The Effects on Supernova Shock Breakout and Swift Light Curves Due to the Mass of the Hydrogen-Rich Envelope
质量损失仍然是恒星演化的主要不确定性之一。在质量最大的恒星中，质量损失决定了星周介质，并能显著改变恒星的命运。质量损失是由各种风机制和二元相互作用引起的。超新星是这种质量损失的最佳探测器，既包括星周物质，也包括富氢包层的减少质量。在本文中，我们专注于减少氢包层质量对超新星光变曲线的影响，研究了各种质量损失情况下的冲击爆发和峰值光变曲线发射。尽管这种质量损失的趋势会被不同的祖先、爆炸能量和星周介质引起的变化所掩盖，但这些趋势对超新星调查中应该看到的超新星光变曲线有重大影响。最后，我们将我们的结果与几个关键观察结果进行了比较。
2015-03-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
The influence of line opacity treatment in STELLA on supernova light curves
我们系统地探讨了线不透明度处理对超新星光变曲线的影响。我们发现，重要的是要考虑散射和吸收（即模仿荧光效应的热化）的线不透明度。我们探讨了热化程度对三种主要类型的超新星的影响：Ia型，II型特殊，II型高原。为此，我们使用辐射转移代码STELLA和分析宽带光变曲线的背景下进行的模拟与光谱合成代码ARTIS和在上下文中观察到的超新星的每一种类型的几个例子。我们发现，在辐射流体动力学代码STELLA中，吸收和散射之间的比值的合理范围是（0.8-1）：（0.2-0），即推荐的热化参数为0.9。
2020-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observing Supernova Neutrino Light Curves with Super-Kamiokande. IV. Development of SPECIAL BLEND: a New Public Analysis Code for Supernova Neutrinos
本文开发了公开分析代码 SPECIAL BLEND，基于原中子星冷却阶段中微子解析模型快速估计超新星参数，在超级神冈和顶级神冈中分别可在约20 kpc和60 kpc距离内实现10%以内的参数估计精度。
2023-04-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light-curve and spectral properties of ultra-stripped core-collapse supernovae leading to binary neutron stars
我们研究了超剥离核塌缩超新星的光变曲线和光谱性质。超剥离超新星是严重剥离的大质量恒星的爆炸，通过与致密伴星的双星相互作用失去了它们的外壳。它们的抛射量仅为~ 0.1 Msun，可能是形成双中子星系统的主要途径，这些系统最终合并并发射出强引力波。我们跟随一个超剥离超新星祖先的演变，直到铁核崩溃，并进行爆炸核合成计算。然后，我们合成的光变曲线和光谱的超剥离超新星使用核合成的结果，并提出其预期的性质。超剥离超新星合成~ 0.01 Msun的放射性~（56）Ni，其典型的峰值光度约为1 e42 erg/s或-16 mag.它们的典型上升时间为5 - 10天.比较合成的和观测到的光谱，我们发现SN 2005 ek，一些所谓的富钙间隙瞬变，和SN 2010 X可能与超剥离超新星。如果这些超新星实际上是超剥离超新星，它们的事件率预计约为核心坍缩超新星的1%。通过比较未来引力波观测得到的双中子星合并率和我们合成的光变曲线和光谱模型确定的光学瞬变测量得到的超剥离超新星率，我们将能够判断超剥离超新星是否实际上是双中子星人口的主要贡献者，并提供对双恒星演化的约束。
2016-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the nature of rapidly fading Type II supernovae
有人认为，具有快速衰减的光变曲线的II型超新星（也称为“超新星”）。IIL型超新星）是具有低质量富氢包层的祖先爆发，其数量级为1 Msun。我们调查的光变曲线性质的超新星从这样的祖先。我们证实，这样的祖先导致迅速褪色的II型超新星。我们发现，超新星的光度从这样的祖先与典型的爆炸能量为1 e 51尔格和56 Ni质量为0.05 Msun可以暂时增加之前不久，所有的氢在信封重组。因此，在其光曲线中会出现凹凸。隆起的出现是因为56 Ni的核衰变产生的热量可以使喷出物中富含氢的层的底部电离，因此光球层可以在那里停留一段时间。我们发现，当爆炸能量较大（>~ 2 e51 erg）、56 Ni质量较小（<~ 0.01Msun）、56 Ni夹杂在喷出物中或母源半径较大时，光变曲线的隆起变得不那么明显。氦在富氢层中的混合使光变曲线下降率变大，但无助于减少光变曲线的凸起。由于我们在光变曲线模型中发现的光变曲线凸起在快速衰落的II型超新星中没有观察到，它们可能不仅具有低质量的富氢包层，而且具有更高的爆炸能量，更大程度的56 Ni混合，和/或比缓慢衰落的II型超新星更大的祖先半径，因此光变曲线凸起不会变得显着。
