Probing the Diversity of Type Ia Supernova Remnants in 3-D Hydrodynamic Simulations with X-ray Spectral Synthesis
Kyoto University（京都大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI)（宇宙物理与数学惠特尼研究所）；The University of Manitoba（曼尼托巴大学）；RIKEN Center for Interdisciplinary Theoretical and Mathematical Sciences (iTHEMS)（理化学研究所跨学科理论与数学科学中心）；Smithsonian Astrophysical Observatory（史密森尼天体物理台）；Astrophysical Big Bang Laboratory (ABBL), RIKEN Pioneering Research Institute (PRI)（大爆炸天体物理学实验室（先进研究院））；Okinawa Institute of Science and Technology Graduate University (OIST)（冲绳科学技术大学院大学）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）
本文通过三维水动力模拟研究Ia型超新星残骸的多样性，利用高分辨率X射线光谱合成揭示爆炸机制差异，为 progenitor系统和爆炸机制提供约束。
2026-01-28 astro-ph.HE
On the Diversity of Compact Objects within Supernova Remnants. I: A Parametric Model for Magnetic Field Evolution
在过去的十年中，大量的X射线和射电观测揭示了中子星（NS）的多样性不断增加，这些中子星的性质跨越了磁场强度和年龄的数量级，并通过一系列机制解释了它们的辐射特性。然而，孤立中子星场的磁偶极子模型及其推断年龄存在严重的困难，例如观测到的制动指数（$n$，其值通常为$<$ 3）范围很大，以及中子星和相关超新星遗迹（SNR）年龄之间的不匹配。这个问题主要是由恒定磁场的假设引起的，其中$n$ =3，并且初始自旋周期比观察到的电流周期小得多。有人提出，这个问题的解决方案涉及磁场演化，其中一些NS在其诞生后通过吸积回落的超新星物质而具有埋藏在地壳内的磁场。在这项工作中，我们探讨了一个参数的磁场增长的现象学模型，概括了以前建议的场演化函数，并将其应用到各种NS与安全的SNR协会和已知的年龄。我们探索的灵活性模型恢复的结果，以前的工作埋在年轻的中子星的磁场。我们的模型拟合表明，显然不同类别的NS可能通过磁场的时间演化相互关联。
2016-02-26 astro-ph.HE
The First Ten Years of Swift Supernovae
雨燕伽马射线暴探测器已被证明是研究超新星爆炸多波长特性的一个令人难以置信的平台。在最初的10年里，Swift观测到了300多颗超新星。紫外线观测揭示了超新星类型和类别的复杂多样性。即使在标准的烛光型Ia超新星中，紫外线观测也揭示了不同的群体。当UVOT数据与更高的红移光学数据相结合时，这些群体的相对人口似乎随着红移而变化。在核心坍缩的超新星中，斯威夫特发现了两颗超新星的冲击爆发，斯威夫特的数据显示了从地面发现的超新星的冲击爆发的冷却阶段的多样性，并迅速跟进斯威夫特。Swift观测产生了令人难以置信的紫外和X射线数据集，可与高红移超新星观测和理论模型进行比较。斯威夫特的超新星计划有可能极大地提高我们对恒星生命和死亡以及宇宙历史的理解。
2015-04-29 astro-ph.HE
Diversity in extinction laws of Type Ia supernovae measured between $0.2$ and $2\,μ\mathrm{m}$
利用哈勃空间望远镜对六颗邻近的Ia型超新星（SNe~Ia）进行了紫外（UV）观测，并利用广角相机~3对其中三颗超新星进行了近红外（NIR）观测。雨燕卫星的紫外线观测以及地面光学和近红外数据提供了补充信息。组合数据集覆盖波长范围$0.2$ - $2~μ$ m。通过还包括SN 2014 J的档案数据，我们分析了一个样本跨越观察到的颜色过剩高达$E(B-V)=1.4~$马格。我们研究了每个单独的SN的波长依赖消光，并发现了多样性的变红规律时，其特征在于总的选择性消光$R_V$。特别是，我们注意到，对于两个SNe与$E(B-V)\gtrsim1~$ mag，其中的颜色过剩是由尘埃消光为主，我们发现$R_V=1.4\pm0.1$和$R_V=2.8\pm0.1$。添加紫外光度法降低了拟合$R_V$的不确定性的$\sim50\,$ %，使我们也可以测量$R_V$的个别低消光对象指向一个类似的多样性，目前没有考虑在分析时SNe~Ia用于研究宇宙的膨胀历史。
2015-07-08 astro-ph.HE
The Type Ibn Supernova 2019kbj -- Indications for Diversity in Type Ibn Supernova Progenitors
Ibn型超新星（SNe）是一类罕见的恒星爆炸，其祖先系统尚未很好地确定。我们提出并分析了Ibn SN 2019 kbj的观测结果，并对其光变曲线进行了建模，以限制其祖先和爆炸参数。SN 2019 kbj在达到峰值后的第一个月内显示出大致恒定的温度，这表明有一个动力源（可能是星周物质相互作用）使连续辐射保持在约15，000 K的高温。事实上，我们发现，Ni 56的放射性衰变是不利的，作为唯一的功率源的辐射热光变曲线。另一方面，一个放射性衰变+环星物质（CSM）相互作用模型，没有再现辐射热发射。由于稳定的质量损失风，拟合更喜欢均匀密度的CSM外壳，而不是CSM，类似于其他类型的Ibn SNe。均匀密度CSM壳模型需要约0.1太阳质量的Ni 56和约1太阳质量的总喷出物来重现光变曲线。SN 2019 kbj与另一个具有导出物理参数的Ibn型SN SN SN 2019 uo不同，后者的Ni 56质量低一个数量级，喷出物质量更大。这表明SN Ibn祖系统和爆炸可能存在多样性。
2023-02-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing the Diversity of Type Ia Supernova Light Curves in the Open Supernova Catalog
本文利用隐秩最小化自编码器对开放超新星目录中的 Ia 型超新星光变曲线进行无监督降维分析，发现三个潜在变量可解释约95%的方差并自然区分91T与91bg子类，同时揭示02cx等子类边界模糊，为超新星分类和后续应用提供了数据驱动的新视角。
2024-01-11 astro-ph.HE astro-ph.IM
Type II supernova spectral diversity II: Spectroscopic and photometric correlations
