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
Hα clarifies picture of IIn supernova SN 2015da
Institute of astronomy, Russian Academy of sciences（俄罗斯科学院天体物理研究所）
重新审视 IIn 型超新星 SN 2015da 观测数据，通过分析 Hα 发射源位置变化等，结合热光度曲线、膨胀速度及星际相互作用建模，确定超新星爆炸能量、星际物质密度等，为研究该超新星现象提供新认识。
2026-07-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass-loss histories of Type IIn supernova progenitors within decades before their explosion
我们提出的IIn型超新星的祖先在几十年内，他们的爆炸前的质量损失特性的系统研究结果。本文应用解析光变曲线模型对11个Ⅰ_n型超新星的辐射热光变曲线进行了计算，导出了星周介质的性质。我们重建的质量损失历史的基础上估计的星周介质的属性。估算的质量损失率大多高于1 e-3 Msun/yr，与其它方法得到的结果一致。在爆炸前的几十年内，质量损失率经常很高。这表明存在某种机制来维持IIn型超新星祖先的高质量损失率至少在爆炸前几十年。因此，在一些IIn型超新星祖先中观察到的较短的爆发性质量损失事件并不总是造成其致密的星周介质。此外，我们发现，IIn型超新星的祖先可能倾向于增加他们的质量损失率，因为他们接近爆炸的时间。我们还展示了我们的分析预测和数值结果之间的详细比较。
2014-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Spitzer Survey for Dust in Type IIn Supernovae
最近的观测表明，IIn型超新星（SNe IIn）可能比其他类型的核心坍缩超新星表现出更多的来自温暖尘埃的后期（>100天）红外（IR）辐射。中红外观测，跨越热光谱能量分布的峰值，提供了有用的约束的灰尘的属性，并最终，拱星环境，爆炸机制，和祖系统。由于SN IIn比率较低（<所有核心塌陷SNe的10%），很少有IR观测存在于这个子类。然而，少数孤立的研究表明，在某些情况下，温暖的尘埃的后期红外辐射会在发现后持续五到六年。虽然以前的斯皮策/IRAC调查已经在SNe中搜索了尘埃，但没有一个针对IIn型亚类。本文介绍了斯皮策/IRAC在1999年至2008年期间对距离250 Mpc的所有68个已知SNe IIn的位置进行的温暖调查的结果，这些位置在发现后100多天仍未被斯皮策观测到。从10个目标（~15%）的晚时间发射的检测几乎是现有的SNe IIn中红外观测数据库的两倍。虽然光学光谱显示在某些情况下新的尘埃形成的证据，数据显示，在大多数情况下，中红外辐射的可能来源是预先存在的尘埃，这是不断加热的光学辐射产生的持续拱星相互作用之间的前向冲击和拱星介质。此外，一个新出现的趋势表明，一旦前向冲击超过尘埃壳层，这些SNe在发现后约1000- 2000天下降。与这些尘埃壳相关的质量损失率与亮蓝变星（LBV）的祖先是一致的。
2011-07-27 astro-ph.SR
Multi-epoch spectropolarimetry of SN 2009ip: direct evidence for aspherical circumstellar material
我们介绍了SN 2009 ip在2012年爆炸过程中的偏振光谱。在最初的2012年阶段，当源光谱表现出广泛的P-Cygni线，我们测量的P~0.9%的V带偏振的位置角为~166度，表明实质上非球面的2012年流出。在2012 b相位的后续峰值附近，当光谱显示出与星周物质（CSM）强烈相互作用的迹象时，我们在72度的位置角处测量到P~1.7%，表明偏振的单独物理分量，其非球面度比2012 a流出物更高，并且在天空中具有正交对称轴。在峰值过去30天左右，这与下降光变曲线中的凸起相一致，我们测量到P~0.7%，并且在一些宽线上P有显著变化，特别是HeI/NaI。在峰值过去60天后，源似乎接近星际偏振的低值（P<0.2%）。这些结果与2012年a期间可能发生的两极爆炸影响CSM的环形分布，从而导致2012年b增亮的情景一致。2012 a和2012 b几何形状之间的正交性与2012 a事件引发CSM的假设不一致，该CSM在40天后被2012 b事件的物质击中。相反，非球面CSM可能有一个单独的起源与爆发的恒星祖在前几年。先前假设CSM为球对称的计算低估了所需的爆炸能量，因为结果表明，在2012 b阶段，<10%的快速SN喷出物参与了强CSM相互作用。根据分光偏振结果，喷出物的动能为1 e51尔格是难以避免的，这支持了2012年爆发是核心坍塌超新星爆炸的结果的解释。
2014-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling of interactions between supernovae ejecta and aspherical circumstellar environments
