Dusty Explosions from Dusty Progenitors: The Physics of SN2008S and the 2008 NGC300-OT
SN 2008 S和2008 NGC 300-OT是恒星被非常密集的尘埃恒星风自遮蔽的爆炸性瞬变。需要一个未被观测到的激波爆发光度为10^10 Lsun量级的爆炸瞬变，才能使瞬变在峰值处几乎不被遮蔽，并在光学上可见。如此大的爆发光度意味着其前身星是冷的红超巨星，很可能是~9 Msun的极端AGB（EAGB）星。当爆炸产生的冲击波通过密集的风向外传播时，它们在软X射线中产生冲击波亮度，为瞬变的长寿命亮度提供动力。与瞬变爆炸进入周围星周介质的典型情况不同，这些系统中的祖风在光学上厚到软X射线，很容易吸收无线电发射，并迅速重新形成被瞬变峰值亮度破坏的尘埃。因此，X射线被气体吸收，能量最终被重整的尘埃辐射。在达到峰值后的三年，两个系统仍然比它们的祖先恒星明亮得多，但它们再次被重新形成的尘埃完全笼罩，只有在中红外线下才能看到。然而，我们的模型表明，SN 2008 S，而不是NGC 300-OT，现在应该是一个可检测的X射线源。SN 2008 S的估计激波速度更高，风密度更低，因此X射线在更早的阶段就开始逃逸。
2011-06-23 astro-ph.SR
The dusty red supergiant progenitor and the local environment of the Type II SN 2023ixf in M101
通过SED拟合和恒星形成历史分析，确定SN 2023ixf前身星为富碳尘埃包裹的较大质量红超巨星，初始质量约16-19太阳质量，接近II型超新星前身星的高质量端。
2023-08-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on pre-SN outbursts from the progenitor of SN 2023ixf using the Large Binocular Telescope
本研究利用大双筒望远镜观测数据，约束了SN 2023ixf前身星的超新星前光学爆发，发现其尘埃星风下暂现事件对尘埃光学深度的影响会长期改变恒星观测亮度。
2023-06-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
On Absorption by Circumstellar Dust, With the Progenitor of SN2012aw as a Case Study
我们使用SN 2012 aw的前身来说明使用银河系（星际）消光定律建模星周尘埃的后果，该定律（1）忽略近红外及以上的尘埃发射;（2）平均尘埃成分，以及（3）通过假设散射光子丢失给观察者而错误地表征光学/紫外吸收。SN 2012 aw的主要结果是光度和吸收都被大大高估了。特别是，恒星的光度很可能在10^4.8 < L/Lsun < 10^5.0的范围内，而且对于一颗M <15 Msun的IIP型恒星来说，恒星的质量并不是特别大。考虑到星周尘埃的性质和SN 2012 aw早期的X射线/射电探测，在爆炸时，这颗恒星可能被Mdot ~ 10^-5.5 ~ 10^-5.0 Msun/年的持续风所遮蔽，这与其温度（T_* ~ 3600 K）和光度的恒星的预期质量损失率大致一致。在银河系消光定律的精神，我们提供了简单的插值公式，作为波长（>0.3微米）和总（吸收加散射）V波段光学深度（τ < 20）的函数，由尘埃石墨和硅酸盐壳的星周消光。这些不包括尘埃排放的贡献，但提供了一个简单的，物理的替代错误地使用星际灭绝定律。
2012-08-20 astro-ph.SR
The Dusty and Extremely Red Progenitor of the Type II Supernova 2023ixf in Messier 101
本文利用哈勃和斯皮策望远镜的爆炸前图像，对SN 2023ixf的progenitor进行SED拟合，确定其为约12倍太阳质量的红超巨星，并发现其异常的质量损失和尘埃形成，推测由双星相互作用导致。
2023-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Type II SN 2025pht in NGC 1637: A Red Supergiant with Carbon-rich Circumstellar Dust as the First JWST Detection of a Supernova Progenitor Star
本研究通过HST和JWST成像首次在NGC 1637中探测到SN 2025pht的红超巨星前身星，发现其被富碳星周尘埃严重红化，为II型超新星前身星研究提供了新见解。
2025-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comparative Study of Two Luminous Red Novae I. Progenitor Modeling and Dust Formation
Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Departament de Física Quàntica i Astrofísica (FQA), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学量子物理与天体物理学系）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究院）；Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University（拉德堡德大学天体物理学/IMAPP系）
通过双星演化模型和红外观测，约束了AT2021biy和AT2021blu的前身星质量、抛射物质量及尘埃形成，发现仅少量气体凝结为尘埃。
2026-06-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Expanding molecular bubble surrounding Tycho's supernova remnant (SN 1572) observed with IRAM 30 m telescope: evidence for a single-degenerate progenitor
Ia超新星的前身是单简并还是双简并白矮星系统一直是一个备受争议的话题。为了解决Ia型第谷超新星遗迹（SNR）SN 1572的起源，我们进行了$^{12}$ CO J=2-1映射和使用IRAM 30米望远镜对遗迹进行3毫米线测量。我们表明，第谷是包围着一个clusterous分子泡在当地的标准的$\sim 61$公里的$^{-1}$的速度为$\sim 4.5$公里的$^{-1}$，并有一个质量为$\sim 220$ M $_\odot$（在距离为2.5千秒差距）。增强的$^{12}$ CO J=2-1线发射相对于$^{12}$ CO J=1-0发射和可能的线加宽（在速度范围$-64$到$-60$ km s $^{-1}$）被发现在东北边界的SNR，在那里的壳变形和减速。这些功能，结合膨胀的分子泡和第谷之间的形态对应关系，表明SNR是与泡沫在速度范围$-66$到$-57$ km s $^{-1}$。最合理的起源膨胀的泡沫是快速流出（速度为数百公里秒$^{-1}$）驱动的WD附近，因为它吸积的物质从一个非退化的伴星。在低密度风吹气泡中，信噪比一直在扩大，冲击波刚刚到达分子腔壁。在低密度风吹气泡中，信噪比一直在扩大，冲击波刚刚到达分子腔壁。这是第一次明确检测到Ia型SNR的祖先驱动的膨胀气泡，这构成了Ia型SN的单一简并祖先的证据。
