Environmental dependence of Type IIn supernova properties
本研究结合光变曲线与宿主星系积分场光谱数据，探究IIn型超新星性质与局地环境的关联，发现高峰值光度的IIn型超新星偏好低金属丰度/年轻恒星族环境，且星周物质密度与金属丰度无显著相关。
2023-06-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Analytic Bolometric Light Curve Model of Interaction-Powered Supernovae and its Application to Type IIn Supernovae
我们提出了一个热光变曲线的分析模型，该模型由超新星喷出物和致密的星周介质之间的相互作用提供动力。这个模型的目的是模拟IIn型超新星，以确定其超新星喷出物和星周介质的性质。该模型不局限于稳态质量损失的情况，具有广泛的适用性。我们只考虑未受冲击的星周介质的光学深度不足以影响光变曲线的情况。我们推导出的光度演化的分析解决方案的基础上创建的相互作用的致密壳层的演变。我们比较了我们的模型和三个IIn型超新星（2005ip，2006jd，2010jl）的观测到的热光变曲线，表明我们的模型可以约束它们的超新星喷出物和星周介质的性质。我们的分析模型是支持从相同的初始条件下的数值光变曲线。
2013-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
A systematic reclassification of type IIn supernovae
I In型超新星（SNe I In）是相对较少观测到的SNe超新星，其光度和光谱特性各不相同。SNe IIn之间的一个共同线索是复杂的多组分氢巴耳末线。由于SNe IIn的异质性，在线数据库包含一些过时的，错误的，甚至是矛盾的分类。SN IIn分类由于SN冒充者和来自底层HII区域的污染而进一步复杂化。利用开放超新星星表（OSC）编制了一个系统分类的近区（红移z < 0.02）超新星I In星表。我们目前的光谱分类为115个对象，以前被归类为SNE IIn。我们的分类是基于通过将多个高斯拟合到H-α轮廓而获得的结果。我们比较了OSC和瞬态名称服务器（TNS）报告的分类以及SNID的最佳匹配模板。我们发现，28个对象已被错误分类为SNe IIn。TNS和OSC可能不可靠;它们对51个天体的分类意见不一致，并包含一些错误的分类。此外，OSC和TNS分别对我们归类为SNe IIn的34个和12个瞬变进行了错误分类。总共，我们分类87 SNe IIn。我们强调必须确保在线数据库在有新的甚至是同期的数据时保持最新。我们的工作显示了SNe IIn表现出的光谱特性和特征的大范围，这可能与多个祖细胞通道和环境多样性有关。我们提出了一种基于H-alpha分布的SNe IIn分类方案，该H-alpha分布不受SNe IIn不均匀性的很大影响。
2021-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Common Envelope Evolution Leading to Supernovae with Dense Interaction
各种各样的超新星事件，包括IIn型超新星和超亮超新星，似乎在爆炸前的10到100年内失去了它们的包层的太阳质量。为了解释质量损失和超新星事件发生的时间关系，我们探讨了质量损失是由大质量恒星包层中致密天体（中子星或黑洞）的共同包层演化驱动的，而超新星是由致密天体向伴星中央核心的内旋触发的可能性.这类事件的预期发生率小于观测到的IIn型超新星的发生率，但在不确定性范围内，两者的发生率可能一致。质量损失速度与逃逸速度从共同的信封系统，是可比的100公里s $^{-1}$在类型IIn事件的观测速度。预计双星系统赤道面附近的质量损失会更密集，并且有充分的证据表明IIn型超新星中的星周介质是不对称的。其中一些超新星类型显示出能量超过规范$10^{51}$尔格的证据，这可能是通过圆盘快速吸积到致密物体上的爆炸的结果。
2012-05-31 astro-ph.HE
An H-alpha survey of the host environments of 77 type IIn supernovae within z<0.02
IIn型超新星（SNe\，IIn）是一种罕见的和高度异质的SN，其中SN喷出物与预先存在的星周介质（CSM）相互作用。以前的研究发现了一个质量阶梯的SN位置与H $α$发射和SN类的祖质量的关联。在本文中，我们提出了最大的环境研究的SNe，IIn。利用连续减影H $α$像，分析了77颗IIn型超新星的H $α$环境。我们使用像素统计技术，归一化累积排名（NCR），关联SN像素与H $α$发射。我们发现我们的~（77）SNe\，IIn不遵循H $α$发射。这与提出的SNe\，IIn，亮蓝变星（LBV）的祖先不一致，因为LBV是经历戏剧性偶发质量损失的高质量恒星。然而，NCR值的子集遵循H $α$发射，表明高质量祖细胞的群体。这表明可能存在多个祖细胞路径，其中$\sim$ 60\%具有非零NCR值，其分布与高质量祖细胞（如LBV）一致，并且这些SNe中的$\sim$ 40\%与H $α$发射无关。我们讨论了SNe\，IIn的可能祖先途径，特别是对于NCR值为零的群体。我们还研究了SNe在其宿主的H $α$和$r'$带通量的径向分布。
2022-04-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-wavelength View of the Type IIn Zoo: Optical to X-ray Emission Model of Interaction-Powered Supernovae
与星周介质（CSM）的相互作用提供动力的瞬变经常在光学以外的波长中观察到，在推断爆炸和CSM的性质或区分其他动力机制时，多波长建模可能很重要。我们建立了一个计算相互作用动力瞬变过程随时间变化的发射光谱的模型。我们解决了电子-质子等离子体的能量方程的冲击SN喷出物和CSM和辐射转移方程的CSM的外缘，结合碰撞弛豫和康普顿化的韧致辐射。我们将我们的模型与IIn型超新星的观测结果进行比较，其频率范围从光学到X射线。对于SN 2010 jl，如果假设CSM中存在不对称或不对称结构，则可以一致地解释观察到的光学和X射线光变曲线，这与先前的研究一致。对于SN 2014 C，我们的模型成功地再现了X射线韧致辐射分量和H $α$发射在爆炸后400天的出现。最后，我们找到一个参数空间，超新星是非常X射线明亮，达到$10^{43}$ - $10^{44}\ {\rm erg\ s^{-1}}$达$100$天。这样的X射线瞬变可能通过例如eROSITA的全天空调查来检测。
2021-04-22 astro-ph.HE
Two Distinct-Absorption X-Ray Components from Type IIn Supernovae: Evidence for Asphericity in the Circumstellar Medium
我们提出了多历元X射线光谱观测的三个类型IIn超新星（SNe）2005 kd，2006 jd和2010 jl，获得钱德拉，XMM-牛顿，朱雀，和斯威夫特。先前对SN 2010 jl的广泛X射线研究表明，X射线光谱主要是热辐射，这可能是由传播到大质量拱星介质（CSM）的前向激波加热的热等离子体引起的。有趣的是，需要一个额外的软X射线组件，以重现光谱在一个周期的SN爆炸后1-2年。虽然这一成分可能与SN有关，但其来源仍然是一个悬而未决的问题。我们发现一个类似的，额外的软X射线组件从其他两个SNe IIn以及。鉴于这一发现，我们提出了一个新的解释，这个组件的起源，它是从一个向前冲击的热辐射基本上相同的硬X射线组件，但直接到达我们从一个空洞的密集CSM。也就是说，硬组分和软组分分别负责重度吸收组分和中度吸收组分。这两种组分的共存以及中等吸收的X射线组分的延迟出现是CSM非球面性的证据。我们表明，X射线光谱的演变可以定性地解释考虑一个环面状的几何致密CSM。根据我们的X射线光谱分析，我们估计环形CSM的半径约为5 × 10^{16} cm。