我们提出了一个分析观察到的趋势和100多个II型超新星（SNe~II）的光谱和光度参数之间的大范围的相关性，在光球阶段。我们定义了一个共同的时代为所有SNe的50天后爆炸，其中大多数的样品很可能是在类似的物理条件下。几个相关矩阵的产生，以寻找有趣的趋势之间的30多个不同的光变曲线和光谱特性的特点SNe~II的多样性。总的来说，具有较高膨胀速度的SNe更亮，具有更快下降的光变曲线，更短的平台持续时间，以及更高的$^{56}$ Ni质量。使用一个更大的样本比以前的研究，我们认为，“$Pd$”-高原持续时间从最初的过渡到"高原"的下降率结束的“高原”-是一个更好的指标的氢包层质量比传统上使用的光学厚相持续时间（$OPTd$：爆炸时期结束的高原）。这一论点得到以下事实的支持：$Pd$也与s $_3$（后期光变曲线下降率）相关：较低的$Pd$值与较大的s $_3$下降率相关。大的s $_3$下降率可能与较低的包层质量有关，从而使伽马射线逃逸。我们还发现$Pd$和s $_2$（平台下降率）之间存在显著的负相关关系，证实了长期存在的假设，即下降较快的SNe~II（SNe~IIL）是氢包层质量较低的爆炸的结果，因此具有较短的$Pd$值。
2017-09-08 astro-ph.HE
The Diversity of Type Ia Supernovae from Broken Symmetries
当二元系统中的碳氧白矮星从伴星吸积质量、达到临界质量并爆炸时，就会产生Ia型超新星。它们的光变曲线几乎是均匀的，这使得这些超新星成为测量宇宙膨胀的良好标准烛光，但必须进行修正，以解释更亮的超新星具有更宽的光变曲线的事实。一维模型，与一定的参数选择，可以重现这种一般趋势的宽度-光度关系，但点火和爆炸的过程最近被证明是本质上不对称的。本文报道了爆炸物理和辐射转移的多维模型，揭示了球对称性的破缺是决定宽度光度关系和观测到的散射的关键因素，偏离球对称性也可以解释在某些超新星的光中探测到的有限偏振。宽度-光度关系的斜率和标准化对白矮星祖先的某些性质有微弱的依赖性，特别是碳和氧以外的元素的痕量丰度。如果不对这种影响进行修正，可能会导致系统性地高估遥远超新星的距离，最高可达2%。
2009-07-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Type II supernovae from the Carnegie Supernova Project-I. III. Understanding SN II diversity through correlations between physical and observed properties
SNe II显示出巨大的光度和光谱多样性，这归因于它们的祖先和爆炸特性的不同物理特性。在这项研究中，第三个一系列的论文，我们分析了由卡内基超新星项目-I观察到的SNe II的样本，我们提出了它们的观测和物理性质之间的相关性。我们的分析表明，爆炸能量是与最高数量的参数相关的物理属性。我们恢复以前提出的富氢信封质量和平台持续时间之间的关系，并发现更明亮的SNe II与更高的膨胀速度，更快的下降光变曲线，和更高的镍质量是一致的更高的能量爆炸。此外，更快下降的SNe II也与喷出物内部区域更集中的Ni相容。发现初始质量、爆炸能量和Ni质量之间存在正趋势。虽然爆炸能量跨越了我们模型探索的整个范围，但初始质量通常来自相对较窄的范围。从我们的网格模型中测量可观测的属性，以确定每个物理参数对所观察到的SN II多样性的影响。我们认为，爆炸能量是物理参数造成的SN II多样性的影响最大，当假设标准的单星演化模型中使用的本研究。包括前SN模型假设更高的质量损失产生显着增加的强度的一些相关性，特别是那些之间的祖富氢信封质量和平台和光学厚相持续时间。这些差异清楚地表明了对恒星演化的不同处理方法的影响，这意味着标准单星演化假设的改变对于完整理解SN II多样性是必要的。
2022-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Diversity of Compact Objects within Supernova Remnants II: Energy Loss Mechanisms
孤立中子星的能量损失通常归因于真空中旋转的点状磁偶极子发射的电磁辐射。这种发射机制预言了一个制动指数$n=3$，这在高磁化中子星中是没有观察到的。尽管如此，偶极场和快速早期旋转的假设通常是先验的，通常会导致特征年龄和相关超新星遗迹（SNR）年龄之间的差异。我们专注于中子星的“异常”磁场，已建立信噪比协会和已知的年龄。异常X射线源（AXP）和软伽马重复源（SGR）通常用磁星模型来描述，该模型假定由发电机作用建立的大磁场。强磁场天体（HBP）有非常大的磁场，刚好在QED尺度之上（但低于AXP和SGR），而中央致密天体（CCO）可能有埋藏的磁场，这些磁场将在未来作为新生磁星出现。在本系列的第一部分中，我们研究了磁场增长作为一种通过演化将CCO与HBP和X射线暗隔离中子星（XDINS）结合起来的方法。在这项工作中，我们限制这些中子星的特征年龄使用相关的SNR年龄的各种能量损失机制，并允许任意的初始自旋周期。除了SNR年龄，我们还利用观测到的制动指数和X射线光度来约束模型。
2016-10-15 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
On The Intrinsic Diversity of Type II-Plateau Supernovae
富含氢的II型高原超新星表现出高原光度$L_{\rm pl}$、镍质量$M_{\rm Ni}$、爆炸能量$E_{\rm exp}$和喷出物质量$M_{\rm ej}$之间的相关性。使用我们的全球性，自洽，多波段模型附近观测良好的超新星，我们发现，这些量的协方差很强，并且置信椭球的方向的相关性，这降低了它们的意义。通过对模型协方差矩阵的适当处理，我们发现$L_{\rm pl}$、$E_{\rm exp}$和$M_{\rm Ni}$之间的相关性具有显著的内在宽度，其中由距离和消光引起的不确定性占主导地位。对于固定的$E_{\rm exp}$，在$M_{\rm Ni}$中的扩散约为0.25 dex，我们将其归因于祖细胞内部结构的差异。我们认为，不完整的$γ$ -射线捕获的影响是不重要的，在我们的样本。类似地，II型高原超新星光变曲线的物理学导致了$E_{\rm exp}$和$M_{\rm ej}$的固有简并估计，这使得它们的观测相关性变弱。忽略超新星参数的协方差或相关性的内在宽度会导致拟合关系的斜率出现显著偏差。我们的研究结果表明，II型高原超新星爆炸不是由一个单一的物理参数或一个简单的一维轨迹通过参数空间，而是反映了他们的祖先的核心和表面属性的多样性。我们讨论了爆炸机制的物理意义和未来可能的观测约束。
2015-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Twins Embedding of Type Ia Supernovae I: The Diversity of Spectra at Maximum Light
