$公司的衰变率慢。无论是额外的放射性同位素，也没有光回波可以始终占缓慢下降。1083天的光谱显示了与$\sim300-400$天相同的[O I]和[Ca II]线，没有新的特征表明强烈的星周相互作用。甚大天线阵的无线电限制排除了质量损失率$10^{-2.7} \lesssim \dot{M}/v_{10} \lesssim 10^{-1.1}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的扩展风（其中$v_{10}$是风速，单位为10 km s $^{-1}$）。的光学光变曲线是一致的$L \propto t^{-4}$，这是我们预期的磁星自旋与效率低下的陷阱，此外，演变匹配的预测，从早期的磁星模型拟合。对磁星辐射的不透明度被…
2018-10-10 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Properties of Type Iax Supernova 2019muj in the Late Phase: Existence, Nature and Origin of the Iron-rich Dense Core
Iax型超新星（SNe Iax）是一类特殊的Ia型超新星，其早期光谱与典型的Ia型超新星具有相同的主要谱线特征，但具有更高的电离度和更低的线速度。它们的后期行为在许多方面与通常的Ia型超新星不同，Ia型超新星在几百天内一直显示光球光谱，光度下降非常缓慢。在目前的工作中，我们研究了SN Iax 2019 muj的后期光谱，包括一个新出现的光谱，在~500天。光谱仍然由允许的跃迁主导，但具有较低的电离态，可能检测到[O I]6300、6363。通过全面考察允许跃迁的光谱形成过程，（Fe II，Fe I和Ca II NIR三重态）和禁戒跃迁（[Ca II]7292，7324和[O I]），我们定量地限制了最内层区域的性质，发现它不同于外层喷出物;最里面的组分的质量约为0.03 Msun，主要是Fe（最初可能是56 Ni），以约760 km/s的速度膨胀。我们认为，内部组件的性质是失败/弱白矮星热核爆炸的情况下解释。我们建议，一小部分的56 Ni-丰富的材料最初局限于（信封）的绑定残余物可以以后被弹出的能量输入通过56 Ni/Co/Fe衰变，形成的“第二”未绑定的喷出物组件，表现为内部致密的组件中看到的后期阶段。
2022-10-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Deep Late-Time Observations of the Supernova Impostors SN 1954J and SN 1961V
NGC 2403中的SN 1954 J和NGC 1058中的SN 1961 V是两个发光的瞬变现象，它们的最终分类是非终端爆发还是超新星仍然很难确定。一个关键的问题是，一颗幸存的恒星是否会被瞬变过程中喷出的物质所形成的尘埃所掩盖。我们使用三条论证线来表明，候选幸存的恒星没有显着的光学反射（$τ\lesssim 1$）的尘埃形成的瞬变。首先，我们使用SED拟合新的HST光学和近红外测光。第二，这两个光源都没有像被喷射物质的膨胀壳吸收所要求的那样变得更亮。第三，H $α$光度所暗示的喷出物质量太低，不足以产生显著的尘埃吸收。后两个论点独立于尘埃的性质。H $α$通量也应该随着时间的推移而下降，如$t^{-3}$，这似乎没有观察到。因此，最近形成的尘埃似乎不太可能是造成目前这些源相对于其前身如此微弱的原因，尽管这可以用\textit{JWST}进行验证。这留下了三种可能性：1）幸存者被错误识别; 2）它们本质上不那么明亮; 3）SN 1954 J和SN 1961 V是真正的超新星。
2020-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Late-Time Light Curves of Type Ia Supernovae: Confronting Models with Observations