2016-09-28 astro-ph.HE
The impact of ultraviolet suppression on the rates and properties of strongly lensed Type IIn supernovae detected by LSST
School of Physics and Astronomy, University of Birmingham（伯明翰大学物理与天文学学院）；Department of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理学系）；Astrophysics Research Centre, School of Mathematics and Physics, Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学数学与物理学院天体物理学研究中心）；Oskar Klein Centre, Department of Physics, Stockholm University（斯德哥尔摩大学物理系奥萨尔·克莱因中心）；Institute of Cosmology and Gravitation, University of Portsmouth（朴茨茅斯大学宇宙学与引力研究所）
本研究探讨了紫外线抑制对LSST检测强引力透镜Ia型II型超新星的影响，发现实际紫外不足导致检测数量减少，但仍有部分超新星可被早期检测并用于光谱学后续观测。
2025-04-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Multi-Epoch Spectropolarimetry for a Sample of Type IIn Supernovae: Persistent Asymmetry in Dusty Circumstellar Material
研究对14颗IIn型超新星开展多历元分光偏振测量，发现尘埃星周物质普遍存在持久几何不对称，并支持双星相互作用塑造超新星前质量损失。
2023-04-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
High energy particles from young supernovae: gamma-ray and neutrino connections
年轻的核心坍缩超新星（YSNe）是高能中微子和伽马射线的工厂，因为冲击加速的质子与致密的环星介质中的质子有效地相互作用。我们探讨了IIn、II-P、IIb/II-L和Ib/c型YSNe次级粒子的探测前景。发现IIn型YSNe产生最大的中微子和γ射线通量，其次是II-P型YSNe。费米-LAT和切伦科夫望远镜阵列（IceCube-Gen 2）有可能探测到IIn型YSNe，最高可达$10$ ~Mpc（$4$ ~Mpc），其余的YSNe类型可以在更靠近地球的地方探测到。我们还发现，YSNe可能在扩散中微子背景中占主导地位，特别是在$10$ ~TeV和$10^3$ ~TeV之间，而它们并不构成费米LAT观测到的各向同性γ射线背景的主导成分。与此同时，IceCube高能量启动事件和费米-LAT数据已经允许我们排除YSNe模型参数空间的很大一部分，否则从这些瞬态的多波长电磁观测中推断。
2022-06-24 astro-ph.HE
Type IIn Supernovae. I. Uniform Light-curve Characterization and a Bimodality in the Radiated Energy Distribution
University of Florida（佛罗里达大学）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
基于490颗IIn型超新星的多波段光变曲线，通过高斯过程回归分析发现其光度-时标空间存在清晰的双峰分布，辐射能量呈现双峰性，并建议放弃“IIn型超亮超新星”的分类。
2026-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN2023syz and SN2025cbj: Two Type IIn Supernovae Associated with IceCube High-energy Neutrinos
研究通过关联Ia型超新星与IceCube中微子事件，探讨超新星作为中微子源的可能性，发现两处可能的关联，但结果尚不显著。
2025-12-01 astro-ph.HE hep-ph
Late-Time Circumstellar Interaction in a Spitzer Selected Sample of Type IIn Supernovae
IIn型超新星（SNe IIn）是一种罕见的（< 10%）核心坍缩型超新星，其发射线相对较窄，来自致密的、预先存在的星周介质（CSM）。在2009年，斯皮策的一项暖巡天观测到了30颗在2003 - 2008年发现的超新星，其中10颗在1.75亿秒差距外有未报告的晚期红外辐射，有些在发现后超过5年。对于这一单一时期的数据，暖尘参数表明存在一个辐射加热源，包括持续的CSM相互作用不断产生的光学/X射线发射。在这里，我们提出了多波长的后续观察这个样本的10 SNe IIn和研究良好的类型IIn SN 2010 jl。斯皮策最近的一次观测揭示了该样本中9个SNe的持续中红外发射。除了SNe 1987 A、2004 dj和2008 iy之外，我们还在WISE存档数据中检测到三个SNe。对于样品中的至少五个SNe，光学和/或X射线发射证实存在来自进行中的CSM相互作用的辐射发射。斯皮策的两次未探测到与前向冲击超越并破坏尘埃壳层是一致的，这一结果对尘埃壳层的尺寸设置了上限。光学和红外观测证实了辐射加热模型，并限制了一些模型参数，包括祖质量损失特性。这个样本中的所有超新星都经历了一次爆发，大约在超新星爆发前几十到几百年，随后是一段不太强烈的质量损失时期。虽然所有的证据都指向大量的祖先，但数据的变化突出了SN I祖先进化的多样性。虽然这些观测结果没有确定一个特定的祖系统，但它们表明，未来协调的多波长…
2013-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Rise and Peak of the Luminous Type IIn SN 2017hcc/ATLAS17lsn from ASAS-SN and Swift UVOT Data
我们提出了由全天超新星自动巡天（ASAS-SN）和雨燕UVOT获得的IIn型超新星SN 2017 hcc/ATLAS 17 lsn的上升和峰值的观测结果。SN 2017 hcc/ATLAS 17 lsn的光变曲线峰值位于$V\simeq 13.7$等，这与宿主星系的红移有关（$z=0.0168$，$D\simeq 73$ Mpc）意味着绝对峰值幅度$M_{V,peak} \simeq -20.7$ mag。来自Swift UVOT的SN 2017 hcc/ATLAS 17 lsn的近紫外到光学光谱能量分布与热，但在10月28日用$\rm T_{bb}\simeq 16500$ K冷却黑体，在11月19日用$\rm T_{bb} \simeq 11700$ K冷却黑体。估计的峰值热光度$L_{bol, peak}\simeq 1.3\times 10^{44}$ erg s $^{-1}$使SN 2017 hcc/ATLAS 17 lsn成为迄今为止研究的最明亮的IIn型超新星之一。由测辐射热光变曲线我们将上升时间限定为$\sim 27$天，到目前为止事件的总辐射能量为$4\times 10^{50}$ erg。