2016-08-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Type IIP Supernova Progenitors II: Stellar Mass and Obscuration by the Dust in the Circumstellar Medium
从各种各样的观测中已经很好地确定了红超巨星（RSG）在恒星风中释放了大量的质量。在核心坍缩之前的几十年里，在这种排放气体中形成的尘埃可能导致大量的消光，并掩盖了原始RSG的内在光度。这可能导致难以确定导致不同类别超新星的祖先质量的范围。即使是附近的超新星，如SN 2013ej，也可能受到这种不确定性的影响。我们在这里探讨两个不同的质量建议其祖先。我们使用恒星天体物理学实验模块（MESA）计算它们的前超新星特征。我们表明，一个非旋转的恒星与初始质量为26 M $_{\odot}$将需要相当数量的拱星介质（A $_V \sim$ 3），以掩盖其高光度的观测到的爆炸前的哈勃太空望远镜（HST）检测到的幅度。如此高的视消光值似乎与SN 2013ej和SN 2003gd在同一个宿主星系M74中得出的结果不一致。相比之下，低质量（13 M $_{\odot}$）恒星的演化模型很容易容纳在观测到的HST星等。一些26 M $_{\odot}$模拟显示，在过去几年中，可以区分高节奏和多波段监测附近星系的超新星候选人的光度变化。我们证明，我们的计算是很好地解决了足够的分区和进化的时间步长。
2019-11-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor, Precursor and Evolution of the Dusty Remnant of the Stellar Merger M31-LRN-2015
M31-2015-LRN是2015年在仙女座星系发现的可能的恒星合并。我们提出了新的光学到中红外测光和光谱学的这一事件。档案数据显示，该源在新星事件发生前2年就开始使$\sim$变亮。在这一前兆阶段，源增亮$\sim$ 3马格。在主爆发前6个月和1.5个月的光变曲线可能具有周期性，周期分别为16 $\pm$ 0.3天和28.1 $\pm$ 1.4天。这种复杂的发射可以解释为双星系统在经历罗什瓣溢出后失控的质量损失，导致系统在数十个轨道周期内合并。虽然祖先的光谱能量分布显示没有证据表明系统中预先存在的温暖的尘埃，残留物形成光学厚的尘埃壳在$\sim$ 4个月后的爆发高峰。壳层的光学厚度在1.5年后急剧增加，这表明存在增强尘埃形成过程的冲击。我们认为，合并残留物可能是一个膨胀的巨人掩盖了冷却壳的气体质量$\sim0.2$ M $_{\odot}$喷射在开始的共同信封阶段。
2020-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The SN 2023ixf Progenitor in M101: II. Properties
本文分析了超新星SN 2023ixf红超巨星前身星的红外与光学数据，通过尘埃辐射转移建模确定其温度、光度及初始质量，发现其为目前已知尘埃最重的前身星候选体。
2024-04-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Infrared dust bubble CS51 and its interaction with the surrounding interstellar medium
本文对南方红外尘埃泡CS51进行了多波长观测。我们探测相关的电离、冷尘埃、分子和恒星成分。无线电连续辐射映射在610和1300兆赫，使用巨型米波射电望远镜，印度，揭示了存在的三个紧凑的发射组件（A，B和C）除了大规模的扩散发射内的气泡内部。射电谱指数图显示热辐射和非热辐射成分共存。使用Herschel PACS和SPIRE数据对热尘埃发射进行修改黑体拟合，以生成尘埃温度和柱密度图。我们发现了与CS 51相关的五个尘埃团，其质量和半径分别在810 - 4600 M{ \sun }和1.0 - 1.9 pc范围内。我们进一步构建了周围冷尘埃的柱密度概率分布函数，显示了来自大质量恒星的电离反馈的影响。估计的动力学和破碎的时间尺度表明收集和崩溃机制的可能性在发挥泡沫边界。从MALT 90调查的分子线发射是用来了解两个团块的性质，其中显示CS51的扩展签名。
2017-09-08 astro-ph.GA 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
SOFIA Observations of SN 2010jl: Another Non-Detection of the 9.7 $μ$m Silicate Dust Feature
本文介绍了{ \it平流层红外天文台（SOFIA）}在11.1 $μ$ m处对IIn型超新星（SN IIn）2010 jl的测光观测。SN未被{ \it SOFIA}检测到，但所获得的上限，结合{ \it Spitzer}在3.6 μ m和4.5 $μ$ m处的新的和存档的检测结果，使我们能够表征存在的尘埃的组成。在以前的工作中，其他类型的IIn SNe中的尘埃已经被证明存在于由祖先系统在爆炸前的几千年中喷出的物质的拱星壳中。我们的模型拟合表明，在系统中的灰尘显示没有证据的强大的，无处不在的9.7 $μ$ m功能从硅酸盐尘埃，这表明碳质颗粒的存在。在$\sim 550-620$ K的温度下，碳质尘埃辐射的$\msun$为0.01-0.05时，观测值最符合。尘埃成分可能揭示线索的性质的祖系统，这仍然是模糊的这一子类。大多数提出的SNe IIn的单星祖先系统，如亮蓝变星、红超巨星、黄超巨星和B[e]星，都清楚地显示出它们在SN前的流出物中有硅酸盐尘埃。然而，这一后SN的结果是一致的SNe IIn与中红外观测的小样本，其中没有显示出硅酸盐尘埃在其红外光谱发射的迹象。
2015-06-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Direct Detection of Type II-P Supernova Progenitors with the $\textit{Euclid}$ and CSST Surveys
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文学与空间科学学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area, Sun Yat-sen University（中山大学粤港澳大湾区宇宙线科学中心）；Dipartimento di Fisica, Universita‘ di Napoli “Federico II”（那不勒斯费德里科二世大学物理系）；School of Physics and Astronomy, China West Normal University（西华师范大学物理与电子工程学院）；INAF – Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（隶属于西班牙高等科学研究委员会））
欧几里得和中国空间站巡天望远镜将通过多波段成像显著提升II型超新星前身的检测效率，提供更精确的质量测量，解决长期存在的红超巨星问题。
2026-09-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