大质量恒星的特征是通过球对称的恒星风或爆炸前的脉冲，或通过非球面形式的星周物质（CSM），如双极叶或流出的星周赤道盘，显著损失质量。大多数大质量恒星中有相当一部分以核心坍缩结束生命;超新星（SNe）总是位于由其祖先创造的星周包层内。我们研究的动态和热效应之间的碰撞膨胀喷出物的SNe和CSM，可能形成的过程中，例如，sgB[e]星阶段，一个明亮的蓝色可变阶段，周围的PopIII恒星，或各种形式的吸积。对于随时间变化的流体动力学建模，我们使用我们自己的有限体积法构建的代码。该程序对于计算具有较大不连续性的激波和物理流是非常有效的。盘的初始几何形状对应于在开普勒轨道上运行的材料的密度结构。我们研究的行为的密度，压力，膨胀速度，和温度结构的相互作用区下的各种几何构型的致密赤道盘。我们的“低密度”模型显示出显着的非球面的磁盘质量损失率$\dot{M}_\text{csd}=10^{-6}\,M_\odot\,\text{yr}^{-1}$的情况下。模型还显示了SN -盘接触区域中的过密度区，并表明盘与盘外更自由膨胀的材料之间的剪切区内的开尔文-亥姆霍兹不稳定性的发展。
2019-04-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova explosions interacting with aspherical circumstellar material: implications for light curves, spectral line profiles, and polarization
一些超新星爆发在其光变曲线、谱线轮廓和偏振特征中显示出与预先存在的非球对称星周介质（CSM）相互作用的证据。为了更好地理解与双星的连接，并帮助解释的意见，我们进行二维轴对称流体动力学模拟，其中一个不断扩大的球形SN喷出物初始化与现实的密度和速度分布碰撞各种非球面CSM分布。我们认为CSM的形式是一个拱星盘，碰撞的风壳在双星与不同的方向和距离的SN祖，和双极叶代表缩小版本的侏儒星云的$η$ ~车。我们研究我们的模拟映射到可观的，包括近似的光变曲线，指示性谱线配置文件在晚些时候，和估计的偏振签名。我们发现，SN-CSM碰撞层是由正激波和斜激波，反射波，以及其他流体动力学现象，导致加速和剪切不稳定性。因此，总的冲击加热功率随时间波动，虽然新兴的光变曲线可能是平滑的，如果冲击相互作用区深深地嵌入在SN包络。具有拱星盘或双极瓣的SNe表现出相对于静止速度对称的晚期谱线轮廓和相对高的偏振。相比之下，SNe与碰撞的风壳自然会导致线剖面与不对称和时间演变的蓝色和红色的翅膀和低偏振。由于大质量恒星之间的双星频率很高，SN喷出物与预先存在的碰撞风壳的相互作用必须发生，观测到的签名可以用来描述双星伴星。
2020-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2020uem: A Possible Thermonuclear Explosion within A Dense Circumstellar Medium (I) The Nature of Type IIn/Ia-CSM SNe from Photometry and Spectroscopy
我们已经进行了密集的后续观测的类型IIn/Ia-CSM SN（SN IIn/Ia-CSM），2020 μ em，测光，光谱学和旋光。在本文中，我们报告的结果，我们的观察集中在光学/近红外（NIR）光度和光谱。SN 2020 uem的V波段最大星等超过$-19.5$等，光变曲线以$\sim 0.75 {\rm ~mag}/100 {\rm ~days}$的速率缓慢下降。在后期阶段（$\gtrsim 300$天），光变曲线显示加速衰变（$\sim 1.2 {\rm ~mag}/100 {\rm ~days}$）。光谱显示出突出的氢发射线和广泛的功能可能与铁峰元素。此外，$\rm Hα$曲线显示出窄的P-Cygni曲线，吸收最小值为$\sim 100 {\rm ~km~s^{-1}}$。SN 2020 uem显示出比SNe IIn更高的$\rm Hα/Hβ$比率（$\sim 7$），这表明CSM更致密。近红外光谱显示Paschen和Brackett系列，在H和Ks带中具有连续过量。我们的结论是，近红外过量发射来自新形成的碳尘。尘埃质量（$M_{\rm d}$）和温度（$T_{\rm d}$）被推导为$(M_{\rm d}, T_{\rm d}) \sim (4-7 \times 10^{-5} {\rm ~M_{\odot}}, 1500-1600 {\rm ~K})$。我们讨论了SNe…
2023-01-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova interactions with aspherical circumstellar material I: calculations of light curves, AB magnitudes, spectra, and polarisation