2017-11-21 astro-ph.HE
Two-dimensional radiation-hydrodynamics simulations of super-luminous interacting supernovae of type IIn
一些相互作用的超新星（SNe）的类型IIn显示出一个相当大的连续极化暗示大规模的不对称性在拱星介质（CSM）和/或SN喷出物。在这里，我们扩展了Dessart等人最近关于超发光SNe IIn的工作，并进行轴对称（即，2D）多群辐射流体动力学模拟，以探索强加的大尺度密度不对称的影响。当CSM是不对称的，径向光学深度$τ$的纬度变化介绍了一个强大的流量重新分配从高密度的CSM地区，在那里的冲击光度较大，对低密度的CSM地区，光子逃逸更自由-这种重新分配时停止$τ<$ 1。沿着CSM密度较大的方向，激波减速更强，其进展更慢，产生非球形冷密壳层（CDS）。对于扁圆CSM密度分布，光球（CDS）具有扁圆（长）形态时，$τ>$ 1。当CSM是对称的和喷出物不对称的，CSM内的流量重新分配现在往往阻尼的亮度在冲击的纬度变化。然后，它需要一个更大的喷出物不对称性产生相当大的纬度变化的紧急流量。当相互作用是在SN喷出物和遗迹盘之间时，早期的亮度提升与盘的张开角成比例-形成超亮的SN I。相比之下，与中等厚度/质量的盘的相互作用可以产生与标准SN II在星云时代的放射性衰变相媲美的功率。
2016-02-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Crab Nebula and the class of Type IIn-P supernovae caused by sub-energetic electron capture explosions
蟹状星云是由什么样的超新星形成的？有几个迹象表明，蟹状星云是由一颗8-10 Msun恒星的次能量爆炸产生的，这似乎与历史观测所显示的高光度相冲突。本文表明，蟹状星云的几个性质最适合于IIn-P型爆炸（具有平台光变曲线的IIn型光谱）。这些事件可能产生于相对较低的能量（1 e50 erg）的爆炸与低56 Ni产额导致的电子捕获SNe（ecSNe），但它们的高光度和IIn型光谱的冲击与CSM的相互作用占主导地位。大约120天后，CSM和喷出物中几乎所有的物质都进入了一个缓慢致密的壳层。在这里为SN 1054提出的方案中，这个薄壳被不断增长的脉冲星风星云加速，产生了今天看到的复杂的细丝网络。不需要调用假设位于Crab外部的不可见的快速SN包络。SNeIIn-P解释了蟹状星云的几个观测特征：（1）没有爆炸波或快速膨胀的SN包层，（2）总质量为5 Msun的薄壳层，（3）尽管动能低，但峰值亮度高，（4）化学丰度与8-10 Msun恒星和低56 Ni产额一致。一些其他的影响进行了讨论，关于其他螃蟹一样的残余物，灰尘的螃蟹丝，多样性的初始质量的SNe IIn，和之间的关联ecSNe和SN冒名顶替者。该模型预测，如果发现SN 1054的光回波，它们将与IIn-P型光谱一致。
2013-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2017hcc and SN 2023usc a comparative spectroscopic study of type IIn supernovae
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Instituto de Estudios Astrofísicos, Universidad Diego Portales（迭戈帕拉莱斯大学天体物理研究学院）；Millennium Institute of Astrophysics（天体物理千年研究所）；Department of Physics, Florida State University（佛罗里达州立大学物理系）；Homi Bhabha Center for Science Education Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础科学教育霍米巴巴中心）
通过对SN 2017hcc和SN 2023usc的光谱研究，发现I型IIn超新星中窄线的出现可能表明新的爆炸机制，且高扩展CSM的前身较为罕见。
2026-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Searching for precursor activity of Type IIn Supernovae
通过分析27颗近邻 SNe IIn 的多年存档图像，研究发现29%存在爆炸前明亮爆发，并指出真实发生率因观测偏差而更高。
2024-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Environments of interacting transients: Impostors and type IIn supernovae
本文介绍了第一个环境分析的位置的类“相互作用的瞬态”，即IIn型超新星和超新星冒名顶替者。我们讨论了这些瞬变与恒星形成，宿主星系类型，金属丰度，以及每个事件在各自的主机的位置。鉴于各种研究中经常假设这些爆炸的祖先具有非常高的质量，最值得注意的是直接的祖先探测，有趣的是注意到这些亚型与恒星形成的微弱关联，特别是与Ic型超新星相比，它们追踪H α发射，并被认为来自高质量的祖先。与Ic型超新星相比，这些瞬变的径向分布也非常不同。这为日益增长的假设提供了证据，即这些“相互作用的瞬变”实际上是由各种祖系统组成的。本样本中包含的事件进行了详细讨论，在文献中存在的信息，并提供的环境数据进行比较。冒名顶替者被发现分为两个主要类别，在环境方面：SN 2008 S类冒名顶替者落在零Hα发射的区域，而η-Carina类冒名顶替者都落在正Hα发射的区域。我们还发现的迹象表明，冒名顶替类起源于较低的金属丰度环境比IIn，Ic和IIP SNe型。
2014-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing the Mass-loss Histories of Type IIn and II-L Supernovae with Late-time Radio Observations
Northwestern University（西北大学）；Gemini Observatory（双子座天文台）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of Arizona（亚利桑那大学）
通过晚期无线电观测研究Ia型II和II-L超新星的物质损失历史，发现其物质分布范围广，且核心塌缩前的物质损失历史影响显著。
2026-05-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical simulations of super-luminous supernovae of type IIn
我们提出的数值模拟，包括1-D欧拉多群辐射流体动力学，1-D非LTE辐射转移，和2-D偏振辐射转移的超亮相互作用超新星（SNe）。我们的参考模型是一个~ 10 Msun的内壳层，10^51尔格撞击到~ 3 Msun的冷外壳层（环星介质，CSM），后者从10^15厘米延伸到2x10^16厘米，以100公里/秒的速度移动。我们讨论了光变曲线的演变，这不能充分捕捉与灰色的方法。在这些相互作用中，激波穿过光学厚度CSM的时间比光子扩散时间长得多。因此，辐射是不断泄漏的冲击通过CSM，在不同意的炮弹休克模型，这是经常调用。我们的光谱随着时间的推移而变红，第一个月的近紫外峰分布在第二年逐渐转移到光学范围。最初的巴耳末线表现出一个狭窄的线芯和宽线翼，这是在SNe IIn大气（CSM）中的电子散射的特征。在稍后的时间，他们也表现出广泛的蓝移的组成部分，这是来自冷致密壳层。我们的模型结果与SN 2010 jl观测到的辐射热光变曲线和光谱演化基本一致。在CSM中，我们也可以重现在SN 2010 jl中观察到的~2%连续偏振和线去偏振。通过改变内壳层的动能和外壳层的质量和范围，可以产生大范围的峰值亮度和持续时间，与2010 jl或2006 gy等超发光SNe IIn广泛兼容。