我们研究了光谱的多样性Ia型超新星（SNe Ia）在最大光使用高信噪比分光光度法的173 SNe Ia附近的超新星工厂。我们将这些光谱的多样性分解为不同的外在和内在成分，我们构建了一个非线性参数化的内在多样性的SNe Ia，保留配对的“双胞胎”SNe Ia。我们称这种参数化为“双胞胎嵌入”。我们的方法自然地处理光谱的高度非线性变化，如光球膨胀速度的变化，并使用全光谱，而不是限于特定的谱线强度，比率或速度。我们发现，超新星Ia在最大光附近的时间演化是非常相似的，84.6%的方差是所有超新星Ia共同的。在对亮度和颜色进行校正后，Ia超新星的固有变化主要限于特定的谱线，我们发现在6600和7200 A之间的固有色散低至~0.02等。通过非线性三维模型加上一维颜色，我们可以解释我们的Ia超新星样本中89.2%的内在多样性，其中包括几种不同类型的“奇特”Ia超新星。线性模型需要七个维度来解释内在多样性的可比部分。我们展示了如何从双胞胎嵌入中恢复先前建立的Ia型超新星多样性指标。在一篇配套文章中，我们讨论了如何将这些结果应用于标准化的超新星Ia宇宙学。
2021-05-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
Diversity in hydrogen-rich envelope mass of type II supernovae (I): $V$-band light curve modeling
本研究通过$\texttt{MESA}$和$\texttt{STELLA}$建模类银河系红超巨星前身星的IIP型超新星光变曲线，发现氢包层部分剥离会导致光变曲线多样性，结合观测样本揭示超新星爆发前存在超出标准模型的质量损失，凸显大质量恒星演化相关不确定性。
2024-09-13 astro-ph.HE
Constraining Physical Properties of Type IIn Supernovae through Rise Times and Peak Luminosities
我们调查的风密度的多样性，超新星喷出物的能量，和喷出物的质量在IIn型超新星的基础上，他们的上升时间和峰值光度。我们表明，风密度和超新星喷出物的性质可以独立估计，如果上升时间和峰值光度观察。峰值亮度主要由超新星的性质决定，上升时间可以用来估计风密度。我们发现，如果它们的喷出物质量相似，则I In型超新星的喷出物能量需要与平均值相差0.2-5倍。观测到的上升时间的多样性表明，它们的风密度与平均值相差0.2-2倍。我们表明，IIn型超亮超新星不仅应该具有大的风密度，而且还应该具有大的喷出物能量和/或小的喷出物质量，以同时解释它们的大亮度和上升时间。我们还注意到，激波爆发不一定发生在风中，即使它是光学厚，除了超亮超新星的情况下，我们分析的观测数据，假设和不假设激波爆发发生在密集的风中的IIn型超新星。
2014-06-30 astro-ph.HE
Single vs. Binary Origin: The Diversity of Stripped-Envelope Supernova Remnants
Kyoto University（京都大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Smithsonian Astrophysical Observatory（史密森尼天体物理台）
本文通过单双星起源的自洽模拟，揭示了被剥离包层超新星残骸在周围介质结构、动态和光谱特征上的差异，并引入了新的特征时间尺度，为未来研究提供框架。
2026-04-01 astro-ph.HE
H-alpha Spectral diversity of type II supernovae
我们提出了一个富氢II型超新星的H-α配置文件的光谱分析。共分析了52个具有良好采样的光学光变曲线和光谱序列的II型超新星。集中在H-α P-Cygni配置文件，我们测量它的速度从发射的半高宽和吸收发射（a/e）的比率在一个共同的时代在复合阶段的开始，并寻找这些光谱参数和光度特性的V-波段光变曲线之间的相关性。测试各种相关性的强度，我们发现，在描述我们测量的超新星属性的多样性方面，a/e似乎是占主导地位的光谱参数。研究发现，较小的a/e的超新星有较高的H-α速度，更迅速地下降的光变曲线从最大值，在平台和放射性尾阶段，在最大光更明亮，并有较短的光学厚相持续时间。我们讨论了这些结果的可能的解释II型超新星的物理性质方面，推测最有可能的参数，影响H-α轮廓的形态是质量和密度分布的氢信封，连同额外的排放组件，由于拱星相互作用。
2014-03-26 astro-ph.CO 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
Sibling Rivalry: Thermonuclear Diversity and the Hubble Tension
本文利用Pantheon+超新星样本量化热核多样性对宇宙学参数的影响，通过多样性修正将哈勃张力从约5σ缓解至小于1σ，并给出H0=67.5±3.5 km/s/Mpc的无多样性估计。
2024-11-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
An asymmetric explosion as the origin of spectral evolution diversity in type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）形成了一种观测上一致的恒星爆炸类型，因为更明亮的物体具有较小的衰减率。这种单参数行为使得Ia超新星可以被校准为宇宙学的“标准烛光”，并导致了加速宇宙的发现。然而，最近的调查显示，Ia超新星的真正性质更为复杂。理论上，有人认为最初的热核火花是在偏离白矮星（WD）祖先中心的地方点燃的，这可能是爆炸前对流的结果。在观测上，Ia超新星光谱演化的多样性超出了光度下降率的关系，这是一个尚未解决的问题。在这里，我们报告的频谱多样性是随机方向的结果，从一个不对称的爆炸被视为。我们的研究结果表明，光谱演化的多样性不再是一个问题，在使用超新星Ia作为宇宙学标准蜡烛。此外，这表明，点火偏离的中心是超新星Ia的一般特征。
2010-06-30 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Diversity of Type Ia supernova optical light curves among different spectroscopic subclasses
Institute of Astronomy, Graduate School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学研究科天文学研究所）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Department of Astronomy, Kyoto University（京都大学天文学系）；Astronomical Institute, Graduate School of Science, Tohoku University（东北大学理学研究科天文学研究所）；Division for the Establishment of Frontier Sciences, Organization for Advanced Studies, Tohoku University（东北大学先进研究机构前沿科学部）；Executive Management Program, The University of Tokyo（东京大学经营管理项目）