Ia型超新星（SNe Ia）在测量哈勃常数和暗能量中扮演着重要的角色。越来越多的证据指向多个可能的爆炸通道作为正常Ia超新星的起源，可能对宇宙学参数的确定产生系统性影响。我们提出，第一次，全面比较公开的超新星Ia模型核合成数据与观测的晚时间光变曲线观测的超新星Ia事件。这些模型涵盖了广泛的白矮星（WD）的祖先质量，金属丰度，爆炸通道，和数值方法。我们专注于影响$^{57}$镍和它的同量异位衰变产物$^{57}$钴在供电的晚时间（$t > 1000$ d）光变曲线的超新星Ia。相对于更丰富的放射性同位素$^{56}$ Ni，$^{57}$ Ni和$^{57}$ Co是富中子的，并且因此是在更高密度的近亚克拉谢哈尔（近$M_{\rm Ch}$）祖WD处的中子化的灵敏探针。我们证明了一个Ia型超新星事件SN 2015 F的观测结果只与亚$M_{\rm Ch}$ WD祖先一致。其他四个事件（SN 2011 fe、SN 2012 cg、SN 2014 J、SN 2013 aa）的观测结果与近$M_{\rm Ch}$和亚$M_{\rm Ch}$祖先一致。继续观测附近Ia型超新星的后期光变曲线将提供关于Ia型超新星祖先性质的重要信息。
2022-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Using $^{44}$Ti Emission to Differentiate Between Thermonuclear Supernova Progenitors
放射性同位素$^{44}$ Ti是在Ia型超新星（SNe Ia）中通过富含$α$的冻结和爆炸性氦燃烧产生的。在本文中，我们讨论了如何检测$^{44}$ Ti，无论是通过晚时间的光变曲线的超新星Ia，或直接通过伽马射线，可以唯一地约束的起源超新星Ia。特别是，建立在最近的进展，在流体动力学模拟氦点燃的双白矮星双星，我们证明了$^{44}$ Ti在附近的超新星Ia或在一个年轻的银河系超新星遗迹（SNR）的检测可以区分双爆轰和双退化通道的子-Bracrasekhar（子- $M_{\rm Ch}$）和近-Bracrasekhar（近- $M_{\rm Ch}$）超新星Ia。此外，我们预测，后期的光变曲线的富钙瞬变完全占主导地位的$^{44}$钛。
2022-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Late Time Optical Evolution of Twelve Core-Collapse Supernovae: Detection of Normal Stellar Winds
本文利用LBT光学数据和差分成像分析了12颗核坍缩超新星的晚期演化，发现其晚期辐射主要源于星周介质与红超巨星正常星风的相互作用，并约束了双星伴星和前身星性质。
2022-12-19 astro-ph.HE 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 <$N和其他碳，钠，镁和硅的发射线，而12 Msun和19 Msun模型分别低于和过度产生这些线。这一结果是在公平的协议与来自祖先检测的质量，但不同意流体动力学模型的早期光变曲线。通过对中红外铁族发射谱线的建模，我们确定了“镍泡”的密度为rho（t）= 7 E-14*（t/100 d）^-3 g cm^-3，对应于金属核心区域（V = 1800 km/s）的填充因子f = 0.15。我们还确认，硅酸盐粉尘，CO和SiO排放都存在于光谱中。
2012-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The landscape of binary core-collapse supernova progenitors and the late emergence of Wolf-Rayet winds
本文通过数千个双星演化模拟，系统描绘了核心坍缩超新星前身星的多样图景，并发现被双星剥离的恒星在演化末期会短暂出现沃尔夫-拉叶星风，可解释I b/c型超新星的观测特征。
2025-07-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Late-Onset Circumstellar Medium Interactions are Rare: An Unbiased GALEX View of Type Ia Supernovae