2015-03-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling the light curve of Type IIn-P SN 2005cl with red supergiant progenitors featuring pre-SN ourbursts
所有的IIn型超新星（SNe IIn）在光谱中都显示出窄的氢发射线。除了这个共同的特征，它们在亮度、持续时间和光变曲线形态上表现出非常广泛的多样性，这表明它们可能来自各种祖先系统和爆炸通道。SNe IIn的一个特殊子集，即所谓的SNe IIn-P，表现出与普通富氢SNe（SNe II）非常相似的$\sim$ 100天平台期。在过去，SNe IIn-P被解释为被密集的扩展风包围的亚高能电子捕获爆炸模型。在这项工作中，我们试图解释这类SNe与标准的红超巨星（RSG）的祖先经历爆发前几个月的最后爆炸。在我们的模型和数据（$5\times10^{46}\,{\rm erg}$）之间显示出最佳一致性的爆发能量落在SNe IIn已观察到的爆发能量的低范围内（在几倍$10^{46}\,{\rm erg}$和$10^{49}\,{\rm erg}$之间）。相反，与普通SNe II的爆炸能量相比，SN 2005 cl的爆炸能量相对较高（$1-2\times10^{51}\,{\rm erg}$）。我们的模型提供了另一种解释SNe IIn-P先前提出的方案。
2021-12-30 astro-ph.HE
SN 2009ip and SN 2010mc: Core-collapse Type IIn supernovae arising from blue supergiants
最近被称为SN 2009 ip的超新星（SN）在2012年发生了戏剧性的前兆爆发，随后发生了更明亮的爆炸。它在2012年之前的观测使其成为历史上记录最好的SN祖先，但引发了关于其2012年爆炸性质的争论-它是一个真正的SN还是某种类型的暴力非终结事件。两者都可以与星周物质（CSM）的动力激波相互作用，但只有核心坍缩SN提供了自洽的解释。光谱中持续的宽发射谱线需要相对较大的喷出物质量和至少10^51尔格的相应动能，而2012 a事件的微弱与已发表的致密（~60 R_Sun）蓝超巨星的核心坍缩SNe模型一致。SN 2009 ip和另一种类型IIn，SN 2010 mc的光变曲线几乎相同;我们证明它们的光谱也匹配，并且两者都是标准的SNe IIn。我们的观察结果与最近的说法相矛盾，即SN 2009 ip的后期光谱正在恢复到其祖先的类LBV状态，我们表明SN 2009 ip的后期光谱与SN 1987 A的光谱非常相似。此外，SN 2009 ip在爆炸后改变的H-alpha等效宽度与通常在核心塌陷SNe IIn中看到的行为相匹配。关于SN 2009 ip和SN 2010 mc的几个关键事实强烈支持核心坍缩的解释，并使非终结的10^50尔格事件变得不可信。最直接和自洽的解释是SN 2009 ip是一颗蓝超巨星的最初微弱的核心坍缩爆炸，产生的56-Ni约为SN 1987 A的一半，大部分峰值亮度…
2013-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Circumstellar and explosion properties of Type Ibn supernovae
通过分析Ibn型超新星的辐射热光变曲线，研究了它们的拱星和爆炸性质。Ibn型SNe的辐射热光变曲线通常在峰值光度和后期光度之间有很大的对比度，这比56 Ni动力的SNe大得多。因此，它们中的大多数可能是由SN喷出物和致密的星周介质之间的相互作用提供动力的。此外，Ibn型SNe的下降速度比IIn型SNe快得多，这表明Ibn型SNe中的相互作用比IIn型SNe中的更早停止。因此，我们认为，Ibn型SN祖细胞在爆炸前的短时间内经历了高质量损失率，而IIn型SN祖细胞具有长时间持续的高质量损失率。此外，我们表明，上升时间和峰值光度的类型Ibn和类型IIn SNe是相似的，因此，它们具有类似的爆炸性质和星周密度。这两类超新星的星周密度相似，可能表明Ibn型超新星的质量损失率普遍高于IIn型超新星，因为在Ibn型超新星中，由窄谱分量推断的风速普遍较高。我们还表明，56Ni的质量和爆炸能量的类型Ibn SNe可能小于其他剥离信封SNe，可能是因为他们往往遭受大的回落或其中一些可能甚至不是终端恒星爆炸。
2016-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Models of interacting supernovae and their spectral diversity
利用辐射流体动力学和辐射传输模拟，我们探讨了IIn型相互作用超新星（SNe）光谱多样性的起源。我们重新审视SN 1994 W，并研究了在任何时候都可以产生窄线光谱的动力学配置。我们发现，标准的~ 10 Msun 10^51erg SN喷出物撞击0.4 Msun密度的CSM对于SN 1994 W来说是不够的，因为它会导致在后期出现宽线。然而，这种结构产生的光谱表现出在SN 1998 S中看到的关键形态变化。对于SN 1994 W，我们考虑一个完全不同的配置，它涉及到在一个大半径的低质量的内壳层与高质量的外壳层的相互作用。这样的结构可能出现在8- 12 Msun的恒星中，来自核闪光（例如，几年后，又有一批人来此。我们的模拟表明，大质量的外壳导致内壳材料的完全制动，形成一个缓慢的致密壳，并提供动力的发光SN IIn，即使是低的内壳能量。早期，我们的模型线配置文件是典型的SNe IIn，表现出狭窄的核心和广泛的电子散射翅膀。正如在SN 1994 W中所观察到的，它们在后期也保持狭窄。我们的SN 1994 W模型调用两个低能量喷射，都是观察到的大质量恒星的非典型，并说明了导致SNe IIn的配置的多样性。这些结果也突出了光谱的重要性，以约束的动力学性质和了解的起源SNe IIn。
2016-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Radio Luminosity-Risetime Function of Core-Collapse Supernovae
我们收集了大量的2-10 GHz的无线电通量密度测量和294个不同的超新星（SNe）的上限，从文献和我们自己的档案数据。只有31%的SNe被检测到。我们使用双参数模型表征SN光变曲线的峰值附近，$t_{\rm pk}$是上升到峰值的时间和$L_{\rm pk}$在该峰值的光谱光度。在$D<100$ Mpc的样本中的所有SNe中，我们发现$t_{\rm pk} = 10^{1.7\pm0.9}$ d，并且$L_{\rm pk} = 10^{25.5\pm1.6}$ erg s $^{-1}$ Hz $^{-1}$，因此通常50%的SNe将具有$L_{\rm pk} < 10^{25.5}$ erg s $^{-1}$ Hz $^{-1}$。这些$L_{\rm pk}$值比仅检测到SNe的值低约30倍。I b/c型和II型（不包括IIn）具有相似的$L_{\rm pk}$平均值，但前者具有更宽的范围，而IIn SNe型的$L_{\rm pk} = 10^{26.5\pm1.1}$值约为$L_{\rm pk} = 10^{26.5\pm1.1}$ erg s $^{-1}$ Hz $^{-1}$的10倍。对于$t_{\rm pk}$，I型b/c具有仅$10^{1.1\pm0.5}$ d的$t_{\rm pk}$，而II型具有$t_{\rm pk} = 10^{1.6\pm1.0}$，而I…