Masaryk University（马萨里克大学）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）
本文研究超新星与非球形 circumstellar 物质的相互作用，通过数值模拟辐射-流体动力学行为，计算光变曲线、光谱和偏振特性，比较不同密度分布模型的观测属性。
2026-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
AREPO-RSG: Aspherical Circumstellar Material and Winds from Pulsating Dusty Red Supergiants in Global 3D Radiation Hydrodynamic Simulations
本研究通过三维辐射流体动力学模拟发现，红超巨星的脉动可产生非球面且致密的星周物质，为富氢超新星前身星环境提供新解释，并提出一维解析模型供观测建模使用。
2025-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Carnegie Supernova Project II. Observations of SN 2014ab possibly revealing a 2010jl-like SN IIn with pre-existing dust
我们介绍了IIn型超新星（SN）2014 ab的光学和近红外测光和光谱学，由卡内基超新星计划II（CSP-II）获得，并在其光学发现后立即启动。我们还提出了中红外测光宽视场红外巡天探测器（WISE）卫星从56天前的光学发现超过1600天。SN 2014 ab的光变曲线演化缓慢，但光谱显示出强烈的发射特征，这是由快速膨胀的喷出物与致密的星周物质相互作用产生的。它的光变曲线和光谱特性与SN 2010 jl非常相似。SN 2014 ab的前身的质量损失率估计为0.1 Msun/yr，假设球对称的拱星物质和稳定的质量损失。虽然中红外线的光度增加是由于尘埃的辐射，其特征是黑体温度接近尘埃蒸发温度（~ 2000 K），但在SN 2014 ab的早期阶段，没有观察到位于前向激波后面的冷致密壳层内原位尘埃形成的清晰特征。SN 2014 ab的中红外辐射可能来自于致密的星周物质中的尘埃，这些物质被SN激波或激波驱动的辐射加热。最后，为了社区的利益，我们还在附录中提供了SN 2010 jl在发现后450至1300天之间获得的近红外光谱。
2020-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiple Peaks and a Long Precursor in the Type IIn Supernova 2021qqp: An Energetic Explosion in a Complex Circumstellar Environment
本文通过测光与光谱观测及解析建模，揭示IIn型超新星2021qqp的多峰光变和长时前兆源于爆炸前约0.8年和2年的两次剧烈质量损失，并探讨了大质量恒星爆发或极端并合的前身星通道。
2024-04-02 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
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
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
Late-Time Dust Emission from the Type IIn Supernova 1995N
IIn型超新星（SNe IIn）被发现与大量的尘埃有关。这些核心坍缩事件通常被认为是大质量恒星演化的最后阶段，无论是在极端的红超巨星阶段还是在明亮的蓝变星阶段。这两种演化情景都涉及到超新星爆发前的大量质量损失。本人已在MCG-02 - 38 -017（Arp 261）中分析了SN I In 1995 N，2009年斯皮策太空望远镜获得的中红外档案数据（爆炸后约14.7年），并于2010年与宽视场红外巡天探测器（WISE）（爆炸后约15.6- 16.0年）显示，在3.4至24微米范围内探测到一个发光（约2 e7 L_sun）源。这些观测探测了由前SN质量损失建立的星周物质，并表明在~240 K下存在~0.05- 0.12 M_sun的预先存在的冷尘埃。这比超新星在高红移时产生的尘埃质量至少低10倍，但SN 1995 N的情况进一步证明了高质量恒星本身可能是尘埃的重要来源。
2013-04-30 astro-ph.CO astro-ph.SR
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
Constraints on Type IIn Supernova Progenitor Outbursts from the Lick Observatory Supernova Search