使用紫外光变曲线，我们限制1080 Ia型超新星（SNe Ia）的拱星环境内$z<0.5$从档案星系演化探测器（GALEX）的观测。所有的Ia型超新星都需要在爆炸前和爆炸后进行GALEX观测，以确保适当地减去宿主星系的流量。使用晚时间GALEX观测，我们期待从SN喷出物和拱星材料（CSM）之间的任何相互作用的紫外线过剩。四个超新星Ia检测到接近最大光，我们比较GALEX测光档案数据，但我们发现没有一个我们的目标显示令人信服的证据CSM相互作用。最近哈勃太空望远镜（HST）的一次巡天估计，Ia型超新星的$\sim6\%$可能与遥远的CSM相互作用，但由于样本量小和选择效应，统计推断变得复杂。通过将模型光变曲线注入到我们的数据中，然后恢复它们，我们根据CSM相互作用的开始时间和最大光度来约束广泛的CSM相互作用。结合我们的GALEX未检测与HST结果，我们将具有中度CSM相互作用的SNe Ia中迟发性CSM相互作用的发生限制为$90\%$置信度下发现后$0-500$天之间的$f_\text{CSM}\lesssim5.1\%$和发现后$500-1000$天之间的$\lesssim2.7\%$，与在PTF 11 kx中观察到的相似。对于与SN 2015 cp类似的较弱CSM相互作用，我们分别获得了相同时间范围内$\lesssim16\%$和$\lesssim4.8\%$的极限。
2021-11-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-duration superluminous supernovae at late times
本文介绍了Ic型超亮超新星的星云相观测和光谱模型。LSQ 14 an和SN 2015 bn都显示出与SN 2007 bi类似的晚期光谱，并且这类与SN 1998 bw等宽线Ic型SNe有很强的相似性。SN 2015 bn的近红外观测显示出很强的Ca II三重态，O I 9263，O I 1.13 μ m和Mg I 1.50 μ m，但没有明显的He，Si或S发射。Ca II NIR/[Ca II] 7291，7323比值高达2，表明n_e >~ 10^8 cm^{-3}的高电子密度。研究了氧区发射的光谱模型，对发射区进行了约束。模型需要M（O区）>~ 10 Msun才能产生足够的[O I] 6300，6364光度，与供电情况和密度无关。高氧区质量，由高估计镁质量支持，指向大规模CO核心的爆炸，需要M_ZAMS >~ 40 Msun。对不稳定脉动的碰撞不能提供足够的质量来解释发射。[O II]和[O III]线在许多模型中自然出现，这加强了在某些光谱中宽[O II] 7320，7330，[O III] 4363和[O III] 4959，5007的识别。O/Mg区需要一个小的填充因子f <~ 0.01才能在Mg I] 4571、Mg I 1.504 μ m和O I复合线中产生足够的亮度，这表明喷出物是成团的。我们审查的背景下提出的各种方案的超亮超新星的星云光谱建模的限制。
2017-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Late-time Spectroscopy of Type Iax Supernovae
我们研究了Iax型超新星（SNe Iax）的后期（峰值亮度后t > 200天）光谱，这是一种低光度、低能量的热核恒星爆炸，在观测上与Ia型超新星相似，但又不同。我们提出了SN 2014 dt的新光谱，从而产生了SN Iax最完整的晚期光谱序列。在晚期，SNe Iax具有大致相似的光谱，都具有相似的连续形状和强禁止线发射。然而，也有显着的多样性，其中一些晚时间SN Iax光谱显示窄P-Cygni功能和连续指示光球除了强窄禁线，而其他人没有明显的P-Cygni功能，强宽禁线，弱窄禁线。最后，一些SNe Iax的光谱介于这两个品种之间，具有弱的P-Cygni特征和类似强度的宽/窄禁止线。我们发现，SNe Iax与强大的广泛的禁止线也往往是更明亮，并有更高的速度喷出物在峰值亮度。我们估计黑体和运动学半径的后期光球，发现后者的数量级大于前者。我们提出了一个两个组件的模型，解决了这种差异，并解释了多样性的晚时间光谱的SNe Iax。在这个模型中，宽的禁止线来自SN喷出物，而光球，P-Cygni线和窄的禁止线则来自从祖先白矮星的残骸发射的风，并由残留在残骸中的新合成物质的放射性衰变驱动。这两个分量的相对强度解释了晚时间SN Iax谱的多样性。这个模型也解决了光球寿命长和SNe Iax后期缓慢下降的难题。（节录）