2021-01-15 astro-ph.HE
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
Models of Millimeter and Radio Emission from Interacting Supernovae
这项工作利用建立的模型，同步加速器供电的光变曲线的核心坍缩超新星在密集的拱星环境中，即IIn型和Ibn型，以证明从这些事件中检测毫米发射的潜力。这些超新星的祖先类型仍然是一个悬而未决的问题，但使用同步光变曲线作为拱星环境的探测器可以揭示祖先的质量损失历史，并区分不同的理论。毫米波段的观测特别富有成效，因为它们探测的区域半径较小，环境密度较高，厘米发射往往是自吸收的。在我们应用这些光变曲线的过程中，我们探索了多种祖细胞类型和质量损失曲线，以了解它们对光变曲线形状的影响。此外，我们还将模型参数拟合到IIn型超新星2006jd的8.5GHz光变曲线上，然后利用这些参数创建毫米光变曲线，以显示从这样的事件中检测早期毫米峰的可能性。我们预测，下一代毫米波勘测将具备探测附近和极端事件的能力。然而，迫切需要对光学发现的相互作用的超新星进行毫米级的跟踪，以更完整地对真实的种群进行采样。
2022-06-07 astro-ph.HE
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
Unveiling the Diversity of Type IIn Supernovae via Systematic Light Curve Modeling
本研究利用MOSFiT系统建模142个IIn型超新星光变曲线，揭示其星周介质、抛射物等性质的多样性及相关趋势，验证前身星起源，并估算鲁宾天文台巡天的探测率。
2024-09-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bright, months-long stellar outbursts announce the explosion of interaction-powered supernovae
相互作用驱动的超新星（SNe）在光学厚度的星周介质（CSM）中爆炸，这种介质可能在爆发事件中喷出。为了识别和表征这种爆炸前的爆发，我们为196个相互作用的SNe产生了强制测光光变曲线，其中大部分是IIn型，由Zwicky Transient Facility在2018年初至2020年6月期间检测到。大量的测试表明，在应用质量削减和偏差校正后，我们只期望在70，000个分析的爆炸前图像中有一些错误检测。我们在18型IIn SNe和Ibn SN 2019 uo型之前检测到前兆喷发。在超新星爆发前的最后几个月，前兆变得更亮，更频繁，在爆发前的最后三个月内，所有IIn型超新星中有25%（5 - 69%，95%置信区间）的爆发发生在比-13级更亮的长达一个月的爆发之前。在辐射能量高达$10^{49}\,\text{erg}$的情况下，前体可以喷射材料的$\sim1\,\text{M}_\odot$。然而，SNe与检测到的前体并不显着更明亮的比其他SNe IIn和特征窄氢线在其光谱通常起源于早期，未检测到的质量损失事件。长的前兆持续时间需要持续的能量注入，例如，它们可以通过相互作用或连续驱动的风来提供动力。氖和氧燃烧阶段的不稳定性预计会在爆炸前的最后几年到几个月内发射出前驱物;然而，最明亮的前驱物的能量是预期的100倍。
2021-03-12 astro-ph.HE
Hydrogen-rich Core Collapse Supernovae
富氢核坍缩超新星，被称为“II型”超新星，是自然界中最常见的恒星爆炸类型。它们的定义是在光谱中存在显著的氢线。II型超新星仅在恒星形成星系中观察到，并且有几个事件与大质量恒星祖先直接相关。确定了五个主要的亚类：IIP型（在其光变曲线中显示出平台），IIL型（显示出光变曲线下降），IIn型（显示出窄的发射线），IIb型（显示出随着时间的推移越来越强的He特征）和87A类（显示出类似于SN 1987 A的长上升光变曲线）。IIP型超新星已经被有力地确定为红超巨星的爆炸，而IIL型超新星的祖先仍然难以捉摸。IIn型可能与明亮的蓝色变星有关，IIb型的前身可能是相互作用的双星系统，而类87A的原型被观测到是一颗蓝色超巨星的爆炸。母星质量、金属丰度、双星和自转的多样性可能是导致观测到的爆炸类型多样性的原因，但是母星参数和超新星性质之间的联系在理论上还没有完全理解，也没有完全映射到观测上。目前正在实施限制这种联系的新的观测方法，包括分析大量事件样本，利用非常早期的数据（从爆炸后几小时到几天获得）和对宿主星系性质的统计研究。
2017-10-10 astro-ph.HE
Interacting Supernovae: Types IIn and Ibn
超新星（SNe），显示出强烈的冲击相互作用的证据，其喷出物和预先存在的，较慢的拱星物质（CSM）构成了一个有趣的，多样的，仍然知之甚少的爆炸瞬态类别。它们非常有趣的主要原因是，它们告诉我们，在恒星死亡的一个子集中，祖星可能在爆炸前的几年、几十年或几个世纪变得非常不稳定。这是标准恒星演化模型中没有包括的东西，但可能会显著改变演化的最终产物和产量，并使我们将SNe映射到它们的祖先的尝试变得复杂。它们有趣的另一个原因是CSM相互作用是产生明亮瞬变的有效引擎，允许由正常SN爆炸能量产生超亮瞬变，并允许由次能量爆炸或低放射性产额产生正常SN亮度的瞬变。CSM相互作用使快速喷出物以明亮的激波发射，模糊了我们对潜在爆炸的正常看法，并且相互作用的辐射流体动力学模型具有挑战性。CSM相互作用也可能是高度非球形的，可能与祖细胞系统中的二元相互作用有关。在某些情况下，这些并发症使得很难明确区分核心塌陷或热核爆炸，或者区分非终端喷发，失败的SN或弱SN。努力揭示个别事件的物理参数和与可能的祖星的联系，使这成为一个迅速发展的话题，继续挑战恒星演化的范式。
2016-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revealing the diversity of Type IIn supernova progenitors through their environments
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）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与空间前沿研究院）；Institute of Astrophysics, Foundation for Research and Technology-Hellas（希腊基础研究与技术基金会天体物理研究所）；Physics Department, National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波蒂斯坦大学物理系）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Department of Physics, Royal Holloway, University of London（伦敦大学皇家霍洛威学院物理系）
研究通过分析31个Ia型超新星的局部恒星环境，发现其环境多样性显著，表明前身星的质量、演化阶段和双星相互作用历史广泛不同。
2026-04-14 astro-ph.HE
Radiation hydrodynamical simulations of eruptive mass Loss from progenitors of Type Ibn/IIn supernovae