研究通过分析109个Ia型超新星的UBVRI光度计数据，揭示了不同光谱学子类在I波段的显著多样性，特别是次极大值出现时间和晚期衰减差异，发现稳定铁族元素质量与Ni-56质量的反相关性。
2026-03-17 astro-ph.HE
Exploring the diversity of double detonation explosions for type Ia supernovae: Effects of the post-explosion helium shell composition
碳氧白矮星顶部氦壳层的爆炸被认为是Ia型超新星（SNe~Ia）的一种潜在爆炸机制。氦壳燃烧时产生的灰烬会导致光变曲线和光谱与正常的SNe~Ia不一致，但对于一些在爆炸后几天内显示光变曲线凸起的天体来说可能是可行的。我们提出了一系列的辐射转移模型，旨在模拟预测从双爆轰爆炸模型。我们考虑了一系列的核心和壳质量，并系统地探索多种爆炸后的氦壳组合物。我们发现，各种亮度和早期光变曲线凸点的时间尺度的结果，从这些模型的外壳含有$^{56}$镍，$^{52}$铁，或$^{48}$铬。将我们的模型与具有光变曲线凸起的SNe~Ia进行比较，我们发现这些模型可以再现几乎所有观测到的凸起的形状，但是只有那些在最大光附近具有红色的物体（$B-V \gtrsim 1$）在它们的演化过程中很好地匹配。与以前的工作相一致，我们还表明，这些模型中的壳不包含铁族元素提供良好的协议与正常SNe~Ia不同的光度从爆炸后不久，最大的光。虽然我们的模型并不等于积极的证据，有利于双爆轰的情况下，我们表明，提供氦壳灰不含铁族元素，它可能是可行的范围广泛的正常SNe~Ia。
2021-01-24 astro-ph.HE
Neutron stars: Observational diversity and evolution
自从蟹状星云和船帆座星云在各自的超新星遗迹中被发现以来，我们对中子星如何在观测上表现出来的理解，已经被电磁波谱上的大量发现和专门研究所戏剧性地塑造，特别是在高能波段。越来越多的中子星包括高度磁化的中子星（磁星）和发出X射线的中央致密天体，它们大多没有脉冲星风星云。然而，这两个高能天体子类的特点似乎是表面磁场极高或极低（因此分别称为“磁星”和“反磁星”），而且脉冲星特征年龄往往与相关信噪比年龄相差很大。此外，有些中子星表现出“精神分裂症”，因为它们偶尔会表现出似乎是一个以上定义的子类所共有的性质。我从观测的角度回顾了中子星日益增长的多样性，然后强调了最近和正在进行的理论和观测工作，试图解决这种多样性，特别是在光的磁场演化，能量损失机制，和超新星祖先的研究。
2017-12-17 astro-ph.HE
The diversity of Type II supernova versus the similarity in their progenitors
II型超新星（SN）光变曲线的高质量集合非常稀缺，因为它们的演化时间长达数百天，使得后续观察非常耗时，并且通常会持续多个观察季节。鉴于这些困难，SNe II的多样性尚未完全理解。在这里，我们介绍了2013 - 2014年期间由拉斯坎布雷斯天文台全球望远镜网络（LCOGT）监测的12个SNe II的紫外和光学光度学，并将其与先前研究的具有良好采样光变曲线的SNe进行比较。我们探索SN II多样性，通过寻找最大光后的线性光变曲线衰减的斜率（历史上用于将SNe II分为IIL和IIP）和其他测量的物理特性之间的相关性。虽然发现SNe IIL平均比SNe IIP更发光，但SNe IIL似乎没有比SNe IIP合成更多的56 Ni。最后，在我们的样品中的几个SNe获得的光学星云光谱被发现是一致的模型的红超巨星的祖先在12 - 16 Msun的范围。因此，SNe IIL似乎不能解释大质量红超巨星作为SN II祖先的缺陷。
2016-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Carnegie Supernova Project-II: Near-infrared spectral diversity and template of Type Ia Supernovae
基于卡内基超新星项目-II的339条近红外光谱，构建了随光变曲线形状参数变化的Ia型超新星光谱模板，将K修正系统不确定性降低约90%。
2023-03-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring the Potential Diversity of Early Type Ia Supernova Light Curves
在爆炸后的最初几天，Ia型超新星的光变曲线探测到爆炸恒星的外层，因此为识别它们的祖先提供了重要线索。我们调查如何浅$^{56}$镍分布和拱星材料的存在形状这些早期的光变曲线。这是使用一系列的数值实验进行系统的探索与参数化的属性。虽然并非所有的模型都可以在自然界中实现（事实上，有些人认为其中一些不应该发生），这项工作的精神是提供更广泛的探索的多样性的可能性。我们发现较浅的$^{56}$ Ni导致更陡、更蓝的光变曲线。上升形状的差异可能会在估计爆炸时间时引入误差，从而影响从缺乏观测到的激波冷却发射来推断祖星或伴星半径上限的努力。星周物质会在最初几天内导致显著的光度，但它的存在可能很难识别，这取决于镍的混合程度。在某些情况下，星周物质的热辐射甚至可能导致类似于与伴星相互作用的特征，因此在未来应该收集额外的诊断数据，以正确评估早期的光变曲线。
2016-05-12 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
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
Spectral Diversity in Type Ibn Supernovae and the Large Host Offset of SN2024acyl
本文通过观测SN 2024acyl并分析Ibn型超新星峰值后光谱，将其划分为蓝窄线和红宽线两个群组，揭示其多样性可能源于星周物质与前身星性质差异。
2025-11-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Impact of Progenitor Mass Loss on the Dynamical and Spectral Evolution of Supernova Remnants