2016-01-22 astro-ph.CO astro-ph.HE 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
Late-time supernova light curves: The effect of internal conversion and Auger electrons
放射性衰变释放的能量对超新星的光变曲线有很大的贡献。以前的工作考虑了56 Ni、56 Co、57 Ni、57 Co、44 Ti和44 Sc产生的γ射线和正电子沉积的能量，在解释核心坍缩和热核超新星的光变曲线方面非常成功。我们指出俄歇电子和内转换电子以及相关的X射线级联，构成了一个额外的热源。当超新星对伽马射线透明时，这些电子可以对合理的核合成产额的光变曲线做出显着贡献。特别是，57 Co衰变中发射的电子，主要是由于从子体57 Fe中偶然低的3/2态的内部转换，构成了额外的重要能量沉积通道。我们表明，当这些电子加热占，SN 1998 bw的光变曲线自然得到典型的超超新星核合成产量的放缓。此外，我们表明，对于一般的Ia型超新星的产量，俄歇电子发射的基态到基态的电子捕获衰变的55 Fe超过了能量释放的44 Ti衰变链爆炸后多年。
2009-08-31 astro-ph.SR
SN 2021foa, a transitional event between a Type IIn (SN 2009ip-like) and a Type Ibn supernova
我们提出了不寻常的相互作用超新星（SN）2021 foa的光度和光谱数据。它在20天内上升到$M_r=-18$等的绝对震级峰值。最初的光变曲线下降显示了在长期平坦化之前的一些光度波动。在主事件发生前的几周，探测到一个微弱的光源（$M_r\sim -14$等），显示出缓慢上升的光度趋势。$r$波段的绝对光变曲线与SN 2009 ip类事件非常相似，有一个微弱和持续时间较短的增亮（“事件A”），随后是一个更亮的峰值（“事件B”）。SN 2021 foa的早期光谱显示出一个蓝色的连续谱，有窄的（$v_{FWHM}\sim$ 400 km s $^{-1}$）H发射线，两周后，显示出一个复杂的轮廓，在中间宽度（$v_{FWHM}\sim$ 2700 km s $^{-1}$）组件的顶部有一个窄的天鹅座P。在+12天时，发射中的金属线出现，而\Hei线变得非常强，其中\Hei ~ $λ$ 5876的光度达到了\Ha的一半，比之前的SN 2009 ip类天体要高得多。我们认为SN 2021 foa是富氢SN 2009 ip型SNe和富氦型Ibn型SNe之间的过渡事件。
2022-06-01 astro-ph.SR
Detection of Broad H$α$ Emission Lines in the Late-time Spectra of a Hydrogen-poor Superluminous Supernova
iPTF 13 ehe是一颗贫氢超亮超新星（SLSN），z=0.3434，具有缓慢演化的光变曲线和光谱特征，与SN 2007 bi相似。它在（83-148）天（静止坐标系）内上升，达到1.3 x $10^{44}$ erg/s的最高辐射热光度，然后在0.015等非常缓慢地衰减。每日实测喷出物速度为13000 km/s。推断出的爆炸特征，如喷出物质量（67-220 $M_\odot$），总辐射和动能（分别为$10^{51}$和2 x $10^{53}$ erg），是一个缓慢发展的贫H SLSN事件的典型特征。然而，在+251天拍摄的后期光谱揭示了巴尔末α发射特征，具有宽和窄的成分，这在其他贫氢SLSNe中从未被发现过。宽分量的速度宽度约为4500 km/s，相对于窄分量有约300 km/s的蓝移。我们解释了这种广泛的H $α$发射与$\sim$ 2 $\times10^{41}$ \，erg\，s $^{-1}$的亮度之间的相互作用产生的超新星喷出物和一个离散的富氢壳，位于距离$\sim4\times10^{16}$ \，cm的爆炸现场。这种喷射-CSM相互作用导致静止帧r带LC在后期变亮。后期光谱没有被激波电离的CSM壳层完全吸收这一事实意味着它的汤姆逊散射光学深度可能<1，从而设定了CSM质量<30 $M_\odot$和体积数密度<4 x $10^8cm^{-3}$的上限。在现有…
