Generalized Semi-Analytical Models of Supernova Light Curves
我们提出了广义超新星（SN）的光变曲线（LC）模型的各种功率输入。我们提供了一个表达式的功率输入所产生的自相似的前向和反向冲击SN喷出物-拱星物质（CSM）的相互作用。我们发现，在光学薄的情况下，这种喷射物-CSM相互作用的亮度与多维辐射流体力学模拟的结果一致。我们开发了一个模型的情况下，光学厚CSM调用辐射扩散的影响的近似。在这个模型的上下文中，我们提供的时间的前向冲击波爆发的光学厚的部分CSM信封的预测。我们还介绍了一个混合LC模型，采用喷射CSM相互作用加上Ni-56和Co-56放射性衰变输入。我们将这个混合模型与2006 gy超亮超新星（SLSN）的LC相拟合。我们发现，这个模型提供了一个更好的适合LC比以前提出的模型。我们还讨论了IIL型和IIn型SN与喷出物-CSM相互作用模型之间的关系。由于CSM相互作用而产生的正向和反向冲击功率输入，在持续时间、形状和衰减速率方面都可以产生I型的LC。该模型还可以产生在峰值光度周围形状对称的LC。我们的结论是，所观察到的LC各种SNe类型IIn和SLSNe的可能是一个副产品的大范围的条件相关的显着喷出物CSM相互作用作为电源。
2011-11-22 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
Probing the Circumstellar Environment of highly luminous type IIn SN ASASSN-14il
本研究对高光度IIn型超新星ASASSN-14il开展长期测光与光谱分析，揭示其星周物质与抛射物相互作用特征，推测其前身星为爆发阶段的亮蓝变星。
2024-12-15 astro-ph.HE
Photometric and spectroscopic evolution of the peculiar Type IIn SN 2012ab
我们提出了一个广泛的（$\sim$ 1200 d）光度和光谱监测的II型超新星（SN）2012 ab。在一个导致明亮的最大值的快速初始上升之后（M $_{R}$ = $-$ 19.39 mag），光变曲线显示持续约2个月的平台，随后急剧下降直到约100天。只有在$U$波段，下降在相同的时间间隔内是恒定的。在后期阶段，光变曲线保持平坦比$^{56}$ Co下降表明SN喷出物与拱星材料（CSM）之间的相互作用的贡献增加。虽然严重污染的发射线的宿主星系，早期的光谱序列（直到32天）显示持续狭窄的排放量，表明缓慢unshocked CSM，并出现广泛的巴耳末线的氢与P-Cygni配置文件的蓝色连续，所产生的快速膨胀的SN喷出物。从约2个月到$\sim$ 1200 d，P-Cygni轮廓被中间宽度发射（FWHM $\sim 6000$ \kms）克服，所述中间宽度发射是由于相互作用而在冲击区域中产生的。在红翼上，76天后出现一个红色的隆起，这可能是后退喷出物与CSM相互作用的开始。快速物质的存在，既接近，然后后退是暗示，我们正在观察的SN沿轴的喷流一样的喷射在一个没有或不间断的腔CSM在最里面的地区。
2020-08-24 astro-ph.HE
Long-term optical and near-infrared photometric evolution of SN 2019vxm, an interacting Type IIn supernova
HUN-REN CSFK, Konkoly Observatory（匈牙利科学院研究网络恒星物理研究所孔科伊天文台）；MTA Centre for Excellence（匈牙利科学院卓越中心）；ELTE Eötvös Loránd University, Institute of Physics and Astronomy（厄特沃什·罗兰大学物理与天文学研究所）；MTA–HUN-REN CSFK Lendület “Momentum” Stellar Pulsation Research Group（匈牙利科学院-匈牙利科学院研究网络恒星物理研究所Lendület“动量”恒星脉动研究组）；Department of Experimental Physics, University of Szeged（塞格德大学实验物理系）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体科学系）
基于多波段测光数据，研究SN 2019vxm的光谱能量分布、热光度、有效温度和光球半径的演化，揭示其被光学厚星周介质包围、激波与光球解耦、以及星周尘埃再增亮等特征，表明前身星经历剧烈质量损失。
2026-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-energy neutrino emission from the Type~IIn supernova SN~2017hcd
Yunnan University（云南大学）
Ia型超新星SN~2017hcd的高能中微子爆发可能源于被阻塞的喷射物。
2026-03-04 astro-ph.HE
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
SN 2021foa: The "Flip-Flop" Type IIn / Ibn supernova
本文通过测光与光谱演化分析SN 2021foa，解释其IIn/Ibn反复转换源于富氦抛射物与爆炸前形成的多壳层富氢致密CSM相互作用。