观测表明，一些大质量恒星经历了剧烈的爆发性质量损失，并伴随着显著的增亮，这是流体静力学恒星模型无法解释的。这一事件似乎形成了致密的星周物质（CSM）。喷发质量损失的机制尚未完全解释。我们专注于这样一个事实，即核燃烧的时间尺度变得比一些大质量恒星的核心崩溃前几年的信封的动态时间尺度短。为了揭示喷发质量损失的性质，我们研究了它与发生在核心内部的核燃烧所提供的包层底部的能量注入的关系。在这项研究中，我们并没有具体说明从核燃烧地点到包层底部输送能量的实际机制。相反，我们参数化注入的能量和注入时间的量，并试图从与观测的比较中提取这些参数的信息。我们进行了1-D辐射流体动力学模拟的祖先的红色，黄色和蓝色超巨星，沃尔夫-拉叶星。我们用一个公开的恒星演化程序计算了祖先的演化。我们得到的光变曲线与喷发，喷出的质量，和CSM分布在核心崩溃的时间。在短于包层动力学时标的时间内，大质量恒星包层底部的能量注入可以重现一些观测到的核心坍缩前的光学爆发，并形成CSM，它可以为IIn型相互作用超新星（SN）提供动力。
2020-05-18 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
Fading Echoes of Interaction: Probing Centuries of Mass-Loss in Four Old Type IIn Supernovae
University of California, San Diego（加利福尼亚大学圣地亚哥分校）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；University of California, Berkeley（加利福尼亚大学伯克利分校）
通过X射线和射电观测，研究四颗古老Ibn型超新星的质量损失，发现其质量损失率显著低于早期光学估计，揭示了前身演化过程的快速变化。
2026-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN2008am: A Super-Luminous Type IIn Supernova
本文介绍了ROTSE超新星验证计划（RSVP）发现的IIn型超新星SN 2008 am的观测和解释。SN 2008 am的峰值约为-22.3等，红移z=0.2338，使其峰值亮度达到3 x 10^{44}erg/s，成为有史以来观测到的最明亮的超新星之一。总辐射能量约为2 x 10^{51} erg。在紫外，光学和红外波段（J，H，Ks）的光度观测约束SED的演变。我们获得了超新星的六个光谱，五个在最大光的早期下降，第六个在近一年后加上宿主星系的一个非常晚的时间光谱（~2年）。SN 2008 am的光谱在光学极大值后的最初~40天内显示出强的Balmer线和中等宽度（~ 25 A）的He I λ 5876 A发射。我们研究了各种模型的线翼，并得出结论，多次散射是最有可能的，这意味着我们的光谱不包含具体的信息的散装流速。我们研究了各种模型的ROTSE光变曲线的上升时间和光谱的性质，包括放射性衰变，冲击光学厚和光学薄的星周介质（CSM）和磁星。最成功的模型是一个CSM是光学厚，其中向前冲击波沉积光度的扩散引起了观察到的光变曲线。从向前冲击波的冲击沉积的能量的扩散被认为是重要的占光变曲线的上升部分。虽然在细节上有差异，但SN 2008 am似乎与其他超亮的IIn型超新星SN 2006 gy、SN 2006 tf和SN 2008 iy密切相关，后者可能代表了非常大质量的LBV型祖先的死亡，…
2011-01-18 astro-ph.HE
Multi-energy diffuse neutrino fluxes originating from core-collapse supernovae
Department of Physics, Tohoku University（东北大学）
本研究通过核心塌缩超新星的特征，连接热MeV尺度中微子与非热高能中微子模型，探讨其在深入探索恒星物理方面的潜力。
2026-02-21 astro-ph.HE
Interaction-powered supernovae: Rise-time vs. peak-luminosity correlation and the shock-breakout velocity
超新星（SN）喷出物与祖星的光学厚的星周介质（CSM）相互作用可以导致明亮的、长寿命的激波爆发事件。这种SNe的候选者包括IIn型和超发光SNe。如果这些SNe中的一些是由相互作用提供动力的，那么它们的峰值光度、辐射热光变曲线上升时间和激波爆发速度之间应该有一个关系。由于在冲击爆发的冲击速度没有测量，我们预计的相关性，与一个显着的蔓延，上升时间和这些SNe的峰值亮度之间。在这里，我们提出了一个样本的15 SNe IIn，我们有很好的约束，他们的上升时间和峰值亮度从观测使用Palomar瞬态工厂。我们报告的R-波段的上升时间和这些SNe的峰值亮度之间的可能的相关性，误报概率为3%。假设这些SNe是由相互作用提供动力的，结合这些观测值和理论，我们可以推导出冲击波爆发速度的下限。我们发现的冲击速度下限与SNe的预期一致（即，~10^4 km/s）。这支持了SNe IIn的早期光变曲线是由致密CSM中的冲击爆发引起的建议。我们注意到，这种相关性可能来自其他物理机制。对其他类别的SNe执行这样的测试（例如，超发光SNe）可以用于排除一类事件的相互作用模型。
2014-04-15 astro-ph.HE
The disappearance of the blue and luminous progenitor of the Type IIn SN 2010jl
本研究通过哈勃空间望远镜新观测图像，修正了近邻IIn型超新星SN 2010jl前身星的测光结果，确定其为极蓝高光度天体且处于爆发状态，为揭示IIn型超新星前身星性质提供了关键观测约束。
2024-04-18 astro-ph.HE
Precursors prior to Type IIn supernova explosions are common: precursor rates, properties, and correlations
有越来越多的超新星（SNe），主要是IIn型，它们在可能的最后爆炸之前会爆发。这些前兆可能会影响SN的显示，并可能与恒星演化最后阶段的一些不良图表现象有关。在这里，我们提出了一个样本16 SNe IIn，我们有帕洛玛瞬态工厂（PTF）的观测之前获得的SN爆炸。通过将这些在爆炸前拍摄的图像添加到时间箱中，我们搜索前兆事件。我们发现五个IIn型SNe可能至少有一个可能的前兆事件，其中三个是首次报道。对于每个SN，我们计算控制时间。基于这种分析，我们发现SNe IIn之间的前兆事件是常见的：在单侧99%的置信水平下，超过50%的SNe IIn至少有一次爆炸前爆发，其亮度超过绝对星等-14，发生在SN爆炸前的1/3年。在超新星爆炸前一年中，这种前兆事件的平均发生率可能大于每年一次，而更微弱的前兆可能更为常见。我们还发现可能的积分亮度的前体之间的相关性，和SN的总辐射能量，峰值亮度，和上升时间。这些相关性是预期的，如果前体是质量喷射事件，这些SNe的早期光变曲线是由SN冲击和喷射物与光学厚拱星材料的相互作用提供动力的。
2014-01-21 astro-ph.HE
Diversity of Luminous Supernovae from Non-Steady Mass Loss