2015-10-27 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
A Late-Time View of the Progenitors of Five Type IIP Supernovae
后期成像的获取是分析超新星前身爆发前观测结果的重要步骤。我们提出了晚时间的HST ACS WFC的五个类型IIP SNe的网站：1999 ev，2003 gd，2004 A，2005 cs和2006 my的意见。使用F435 W、F555 W和F814 W过滤器进行观察。我们确认了SNe 2003 gd，2004 A和2005 cs的祖先鉴定，通过它们的消失。我们发现，以前被排除为SN 2006 my的祖先的来源现在已经消失了。对SN 1999 ev现场的后期观测对先前在爆炸前WFPC 2图像中确定为祖源的源的性质产生了重大怀疑。使用图像减法技术产生改进的精度比测光只进行爆炸前的图像单独。特别是，我们注意到，在爆炸前的帧与后期图像的检测极限的深度增加。我们使用SED拟合技术来探讨不同的红化成分对祖细胞的影响。对于SNe 2003 gd和2005 cs，爆炸前的观测是足够的限制，只允许有限数量的尘埃（星际或拱星）。假设只有银河系的红化定律，我们确定SNe 2003 gd，2004 A，2005 cs和2006 my的初始质量分别为8.4+/-2.0，12.0 +/-2.1，9.5（+3.4，-2.2）和9.8+/-1.7Msun。
2013-02-28 astro-ph.SR
Very late photometry of SN 2011fe
Ia型超新星SN 2011 fe是过去几十年中距离最近的超新星之一。由于其距离较近且尘埃灭绝程度较低，该天体为研究热核超新星的极晚期演化（$>900$天）提供了一个非常难得的机会。在这封信中，我们提出了我们的测光数据SN 2011 fe在一个前所未有的晚时期$\approx 930$天与GMOS-N安装在双子座北望远镜（$g=23.43 \pm 0.28$，$r=24.14 \pm 0.14$，$i=23.91 \pm 0.18$，和$z=23.90 \pm 0.17$）研究的能量产生和保留在SN 2011 fe的喷出物。结合其他小组先前的测量结果，我们的结果表明，光学超新星的光变曲线仍然可以用Co 56衰变正电子的完全热化来解释。这是在理论预测的影响（如红外灾难，正电子逃逸，尘埃），主张大量的能量重新分配和/或损失，通过各种过程，导致在这些非常晚的时期更快的调光。
2014-11-12 astro-ph.SR
Optical Spectroscopy of the Somewhat Peculiar Type IIb Supernova 2001ig
在这里，我们提出了以前未发表的光谱超新星（SN）2001 ig，IIb型SN，从爆炸后约一周，直到近一年后。最早的光谱只有几个广泛的吸收特征，但很快就出现了更常见的II型SN特征，包括氢P-Cygni剖面和氦吸收。在稍后的时间，随着H特征的消失和He I吸收变得更加突出，我们观察到SN从II型转变为Ib型。最后，在爆炸后250天的观测显示出一个星云相SN光谱，其中镁与氧的强度比是有史以来最大的。此外，我们提出的模型的后期光谱表明，内部喷出物包括约1.15 M太阳的材料，其中大部分（按质量）是氧的形式，与约0.13 M太阳的Ni-56和基本上没有氢。
2009-05-22 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Using late-time optical and near-infrared spectra to constrain Type Ia supernova explosion properties