现在有大量的证据表明，一些核心坍缩超新星的祖先在爆炸前经历了增强或极端的质量损失。这种质量损失的印记可以在核心坍缩后数天到数年的时间尺度上在膨胀的冲击波的光谱和动力学中观察到，并且在超新星演化到残余阶段之后，光谱和动力学演化的影响可能会持续很长时间。在本文中，我们提出了第一次，在很大程度上自洽的端到端的模拟大质量恒星的演化，从主序前，通过核心崩溃，并进入残余阶段。我们提出了三个模型，比较和对比祖质量损失的历史如何影响的动力学和光谱演化的超新星和超新星遗迹。我们研究了一个模型，其中只包括稳定的质量损失，一个模型与增强的质量损失超过一段时间的$\sim$ 5000年前核心崩溃，和一个模型与极端的质量损失超过一段时间的$\sim$ 500年前核心崩溃。这些模型并不是为了解决任何特定的超新星或超新星遗迹，而是为了强调祖先进化在超新星和超新星遗迹的可观测质量中所起的重要作用。通过比较这三种不同的祖先演化方案，我们发现，在后期阶段（在核心碳燃烧期间和之后）的质量损失可以有一个深刻的影响的动力学和光谱演化的超新星遗迹几个世纪后的核心崩溃。
2017-08-16 astro-ph.HE
Nearby supernova remnants and the cosmic-ray spectral hardening at high energies
CREAM、TRACER和ATIC实验最近对几个核物种的宇宙射线谱的测量表明，在TeV能量下幂律谱指数发生了变化。可能的解释包括宇宙射线的非线性扩散冲击加速，银河系中较高和较低能量下不同的宇宙射线传播特性以及附近源的存在。在本文中，我们表明，如果超新星遗迹是我们银河系中宇宙射线的主要来源，附近遗迹的影响可以负责所观察到的光谱变化。使用的刚性依赖逃逸的宇宙射线从超新星遗迹，我们解释了明显观察到的性质，硬化的氦光谱发生在相对较低的能量相比，质子，光谱硬化不持续超过$\sim (20-30)$ TeV的能量。
2011-12-16 astro-ph.HE
Ultraviolet Spectroscopy of Type IIb Supernovae: Diversity and the Impact of Circumstellar Material
本文介绍了新的哈勃空间望远镜（HST）对明亮的IIb型超新星SN 2013df的多历元紫外（UV）光谱，并对四颗具有HST UV光谱的IIb型超新星（SN 1993J、SN 2001ig、SN 2011dh和SN 2013df）进行了全面的分析。我们发现这些对象之间的连续体水平和线特征的强多样性。我们使用的辐射传输模型，适合的光谱的光学部分，并发现在这四个事件中，我们看到了一个紫外连续通量过剩，显然不受线吸收。我们假设这种发射起源于光球层上方，并且与位于靠近SN祖星的环星物质（CSM）的相互作用有关。相比之下，SN 2001ig的光谱很好地符合单温度模型，显示弱连续和强反向荧光的功能，并类似于放射性56 Ni为主的Ia型超新星的光谱。我们假设跟踪CSM相互作用的强度的UV连续水平的光变曲线中的早期冲击冷却组件的比较表明，冷却较慢的事件具有较强的CSM发射。来自具有显著紫外线过量的事件的无线电发射可能与较慢的冲击波速度一致，正如预期的那样，如果爆炸冲击波被CSM减慢，这也是强紫外线的原因，但这种联系目前是推测性的，因为它只基于少数事件。
2014-12-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Diversity of Wave-driven Pre-supernova Outbursts
许多核心坍缩的超新星祖先显示出增强的前超新星（SN）质量损失和爆发的迹象，其中一些可能是由祖先恒星内的波能传输提供动力的。根据恒星的结构，由后期核燃烧驱动的对流激发波可以将大量能量从核心带到包层，在那里波能以热量的形式消散。我们研究波能量传输的过程中，单星SNe祖细胞与质量之间的$11-50 M_{\odot}$。利用MESA的恒星演化模拟，我们计算了恒星演化到核心坍缩时产生的波功率以及传输到恒星包层的波功率。这些模型通过结合更现实的波浪谱和非线性阻尼效应来改进先前的努力，与先前的工作相比，将我们的波浪加热估计减少了$\sim$ 1个数量级。我们发现，在氧/氖燃烧过程中激发的波通常在典型的（$M < 30 M_\odot$）SN祖细胞的核心崩溃前0.1-10年传输$10^{46-47}$ erg的能量。高质量的祖细胞通常可以在氧/氖燃烧过程中传递$\sim 10^{47-48}$ erg的能量，但这往往发生在较晚的时间，大约在核心坍塌前0.01-0.1年。在经历半简并氖点火的低质量SN祖星（$M \lesssim 12 M_\odot$）和表现出对流壳层合并的高质量祖星（$M \gtrsim 30 M_\odot$）中，SN前爆发可能最为明显。
2020-11-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary Interaction Can Yield a Diversity of Circumstellar Media around Type II Supernova Progenitors
本研究通过双星演化模拟，发现质量转移率增强可塑造超新星前身星周围星周介质，且轨道周期决定其壳状或悬崖状结构，凸显双星作用对CSM多样性的关键贡献。
2023-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-maximum spectroscopic diversity of hydrogen-poor superluminous supernovae
我们寻找背后的贫氢超亮超新星（SLSNe-I）的光谱多样性在极大前阶段的原因。我们的分析是\citet{ktr21}的论文的延续，\citet{ktr21}揭示了SLSNe-I的两种新亚型，其特征在于在4000和5000 nm之间的前最大光谱中存在/不存在W形吸收特征（分别称为~W型和~ 15 bn型）。然而，这种双峰的物理原因仍然不确定。在这里，我们提出了前极大光谱合成的27 SLSNe-I特别注意光球温度（$T_{ \rm phot}$）和速度（$v_{ \rm phot}$）的演变。我们发现12000~K的$T_{\rm phot}$极限将W型和15 bn型SLSNe-I分开：W型倾向于显示$T_{\rm phot}\geq$ 12000~K，而15 bn型则有$T_{\rm phot} \leq$ 12000~K。这与研究对象的化学成分一致。这两组天体之间的另一个区别可能是它们的喷出物几何形状：W型SLSNe-I可能显示零偏振，意味着球对称，而15 bn型天体的偏振可能会随着时间的推移而增加。这表明一个双组分模型，具有球形的外碳-氧层和含有较重离子的不对称内层。这两个子群也可能有不同的光变曲线演化，因为6个W型天体显示出早期的隆起，而不像15 bn型SLSNe-I。然而，这一特征需要进一步研究，因为它目前仅基于少数对象。
2022-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type W and Type 15bn subgroups of hydrogen-poor superluminous supernovae: pre-maximum diversity, post-maximum homogeneity?