我们发现，由于非稳态质量损失的密度梯度的密集风的多样性可以解释光谱多样性的II型发光超新星（LSNe）的一种方式。SN喷出物与周围风的相互作用被认为是照亮LSNe的动力源，因为许多LSNe在其光谱中显示风特征（LSNe中的I型）。然而，也存在没有由风引起的光谱特征的LSNe（类型IIL LSNe）。我们表明，即使LSNe被照亮的相互作用，这是可能的，他们不显示从风的窄光谱，如果我们考虑到非稳态质量损失的祖先。当激波爆发发生在具有密度结构ρ \propto r^{-w}的稠密风中时，风光学厚区的扩散时标（td）与激波爆发后整个风的激波传播时标（ts）之比强烈地依赖于w。对于w<~1的情况，两个时间尺度是相当的（td/ts \simeq 1），并且td/ts随着w变大而变小。对于td/ts \simeq 1的情况，激波刚好在光变曲线（LC）峰值之后穿过整个风，并且在LC峰值之后不能观察到来自风的窄谱线（IIL型LSNe）。如果td/ts小得多，则冲击波在LC峰值之后继续在风中传播，并且保持无冲击风（类型IIn LSNe）。这种差别只有通过对密集风中激波爆发条件的仔细处理才能得到。在LC峰之前，IIL型LSNe中缺乏窄的洛伦兹线轮廓也可以通过密度斜率的差异来解释。此外，我们将我们的模型应用于类型IIn的LSN 2006 gy和类型IIL的LSN 2008 es，发现我们的模型是与观测相一…
2012-01-23 astro-ph.HE
SN 2008iy: An Unusual Type IIn Supernova with an Enduring 400 Day Rise Time
本文介绍了对IIn型超新星（SN）2008 iy的光谱和光度观测。SN 2008 iy的上升时间长达400天，是第一个超过100天才达到最高光度的SN。SN 2008 iy的峰值绝对星等为M_r ~ -19.1等，最初~700天的总辐射能量为~2 × 10^50尔格。在光谱上，SN 2008 iy与SN 1988 Z的I型超新星非常相似，并且和SN 1988 Z一样，它也是一个发光的X射线源（两颗超新星的X射线光度都大于10^41 erg/s）。SN 2008 iy的H α辐射分布图显示了一个狭窄的天鹅座P吸收分量，这意味着SN 2008 iy之前的风速约为100 km/s。我们认为，SN 2008 iy的光度是通过SN喷出物与致密的，cluerous拱星介质的相互作用提供动力的。如果在距离原始生物约1.7 x 10^16 cm的半径范围内，团块的数量密度随着距离的增加而增加，那么可以理解约400天的上升时间。这种情况是可能的，如果祖经历了一个情节阶段的增强质量损失前一个世纪的爆炸或祖风速增加几十年前核心崩溃。我们赞成前一种情况，这让人想起观察到的亮蓝变星（LBV）爆发的质量损失事件。原始风速和增加的质量损失率进一步证明，至少有一些，也许是所有的IIn型超新星在核心坍塌前不久经历了类似LBV的爆发。我们还讨论了SN 2008 iy的宿主星系，一个亚发光的矮星系，并提供了一些原因，为…
2011-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comparison between the first and second mass eruptions from progenitors of Type IIn supernovae
一些大质量恒星会经历偶发性的强烈质量损失阶段，伴随着光度的波动。喷出的物质在恒星周围形成星周物质，随后的核心坍缩导致了IIn型超新星，其特征是超新星喷出物和星周物质之间的相互作用。引发这些大规模爆发的能量来源和外流的动力学尚未得到明确解释。此外，如果这些事件重复发生，大规模喷发本身可以改变包层的密度结构，并影响随后的大规模喷发的动力学。大量的观测证据表明，在核心坍塌之前，有多次大规模喷发。我们调查的第一次大规模喷发和随后的第二次大规模喷发事件相比，第一次事件的性质改变的信封的密度结构。我们在15颗$M_\odot$星的氢包层底部两次沉积额外的能量，并利用辐射流体动力学模拟程序计算了它们的时间演化。我们没有讨论能量源的起源，而是集中在一颗大质量恒星重复爆发的动力学上。第一次和第二次大规模爆发在光度和颜色方面有显着差异。第二次爆发导致了一个更红的爆发事件，其中相关的增亮阶段持续的时间比第一次更长。即使在第一次和第二次事件中沉积的能量相同，喷出的物质数量也不同，但差异取决于恒星的密度结构。即将到来的高节奏和深瞬变调查将为我们提供大量的超新星前活动，其中一些可能会显示多峰光变曲线。这些应解释为考虑到密度结构的影响，改变了以前的突出事件。
2021-02-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type IIn Supernova Light Curves Powered by Forward and Reverse Shocks
本文提出了一个由超新星喷出物与星周介质碰撞提供动力的IIn型超新星的辐射热光变曲线模型。我们估计的转换效率的喷出物的动能的辐射在反向和正向冲击，并发现，一个大的密度对比，使效率的差异。反向激波的辐射可以在很长时间内保持高效率，在光变曲线的后期变得重要。我们首先构建了一个半解析模型，适用于后期阶段的光变曲线时，光子在冲击区域的扩散时间变得可以忽略不计。我们进一步开发辐射传输模拟，将这些物理过程纳入光变曲线。数值计算预测的光变曲线在早期阶段，这是测试目前和未来的短节奏调查。我们比较我们的模型与测辐射热光变曲线的观测IIn型超新星2005IP。由于前向激波的效率降低，我们从我们的模型中发现，对于$100\ {\rm km \ s^{-1}}$的风速，祖星的质量损失率为$\approx 1\times 10^{-2}\ {\rm M_\odot \ yr^{-1}}$，比以前使用简单假设效率的工作高出一个数量级。这突出了在从观测中提取物理参数时考虑这两个组成部分的重要性。
2019-09-06 astro-ph.HE
Early Emission from the Type IIn Supernova 1998S at High Resolution
研究得很好的IIn型超新星（SN）1998 S通常被称为原型SN IIn，它提供了一个独特的机会来研究它的祖星内部，因为SN照亮了从祖星发射的密集的星周物质（CSM）。在这里，我们展示了SN 1998 S在核心坍缩后几天内拍摄的凯克HIRES光谱--这是最早公布的SN IIn的高分辨率（$Δλ< 1.0\,Å$）光谱，也是最早公布的SN 1998 S光谱。现代SN研究在SN探测和第一次观测到的光谱之间实现了令人印象深刻的短周转时间，但是非常年轻的超新星的高分辨率光谱是罕见的;这里提出的独特光谱为其他年轻SN系统的观测提供了有用的案例研究，包括SN 2013 cu，它在非常年轻时显示出非常相似的光谱。我们研究了SN 1998 S的完全分辨的发射线轮廓，发现了在远低于沃尔夫-拉叶星（WR）特征的速度下，来自祖星的极端质量损失的证据。我们使用辐射传输代码CMFGEN模拟我们的高分辨率SN 1998 S光谱，并探索SN系统内的成分，密度和速度梯度。我们发现，在核心坍塌前的$\sim$ 15年期间，每年的质量损失率为$6.0 \times 10^{-3} M_{\odot}$，而其他研究表明，在早期（核心坍塌前> 15年），质量损失率要低得多。与SN 2013 cu的光谱比较显示出许多相似之处，尽管SN 2013 cu是IIb型，这表明在爆炸前的最后几年里，非常不同的超新星可以从极端质量损失…
2015-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Looking into the world of interacting supernovae
本文探讨相互作用超新星（如IIn、Ibn、Icn型）如何通过测光与光谱揭示恒星质量损失及星周环境，强调高频率观测与建模对理解前身星系统和晚期演化的关键作用。
2024-11-06 astro-ph.HE
Early gray dust formation in the type IIn SN 2005ip