2024-10-28 astro-ph.HE
Spectral Evolution of the Extraordinary Type IIn Supernova 2006gy
我们提出了一个非常明亮的IIn型超新星SN 2006 gy使用爆炸后的第36和237天之间获得的光谱的详细分析。我们得到的时间演化的有效温度，半径，膨胀速度，和测热光度，以及祖风密度和总扫过的冲击质量。SN 2006 gy可以在激波与致密CSM相互作用的背景下进行解释，但CSM质量为20 Msun，爆炸动能至少为5 e51 erg。SN 2006 gy和其他SNeIIn的一个关键区别是，由于它的大CSM质量，相互作用区域保持不透明的时间要长得多。在早期，H-α的宽度表明光球在激波之前，光子通过不透明的CSM扩散出去。在第110天左右，我们开始看到黑体半径的减小和激波后壳层示踪物的增强，开始向光学薄辐射转变。根据激波前速度的演化，我们推断CSM是在爆炸前8年的一次1 e49 erg的前兆事件中被祖先抛射出来的。大的CSM质量排除了涉及初始质量约为10 Msun的恒星的模型。在完整的质量预算下，即使是M_ZAMS=30-40 Msun的大质量祖星也是不够的。在近似太阳的金属丰度下，SN 2006 gy的质量可能在恒星的生命中发生了大量的损失，因此SN 2006 gy的前身更符合LBV爆发或初始质量超过100 Msun的恒星中的脉动对不稳定性喷射。这需要对当前的恒星演化范式进行重大修改。（节略）
2009-06-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2021foa: the bridge between SN IIn and Ibn
本文分析了过渡型超新星SN 2021foa的光谱与测光演化，发现其填补了SN IIn与SN Ibn之间的特征空白，其双成分CSM结构可能源于LBV向WR星的过渡或双星相互作用。
2025-01-29 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
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
A Multiwavelength Autopsy of the Interacting IIn Supernova 2020ywx: Tracing its Progenitor Mass-Loss History for 100 Years before Death
本研究通过多波长观测与建模，分析了IIn型超新星SN 2020ywx爆炸前百年的质量损失历史，发现星周介质不对称及尘埃形成证据，提出双星相互作用是其质量损失的最合理解释。
2025-03-25 astro-ph.HE
High Density Circumstellar Interaction in the Luminous Type IIn SN 2010jl: The first 1100 days
本文分析了SN 2010 jl Ⅰ型的HST和地面观测资料，包括首次探测后26-1128天的测光、紫外、可见光和近红外光谱。在最大时，测辐射热光度为$\sim 3\times10^{43}$ erg/s，甚至在850天时也超过了$10^{42}$ erg/s。一个近红外过量，占主导地位的400天后，可能起源于尘埃在拱星介质（CSM）。总辐射能量为$> 6.5\times10^{50}$尔格，不包括粉尘成分。谱线可以分为一个宽的部分，由于电子散射，和一个窄的膨胀速度$\sim 100$ km/s的CSM。宽分量最初在零速度周围对称，但在$\sim 50$天后变为蓝移，同时保持关于偏移的质心速度对称。喷出物中的尘埃吸收不太可能解释谱线的变化，我们将这种变化归因于SN辐射的加速。从光学线和X射线和尘埃的性质，有强有力的证据，大规模的不对称性的CSM。紫外线显示了前身中的CNO处理，而光学显示了许多由X射线激发的窄日冕线。辐射热光变曲线与质量损失率为$\sim 0.1$ M_sun/yr的$r^{-2}$ CSM中的辐射激波一致。总质量损失为$> 3$ M_sun。这些性质与SN扩展成CSM特征的具有双极几何形状的LBV祖细胞一致。核处理的明显缺乏是由于CSM仍然不透明的电子散射。
2014-10-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Long-Duration Luminous Type IIn Supernova KISS15s: Strong Recombination Lines from the Inhomogeneous Ejecta-CSM Interaction Region and Hot Dust Emission from Newly Formed Dust
我们报告了在木曾超新星巡天（KISS）过程中在一个红移z=0.038的低质量恒星形成星系中发现的一颗类SN 1988 Z IIn型超新星KISS 15 s。KISS 15 s显示出长时间的光学连续谱和发射线光变曲线，表明KISS 15 s是由膨胀的喷出物和致密的星周介质（CSM）之间的持续相互作用提供动力的。H $α$发射线轮廓可以分解为四个高斯的窄，中间，蓝移中间，和广泛的速度宽度分量，与半高全宽$\lesssim 100$，$\sim 2,000$，和$\sim 14,000$ km s ${}^{-1}$的窄，中间，和广泛的组件，分别。蓝移的中间分量的存在下，其中相对于系统速度的视线速度约为$-5,000$ km s ${}^{-1}$，表明喷出物-CSM相互作用区域具有不均匀的形态和各向异性的膨胀速度。我们发现，KISS 15 s显示出不断增加的红外连续辐射，这可以解释为热尘埃热发射的$T \sim 1,200$ K从新形成的尘埃在一个冷的，致密的壳层中的喷出物CSM相互作用区域。从热光度推断出的前身质量损失率是$\dot{M} \sim 0.4 M_{\odot} \text{yr}^{-1} (v_{w}/40 \text{km}~\text{s}^{-1})$，其中$v_{w}$是前身的恒星风速度。这意味着KISS 15 s的前身是一颗红超巨星或一颗发光的蓝色变星，在…