本文通过分析27颗I型超亮超新星极大后光谱，发现W型与15bn型在极大后温度和速度趋于一致、伪星云光谱均匀，主要差异源于极大前演化。
2023-05-29 astro-ph.HE
Hydrogen-Poor Superluminous Supernovae in the Nebular Phase: Spectral Diversity Due to Ejecta Ionization as a Probe of the Power Source
The NSF AI Institute for Artificial Intelligence and Fundamental Interactions（美国国家科学基金会人工智能基础相互作用研究所）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；University of Florida（佛罗里达大学）；Rutgers, the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）
该研究分析了39条贫氢超亮超新星（SLSNe-I）星云相光谱，发现其光谱多样性源于抛射物电离，线比L₇₃₀₀/L₆₃₀₀可诊断能源类型（如磁星或星周介质相互作用）及前身星性质。
2025-11-13 astro-ph.HE
Carnegie Supernova Project-II: Near-infrared Spectroscopic Diversity of Type II Supernovae
我们目前的$81$近红外（NIR）光谱的$30$ II型超新星（SNe II）从卡内基超新星计划-II（CSP-II），迄今为止最大的数据集。我们确定了一些近红外特征，并表征其随时间的演变。SNe II的近红外光谱特性分为两个不同的组。这种分类首先基于He I $\lambda1.083\,μ$ m在平台期吸收的强度; SNe II在伪等效宽度上显著高于（光谱上强）或低于$50$埃（光谱上弱）。然而，在这两组之间，也观察到其他性质，如CO形成的时间和Sr II的存在。最令人惊讶的是，不同的弱和强NIR光谱类别分别对应于具有缓慢和快速下降的光曲线的SNe II。这两个光度组与SNe IIP和IIL的现代命名相匹配。包括以前发表的近红外光谱，19个SNe II中有18个遵循这种缓慢下降-光谱弱和快速下降-光谱强的对应关系。这与最近在光学中发现的缓慢和快速下降显示出连续的性质分布明显矛盾。弱SNe II显示了氦的高速成分，这可能是由外部喷出物与红超巨星风相互作用产生的反向激波的热激发引起的，但观察到的二分法的起源尚不清楚。进一步的研究对于确定国家清单报告中的明显差异是由于不同的物理过程还是由于当前数据集中的空白至关重要。
2019-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Superluminous supernova SN 2018ibb: Circumstellar shell and spectral effects
本文通过星周相互作用模型研究超亮超新星 SN 2018ibb 的光谱特征，用碎裂冷致密壳层解释 Fe II 窄吸收、用 Si II 散射解释 [O I] 选择性吸收，并估算星周壳层质量约为 0.14 太阳质量。
2024-10-23 astro-ph.HE
Diversity in Hydrogen-rich Envelope Mass of Type II Supernovae. (III). The mass-loss and evolutionary pathways of the red supergiant progenitors
本文通过MESA+STELLA光变曲线建模和星云光谱分析32颗II型超新星，发现其红超巨星前身星的富氢包层质量在同一光度下差异显著且普遍低于标准星风模型预测，表明SNe II可能源于比标准模型更复杂多样的质量损失与演化路径。
2025-07-19 astro-ph.HE
The diversity of supernovae and impostors shortly after explosion
观测调查现在能够检测到越来越多的瞬变，如核心坍缩超新星（SN）和强大的非终端爆发（SN冒名顶替者）。专门的光谱设施可以在探测到这些事件后不久进行跟踪。在这里，我们调查这些爆炸在早期的属性。我们使用辐射转移代码CMFGEN建立一个广泛的光谱库，模拟超新星和它们的祖先的风/星周介质（CSM）的相互作用。我们考虑了一系列的祖先质量损失率（Mdot = 5e-4至1 e-2 Msun/yr），丰度（太阳，hoc处理，和He丰富），和SN光度（L = 1.9e8至2.5e10 Lsun）。模型模拟爆炸后1天的事件，我们假设一个固定的位置的冲击波阵面为Rin=8.6e13厘米。我们发现，在前SN阶段的大范围的大质量恒星的属性导致了早期的相互作用SN和冒名顶替者的多样性。我们确定了三个主要类别的早期光谱组成的相对较高的电离（如OVI），中等电离（如CIII），和低电离线（如Feii/III）。它们受L和CSM密度的调节。给定一个原始风速Vinf，我们的模型还将Mdot > 5e-4（Vinf/150 km/s）Msun/yr的下限用于检测观测光谱中的CSM相互作用特征。早期SN光谱应该提供明确的限制，通过测量的H，He和CNO丰度的祖先，如果祖先来自单星。考虑到双星进化的影响，这种联系就不那么清楚了。然而，我们的模型提供了一条清晰的路径，将大质量恒星的最后阶段与早期爆炸后的光谱联系起来，并指导未…
2018-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectral sequences of Type Ia supernovae. I. Connecting normal and sub-luminous SN Ia and the presence of unburned carbon
Ia型超新星通常被认为是由碳氧白矮星的热核爆炸产生的。然而，爆炸的实际路径仍然难以捉摸，有许多可能的母系统和爆炸机制。在观测上，Ia型超新星有多个子类，以它们的光变曲线和光谱来区分。这就提出了一个问题，即这些现象是否反映了自然界中存在多种机制，或者爆炸具有广泛但连续的物理性质。我们重新审视的想法，正常和91 bg类超新星可以被理解为光谱序列的一部分，其中温度的变化占主导地位。具体来说，我们发现，一个单一的喷出物结构是足够的，以提供合理的拟合的正常Ia型超新星SN~ 2011 fe和91 bg类SN~ 2005 bl，只要光度和喷出物的温度进行适当的调整。这表明喷出物的外层是相似的，从而为共同的爆炸机制提供了一些支持。我们的光谱序列也有助于阐明在前极大SN~Ia光谱中可以检测到碳的条件-我们发现铁的发射可以“填充”冷SN~Ia中的碳槽。这可能表明，与未检测到碳的事件相比，检测到碳的事件的喷出物的外层相对贫金属。