2015-10-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
A year-long plateau in the late-time near-infrared light curves of Type Ia supernovae
Ia型超新星的光变曲线通常用于约束宇宙学模型。在56 Ni放射性衰变的驱动下，光变曲线随时间稳步下降，但在爆炸后超过150天，近红外部分的特征很差。我们报告了一个长达一年的高原在近红外线曲线在150-500天，其次是第二个下降阶段伴随着可能出现的[Fe I]发射线。这种近红外高原与IIP型高原形成鲜明对比，需要一种新的物理机制。我们提出了一个诸如“近红外灾难”的掩盖，一个预测的但未观察到的急剧光曲线下降，通过散射紫外光子到更长的波长。离开平台的转变可能是由于超新星喷出物的主要电离状态的变化。我们的研究结果揭示了Ia型超新星复杂的辐射转移过程，并增强了它们作为“标准烛光”的用途。"
2019-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
A precursor interpretation for the Crab supernova 1054 A.D. very early light curve
尽管人们对公元1054年的蟹状超新星进行了多年的研究，但仍然不清楚是什么类型的事件导致了爆炸。最详细和可靠的观测光变曲线的来源记录在中国和日本的编年史中，并建议在非常明亮的初始峰值之后迅速变暗。我们将在这项工作中表明，螃蟹事件可以很好地解释了一种类型的前兆，一种现象出现在大型超新星采样和相当预期的恒星演化考虑低质量的祖先。这个非常早期的明亮瞬变之后是爆炸本身，可能是来自“小铁核”类型的低光度超新星，而不是电子捕获事件。后一个结论源于最近的模拟工作，预测电子捕获超新星将使亮度在$\sim 3$月内变得更亮，因此在白天可以看到，并且与中国的记录不匹配。
2022-08-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Using Double-peaked Supernova Light Curves to Study Extended Material
超新星周围大半径的扩展物质可以导致双峰光变曲线。当物质足够大，超新星冲击波继续传播到其中，并充分扩展，产生明亮的第一个峰值时，就会发生这种情况。这些物质可能是被高度剥离的恒星剩余的低质量外壳，与风有关的质量，或者可能是由于某种类型的爆炸前活动而围绕着祖星的质量。我总结了发生这种光变曲线的必要条件，描述了从光变曲线形状中可以了解到的扩展材料，并提供了一个分析模型来拟合这些双峰超新星的第一个峰值。这适用于Ic型超亮超新星LSQ 14 bdq的特定情况。在这次爆炸的起源周围的扩展物质中的质量被测量为很小，约为0.3-0.5 Msun。这种物质的半径可以是~500-5000 Rsun，但由于半径和超新星能量之间的简并性，很难限制。将来，在第一个峰值期间拍摄的光谱对于测量扩展材料的速度和成分将是重要的，以便克服这种简并性。
2015-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type IIP supernova light curves affected by the acceleration of red supergiant winds
我们介绍了第一个合成的光变曲线模型设置的IIP型超新星爆炸在拱星介质中的红超巨星风的加速度被考虑在内。由于风的加速使得祖星附近的风速较低，因此红超巨星超新星祖星附近的密度可能高于使用恒定的终端风速推断的密度。因此，即使前身星的质量损失率相对较低，它也可以在恒星附近有一个致密的星周介质，这对IIP型超新星的早期光变曲线有很大的影响。我们提供了IIP型超新星在这样的加速风中爆炸的辐射热和光变曲线，这些加速风来自三个祖先的组合，12 - 16 Msun;五个β，1-5;七个质量损失率，1 e-5 - 1 e-2 Msun/年;和四个爆炸能量，0.5e51 - 2 e51 erg。所有的光变曲线模型都可以在https://goo.gl/o5phYb上找到。当星周密度足够高时，我们的模型没有显示出经典的激波爆发作为与致密和光学厚的星周介质相互作用的结果。相反，它们显示了延迟的“风爆发”，大大影响了IIP型超新星的早期光变曲线。我们发现，质量损失率的祖先需要1 e-3 - 1 e-2 Msun/年，以解释典型的上升时间为5 - 10天的IIP型超新星假设一个密集的拱星半径为1 e-15厘米。
2018-03-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Opacity of Ejecta in Calculations of Supernova Light Curves
本文比较了两种计算超新星抛射物膨胀不透明度的方法，并展示不同近似对模型光变曲线的影响。
2024-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can circumstellar interaction explain the strange light curve features of Type Ib/c supernovae?