No hot and luminous progenitor for Tycho's supernova
Ia型超新星被证明对我们理解宇宙学至关重要，无论是作为标准烛光还是它们在银河系化学演化中的作用;然而，它们的起源仍然不确定。正则吸积模型暗示着一个炽热发光的原始体，它会在爆炸后的$\sim$ 10万年内将周围的气体吸到半径为$\sim$ 10- 100秒差距的范围内。在这里，我们报告严格的上限温度和光度的祖先第谷的超新星（SN 1572），确定使用残余本身作为探针的环境。因此，可以排除产生比在目前残骸半径（$\sim$ 3秒差距）处测量的更大氢电离分数的热的、发光的祖先。这最终排除了稳定的核燃烧白矮星（超软X射线源），以及从一颗质量为1000亿克拉的白矮星吸积$\gtrsim 10^{-8}M_{\odot}$ yr $^{-1}$（复发新星）的盘发射。缺乏一个环绕的斯特伦格伦球与双白矮星双星的合并是一致的，尽管其他更奇特的情况也是可能的。
2017-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Blowing in the wind: The dust wave surrounding $σ$ Ori AB
斯皮策太空望远镜和WISE卫星的观测显示，O9.5V/B0.5V系统$σ$ Ori AB在50”（$\simeq0.1$ pc）处有一个突出的弧形结构。我们将这种尘埃结构归因于恒星辐射压力与来自暗云L1630的电离气体的IC 434光蒸发流携带的尘埃的相互作用。我们已经建立了一个定量模型，描述了尘埃电离流与附近（大质量）恒星的相互作用，辐射压力使尘埃停滞，堆积在一个可观的距离（> 0.1 pc），并迫使它绕着恒星流动。该模型表明，对于IC 434中的条件，气体将与粉尘解耦，并将保持其原始流线。我们认为，这种尘埃结构是大质量恒星在星际介质中运动产生的尘埃波的第一个例子。尘埃波（和头波）根据其辐射压力不透明度将尘埃颗粒分层，这反映了颗粒物质的尺寸分布和成分。我们的模型与观测结果的比较表明，通过库仑相互作用的尘埃-气体耦合是不那么重要的，比以前认为的，挑战我们的理解在热，电离区域的空间颗粒动力学。我们描述了尘埃（和弓）波和经典弓激波之间的差异。我们的结论是，尘埃波和头波应该是常见的恒星周围显示弱风现象，这些结构是最好的观察中红外到远红外波长。特别是，尘埃波和头波最有效地形成在弱风恒星周围，这些恒星通过高密度介质运动。此外，它们提供了一个独特的机会来研究（大质量）恒星与其周围环境之间的直接相互作用。
2014-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anisotropic winds in Wolf-Rayet binary identify potential gamma-ray burst progenitor
大质量演化的沃尔夫-拉叶星有时会出现在碰撞风双星系统中，其中的尘埃羽流是恒星风碰撞的结果。已知这些结构编码双星轨道和风的参数。在这里，我们报告了一个以前未被发现的沃尔夫-拉叶系统，2XMM J160050.7-514245，与光谱确定的风速为$\approx$ 3400公里秒$^{-1}$的意见。在热红外线中，该系统装饰着一个突出的$\approx$ 12 $''$螺旋尘埃羽流，自行研究显示，它的膨胀速度只有$\approx$ 570 km/s $^{-1}$。由于尘埃和气体似乎是同时代的，这些观测结果与现有的这种碰撞风系统的动力学模型不一致。我们建议，如果系统能够发射极端各向异性的风，这个矛盾可以得到解决。近临界的恒星旋转是已知的驱动这样的风，这表明沃尔夫-拉叶系统作为一个潜在的银河系长时间伽马射线暴的祖先系统。
2018-11-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The SN 2008S Progenitor Star: Gone or Again Self-Obscured?
我们用大双筒望远镜（LBT）获得了SN 2008 S的后期光学和近红外成像。我们发现，（1）它在光学（UBVR）波长下也是不可见的，其星等极限约为25 mag，（2）当在近红外（HK）中检测到时，它在约20 mag处迅速衰落。2010年3月和5月的近红外探测结果与黑体温度T ~ 900 K和总光度L ~ 40000 Lsun的尘埃发射一致，与被遮蔽的祖星的光度相当。如果它是一颗超新星，那么近红外辐射很可能是由于激波加热的尘埃，因为从峰值开始经过的时间太长，不足以支持近红外尘埃回波，而且光度的下降比56 Co的斜率要浅。如果它是从幸存的祖先再处理的发射，尘埃光球必须重新建立自己比瞬变前更接近恒星（~40 AU而不是150 AU），除非有第二个，更冷的尘埃成分在中红外波长占主导地位。在大致恒定的温度下持续快速衰减有利于瞬态发射，但需要中红外和未来斯皮策观测中的SED峰来关闭这种情况。
2010-06-30 astro-ph.SR
Disappearance of the Progenitor of Supernova iPTF13bvn
NGC 5806中的超新星（SN）iPTF 13 bvn是第一个在爆炸前的图像中暂时与祖先候选者联系在一起的Ib型SN。我们进行了深紫外（UV）和光学哈勃太空望远镜（HST）的观测SN网站740天后爆炸。我们在光学波段探测到一个比爆炸前的物体更暗的物体。这种变暗可能不是由喷出物中的灰尘吸收产生的;因此，我们的发现证实了祖先候选者与SN的联系。在我们的数据中的对象很可能是由衰落的SN，这意味着前SN流量主要是由于祖占主导地位。我们比较我们的修订前SN测光与以前提出的祖模型。虽然二元祖细胞是有利的，模型需要完善。特别是，为了符合我们的深紫外探测极限，任何伴星都必须比晚O型星更亮，或者被新形成的尘埃所掩盖。确定的祖先特征将需要进一步的观察，以解开一个更微弱的SN及其环境的贡献。
2016-06-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The environmental dependence of mid-IR luminous dusty Supernovae
Hebei University（河北大学）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（ICE，CSIC））；University of Szeged（塞格德大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）
研究发现尘埃超新星的环境特性与典型超新星不同，其尘埃生成过程可能不受金属licity和宿主环境影响。
2026-02-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsar wind nebulae meeting the circumstellar medium of their progenitors
本研究通过2.5维磁流体动力学模拟，探讨了移动的大质量超新星前身星产生的脉冲星风云与星周介质相互作用的不对称演化，发现终止激波的不对称回响显著影响遗迹的射电辐射和物质混合。
2024-09-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Progenitor of the Type II-Plateau SN 2025pht in NGC 1637: The Dustiest, Most Luminous Red Supergiant So Far?