我们搜索了卡茨曼自动成像望远镜（KAIT）获得的大约12年的档案调查数据，作为利克天文台超新星搜索（LOSS）的一部分，以检测或限制可能的IIn型超新星（SNe~IIn）的祖先爆发。KAIT数据库包含50 Mpc内5个SNe~IIn（加上一个SN IIn/冒名顶替者的模糊情况）的多个SN前图像。在我们的任何目标中，使用错误发现率（FDR）统计方法都没有发现祖先爆发。相反，我们得到的限制幅度（LM）在SNe的位置。将这些极限强度（通常达到$m_R \approx 19.5\,\mathrm{mag}$）与SN 2009 ip和$η$ Car的爆发以及其他模拟爆发进行比较。我们发现，SN 1999 el和SN 2003 dv的数据质量足以排除由蓝超巨星（BSG）前身星最初微弱的SNe引起的主峰前$\sim40$天的事件，如SN 2009 ip和SN 2010 mc的情况。因此，这些SNe~IIn可能来自红超巨星的祖先，或者它们可能有一个更快的星周物质相互作用的开始。我们还估计在我们的数据集中检测到至少一个爆发的概率是$\gtrsim60\%$的每一种类型的示例爆发，所以没有任何检测表明，这种爆发要么通常比$\sim -13\,\mathrm{mag}$更不明亮（本质上或由于灰尘），要么在爆炸前几年内在SNe~IIn中不太常见。
2015-03-13 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
Carnegie Supernova Project: Observations of Type IIn supernovae
各种IIn型超新星（SNe IIn）所显示的观测多样性进行了探讨和量化。在这样做的时候，一个更连贯的图片归因于各种观察到的SNe IIn类型特定的祖先的情况下寻求。给出了卡内基超新星计划（CSP）中I型超新星SNe 2005 kj、2006 aa、2006 bo、2006 qq和2008 fq的光学和近红外线曲线以及可见波长光谱。结合之前发表的IIn型SNe 2005 ip和2006 jd的观测结果，完整的CSP样本用于推导描述膨胀SN喷出物与星周物质（CSM）之间相互作用性质的物理参数。对于我们样本中的每个SN，我们都找到了对应物，识别出与SNe 1994 W（SN 2006 bo），1998 S（SN 2008 fq）和1988 Z（SN 2006 qq）相似的物体。我们给出了SN 2006 aa前所未有的初始$u$带平台，以及它独特的晚期光度和温度演化。对于每个SN，推导出10 $^{-4}-10^{-2}$ $M_{\odot}$ yr $^{-1}$的质量损失率，假设CSM是由稳定风形成的。通常也计算几百km/s的$^{-1}$风速。CSP SN IIn样本似乎被分为子类别，而不是表现出连续的观测性质。风和质量损失参数将有利于一个发光的蓝色变量祖场景。然而，为导出这些参数而做出的假设强烈影响结果，因此，此时不能排除SNe IIn后面的其他祖通道。
2013-06-20 astro-ph.CO astro-ph.SR
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
Spectropolarimetry of SN 2023ixf reveals both circumstellar material and helium core to be aspherical
本文通过SN 2023ixf的多历元光学偏振观测，发现其早期星周物质呈非球对称，光球阶段趋于球对称，平台下降期偏振跃升揭示了内部抛射物或光深变化，且上升期高偏振为该超新星独有。
2025-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Interaction of Supernova 2018evt with a Substantial Amount of Circumstellar Matter -- An SN1997cy-like Event
一种罕见的超新星（SNe）的特征是喷出物与几个太阳质量的星周物质（CSM）之间的强相互作用，这一点可以通过强的巴耳末线发射得到证实。在爆炸后的最初几周内，它们可能会显示出类似于过亮的Ia型SNe的光谱特征，而在后期，它们的观测特性与一些极端的IIn型SNe有着显著的相似之处，这些SNe在爆炸后几年显示出强烈的巴耳末线。我们目前的偏振观测SN 2018 evt获得的ESO甚大望远镜从172至219天后，估计的峰值亮度的时间来研究的几何形状的CSM。非零连续偏振随时间减小，表明祖星的质量损失是非球面的。突出的H $α$发射可以被分解成一个广泛的，随时间变化的组件和一个中等宽度，静态组件。前者显示出极化信号，它可能来自于正向和反向激波之间的冷致密壳层（CDS）。后者是显着的非极化，它很可能产生于冲击，破碎的气体云在富氢CSM。我们推断，SN 2018 evt在一个巨大的非球面拱星云内爆炸。CSM和SN的对称轴似乎相似。SN\，2018 evt显示了事件的共同观测特性，这些事件显示出喷出物和CSM之间的强相互作用，这意味着它们具有相似的拱星配置。我们的初步估计还表明，SN 2018 evt的星周环境在$>100$ yr的时间内以$\sim0.1$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的速率显著富集。