2019-01-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2020uem: A Possible Thermonuclear Explosion within A Dense Circumstellar Medium (II) The Properties of The CSM from Polarimetry and Light Curve Modeling
IIn/Ia-CSM型超新星（SNe IIn/Ia-CSM）是根据其特征光谱进行分类的，它们具有窄的氢发射谱线和宽的中等质量元素谱线，这些谱线源自与星周介质（CSM）的强相互作用。我们对SN IIn/Ia-CSM 2020 uem进行了密集的后续观测，包括光度学，光谱学和偏振学。在本文中，我们专注于旋光测量的结果。我们在发现后的$66$天和$103$天分别进行了成像旋光和分光旋光。SN 2020 uem显示了$1.0-1.5\%$的高连续偏振，而没有波长依赖性。此外，偏振度和位置角基本保持恒定。这些结果表明，SN 2020 uem是由一个强相互作用与限制和非球面CSM。我们进行了一个简单的偏振建模，在此基础上，我们建议SN 2020 uem有一个赤道盘/环面CSM。此外，我们进行了半解析光变曲线建模和估计CSM质量。我们揭示了SN 2020 uem爆炸前最后几百年的质量损失率在$0.01 - 0.05 {\rm ~M_{\odot}~yr^{-1}}$的范围内，CSM的总质量为$0.5-4 {\rm ~M_{\odot}}$。CSM质量不仅可以被红超巨星（RSG）容纳，也可以被红巨星（RG）或渐近巨星分支（AGB）恒星容纳。作为SN 2020 uem可能的祖先场景，我们提出了一个包括RG，RSG或AGB星的白矮星双星系统，特别是通过共同包络演化的合并场景，即，核心简并方案或其变体。
2023-01-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Superluminous Type IIn Supernova ASASSN-15ua: Part of a continuum in extreme precursor mass loss
本文通过地基测光和光谱观测分析了超亮IIn型超新星ASASSN-15ua，发现其前身星在死前约12年经历了极端质量损失，其各项物理特征介于SN 2006tf和SN 2010jl之间，揭示了超亮SNe IIn行为的连续谱。
2023-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the diversity of strongly-interacting Type IIn supernovae
本文研究了四颗强相互作用的IIn型超新星，通过分析其光变曲线与光谱推导爆炸动能与星周介质特征，揭示了不同前身星环境及质量损失率，并评估了高能中微子产生的可能性。
2025-01-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Type IIn SN 2025cbj coincidence with the high-energy neutrino IceCube-250421A
Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）；Zhejiang University（浙江大学）
研究I型II超新星SN2025cbj与高能中微子IceCube-250421A的关联，评估其可能的中微子产量，并通过模拟分析其巧合概率。
2026-04-09 astro-ph.HE
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
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
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
SN~2015da: Late-time observations of a persistent superluminous Type~IIn supernova with post-shock dust formation
本文通过晚期测光和光谱研究超亮IIn型超新星SN 2015da，揭示其持续高光度、强CSM相互作用及大质量前身星，并发现激波后尘埃形成的明确证据，指出双星相互作用可能是其前身星剧烈质量损失的原因。
2023-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Systematic Blueshift of Line Profiles in the Type IIn Supernova 2010jl: Evidence for Post-Shock Dust Formation?