Caltech/IPAC（加州理工学院/喷气推进实验室）；University of Szeged（塞格德大学）；MTA-ELTE Lendület ”Momentum” Milky Way Research Group（匈牙利科学院-罗兰大学引力研究组“动量”银河系研究小组）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of California, Berkeley（加利福尼亚大学伯克利分校）；Purdue University（普渡大学）
利用HST和JWST的多波段观测，表征了SN 2025pht的红超巨星前身星候选体，发现其具有高光度、低有效温度和富含硅酸盐的尘埃包层，可能是迄今最明亮的红超巨星。
2026-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Delayed Shock-induced Dust Formation in the Dense Circumstellar Shell Surrounding the Type IIn Supernova SN 2010jl
IIn型超新星的光变曲线主要由超新星激波与其致密的星周介质（CSM）相互作用释放的辐射能量决定。超新星SN 2010 jl在爆炸后的几周内就表现出红外辐射，超过了外推的紫外光谱。有些人认为这种辐射是在冷却的激波后CSM中迅速形成尘埃的证据。我们调查的物理过程，可能会抑制或促进粉尘的形成CSM。当只考虑辐射冷却时，致密的冲击气体的温度迅速下降到尘埃凝结温度以下。然而，通过考虑激波下游辐射对激波后气体的加热，我们发现，当激波传播到CSM较低密度的外部区域时，直到激波的辐射减弱，尘埃的形成才受到抑制。因此，SN 2010jl的尘埃形成只能在380天后开始。只有自那个时期以来的红外发射可以归因于新形成的CSM尘埃。第460天及之后的观测显示，红外线光度超过了紫外线光度。激波后的尘埃不能消除由膨胀的SN激波发出的辐射。因此，它的红外辐射必须由内部源提供动力，我们将其与通过SN喷出物传播的反向激波联系起来。因此，在380天之前的红外辐射必须是来自预先存在的CSM尘埃的红外回波。
2018-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dust Mass of Supernova Remnants in M31
利用Spitzer/IRAC 4和MIPS 24，Herschel/PACS 70，100，160和Herschel/SPIRE 250，350 $μ$ m波段的红外光谱能量分布，拟合出M31超新星遗迹的尘埃温度和质量. 20个测光相对可靠的超新星，其尘埃温度平均为$20.1^{+1.8}_{-1.5}$ K，高于周围环境，表明超新星爆发的加热效应。这些超新星的尘埃质量从100到800 $ M_{\odot}$不等，比银河系中的超新星要大得多。另一方面，这产生了$0.10^{+0.07}_{-0.04}{ M_{\odot} \rm pc^{-2}}$的尘埃表面密度，大约是周围面积的一半，这意味着超新星爆炸摧毁了SNRs中大约一半的尘埃。尘埃温度、半径和尘埃质量都表明，由于距离和观测分辨率的限制，所研究的信噪比很可能处于“雪犁”阶段甚至消失阶段，其结果可作为超新星爆发对周围尘埃最终影响的参考。
2021-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Progenitor Age and Mass of the Black-Hole-Formation Candidate N6946-BH1
失败的超新星N6946-BH 1可能形成了一个黑洞（BH）;我们对周围的人口进行了年龄测定，并推断了这个BH形成候选者的祖先的年龄和初始质量。首先，我们使用档案哈勃太空望远镜成像提取宽带测光的解决恒星星族围绕这一事件。使用这种光度学，我们拟合恒星演化模型的颜色星等图来测量最近的恒星形成历史（SFH）。测光建模需要一个准确的距离，因此，我们测量红巨星分支（TRGB）的尖端，并推断出$29.47 \pm 0.079$到NGC~6946的距离模数，或度量距离为$7.83 \pm 0.29$ Mpc。为了估计恒星种群的年龄，我们将SFH和不确定性转换为祖先年龄的概率分布。N6946-BH 1附近的区域显示出数百秒差距的最年轻和最活跃的恒星形成。这意味着它的祖先不是一颗逃逸恒星。根据这些测量结果，我们推断出$10.6^{+14.5}_{-5.9}$ Myr的BH祖先的年龄。假设它的前身是一颗恒星，那么它的初始质量就是$17.9^{+29.9}_{-7.6}$ $M_{\odot}$。先前对祖细胞的光谱能量分布（SED）建模表明存在大量$\sim$ 27 $M_{\odot}$。形式上，SED导出的质量落在我们最接近的68%置信区间内;然而，我们测量的概率分布函数的$91\%$低于该质量，在年龄和直接成像结果之间产生了一些张力。
2018-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust to Dust: 3 years in the Evolution of the Unusual SN 2008S
我们获得了SN 2008 S的后期光学和近红外成像与大双筒望远镜（LBT），近红外数据与哈勃太空望远镜（HST），和中红外数据与斯皮策太空望远镜（SST）。我们发现，（1）它在光学（UBVR）波长下也是不可见的，亮度极限约为25 mag，（2）在近红外（H）约24.8 mag处被检测到时，它正在迅速衰减，（3）在中红外3.6和4.5微米处，它仍然比前身更亮，但下降缓慢，稳定。2010年12月的红外探测结果与尘埃辐射一致，黑体温度为T ~ 640 K，总光度为L ~ 200000 Lsun，远高于被遮蔽的祖星的L ~ 40000 Lsun光度。当地的环境也没有显示出大质量（M >= 10 Msun）恒星在瞬变附近的证据，与祖先是一个大质量的AGB恒星相一致。
2012-02-01 astro-ph.SR
On the Origin of a Dusty Circumstellar Medium around Red Supergiants
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）
本研究耦合时变质量损失与非平衡化学，模拟红超巨星的分子及尘埃形成，揭示加速星风可产生更多尘埃，且团块状星周介质能更好匹配观测通量，明确了相关因素对红超巨星前身星可观测性质的重要作用。
2026-08-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Considering the Single and Binary Origins of the Type IIP SN 2017eaw
本研究通过改进的天体测量与测光技术重新分析SN 2017eaw周边恒星种群，结合氦核质量估计与星族合成模型，得出其前身星为初始单星的概率为65%，为区分超新星前身星起源提供了新方法框架。
2023-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