Ia型超新星（SNe Ia）的晚期光谱是对其爆炸的潜在物理学的有力探测。我们研究了爆炸后200 d在VLT上用XShooter在$>$获得的7个Ia超新星的后期光学和近红外光谱。在这些时期，可以研究内部富铁喷出物。我们使用线拟合分析，以确定相对线通量，速度的变化，和线宽的突出功能，有助于光谱（[Fe II]，[Ni II]，和[Co III]）。通过聚焦在光谱的~7000-7500 μ m区域中的[Fe II]和[Ni II]发射线，我们发现样品中大多数超新星Ia的稳定[Ni II]与主要放射性产生的[Fe II]的比率与Krasekhar质量延迟爆炸模型以及金属丰度值高于太阳的亚Krasekhar质量爆炸一致。我们的样品的平均测量的Ni/Fe丰度是一致的太阳值。更高度电离的[Co III]发射线被发现更集中地位于喷出物中，并具有更广泛的线比[Fe II]和[Ni II]功能。我们的分析还加强了以前的结果，SNe Ia具有较高的Si II速度在最大光优先显示蓝移[Fe II] 7155在晚些时候的线。我们的综合结果使我们推测，大多数正常的超新星Ia爆炸产生的喷出物分布，显着偏离球对称。
2018-03-27 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Internal conversion electrons and supernova light curves
放射性衰变对超新星喷出物的再加热有很大的贡献。以前的工作主要考虑了由56 Ni、56 Co、57 Ni、57 Co、44 Ti和44 Sc产生的伽马射线和正电子沉积的能量。我们指出俄歇电子和内转换电子构成了一个附加热源。在后期，这些电子可以对超新星的光变曲线做出重要贡献，以获得合理的核合成产额。特别是，在57 Co衰变中发射的内部转换电子是超新星的重要加热通道，这些超新星对伽马射线基本上是透明的。我们表明，当这些电子加热占，SN 1998bw和SN 2003hv的光变曲线的减慢自然得到典型的核合成产量。此外，我们表明，SN 1987 A的内部转换电子的影响可能是显着的衍生44钛产量从其后期的辐射热光变曲线。
2010-12-21 astro-ph.SR
Late-Time Dust Emission from the Type IIn Supernova 1995N
IIn型超新星（SNe IIn）被发现与大量的尘埃有关。这些核心坍缩事件通常被认为是大质量恒星演化的最后阶段，无论是在极端的红超巨星阶段还是在明亮的蓝变星阶段。这两种演化情景都涉及到超新星爆发前的大量质量损失。本人已在MCG-02 - 38 -017（Arp 261）中分析了SN I In 1995 N，2009年斯皮策太空望远镜获得的中红外档案数据（爆炸后约14.7年），并于2010年与宽视场红外巡天探测器（WISE）（爆炸后约15.6- 16.0年）显示，在3.4至24微米范围内探测到一个发光（约2 e7 L_sun）源。这些观测探测了由前SN质量损失建立的星周物质，并表明在~240 K下存在~0.05- 0.12 M_sun的预先存在的冷尘埃。这比超新星在高红移时产生的尘埃质量至少低10倍，但SN 1995 N的情况进一步证明了高质量恒星本身可能是尘埃的重要来源。
2013-04-30 astro-ph.CO astro-ph.SR
The He-rich Stripped-Envelope Core-Collapse Supernova 2008ax
本文介绍了对IIb型超新星2008 ax进行的广泛的光学和近红外（NIR）观测，涵盖了爆炸后的第一年。光变曲线的形状与IIb型超新星SN 1993 J的原型非常相似，但在后期阶段的衰减速度略快，并且缺乏SN 1993 J的显著狭窄的早期峰值。根据测辐射热的光变曲线和喷出物的膨胀速度，我们估计在爆炸过程中产生了大约0.07-0.15个太阳质量的56 Ni，喷出物的总质量在2 ~ 5个太阳质量之间，其动能至少为10^51尔格。SN 2008 ax的光谱演化与SN 2007 Y的光谱演化相似，在早期阶段表现出高速Ca II特征，在后期阶段表现出H-alpha观测的喷出物-风相互作用的迹象。近红外光谱显示出类似于Ib型SN 1999 ex的强He I谱线，以及大量晚期的发射特征。特别有趣的是强，双峰的He I线在后期的近红外光谱，这-与双峰[O I]发射在后期的光学光谱-提供线索的不对称性和大规模的Ni混合在喷出物。
2011-01-10 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