I型超新星的爆炸波与母星周围致密的星周物质（CSM）之间存在强相互作用。SN 2010 jl是2010年最亮的核塌缩SN，是一个具有强CSM相互作用的IIn型爆发。Andrews等人最近报告了SN 2010 jl中红外过量的证据，表明新的尘埃形成或红外回波中CSM尘埃的加热。在这里，我们报告了SN 2010 jl的多时期光谱，揭示了新尘埃形成的迹象：随着线的红色一侧被越来越多的消光阻挡，发射线轮廓变得系统性地更加蓝移。这种效应在H $α$的中宽（400- 4000 km/s）分量中可以清楚地看到，大约从爆炸后30 d开始。此外，我们提出的近红外光谱表明，在氢线配置文件的不对称性是波长依赖的，出现在较短的波长更明显。这一证据表明，新的尘埃颗粒已迅速形成的后冲击壳SN 2010 jl产生的CSM相互作用。由于观测到的尘埃温度被归因于红外回波而不是新的尘埃，因此（1）$λ< 5 μ$ m处的红外过量发射不是SNe中新尘埃形成的特别敏感的示踪剂，或者（2）关于预期尘埃温度的一些假设可能需要进一步研究。最后，我们讨论了一种可能的机制以外的灰尘，可能会导致越来越蓝移线轮廓SNeIIn，虽然波长依赖性的不对称性反对这种假设的情况下，SN 2010 jl。
2011-08-14 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
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
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
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
Using spectral modeling to break light-curve degeneracies of type II supernovae interacting with circumstellar material
本研究通过辐射流体力学和辐射转移计算多种CSM构型，发现致密CSM无法产生IIn型超新星“闪光特征”，需低密度光厚CSM形成辐射前驱；约束CSM结构必须结合光变曲线与光谱，且CSM带来的辐射增强以牺牲动能为代价。
2023-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early NIR echo and the time variable mass loss history of Type IIn SN 2024kgi
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（Aryabhatta观测科学研究所）；Mahatma Jyotiba Phule Rohilkhand University（Mahatma Jyotiba Phule Rohilkhand大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（INAF-帕多瓦天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（INAF-布雷拉天文台）；Oskar Klein Centre, Department of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学奥斯特克·克莱因天文学中心）；University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）
对IIn型超新星SN 2024kgi的长期监测分析揭示了早期近红外回波和光变曲线转折，通过半解析建模估计出递增的CSM质量损失，支持双星相互作用起源。
2026-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2023vbg: A Type IIn Supernova Resembling SN 2009ip, with a Long-Duration Precursor and Early-Time Bump
本文报道 SN 2023vbg 的观测，发现其作为 09ip-like IIn 型超新星具有百天前兆和独有的早期明亮隆起，并将差异归因于不同尺度的 CSM 结构。
2025-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Origin of Spectral Hardening of Secondary Cosmic-Ray Nuclei