The bright, dusty aftermath of giant eruptions & H-rich supernovae. Late interaction of supernova shocks & dusty circumstellar shells
本研究通过三维流体动力学模拟，探讨了45-60 M$_\odot$前身星富氢超新星爆炸对喷发后尘埃的影响，发现CSM几何形状和激波辐射阶段显著决定尘埃存续，且喷发后短期内爆炸反而利于尘埃存活。
2025-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Luminous Red Supergiant and Dusty Long-period Variable Progenitor for SN 2023ixf
通过分析 SN 2023ixf 爆发前的红外成像，发现其前身星是一颗发光且多尘埃的红超巨星，具有约 1000 天的脉动周期，估算初始质量为 17±4 太阳质量，并揭示了脉动驱动风导致的增强质量损失。
2023-08-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A high mass progenitor for the Type Ic Supernova 2007gr inferred from its environment
我们分析了哈勃空间望远镜3号宽视场相机和2号宽视场行星相机对NGC 1058中Ic型SN 2007 gr的观测结果。SN在WFPC 2的后期观测中几乎没有恢复，而在后期的WFC 3数据中可能的检测是有争议的。这些观测被用来对周围的恒星星族进行多波长研究。我们适合的空间配置文件，以附近的明亮的来源，以前提出的主机集群。我们发现，而不是一个扩展的集群，它是一个单一的点状对象一致。通过拟合恒星模型得到该源的光谱能量分布，我们认为它是A1-A3黄超巨星，可能对应于一颗具有$M_{ZAMS} = 40M_{\odot}$的恒星。SN 2007 gr位于一个大质量的星协中，直径为$\approx 300\,\mathrm{pc}$。我们提出了一个贝叶斯方案，以确定周围的大质量恒星人口的属性，结合帕多瓦等时线。我们发现，恒星星族，无论是在WFC 3和WFPC 2观测，可以很好地拟合两个年龄分布的平均年龄：~6.3百万年和~50百万年。恒星的星族显然是由年轻的年龄解（WFPC 2和WFC 3的观测值分别为3.5和5.7倍）所主导，这对应于具有$M_{ZAMS} \sim 30M_{\odot}$的恒星的寿命。这是支持SN 2007 gr起源于一颗大质量的祖星的假设的有力证据，可能有能力成为沃尔夫-拉叶星。
2016-09-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova 2017eaw: molecule and dust formation from infrared observations
我们介绍了II-P型SN 2017 eaw及其邻近星系NGC 6946中的祖先的红外（IR）光度学和光谱学。在爆炸前1年到1天的4个历元中，KS波段的祖星观测显示，祖星的变化不超过6%，持续时间不超过200天。SN 2017 eaw是一个典型的SN II-P，其近红外和中红外光度演化与SNe 2002 hh和2004 et相似，后者是同一星系中的其他正常SNe II-P。爆炸后389 ~ 480天的光谱监测显示，在389天有强烈的CO第一泛音发射，其谱线轮廓与SN 1987 A的谱线轮廓相匹配，表明CO在1,800 K时有$\sim 10^{-3} \, M_{\odot}$。从389天的历元，直到最近的观察在566天，第一泛音功能褪色，而4.5 $μ$ m的过剩，可能从CO的基本频带，仍然存在。这种行为表明CO没有被破坏，但是气体已经足够冷却，使得负责第一泛音发射的水平不再被填充。最后，斯皮策3.6 $μ$ m测光的演变显示了SN 2017 eaw中尘埃形成的证据，尘埃质量为$10^{-6}$或$10^{-4}\,M_{\odot}$，分别假设碳质或硅酸盐颗粒。
2019-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dusty, Self-obscured Transients from Stellar Coalescence
本文研究恒星并合中尘埃凝聚对暂现源观测外观的影响，利用亮红新星约束抛射物热力学，预测30-50%的太阳质量恒星并合暂现源为尘埃红外亮源，并区分光学与红外暂现源对应的不同并合结果。
2023-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The quiescent progenitors of four Type II-P/L supernovae
我们目前的大双筒望远镜的差异成像数据的最后几年的四个II型P/L超新星的祖先。对于所有四个，我们没有发现显着的证据，随机或稳定的变化，在U，B，V，或R-波段。我们的限制将变异性限制在不超过祖细胞预期R波段亮度的大约5-10%。这些极限与麦哲伦星云中红超巨星观测到的变化相当。基于这四个事件，在90%置信度下，II型P/L祖源在氧气点火后具有扩展爆发的概率<37%。我们的观察不能排除短暂的爆发，其中的祖先返回到其静态流量的10%以内的时间尺度上的几个月，没有尘埃的形成。
2018-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dusty shells surrounding the carbon variables S Scuti and RT Capricorni
在演化恒星质量损失方案中，利用赫歇尔空间天文台机载PACS光度计前所未有的空间分辨率绘制了渐近巨星分支和红超巨星的尘埃环境图。在形态异质的样品中，一小部分的目标是封闭的球对称分离信封。基于70 μm和160 μm波段的观测，我们研究了两个碳半正则变量S Sct和RT Cap的周围环境，这两个变量都显示了高度可变的质量损失历史的证据。S Sct具有明亮的球对称分离壳，直径为138”，与已知的CO结构共空间。此外，微弱的发射被检测到的郊区，那里的形态似乎表明一个温和的塑造风与星际介质，这也是支持恒星空间运动的相互作用。在RT Cap周围发现了两个壳，这两个壳到目前为止在尘埃排放或分子线观测中都不为人知。直径为188”的内壳显示出几乎完美的球形对称性，而外壳的形状则更不规则。MoD是DUSTY辐射转移程序的一个修改版，用于模拟分离的壳体。尘埃温度，壳尘质量，和质量损失率推导出这两个目标。
2014-05-12 astro-ph.SR
Echoes of a decaying planetary system: the gaseous and dusty disks surrounding three white dwarfs