2017-07-26 astro-ph.HE
Investigating the diversity of supernovae type Iax: A MUSE and NOT spectroscopic study of their environments
类SN 2002 cx的Ia型超新星（也被称为SNe Iax）是数量最多的特殊SN类之一。它们与正常的Ia型超新星不同之处在于，它们的峰值强度较弱，衰减速率较快，光球速度较低，在这些性质上表现出广泛的多样性。我们提出了两个积分场和长缝可见光波长光谱的宿主星系和爆炸地点的SNe Iax提供其祖形成的情况下的限制。SN Iax爆炸现场金属丰度分布与核心塌陷（CC）SNe和金属贫相比，正常SNe Ia。较微弱的成员，推测形成明显从较明亮的SN Iax，被发现在一系列的金属丰度，延伸到非常贫金属的环境。虽然SN Iax爆炸地点的年龄和恒星形成率是相对较老的，不那么激烈的恒星形成区域的分布在其宿主星系，我们确认存在年轻的恒星星族（SP）在爆炸环境中的大多数SNe Iax，扩大到一个更大的样本。年轻SP的年龄（几个$\times 10^{7}$到$10^8$ ~岁）与年轻热核和电子捕获SN祖细胞的预测一致。在爆炸地点缺乏非常年轻的SP不利于非常大规模的祖细胞，如沃尔夫-拉叶爆炸具有显着的回落。我们发现弱电离气体中唯一的SN Iax主机没有明显的恒星形成的迹象。电离的来源仍然不明确，但似乎不太可能主要是由于年轻的大质量恒星。
2017-07-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Unifying neutron star sub-populations in the supernova fallback accretion model
我们采用超新星后退盘模型模拟孤立年轻中子星的自旋演化。我们考虑了NS磁场在超临界吸积阶段的淹没及其随后的重新出现。结果表明，该模型中自旋周期和磁场的演化能够解释中心致密天体相对较弱的磁场和年轻致密天体的制动指数。在一定的初始参数范围内，磁星、中心致密天体和年轻恒星等不同类型的NS子种群之间可以建立起演化联系。因此，年轻的NS的多样性可以统一在超新星回落吸积模型的框架。
2018-10-10 astro-ph.HE
Ultraviolet Diversity of Type Ia Supernovae
对Ia型超新星（SNe Ia）的紫外线（UV）观测探测了爆炸的最外层，预计SNe Ia的UV光谱对祖先组成和爆炸细节的差异非常敏感。在这里，我们提出了第一个高信噪比超新星Ia光谱的样本，扩展到2900 A的蓝向研究。我们关注的是在最大亮度的5天内拍摄的光谱。我们的十个超新星Ia样本跨越了超新星Ia光学多样性的大部分参数空间。我们发现，超新星Ia有显着更多的多样性，在紫外线比在光学，光谱方差继续增加，随着波长的减小，直到至少1800 A（我们的数据的限制）。大部分的紫外线的变化与光学光变曲线的形状，而光谱形状和喷出物的速度或宿主星系的形态之间没有明显的和独特的相关性。使用光变曲线的形状作为主要变量，我们创建了一个紫外光谱模型的超新星Ia在峰值亮度。有了这个模型，我们可以研究单个SNe相对于仅基于其光变曲线形状的预期如何变化。这样做，我们确认了SN 2011 fe在短波长处的过量通量，与其具有太阳下金属丰度的祖先一致。虽然大多数其他的Ia型超新星与模型没有太大的偏差，但ASASSN-14 lp在短波长处的通量不足，这表明它的祖先相对富含金属。
2016-04-04 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The Diversity of Transients from Magnetar Birth
强磁化、快速旋转的中子星是长时间伽马射线暴（LGRB）和贫氢超亮超新星（SLSNe-I）的核心引擎。典型的（~分钟长）LGRB的模型调用磁星具有高偶极磁场（Bd > 1 e15 G）和短的自旋下降时间，而SLSNe-I的模型调用中子星具有较弱的磁场和较长的自旋下降时间。在这里，我们确定了一个过渡区的空间中的Bd和诞生期的磁星可以电源都长GRB和发光SN。特别是，我们表明，2毫秒周期的磁星与自旋下降时间为1 e4秒可以解释超长GRB 111209和它的相关发光SN 2011 kl的观测。对于具有较长自旋时间的磁星，我们预测甚至更长的持续时间（~ 1 e6 s）GRB和更明亮的超新星，这种相关性延伸到Swift J2058+05（通常被解释为潮汐破裂事件）。我们进一步表明，以前的估计的最大旋转能量的原磁星是过于保守和能量高达Emax ~1- 2 e53 erg是可能的。因此，磁星模型可以轻松地适应最近最明亮的超新星ASASSN-15 lh所带来的极端能量需求。脉冲星风星云为ASASSN-15 lh提供动力，其高电离通量可能会在未来几个月内导致“电离爆发”X射线爆发，这将伴随着光谱的突然变化。最后，我们简要对比毫秒磁星和黑洞模型SLSNe和超长GRB。
2015-08-11 astro-ph.HE
Optical and spectral observations and hydrodynamic modelling of Type IIb Supernova 2017gpn
在这项工作中，我们提出了IIb型超新星2017 gpn的光度和光谱观测。这颗超新星是在LIGO/Virgo G299232引力波事件的错误框中发现的。我们得到了光变曲线在B和R通带，并模拟他们使用一维辐射流体程序STELLA。最佳拟合模型具有以下参数：SN前恒星质量和半径分别为3.5 Msun和50 Rsun;爆炸能量为Eexp = 1.2 * 10^51 erg;放射性镍的质量为M56 Ni =0.11 Msun，它完全混合在喷出物中，氢包层的质量为0.06 Msun。此外，SN 2017 gpn是一个已确认的SN IIb，位于距离其宿主星系NGC 1343中心最远的位置（即投影距离约为21 kpc）。这挑战了IIb型超新星起源于大质量恒星的假设。
2021-04-13 astro-ph.HE
A statistical approach to identify superluminous supernovae and probe their diversity