2022-11-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A luminous stellar outburst during a long-lasting eruptive phase first, and then SN IIn 2018cnf
我们介绍了IIn型超新星（SN）2018 cnf（又名ASASSN-18 mr）的监测活动结果。它是在最大亮度前约10天被发现的（在V波段的MJD = 58293.4+-5.7，MV = -18.13+-0.15等）。多波段光变曲线显示出一个峰值后的下降，伴随着一些轻微的光度波动，然后在峰值后大约40天开始变平。早期的光谱是相对蓝色的，并显示出狭窄的巴耳末线与天鹅座P剖面。此外，还检测到Fe II、O I、He I和Ca II。光谱随时间的演变不大，与中间宽度的功能变得越来越突出，表明更强的相互作用的SN喷出物与星周介质。全景巡天望远镜和快速反应系统档案图像的检查（Pan-STARRS）的巡天发现SN位置有一个可变的源，2015年12月在Mr = -14.66+-0.17 mag.这可能是至少从2011年年中开始的大质量祖星的爆发阶段，这就产生了星周环境，在这种环境中，这颗恒星爆炸成了IIn型SN。SN 2018 cnf的整体性质与SN 2009 ip等瞬变现象非常相似。这种相似性使得SN 2018 cnf的前身可能是一颗巨大的超巨星，或许是一颗明亮的蓝色变星。
2019-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Optical and Near-Infrared Study of the Type Ia/IIn Supernova PS15si
我们提出了超新星（SN）PS15 si的光学/近红外光谱和光度学。这个物体最初被确定为IIn型SN，但在这里，我们认为它应该被重新分类为Ia型SN，其窄氢线源于与星周物质的相互作用（CSM;即，SN Ia/IIn或SN Ia-CSM）。基于深未检测发现前27天，我们推断，这个SN被发现的光学极大值附近或稍早，我们估计的大致时间，它达到R-波段最大值的基础上与其他SNe Ia/IIn比较。在光谱形态方面，我们发现PS15 Si可以匹配到一系列的超新星Ia光谱类型，虽然SN 1991 T-类超新星Ia提供了最自洽的匹配。虽然这一观测结果与大多数其他超新星Ia/IIn的分析一致，但我们发现，当CSM的亮度要比下面的SN高出几个量级时，隐含的CSM亮度太低，无法解释SN的整体亮度。我们推断，PS15 Si和SN 1991 T的热，过亮，高电离光谱之间的相似性是一个光谱的结果，起源于喷出物层，由CSM相互作用的紫外线/X射线辐射加热。此外，PS15 si可能在发现后85天左右在B和V波段的短时间内重新变亮，这可能表明SN喷出物与大半径的团块或壳产生的CSM局部增强相互作用。
2016-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
The effect of aspherical stellar wind of giant stars on the symbiotic channel of type Ia supernovae
解释Ia型超新星爆炸的祖先系统仍在争论中。共生通道是一种可能的祖先场景，在这些系统中的WD通过风吸积它们的红巨星同伴而增加质量。巨星在共生系统中的质量损失过程会产生大量的星周介质（CSM），探测SN喷出物与CSM之间的相互作用信号可以作为区分不同祖先模型的理想途径。然而，共生系统周围的CSM的密度分布和几何结构仍然是高度不确定的。通过假设双星相互作用产生的潮汐力矩能增加红巨星的质量损失率，并使星风向赤道面集中，我们给出了一种估算CSM密度和偏离球对称度的简化方法.利用恒星演化程序MESA对共生系统的双星演化进行了计算，得到了Ia型超新星产生的参数空间。我们发现，超新星Ia可能起源于与大质量碳氧白矮星（COWD）共生的系统，而红巨星向白矮星的星风半张角随双星演化而变化，导致周围CSM形成不同的几何结构。未来的旋光光谱观测可能会检验抛射物-CSM相互作用的相应性质，从中可能会发现Ia超新星与其祖先系统的星周环境之间的额外关系。
2021-02-18 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
Supernova PTF12glz: a possible shock breakout driven through an aspherical wind
我们提出了超新星PTF 12 glz的可见光和紫外（UV）观测。SN是在近紫外和R波段发现和监测的，这是GALEX和Palomar瞬态工厂联合活动的一部分。它是迄今为止观测到的能量最高的IIn型超新星之一（~10^{51} erg）。如果辐射能量主要来自激波动能的热化，我们证明PTF 12 glz在爆炸死亡前被~1太阳质量的星周物质（CSM）所包围。PTF 12 glz显示了一个令人困惑的特性：在早期，虽然自由膨胀的喷出物可能被光学厚的CSM所掩盖，但最适合观测的黑体半径以约7000 km/s的速度增长。这样的速度是快速移动的喷出物的特征，而不是光学厚CSM。这一阶段的径向膨胀发生在任何光谱特征的膨胀喷出物出现在光谱，而光谱数据和测辐射热光度似乎表明，CSM是光学厚。我们提出了一个几何解决方案，这个难题，涉及一个非球面结构的CSM周围PTF 12 glz。通过模拟辐射扩散通过一个板的CSM，我们表明，一个非球面几何形状的CSM可以导致在不断增长的有效半径。这个简单的模型也使我们能够恢复PTF 12 glz的黑体温度下降。SLAB-Diffusion是我们编写的用于模拟光子通过CSM板的辐射扩散并评估所观察到的半径和温度的代码，可以在线使用。