我们已经进行了一个全面的地面观测计划，目的是描述围绕三颗以前已知拥有气体盘的单颗白矮星运行的星周物质。近红外成像明确地检测到朝向Ton 345的过量红外辐射，并使我们能够改进所有三颗白矮星周围的星周尘埃模型。我们发现，每个白矮星主机的气体和尘埃盘，大致空间重合，结果是一致的情况下，尘埃和气体物质的起源于残留的母体的白矮星的行星系统。我们简要地描述了一个新的模型的气体盘加热机制中的气体材料的行为像一个“Z II”区域。在此Z II区域中，主要由金属组成的气体被紫外光光电离，并通过光学厚允许的Ca II线发射冷却。
2010-07-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Supernova dust yields: the role of metallicity, rotation, and fallback
超新星（SNe）被认为在高红移星系的尘埃富集中起着重要作用，并且由于星际颗粒的寿命很短，在本星系的尘埃补充中起着重要作用。在这里，我们将探讨如何SN尘埃产量取决于质量，金属丰度，和祖星的旋转速率，以及爆炸的属性。为此，假设喷出物内均匀混合，我们量化的尘埃质量与祖质量$13~M_{\odot} \leq M \leq 120~M_{\odot}$，金属度$\rm -3 \leq [Fe/H] \leq 0$，旋转速率$\rm v_{\rm rot} = 0$和$300$ ~km/s的SN模型的样本产生的，爆炸与固定的能量$1.2 \times 10^{51}$ ~erg（FE模型）或校准的爆炸属性，以重现从SN观测（CE模型）推断的$\rm ^{56}Ni$ - $M$关系。我们发现，旋转有利于更有效的尘埃生产，特别是对于更大的质量，低金属量的恒星，但金属量和爆炸性能对尘埃质量及其组成的影响最大。在FE模型中，带有$M \leq 20 - 25 ~M_{\odot}$的SNe在形成粉尘方面更有效：单次爆炸中形成的$M_\odot$在0.1到1之间，当使用$\rm [Fe/H] = 0$时，其成分主要由硅酸盐、碳和磁铁矿颗粒组成，当使用$\rm [Fe/H] < 0$时，其成分主要由碳和磁铁矿颗粒组成。在CE模型中，喷出物是大量的，富含金属，粉尘的产生效率更高。尘埃质量随着$M$的增加…
2018-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Seimei KOOLS-IFU mapping of the gas and dust distributions in Galactic PNe: Unveiling the origin and evolution of Galactic halo PN H4-1
研究利用 Seimei/KOOLS-IFU 光谱与多波段数据测量银晕贫金属富碳 PN H4-1 的气体、尘埃及元素丰度，并通过双星核合成模型揭示其前身星的并合演化起源。
2023-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical and near-infrared nebular-phase spectroscopy of SN 2024ggi: constraints on the structure of the inner ejecta, progenitor mass, and dust
Millennium Institute of Astrophysics MAS（天体物理学千年研究所）；Gemini Observatory, NSF's National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory（Gemini 天文台，美国国家光学红外天文研究实验室）
SN 2024ggi的光学和近红外光谱研究揭示了内喷流结构、前身星质量及尘埃形成的关键约束。
2026-01-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The origin of the near-infrared excess in SN Ia 2012dn: Circumstellar dust around the super-Chandrasekhar supernova candidate
所谓的超克拉塞卡候选Ia型超新星（SC-SNe Ia）的祖先的性质一直在积极辩论。最近，Yamanaka等人（2016）报告了SN 2012 dn的近红外（NIR）过量，并提出过量来自星周（CS）尘埃的回波。在本文中，我们研究了SN 2012 dn周围CS尘埃的详细分布，并研究了CS尘埃回波场景对SC-SNe Ia一般情况的影响。我们发现，一个磁盘/双极CS介质配置再现近红外过量相当不错，其中的径向密度分布是由一个固定的质量损失。CS粉尘的内径为$0.04$ pc。对于椎间盘和双极CS介质配置，祖系统的质量损失率估计分别为$1.2 \times 10^{-5}$和$3.2 \times 10^{-6}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$，这为单次退化情况增加了另一个支持。我们的模型限制SN 2009 dc，另一个SC-SN Ia，具有小于SN 2012 dn的$0.16$倍的尘埃质量。虽然这可能仅仅表明SC-SNe Ia之间CS环境的一些变化，但这可能会引起另一种有趣的可能性。在SC-SNe Ia中可能有两类：在清洁环境中较亮的SC-SNe Ia（SN 2009 dc）和在尘埃环境中较暗的SC-SNe Ia（SN 2012 dn）。
2016-12-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Substantial Dust Disk Surrounding an Actively Accreting First-Ascent Giant Star
我们报告识别的第一个明确的例子，似乎是一个新的类的第一次上升的巨星，积极吸积气体和尘埃，并包围着大量的尘埃盘。这些老恒星，谁是接近他们的生命结束，正在经历一个重生的特点通常与新生恒星。F2型初升巨星TYC 4144 329 2与一颗正常的G8 IV型恒星TYC 4144 329 1位于一个宽间隔双星系统中。根据凯克近红外成像和高分辨率光谱学，我们能够确定这两颗恒星的年龄为$\sim$ 1 Gyr，距离为$\sim$ 550 pc。对于吸积物质的起源，一个可能的解释是与低质量恒星或亚恒星伴星的共同包层相互作用。TYC 4144 329 2周围的气体和尘埃物质，因为它类似于在年轻的经典金牛座T星周围观察到的原始盘，可能会产生新一代的行星和/或微行星。
2009-01-27 astro-ph.SR
An Excess of Mid-Infrared Emission from the Type Iax SN 2014dt