我们调查的氢贫超亮超新星（SLSNe I）的识别使用光度分析，不包括一个任意的震级阈值。我们组装一个均匀的样品，以前分类SLSNe我从文献中，并适合他们的光变曲线使用高斯过程。从拟合中，我们确定了四个相关时具有高统计显著性的光度参数，并将它们组合在一个参数空间中，以传达其光度和颜色演变的信息。该参数空间为SLSNe I提供了一个新的定义，可用于分析现有和未来的瞬态数据集。我们发现，90%以前分类SLSNe I符合我们的新定义。我们还研究了SLSNe I的两个子类的证据，结合他们的光度演化与光谱信息，即光球速度和梯度。聚类分析揭示了两个不同群体的存在。“快速”SLSNe显示快速的光变曲线和颜色演变，大速度和大速度梯度。“慢”SLSNe显示缓慢的光变曲线和颜色演变，小的膨胀速度，和几乎不存在的速度梯度。最后，我们讨论了我们的分析的影响，在SLSNe的动力引擎的理解，以及它们的实施作为宇宙学探测在当前和未来的调查。
2018-01-24 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
The Supernova -- Supernova Remnant Connection
超新星的前身系统、环境和爆炸动力学的许多方面都很难在银河系外的距离上进行研究，因为它们被观测为未解决的来源。另外，我们银河系和大小麦哲伦星云中的年轻超新星遗迹提供了解析、测量和跟踪恒星喷出物的机会，但已知的少数超新星遗迹表现出广泛不同的性质，反映了它们的母爆发和局部星周和星际环境的多样性。补充超新星和超新星遗迹研究的一种方法是在恒星爆炸的两个独立阶段之间建立强有力的经验联系。本文简要回顾了超新星-超新星遗迹关联研究的最新进展，特别关注通过对“中年”（10-100年）超新星和年轻（< 1000年）超新星遗迹的研究所取得的关联。我们强调了这种方法如何能够独特地为超新星研究的几个关键领域提供信息，包括爆炸混合的起源，高速射流以及喷出物中尘埃的形成。
2017-01-04 astro-ph.HE
Artificial Intelligence Assisted Inversion (AIAI): Quantifying the Spectral Features of $^{56}$Ni of Type Ia Supernovae
继我们之前对超新星分析的人工智能辅助反演（AIAI）的研究（Chen et al. 2020）之后，我们训练了一组基于一维辐射转移代码TARDIS（Kerzendorf & Sim 2014）的深度神经网络，以模拟爆炸后10至40天之间Ia型超新星（SNe Ia）的光谱。神经网络被施加到导出的质量56 Ni的速度范围远高于光球的153个观测良好的SNe Ia的样本。许多SNe都有多个历元的观测，可以定量地测试放射性56 Ni的衰变。从AIAI使用所观察到的光谱作为输入的样品的56 Ni质量被发现同意与理论56 Ni衰变率。AIAI揭示了3890 nm附近的光谱特征，可以确定是由3950和4100 nm之间的多条Ni II线产生的。从AIAI推导出的质量与超新星Ia的光变曲线形状相关，具有更宽光变曲线的超新星Ia在包络中显示出更大的56 Ni质量。AIAI使SNe的光谱数据能够在基于明确定义的物理假设的理论框架下进行定量分析。
2022-11-14 astro-ph.HE
High-cadence Dispersed Spectral Analysis of Supernova Remnant 1987A
我们对Chandra进行的超新星遗迹（SNR）1987 A观测的11个时期（2011年3月至2018年9月）的分散光谱数据进行了分析。这些观测是使用高能透射光栅（HETG）进行的，作为我们正在进行的SNR 1987 A钱德拉监测活动的一部分，其一阶色散光谱提供了比以前公布的0阶光谱更高的能量分辨率。我们的数据集具有每历元约50- 70 ks的中等曝光时间，涵盖了2011年3月和2018年3月进行的深度Chandra HETG观测（单个曝光> 200 ks）之间的时间段。这些数据具有比宽间隔深高分辨率光谱高得多的节奏，以总曝光时间为代价。虽然由于观测到的一阶光谱中的光子计数统计量较低，统计不确定性很大，但我们发现光谱模型参数通常与传播到致密内环以外的介质中的冲击波一致，如Frank等人2016所建议的那样。由于反向激波开始电离赤道环内部超新星喷出物的重元素，预计光谱拟合参数将随着激波气体的化学组成和物理性质的演变而变化。基于我们的宽带光谱模型拟合，我们发现，丰度值似乎是恒定的，在这段时间内。虽然我们的结果是有限的，由于光子统计，我们证明了分散HETG光谱分析，可以与我们的常规钱德拉监测观测SNR 1987 A的实用程序。
2021-02-27 astro-ph.HE
TeV spectral bump of cosmic-ray protons and helium nuclei: the role of nearby supernova remnants
本文利用邻近超新星遗迹（尤其船帆座）的更新年龄、距离及能量依赖逃逸过程，解释了CALET和DAMPE观测到的质子与氦核在1-100 TeV的谱隆起，并验证了其与重核及膝区外全粒子谱的吻合。
2025-06-23 astro-ph.HE
Spin Flavor Spectral Splits of Supernova Neutrino Flavor Conversions
采用双味单角近似，数值推导了在非平凡中微子磁矩和强磁场存在下超新星中微子味的演化。研究了集体中微子振荡的新性质，并给出了独特的味谱和自旋-味谱分裂模式。最后讨论了中微子磁矩对超新星中微子能谱的影响。
2021-05-17 astro-ph.HE hep-ph
SN 2014J in M82: New Insights On the Spectral Diversity of Type Ia Supernovae
我们提出了广泛的光谱观测最近的Ia型超新星之一（SNe Ia），SN 2014 J发现于M82，从10.4天前到473.2天后的B波段最大光。在高分辨率光谱中探测到的弥散星际带（DIB）特征允许估算视线消光为Av=1.9+/-0.6 mag.在光谱上，SN 2014 J可以被归入Wang分类中的高速（HV）子组，其在最大光下的速度为Si~II 6355，约为12200 km/s，但具有低速度梯度（LVG，根据Benetti的分类）为41+/-2 km/s/day，这与HV SNe Ia通常具有较大速度梯度的趋势不一致。我们发现，HV SNe Ia与LVG往往有相对较强的Si III（在~4400埃）的早期光谱，较大的比例的S II 5468到S II 5640，和较弱的Si II 5972与类似的速度，但高速度梯度的对应物相比，反射。这表明超新星Ia的HV+LVG亚群可能具有更高的光球温度，这表明它们的祖先可能在爆炸中经历比典型的HV超新星Ia更完全的燃烧。
2018-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