2020-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-band polarization of Type IIP supernovae due to light echo from circumstellar dust
IIP型超新星（SNe IIP）在晚期常表现出相对较高的连续极化（$\sim 1$）。这种偏振特征通常被认为是由于在后期阶段揭示的内部非球面核心，而这种偏振特征也可以由SN周围的星周（CS）尘埃的偏振散射回波的影响所贡献。在本文中，我们提出了一个独特的方法来区分偏振从SN喷出物和从光回波。我们定量研究波长依赖性的散射回波的各种几何形状和CS尘埃量的偏振。发现在$U$带中的极化具有特征性特征，即，偏振出现在比较长波长更早的相位，具有更高的偏振度。这是由于$U$波段光变曲线的快速演变以及尘埃在较短波长下的较高光学深度。除了$U$带之外，在平台阶段之后偏振增加，并且对于较短的波长，偏振度通常较高。这些偏振特性可以很容易地与非球面纤芯预期的偏振区分开来，非球面纤芯预测几乎没有波长依赖性。此外，我们表明，SNe IIP的多波段偏振观测可以约束CS尘埃质量和距离SNe的参数空间。因此，我们鼓励多波段极化观测SNe IIP。
2018-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Rise of the Remarkable Type IIn Supernova SN 2009ip
Mauerhan等人最近的观测显示，先前发现的明亮蓝色变星SN 2009 ip（也是超新星冒名顶替者），发生了前所未有的转变，变成了真正的IIn型超新星（SN）爆发。我们呈现了SN 2009 ip在2012年UT 9月23.6日和10月9.6日之间获得的高节奏光学成像，使用澳大利亚凯恩斯珊瑚塔天文台的0.3-0.4米口径望远镜。光变曲线显示出明确的阶段，包括早期非常快速的增亮（在9月24日晚上观察到的6小时内0.5等），9月25日至9月28日之间过渡到缓慢得多的上升，以及10月7日左右的平台/峰值。这些变化是一致的光谱变化，最有可能的是，标志着开始之间的快速SN喷出物和致密的星周介质形成的早期LBV爆发强相互作用。在16天的观测期间，SN 2009 ip从9月23日的I = 17.4等（MI = -14.2）到10月9日的I = 13.7等（MI = -17.9）增亮了3.7等，在光学波长范围内辐射约2 × 10^49 erg。目前，SN 2009 ip比大多数IIP型SNe更明亮，与其他IIn型SNe相当。
2012-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2024dy: Dust formation in a long-lived Type IIn supernova and constraints on the dust mass
Kagoshima University（鹿儿岛大学）；Hiroshima University（广岛大学）；Tohoku University（东北大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
通过500天的紫外、光学和近红外观测，研究长寿命IIn型超新星SN 2024dy的尘埃形成，发现碳尘埃温度1300-1800K，质量约10^{-5} M_⊙，并指出光学深度效应可能导致质量低估。
2026-06-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence of Asymmetry in SN 2007rt, a Type IIn Supernova
本文介绍了对缓慢演化的I型In SN 2007 rt的光学光度和光谱分析，涵盖了发现后481天的时间。它最早的光谱是在爆发时期后约100天拍摄的，表明存在一种致密的星周介质，超新星喷出物与之相互作用。这是由缓慢演变的光变曲线支持的。SN 2007 rt的光谱中有一个显著的特徴，就是有一条很宽的He I 5875谱线，这在IIn型超新星中是不常见的。这可能意味着这颗恒星的祖先有很高的He/H比，通过质量损失已经脱落了相当大一部分的氢壳。一个中等分辨率的光谱揭示了一个狭窄的H α P-Cygni轮廓，其吸收分量的宽度为128公里/秒。这种缓慢的速度表明SN 2007 rt的前身最近经历了质量损失，风速与亮蓝色变量检测到的下限相当。在早期阶段的H和He的线轮廓的不对称性具有一些相似的双峰特征中观察到的一些Ib/c谱。这些不对称性可能表明不对称或双极流出，或者在快速膨胀的喷出物中形成尘埃。此外，爆炸后240多天的后期光谱显示了新形成的尘埃存在的明确证据。