讨论了在被星际介质（ISM）或星周介质（CSM）包围的超新星遗迹（SNRs）中，由碳、氮、氧等初级宇宙线核在激波加速后的散射所产生的次级宇宙线核（如锂、铍、硼）的加速和逃逸。我们考虑到CR粒子从SNR冲击中的能量依赖性逃逸，这是由SNR的γ射线观测所支持的，以计算初级和次级CR核逃逸到周围介质中的光谱。我们发现，如果SNR被具有风状密度分布的CSM包围（即，$n_{\rm CSM}\propto r^{-2}$），逃逸次级核的光谱比逃逸初级核的光谱硬，而如果SNR被均匀ISM包围，逃逸次级核的光谱总是比逃逸初级核的光谱软。利用这一结果，我们表明，如果有一个过去的超新星周围的一个密集的风一样的CSM（$\sim 2.5\times 10^{-3}M_{\odot}~{\rm yr}^{-1}$）发生在$\sim 1.6\times 10^5~{\rm yr}$前在$\sim 1.6~{\rm kpc}$的距离，我们可以同时再现光谱硬化的初级和次级CR以上$\sim 200~{\rm GV}$，最近被AMS-02报道。
2021-06-10 astro-ph.HE
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
The Carnegie Supernova Project II. The shock wave revealed through the fog: The strongly interacting Type IIn SN 2013L
我们提出了由卡内基超新星计划II（CSP-II）获得的长期IIn型超新星（SN）2013 L的紫外到中红外观测。SN 2013 L的光谱主要由H辐射特征所支配，其特征在于三个分量归属于不同的区域。这种类型的IIn SN的一个独特的特点是，蓝移线轮廓是由SN的膨胀冲击波的宏观速度为主。因此，我们能够追踪致密和部分不透明的星周介质（CSM）中激波速度的演变，从+48 d时的$\sim 4800~km~s^{-1}$，到一年后的$\sim 2700~km~s^{-1}$。我们进行频谱建模的广泛和中等速度分量的H $α$线轮廓。高速分量是一致的，从一个径向薄，球形壳位于后面的扩大冲击与发射翼扩大电子散射的发射。我们建议，中间组件起源于预电离气体从未受冲击的致密CSM与相同的速度作为窄的组件，$\sim 100~km~s^{-1}$，但也扩大了电子散射。用双分量黑体（BB）模型较好地再现了SN 2013 L +132 d后的光谱能量分布（SED）。辐射热光变曲线的拱星相互作用模型揭示了大爆炸前25 - 40年在$\sim $上具有大值（$1.7\times 10^{-2} - 0.15~M_\odot~yr^{-1}$）的质量损失率历史。光变曲线在$\sim 350$天的下降和电子散射翼在后期的存在表明各向异性CSM。质量损失率值和未受冲击的CSM速度与大质量恒星的特征一致，例如经历强烈爆发…
2020-03-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Optical observations of the luminous Type IIn Supernova 2010jl for over 900 days
发光的IIn型超新星（SN）2010 jl显示了SN喷出物与致密星周物质（CSM）相互作用的强有力证据。我们提供了SN 2010 jl在最早探测到$t \sim 900$ d后的观测结果，包括从$t = 55$到$909$ d的一系列光谱。我们还补充了我们的晚时间光谱和光度测量的文献中的新的，晚时间$BVRI$光度学的一个额外的时代。结合现有的光度和光谱数据，我们推导出一个半测辐射热的光学光变曲线，并计算出总辐射能量的$\sim 3.5\times10^{50}$尔格的SN 2010 jl的光学。我们还详细研究了H $α$发射线轮廓的演变，并找到了$t \gtrsim 775$ d轮廓不对称的证据，这是不容易解释的任何建议的情况下，这个迷人的事件。最后，我们讨论了光学和近红外线曲线的文献解释，并提出最有可能的解释，他们的演变是形成新的尘埃在密集的，预先存在的CSM风后，$\sim 300$ d。
2015-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Final Moments III: Explosion Properties and Progenitor Constraints of CSM-Interacting Type II Supernovae
本文通过分析39颗具有早期类IIn特征的II型超新星及其对比样本，结合光变曲线、光谱建模和前身星质量估算，揭示了星周物质相互作用对爆发性质的影响，并指出对流驱动色球层或双星相互作用可能是爆发前增强质量损失的主要机制。
2025-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
A numerical light curve model for interaction-powered supernovae
我们构建了一个数值光变曲线模型的相互作用动力超新星，产生的喷出物和拱星物质（CSM）之间的相互作用。为了求解相互作用供能超新星的激波区域，我们在每个时间步的逆激波和正激波的静止坐标系中，假设处于稳态，求解流体方程和辐射转移方程。然后，我们数值求解的辐射转移方程和能量方程的CSM与由此获得的辐射通量的前向冲击波作为辐射源。我们还比较了我们的模型与观测数据的两个超新星2005kj和2005ip分类为类型IIn的结果，并讨论了我们的假设的有效性。我们的结论是，我们的模型可以预测与超新星喷出物和CSM的光变曲线的观测功能，只要CSM是足够密集的物理参数。此外，我们还发现CSM中的辐射吸收是计算发光度的一个重要因素。