Iax型超新星（SNe Iax）比典型的热核爆炸能量更低，亮度更低。一个建议的解释，观察到的特点，这个子类是一个二元祖系统组成的一个CO白矮星主要吸积从氦恒星的同伴。一个单一的简并爆炸通道可能会导致致密的星周介质（CSM），尽管还没有证据表明这种CSM在这个子类中被观察到。在这里，我们提出了最近的斯皮策观测的SN Iax 2014 dt的SPIRITS计划获得近一年后爆炸，揭示了一个强大的中红外超过预期的流量更正常的SNe Ia。这种过量与新形成的尘埃的1 E-5 M_solar相一致，这将是第一次观察到新形成的尘埃形成正常的Ia型。然而，过量也与可能在爆炸前质量损失中形成的尘埃CSM一致，从而表明单一的简并祖先系统。与其他表现出显著激波相互作用（SNe Ia-CSM）和相互作用的核心坍缩事件（SNe IIn）的Ia型超新星相比，SN 2014 dt中的尘埃壳质量较小。我们认为，这样一个预先存在的尘埃壳的祖系统，包括一个双星系统的质量捐助者，是一个红巨星，红超巨星，和一个渐近巨星分支的影响。
2015-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Progenitor Star of SN 2023ixf: A Massive Red Supergiant with Enhanced, Episodic Pre-Supernova Mass Loss
本文通过 Keck/NIRC2 与 HST 多波段数据证认 SN 2023ixf 前身星为一颗约 18 太阳质量、被尘埃严重遮蔽且具有脉动增强质量损失的红超巨星，并发现其光学深度随径向脉动周期性变化。
2023-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
C/O ratios in planetary nebulae with dual-dust chemistry from faint optical recombination lines
我们提出了深高分辨率（R~15,000）和高质量的UVES光学分光光度计的九个行星状星云与双尘埃化学。我们从几个诊断中计算出物理条件。大量的N，O，Ne，S，Cl，Ar，K，Fe和Kr离子的离子丰度来自碰撞激发线。元素丰度是使用最先进的电离校正因子计算的。我们从光学复合线得到精确的C/O比。我们已经重新分析了额外的高质量光谱的14 PNe从文献中遵循相同的方法。与渐近巨星分支模型的比较表明，大约一半的样本天体是低质量祖星（M < 1.5 Msun）的后代。考虑到观测到的N/O、C/O和He/H比值，我们不能排除某些天体来自遭受过轻度HBB的更大质量的祖星（M > 3- 4 Msun）。没有一个物体似乎是非常巨大的祖先的后代。我们认为，在这里研究的大多数行星状星云中，多环芳烃是通过CO分子的解离形成的。最后一个热脉冲将富O PNe转变为富C PNe的假设被放弃，除了三个物体显示C/O > 1。我们还讨论了一个他预富集的可能性，以解释最丰富的对象。我们不能放弃其他场景，如额外的混合，恒星旋转或二元相互作用，以解释我们的样品中观察到的化学丰度行为。
2017-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Red Supergiant Progenitor of Supernova 2012aw (PTF12bvh) in Messier 95
我们报告了在附近（10.0 Mpc）螺旋星系Messier 95（M95; NGC 3351）中直接探测和表征中等光度II型高原（II-P）超新星（SN）2012 aw的可能红超巨星祖先。我们已经确定了恒星在两个哈勃太空望远镜图像的宿主星系，获得17-18年前的爆炸，近红外地面图像，获得6-12年前的SN。这颗发光的超巨星显示出大量的星周尘埃的证据，表现为过量的视线消光。恒星消光的有效总选择比为R '_V \approx 4.35，这与弥漫的星际尘埃（即，R_V=3.1），因此，该恒星的总消光平均为A_V \approx 3.1等。我们发现，观测到的祖先星的光谱能量分布与3600 K的有效温度（光谱类型M3）一致，因此该恒星的热星等为-8.29等。通过与最近的理论双星演化轨迹的比较，我们可以推断红超巨星的原始质量为15 \lesssim M_{ini}（M_sun）< 20。通过目测，我们推测该恒星的初始质量约为17-18 M_sun。由于超新星的视消光很低（A_V= 0.24mag，R_V=3.1），因此在爆炸过程中，母星周围的星周尘埃一定被破坏了。
2012-07-11 astro-ph.CO astro-ph.SR
Modelling polarized light from dust shells surrounding asymptotic giant branch stars
渐近巨星分支（AGB）恒星的风通常被认为是由尘埃颗粒的辐射加速驱动的。对于M-型AGB星来说，风驱动尘埃的性质一直是一个激烈争论的问题。一个建议的辐射压力的来源触发的外流是光子散射无铁硅酸盐颗粒。这种风驱动机制需要大约0.1 - 1微米的颗粒半径，以使尘埃粒子有效地散射恒星通量最大值周围的辐射。因此，颗粒大小是理解M型AGB星风背后的物理学的一个重要参数。我们试图调查的诊断潜力的散射偏振光确定尘埃颗粒大小。我们已经开发了一种新的工具，用于计算AGB恒星周围尘埃和气体壳层中散射光的合成图像，该图像可应用于动力学大气和尘埃驱动风的详细模型。我们目前的偏振光使用动态模型计算的DARWIN代码的地图。合成图像清晰地显示出偏振光的强度、尘埃壳内边缘的位置以及靠近内边缘的尘埃颗粒的大小都随光度相位的变化而变化。尘埃壳中的非球形结构也会对偏振光产生影响。我们通过在计算合成图像之前将不同的脉动相位组合成单个3D结构来模拟这种效果。星周包层的不对称性可以产生净偏振，这可以用作颗粒尺寸的诊断。散射粒子的尺寸与观察到的波长之间的比率决定了在什么波长处净偏振切换方向。如果观察到，这可用于限制平均粒度。
2017-05-24 astro-ph.SR
A new precise mass for the progenitor of the Type IIP SN 2008bk
IIP SN 2008 bk的前身是在爆炸前的g 'r' i 'IYJHKs图像中发现的，这些图像是由欧洲南方天文台甚大望远镜FORS、HAWK-I和ISAAC仪器以及双子座GMOS-S仪器拍摄的。爆炸前观测的丰富性使这个SN的前身成为自SN 1987 A前身探测以来研究得最好的超新星之一。由于爆炸前图像的光度校准质量有限，以及含有SN的场的拥挤性质，以前对祖星特性的分析受到阻碍。我们提出了新的晚时间观测SN 2008 bk的网站获得与爆炸前的观测相同的仪器和过滤器配置，并确认以前确定的红超巨星是这个SN的祖先，现在已经消失。图像减法技术被用来进行精确的测光，现在失踪的祖星，独立于任何附近的恒星混合。利用HST WFC 3 UVIS/IR观测，探讨了周围恒星星族的性质及其对爆炸前图像中归属于祖先的通量的贡献。通过与MARCS合成光谱的比较，我们发现其前身是一个亮度log（L/Lsun）=4.84+/-0.11的高度变红的RSG，对应的初始质量为Minit=12.9+/-1.7Msun。祖先的温度比先前预期的RSG（T ~ 4330 K）更热，但与使用SED拟合技术推导的RSG的新温度一致。我们表明，有证据表明显着灭绝的祖先，可能出现在CSM，但这种灰尘产生类似的变红规律，发现在ISM（E（B-V）=0.77与Rv=3.1）的灰尘。[摘要]
2013-08-20 astro-ph.SR
SN 2008S: an electron capture SN from a super-AGB progenitor?