2009-05-23 astro-ph.SR
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
High-Energy Emission from Interacting Supernovae: New Constraints on Cosmic-Ray Acceleration in Dense Circumstellar Environments
超新星与星周物质具有强相互作用，是高能中微子和γ射线的候选源，被认为是1 PeV以上银河系宇宙射线的重要贡献者。考虑到由SN喷出物的快速速度分量的冲击耗散，我们提出了全面的计算从SNe供电的冲击相互作用与密集的风或CSM的非热发射。值得注意的是，我们认为在辐射区的电磁级联和随后的衰减在预冲击CSM。这项工作提供了一个新的依赖于时间的唯象处方，使我们能够计算伽马射线，硬X射线，无线电和中微子信号，这源于宇宙射线加速的扩散冲击加速机制。我们将我们的结果应用于SN IIn 2010 jl和SN Ib/IIn 2014 C，其模型参数可以从多波长数据中确定。对于SN 2010 jl，更有希望的情况下，通过使用最新的费米大面积望远镜（LAT）Pass 8数据发布，我们推导出宇宙射线能量分数的新约束，<0.05-0.1。我们还发现，这些相互作用的SNe的后期无线电数据与我们的模型是一致的。进一步的多信使和多波长观测附近的相互作用SNe应该给我们新的见解扩散冲击加速在密集的环境中，以及前SN质量损失机制。
2019-02-03 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
The Type IIn Supernova 2010bt: The Explosion of a Star in Outburst
众所周知，大质量恒星（M > 8 M_sun）的演化直到恒星核心坍缩，在大多数情况下导致超新星（SN）爆炸。它们的不均匀性主要与爆炸时母星的不同配置以及它们的直接环境有关。我们提出了SN 2010 bt的光度学和光谱学，它被归类为一个IIn型SN，从发现后不久获得的光谱，并广泛观察了大约两个月。在由于接近太阳而出现季节性中断后，SN低于探测阈值，表明光度迅速下降。我们可以通过比较哈勃太空望远镜拍摄的主星系爆炸前的图像和SN最大亮度后的图像来识别可能的祖先，即一颗非常明亮的恒星（log L/L_sun ~ 7）。这样的光度并不适用于静止的恒星，而是适用于处于活跃阶段的大质量恒星。这一候选祖先后来通过2015年（发现后约5年）拍摄的图像得到证实，其中在SN位置没有检测到亮点源。鉴于这些结果和SN的行为，我们得出结论，SN 2010 bt可能是一个IIn型SN，它的前身是一颗大质量恒星，在最终爆炸前不久经历了一次爆发，导致SN前身周围的星周环境致密，富含H。
2018-05-06 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
Spectroscopic diagnostics for circumstellar disks of B[e] supergiants
B[e]超巨星（B[e] SG）是发射线天体，可能是大质量恒星后主序星演化的短暂阶段。它们强烈的红外过量辐射表明有大量温暖的星周尘埃，长期以来，人们一直认为这些恒星拥有一种非球面风，由经典的极地线驱动风和密集的、缓慢的赤道风组成，被称为外流盘。这些圆盘的一般性质与这种情况是一致的，尽管目前的理论在再现观测到的量方面有相当大的困难。因此，需要更复杂的观测约束。这些来自于结合光学和红外光谱的研究，该研究提供了令人惊讶的结果，即B[e] SG的拱星材料集中在稳定的开普勒轨道上旋转恒星的多个环中。这种情况需要对形成机制提出新的想法，其中脉动可能起着重要作用。
2016-10-17 astro-ph.SR
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
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
Unravelling the asphericities in the explosion and multi-faceted circumstellar matter of SN 2023ixf
本文通过光度、光谱和偏振观测研究II型超新星SN 2023ixf，揭示其爆炸的非球面性及双区CSM结构，并给出前身星参数与尘埃形成证据。
2024-09-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Signatures of Circumstellar Interaction in the Type IIL Supernova ASASSN-15oz