超新星形成的尘埃的物理特性知之甚少。本文研究了IIn SN 2005 ip型尘埃的消光特性。SN 2005 ip的光变曲线在发现后50天左右都出现了突然的下降。这被归因于致密的星周介质中的尘埃形成。我们模拟了六个光学波段的内禀光变曲线，采用了超新星与其星周物质相互作用的光度演化的理论模型。从观察到的和固有的光变曲线之间的差异，我们计算了消光曲线作为时间的函数。根据B和V带中的消光确定总消光比与选择性消光比$R_V$。由此产生的灭绝，$A_V$，单调增加到约1等，发现后150天。推断出的$R_V$值也随时间略有增加，但在发现后100天后，在4.5- 8的范围内保持不变。分析证实，SN 2005 ip可能在爆炸后两个月左右开始形成尘埃。$R_V$的高值，即灰色尘埃，表明尘埃的性质不同于银河系。虽然这一结果取决于假设的理论固有的光变曲线的演变，这是令人鼓舞的是，拟合的光变曲线是预期的标准喷出物和拱星中密度结构。
2018-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
H.E.S.S. ToO program on nearby core-collapse Supernovae: search for very-high energy $γ$-ray emission towards the SN candidate AT2019krl in M74
虽然已知最年轻的超新星遗迹，如仙后座A，已被证明能够加速宇宙射线只有到$\sim$ 10 $^{14}\,\mathrm{eV}$在其目前的演化阶段，最近的研究表明，粒子能量大于几个PeV（$10^{15}\,\mathrm{eV}$）可以在核心坍缩超新星的早期阶段达到，当高速前进的冲击波膨胀到由恒星祖先风形成的致密的星周介质中时。这样的环境，特别是I型In SNe，它的祖先可能表现出与$10^{-2}M_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$ \cite{smith14}一样高的质量损失率，因此可能导致$γ$ -射线发射，来自强子相互作用中的$π^0$衰变，可能用目前的切伦科夫望远镜在非常高的能量下检测到。这样的探测将为超新星中CR质子/核的有效加速提供直接证据，从而对银河宇宙线起源的长期问题提供新的见解。在这种情况下，高能立体系统（\hess）自2016年以来一直在执行机会目标计划，以在发现后的几周内寻找这种早期非常高能量的$γ$射线发射到附近的核心坍缩超新星和超新星候选者（直到$\sim 10~\mathrm{Mpc}$）。在概述了这个\hess \ Target of Opportunity计划之后，我们介绍了从2019年7月对瞬态\at的观测中获得的结果，该瞬态\at最初被归类为IIn型超新星，发生在$\sim 9.8\,\mathrm{Mpc}$的M74星系中…
2021-08-09 astro-ph.HE
Final Moments II: Observational Properties and Physical Modeling of CSM-Interacting Type II Supernovae
本研究通过迄今最大的早期类 IIn 特征 SNe II 样本，结合多波段观测与辐射流体动力学/nLTE 模拟网格，揭示 CSM 相互作用时标、峰值亮度与质量损失率之间的定量关系。
2024-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
On type IIn/Ia-CSM supernovae as exemplified by SN 2012ca
本文介绍了SN 2012 ca的紫外、光学和近红外测光和分光的一整套方法，涵盖了从极大光之前6~ 10天到极大光之后531天的时间段。SN 2012 ca的光谱时间序列在1.5年内基本上没有变化，并且似乎在所有时期都被与致密的星周介质相互作用的特征所主导，而不是底层的超新星（SN）。在后期阶段，我们看到一个近红外线通量过剩，这可能与尘埃的形成有关，虽然没有任何伴随的线位移的迹象。SN 2012 ca是一个类型模糊的IIn/Ia-CSM SNe的成员，其性质在文献中有广泛的争论。两种主要的情况是一个Ia型超新星在致密的CSM中从一个非简并的演化伴星爆炸，或者一个来自大质量恒星的核心坍缩超新星。虽然人群中的一些成员已经明确与Ia型SNe相关，但在其他情况下，这种关联不太确定。虽然SN 2012 ca有可能是由一个热核SN产生的，但这需要相对较高的（20%到70%之间）转换动能为光学光度的效率，以及一个巨大的（~2.3-2.6 Msun）星周介质。能量学的基础上，和简单的建模的结果，我们认为，SN 2012 ca更有可能与核心塌陷SN。这意味着观测到的与SN 2012 ca相似的SNe实际上是由两个种群起源的，虽然它们来自物理上不同的通道，但它们可能具有观测上相似的性质。
2016-02-22 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Radii and Mass-loss Rates of Type IIb Supernova Progenitors
几颗IIb型超新星（SNe IIb）在爆炸前的最后几个世纪里被广泛研究，无论是祖星半径还是质量损失率。虽然样本仍然有限，但越来越多的证据表明，对于更延伸的祖细胞，最终的质量损失率往往更大，延伸更多和更少的祖细胞之间的差异超过了一个数量级。对于更广泛的祖先推断的高质量损失率是不容易解释的处方通常用于一个单一的恒星风。在本文中，我们计算了一个网格的二元演化模型。我们发现，在祖半径和质量损失率的观测关系可能是一个后果的非保守的质量转移在祖进化的最后阶段没有微调。此外，我们发现SNe IIb和SNe IIn之间可能存在联系。由于双星起源中大量的质量损失（$\dot{M} \gtrsim 10^{-4} M_{\odot} \mathrm{yr}^{-1}$），SNe IIb的双星方案不可避免地导致SN祖先被致密的星周物质（CSM）包围。大约4%的所有观察到的SNe IIn的预测有密集的CSM，产生的二进制非保守的质量传递，其观察到的特性是区别于SNe IIn从其他方案。事实上，这样的SNe可能在观测上由在最后$10^3$ yr经历巨大质量损失的系统主导，导致明亮的SNe IIn或最初明亮的SNe IIP或IIL，在其早期光谱中具有SNe IIn的特征。
2017-05-09 astro-ph.HE
A Model for the 19th Century Eruption of Eta Carinae: CSM Interaction Like a Scaled-Down Type IIn Supernova
本文提出了一个简单的19世纪海山二号爆发的模型，它包括两个组成部分：（1）强风（MdotM=0.33 Msun/yr; v=200 km/s），吹了30年，其次是（2）1844年1 e50 erg的爆炸。快速喷出物和CSM之间的碰撞导致了1844年底观测到的亮度增加，随后是持续10-15年的持续高光度阶段，与历史光变曲线相匹配。出射光度由CSM相互作用提供动力，类似于发光的IIn型超新星的过程，除了爆炸能量低10倍和速度较慢（导致更长的持续时间和更低的出射光度）。这样的爆炸性事件为光变曲线的演化提供了一个自然的解释，但也解释了侏儒星云的一些令人困惑的属性：（1）总辐射能和总动能的大致均分;（2）Homunculus的双层壳结构;（3）薄的后掠壳导致的表观单龄和Hubble流;（4）HST图像中极瓣的复杂斑驳外观，由Raleigh-Taylor或Vishniac不稳定性引起，（5）有效和快速的尘埃形成，如在IIn型超新星中所见，以及（6）快速（5000公里/秒）的物质，产生于离开密集的CSM时的前向激波的加速。原则上，双极形状已经在早期的相互作用风的研究中得到了解释，除了这里的CSM相互作用只发生了10年，产生了一个薄壳，所产生的结构然后冻结在膨胀的双极星云中。这种自洽的图片有许多其他喷发瞬变的影响，其中许多也可能是供电CSM相互作用。
2012-09-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