2019-12-18 astro-ph.HE
X-ray emission from supernovae in dense circumstellar matter environments: A search for collisionless shocks
（节录）。一些超新星的光学光变曲线可能是由爆炸冲击波在光学厚的星周物质（CSM）中沉积的能量向外扩散提供动力的。最近的研究表明，在光学厚的风中，以辐射为媒介和主导的激波必须转变为无碰撞激波，并能产生硬X射线。相对于最大可见光，X射线预计在较晚的时间达到峰值。在这里，我们报告的搜索，使用斯威夫特和钱德拉，X射线发射属于类的祖先被怀疑是嵌入在密集的CSM（IIn/Ibn/SLSN-I）的28 SNe。在我们的样品中的两个SNe的X射线属性是大致一致的预期X射线从碰撞冲击在光学厚CSM。因此，我们认为它们的光学光变曲线是由CSM中的冲击击穿提供动力的。我们发现，另外两个事件是太X射线明亮的SN最大的光学光的冲击爆发模型来解释。我们的结论是，一些，但不是所有的，类型IIn/Ibn SNe的光变曲线是由CSM的冲击突破。对于我们样本中的其余SNe，包括所有SLSN-I事件，我们的X射线极限不够深，并且通常在过早的时间获得以得出关于其性质的结论。我们认为，SNe的光学光变曲线（其X射线发射在较晚时间达到峰值）可能是由致密CSM的冲击能扩散提供动力的。我们评论的可能性，以检测其中一些事件的无线电。
2012-06-04 astro-ph.HE
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
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
The bumpy light curve of supernova iPTF13z
I In型超新星（SN）主要由SN喷出物与星周介质（CSM）的相互作用所控制。一些SNe IIn（例如，SN 2006 jd）在它们的光变曲线中有重新变亮（“颠簸”）的情节。我们提出了iPTF 13 z，一个SN IIn发现的中间帕洛玛瞬态工厂（iPTF）和其光变曲线的几个凸起的特点。我们分析这种特殊的行为，试图推断CSM和SN爆炸的性质，以及其祖星的性质。我们在帕洛玛天文台的P48和P60望远镜发现后获得了超过1000天的多波段光学测光。我们获得了同一时期的低分辨率光谱。我们做了一个原始爆发的档案搜索。我们分析了我们的光度和光谱，并比较iPTF 13 z与其他SNe IIn。一个简单的分析模型被用来估计CSM的属性。iPTF 13 z是SN IIn，在其下降阶段显示具有五个凸起的光变曲线。撞击的振幅在0.4到0.9等之间，持续时间在20到120天之间。最突出的隆起出现在我们所有不同的光学波段。光谱显示出典型的SN IIn特征，发射线为H $α$（具有宽的FWHM ~ $10^{3}-10^{4} ~{\rm ~km ~s^{-1}}$和窄的FWHM ~ $10^2 \rm ~km ~s^{-1}$）和He I，也具有Fe II、Ca II、Na I D和H $β$ P-Cygni轮廓（具有~ $10^{3}$ ${\rm ~km ~s^{-1}}$速度）。一次爆炸前的爆发被确认为…
2017-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Supernova PTF 09uj: A possible shock breakout from a dense circumstellar wind
IIn型超新星（SNe）的特征是其喷出物与周围的星周物质（CSM）发生强相互作用，这为研究大质量恒星爆炸死亡前的质量损失历史提供了一个独特的机会。本文介绍了Palomar瞬变工厂（PTF）探测到的一个IIn型SN PTF 09 uj的发现和后续观测。在发现PTF之前，GALEX在紫外（UV）波长的偶然观测发现了SN光变曲线的上升。SN的紫外光变曲线上升很快，时间尺度只有几天，紫外绝对AB星等约为-19.5。通过对观测结果进行建模，我们认为紫外光变曲线的快速上升是由于SN激波突破致密CSM（n~10^10 cm^-3）所致。此外，我们发现在爆炸之前，祖先经历了一个持续数年的高质量损失率阶段（每年约0.1太阳质量）。相对于其他SN的IIn，该SN的衰变速率快。
2010-09-27 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
Record-breaking polarization from the interacting superluminous supernova 2017hcc
研究通过多历元分光偏振发现 SN2017hcc 具有破纪录的6%本征偏振，并用非球形尘埃与电子散射星周物质解释其演化。