我们提出了全面的光度和光谱观测的微弱瞬态SN 2008 S在NGC 6946中发现。SN 2008 S在前9个月表现出缓慢的光度演化，几乎没有光谱变化，这意味着高密度的CS介质。它的光变曲线与SN 1998 S和SN 1979 C的光变曲线相似，但在最大光照下明显较暗。我们的准测辐射热光变曲线延伸到300天，并显示出与^{56} Co一致的尾相衰减率。我们认为这是^{56}Ni（0.0015 +/- 0.0004 M_Sun）爆炸和形成的证据。爆炸后不久探测到的大的和平号红外线通量可以用预爆炸尘埃的光回波来解释。后期近红外辐射通量过剩是由于在CS环境中的热的新形成的喷出物尘埃与冲击加热的尘埃相结合。我们重新评估的前身对象先前在斯皮策存档图像中检测到的，补充这一讨论与模型的和平号光谱能量分布。这支持了SN 2008 S周围存在一个尘埃光学厚壳层的观点，该壳层的内半径约为90 AU，外半径约为450 AU，热源温度约为3000 K，光度约为L ~ 10^{4.6} L_Sun。结合我们的监测数据和来自祖先分析的证据，我们支持的超AGB祖先星（初始质量6-8 M_sun）嵌入在一个厚厚的CS气体包层中的弱电子捕获超新星爆炸的场景。我们认为SN 2008 S中电子俘获SN现象的所有主要性质都被观测到了，未来的观测可能会给出一个明确的答案。
2009-05-18 astro-ph.SR
The progenitor and remnant of the helium nova V445 Puppis
V445 Pup是一颗在爆发期间没有氢谱线的奇特新星。该光谱包含碳、氧、钙、钠和铁的强发射线。我们使用天文底片档案对V445幼仔祖先的摄影图像进行了数字处理。这颗恒星在B波段的亮度为14.3等，是一颗周期性的变星，其最可能的周期为0.650654+/-0.000011天。光变曲线的形状表明，这颗恒星的前身是一颗共包络双星，表面有一个光点，表面亮度可变。在0.44和2.2微米之间的光谱能量分布与A0 V型恒星相似。2001年爆发后，喷出物中形成了尘埃，这颗恒星成为了一个强红外源。这导致恒星在V波段的亮度下降到20等以下。2003年至2009年期间获得的CCD BVR观测结果表明，尘埃吸收最小完成于2004年，残留物重新出现在18.5 mag V的水平。尘埃分散，但在K波段与VLT自适应光学拍摄的帧中没有星状物体。直到2007年3月，在这些画面中只能看到爆炸的喷出物。光谱能量分布中没有出现变红的A0 V型恒星。2000年V445 Pup的爆炸是CO型白矮星表面的氦闪光。结合现代动力学计算的结果，讨论了氦闪触发白矮星核爆轰的可能性及其观测证据，并讨论了系统的公共包层在爆轰中丢失的问题。系统的破坏及其组件的质量损失排除了V445 Pup未来的SN Ia情景。
2010-11-28 astro-ph.SR
The circumstellar environment around the extreme Galactic red supergiant NML Cygni: Dense, dusty, and asymmetric
本文利用NOEMA干涉观测研究红超巨星NML Cygni的星周环境，发现其尘埃质量约2×10⁻³M☉、延伸至2000 AU且形态复杂不对称，并推测可能存在未知双星伴星。
2025-05-05 astro-ph.GA 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
Understanding dust production and mass loss on the AGB phase using post-AGB stars in the Magellanic Clouds
目的：我们的目标是了解在AGB阶段发生的表面化学的变化，通过分析结果，从观察单一的后AGB恒星在麦哲伦星云。我们还旨在重建尘埃的形成过程，这是活跃在AGB星的拱星信封。研究方法：我们研究可能的单一后AGB源的麦哲伦云，表现出双峰（壳型）的光谱能量分布（SED）。通过与辐射转移计算结果的比较，我们解释了它们的SED，从而推导出各个源的光度和尘埃含量。此外，我们比较观测导出的恒星参数和光球化学丰度的目标样品的AGB和后AGB恒星的恒星演化建模的结果。这允许在初始质量和祖细胞的形成时期方面表征各个源。结果如下：我们发现，在我们的目标样本的13个可能的单一后AGB星壳型SED，8个对象是碳星从~1 - 2.5 Msun的祖先下降。13个天体中有5个质量较低，来自M <1 Msun的恒星。基于尘埃矿物学，我们发现这5颗恒星被硅酸盐尘埃所包围，因此未能成为碳星。尘埃光学厚度和恒星的光度是相关的，这是由于更快的演化时间尺度更亮的恒星，这使得尘埃层更接近中心物体。从我们对SED的详细分析中，我们推断，目前在后AGB恒星周围观察到的尘埃是在中心恒星收缩开始后释放的，有效温度增加到~3500 - 4000 K。
2022-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Role of Inhomogeneities in Supernova Shock Breakout Emission
超新星爆炸波从其前身恒星爆发，对恒星及其周围环境产生了强烈的约束。这些环境是由恒星的质量损失形成的，可以包括各种各样的不均匀性。在这里，我们提出了多维辐射流体动力学计算的超新星爆炸波的相互作用的结果与不均匀性在周围的一个巨大的沃尔夫-拉叶星，计算这些相互作用的冲击爆发信号从超新星的效果。
2020-05-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