富氢、核心坍缩的超新星通常分为四类：IIP、IIL、IIn和IIb。一般来说，与星周物质的相互作用只被认为是IIn型超新星。然而，最近对IIP和IIL超新星的流体动力学建模需要星周物质来重现它们早期的光变曲线。在这种情况下，IIL超新星在爆炸前经历了大量的质量损失。我们在ASASSN-15 oz上测试了这一假设，这是一颗IIL型超新星。随着X射线、紫外线、光学、红外线和无线电的广泛跟踪，我们提出了我们对相互作用迹象的搜索，以及由它们的检测所指示的质量损失历史。我们发现的证据表明，短暂的激烈的质量损失之前，爆炸的光变曲线建模，相当于在1.5 M $_{\odot}$的材料在1800 R $_{\odot}$的祖先。我们还检测到超新星的无线电，表明质量损失率$10^{-6}-10^{-7}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$之前的极端质量损失期。我们未能在X射线中探测到这颗超新星，在紫外线、可见光和近红外线中也没有窄的发射谱线，这些都与这幅图并不矛盾，并在$<10^{-4}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的极端周期之外设定了质量损失率的上限。本文强调了收集更多II型超新星的全面数据的重要性，以便详细建模的祖星和超新星，可以阐明他们的质量损失历史和包络结构，从而告知恒星演化模型。
2019-01-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
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
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
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
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
Properties of Newly Formed Dust Grains in The Luminous Type IIn Supernova 2010jl
超新星（SNe）被认为是宇宙中尘埃颗粒的主要生产场所。然而，我们的知识，其重要性，粉尘生产是有限的，由个人SNe产生的尘埃粒子的性质和数量的观测不良的约束。在本文中，我们提出了一个光谱覆盖光学通过近红外（NIR）光的发光型IIn超新星（SN IIn）2010 jl大约一年半后爆炸。这个独特的数据集揭示了新形成的尘埃颗粒的多个特征。光谱的近红外部分提供了一个罕见的例子，其中清楚地检测到新形成的热尘埃颗粒的热发射。我们确定了这一时期温度为1,350 - 1, 450 K的尘埃物质主要是碳颗粒。尘埃颗粒的质量为~（7.5 - 8.5）× 10^{-4} Msun。氢发射谱线显示出波长相关的吸收，这提供了对新形成的尘埃颗粒的典型尺寸（~0.1微米，最有可能<~0.01微米）的良好估计。我们属性的尘埃颗粒已形成在一个致密的冷却壳层作为一个强大的SN-拱星介质（CSM）的相互作用的结果。尘埃颗粒占发射体积的10%左右，表明是一种不均匀的团块状结构。CSM的平均密度需要大于~3 x 10^{7} cm^{-3}，对应的质量损失率大于~0.02 Msun yr^{-1}（质量损失风速为~100 km s^{-1}）。这有力地支持了SN 2010 jl和其他可能的发光SNe IIn是由非常密集的CSM内的强相互作用提供动力的假设，可能是由爆炸前上个世纪的发光蓝变量（LBV）类喷发造成的。
2013-08-02 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
Supernova spectra below strong circum-stellar interaction
通过添加SN模板、黑体连续谱和发射线谱，构造了超新星与星周介质强相互作用的光谱。在蒙特卡罗模拟中，我们生成了800多个光谱，将它们分配到10个不同的分类器，并研究不同的模拟参数如何影响光谱的外观。在连续谱上显示出一定结构的SNe IIn被表征为SNe IInS。我们表明，流量比的基础SN的连续FV是最重要的参数确定的光谱分类。随着fv的减小，热核SNe逐渐分为Ia-CSM、IInS和IIn。Ia-CSM和IInS之间的转变发生在fv~0.2-0.3处。结果表明，超新星Ia-CSM的星等范围为-19.5> M >-21.6，与观测结果吻合得很好，而能够隐藏超新星Ia的最暗的SN IIn的M =-20.1。SNe Ia-CSM样本显示与91 T样SNe Ia相关。我们的实验并不支持这种关联是由于光度偏差（类91 T比正常的Ia更亮）。因此，我们的结论是，这种协会有真正的物理起源，我们提出，91 T样爆炸的结果从单一的简并祖细胞。尽管SNe Ibc和SNe Ia之间有相似之处，但这些类型之间的错误分类数量很少，而且大多数都是在低信噪比下。结合重现观测到的SN Ia-CSM光度所需的光度函数，SNe Ibc不太可能构成该样品中的重要污染物。我们展示了如何II型光谱过渡到IIn和如何Ha配置文件随FV变化。比M = -17.2暗的SNe IIn不能掩盖比M =-15亮的SNe IIP。包括辐…
2015-04-08 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
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