2023-04-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-resolution spectroscopy of SN 2017hcc and its blueshifted line profiles from post-shock dust formation
SN 2017 hcc是一颗邻近的强极化超亮I In型超新星（SN）。我们获得了高分辨率的阶梯光谱，我们结合其他光谱，以调查其线轮廓的演变。所有历元都显示出激波前星周物质（CSM）的窄P~Cygni分量，表明从40-50 km/s的祖先轴对称流出。中等宽度和宽的组件表现出在发光SNe~IIn中看到的经典演化：对称洛伦兹轮廓从冲击前CSM线在早期被电子散射加宽，在后期过渡到多组分，来自SN喷出物和冲击后壳的不规则轮廓。在许多SNe~IIn中，剖面显示出逐渐增加的蓝移，在200天后，中间和宽速度分量的红翼中有明显的通量赤字。这种蓝移的发展后，连续光度褪色，并在中等宽度的组成部分，持续在晚些时候，即使在SN喷出物褪色。在SN 2017 hcc中，蓝移不能解释为SN光球的掩星、CSM的冲击前加速或不平衡爆炸或CSM。相反，蓝移产生于激波后壳层和SN喷出物中的尘埃形成。这种效应具有尘埃的波长依赖特性，表现出与大颗粒一致的消光定律。因此，SN 2017 hcc经历了冲击后尘埃形成，并具有轻度双极CSM壳，类似于SN 2010 jl。像其他超亮的超新星一样，在爆炸前的十年里，由于极端的喷发质量损失，它的前身损失了大约10兆太阳。
2020-09-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2019zrk, a bright SN 2009ip analog with a precursor
我们提出了光度和光谱观测的IIn型超新星SN 2019 zrk（也被称为ZTF 20 aacbyec）。SN显示$\gtrsim$ 100天前体，缓慢上升，随后在$r$和$g$条带中快速上升至M $\sim -19.2$。峰值后的光变曲线下降是很好的拟合与指数衰减的时间尺度为$\sim 39$天，但它显示出突出的起伏，幅度为$\sim 1$马格。光变曲线和光谱都占主导地位的一个密集的星周介质（CSM）的相互作用，可能从以前的质量喷射。光谱从散射占主导地位的IIn型光谱演变为具有强P-Cygni散射的光谱。即使在最后一个谱中，膨胀速度也很高，为$\sim 16,000$ km s $^{-1}$。主喷发后的最后一个光谱$\sim 110$天没有显示出高级核合成的证据。从光谱和光变曲线的分析，我们估计的质量损失率为$\sim 4 \times 10^{-2}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的CSM速度为100 km s $^{-1}$，和CSM质量为$\gtrsim 1$ M $_\odot$。我们发现两者的前兆，一般的光变曲线，光谱演化与SN 2009 ip和类似的SNe有很强的相似性，虽然SN 2019 zrk显示出更明亮的峰值幅度。不同的情况下的09 IP类的SNE的性质，基于脉动对不稳定爆发，波加热和合并，进行了讨论。}
2022-06-13 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
A Systematic Study of Ia-CSM Supernovae from the ZTF Bright Transient Survey
本研究基于ZTF巡天新发现12颗Ia-CSM超新星，通过分析其光变曲线、光谱及宿主星系性质，发现其具有慢演化、超亮及强氢发射等特征，使该类罕见天体样本数量翻倍至28个并测定了其发生率。
2023-01-11 astro-ph.HE
X-ray Emission from SN 2012ca: A Type Ia-CSM Supernova Explosion in a Dense Surrounding Medium
X射线辐射是超新星星周相互作用的标志之一，但迄今为止，它只在超新星核坍缩过程中被观测到。热X射线发射的水平是对星周介质（CSM）密度的直接测量，Ia型超新星没有X射线发射被解释为密度非常低的CSM的标志。本文报道了SN 2012 ca在{ \it Chandra}数据中的晚期（发现后500- 800天）X射线探测结果。在最初的光谱中氢的存在导致了Ia-CSM的分类，表面上使其成为第一个用X射线检测到的SN~Ia。我们对X射线数据的分析支持非对称介质，其具有提供X射线发射的高密度组分。这些数据表明，数密度$> 10^8$ cm $^{-3}$在较高密度的介质，这是一致的大观察到的巴耳末减量，如果它来自碰撞激发。与大多数核心坍缩超新星相比，这是很高的，但它可能与一些IIn型或超发光超新星的密度一致。如果SN 2012 ca是一个热核SN，那么大的CSM密度可能意味着风中的团块，或者是一个致密的环面或盘，与单简并通道一致。核心退化通道的一个遥远的可能性涉及一颗白矮星在爆炸前不久与一颗渐近巨星分支星的退化核心合并，导致SN周围有一个共同的包络。
2017-08-23 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