本研究通过流体动力学模拟，检验了爆炸前数天或数周形成的星周物质能否解释Ib/c型超新星的奇特光变特征，发现其形状可区分单星或双星前身星，且致密星周物质可导致隆起、再增亮等异常。
2025-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inferring Explosion Properties from Type II-Plateau Supernova Light Curves
我们提出了在模拟IIP型超新星的进展，使用MESA的演变与STELLA耦合产生的光和径向速度曲线的冲击爆发。爆炸模型和合成光变曲线可用于将超新星的可观测性质（例如第50天的光度和平台期的持续时间，以及可观测量$ET$，定义为如果喷出物中没有${\rm ^{56}Ni}$，则会产生的时间加权积分亮度）转化为在平台期产生相同光变曲线和速度的爆炸族。这些预测的爆炸族提供了一个有用的指导，对建模观察到的SNe，并可以约束爆炸属性时，再加上其他观测或理论约束。对于一个观测到的超新星，测量${\rm ^{56}Ni}$质量，打破这些家庭的爆炸（喷出物质量，爆炸能量，和祖半径）的简并需要一个参数的独立知识。我们预计最常见的情况是对附近超新星的祖先半径测量。我们发现，从Fe II $λ$ 5169线推断出的喷出物的速度在大多数的平台阶段的测量提供了一些额外的信息爆炸特性。只有在初始激波冷却阶段，光球速度测量才有可能帮助解开光变曲线简并。
2019-06-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Testing Progenitor Models Using the Late-Time Light Curve of Supernova 1992A
Ia型超新星光变曲线的主要放射性能量源预计将在非常晚的时期从$^{56}$ Co衰变到$^{57}$ Co。我们使用爆炸后900多天获得的SN 1992 A的档案HST图像来限制其钴同位素丰度比，并将其与经过充分研究的事件SN 2011 fe进行比较。我们确认了arXiv发现的$0.026\pm 0.004$的SN 2011 fe的$^{57}$ Co / $^{56}$ Co比：1608.01155，与“双简并”祖先情况一致。对于SN 1992 A，我们发现了$0.034\pm 0.010$的比值，但较大的不确定性使我们无法区分祖细胞模型
2020-11-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Immediate dense circumstellar environment of supernova progenitors caused by wind acceleration: its effect on supernova light curves
IIP型超新星的前身通常被致密的星周介质所包围，这可能是由于前身在爆炸前不久的质量损失增强。以前的光变曲线研究表明，质量损失率提高到约0.1 Msun/年，假设风速恒定。然而，在恒星附近的星周介质的密度可以远高于以前推断的一个给定的质量损失率，如果考虑到风的加速度。以SN 2013 fs为例，我们发现风加速度对从IIP型超新星早期光变曲线估算质量损失率有很大的影响。我们进行数值计算的超新星喷出物和拱星介质之间的相互作用，具有恒定的质量损失率，但与β法风速剖面。我们发现，SN 2013 fs的前身的质量损失率在爆炸前不久，这是推断为~ 0.1 Msun/yr的恒定风速为10 km/s的光变曲线模型，可以低至~ 1 e-3 Msun/yr的相同的终端风速为10 km/s，但风速剖面β ~ 5。在这两种情况下，星周介质的质量是相似的（~ 0.5 Msun）。因此，在我们的解释中，祖先的质量损失增加的开始是在爆炸前100年左右，而不是几年。我们的结果表明，II型超新星祖先的直接致密环境可能会受到风加速的显著影响。
2017-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-band optical light-curve behavior of core-collapse supernovae
我们介绍了2002-2012年期间使用印度奈尼塔尔阿雅巴塔观测科学研究所（缩写为ARIES）运营的1 m级光学望远镜对19个明亮的核心塌陷SNe进行UBVRI光学光度跟踪获得的调查结果。这组均匀的数据已被用来研究光学光/色曲线的行为，并深入了解对象到对象的特性。我们推导出IIP、Ibc和发光SNe型的积分亮度。两个特殊类型的IIP事件的光度性质类似于正常的IIP和光谱性质类似于亚发光IIP已被确定。
2013-04-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comparing Moment-Based and Monte Carlo Methods of Radiation Transport Modeling for Type II-Plateau Supernova Light Curves
来自核心坍缩超新星的随时间变化的电磁特征是通过恒星喷出物的冲击沉积和放射性能量辐射的详细传输的结果。由于基础辐射过程的复杂性，相当大的近似，以简化辐射传输问题的关键方面。我们提出了一个系统的比较基于矩的辐射流体动力学代码STELLA和蒙特卡罗辐射输运代码Sedona在II型高原超新星的一维建模。基于恒星天体物理学实验模块（MESA）仪器生成的爆炸模型，我们发现模拟的光变曲线和喷出物结构热演化具有显著的一致性，肯定了两种辐射输运模拟方法的保真度。在Sedona用Monte Carlo方法直接计算的辐射矩也验证了基于矩的方法的准确性。我们发现，在STELLA的不透明度表和数值近似的粗分辨率产生的测辐射热光变曲线的影响微不足道，使其成为一个有效的工具，光学光变曲线建模的特定任务。
2020-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type II supernovae from the Carnegie Supernova Project-I. I. Bolometric light curves of 74 SNe II using uBgVriYJH photometry
本研究是一系列三篇论文中的第一篇，我们从卡内基超新星项目I中提取了II型超新星（SNe~II），以了解它们在祖星和爆炸特性方面的多样性。在这第一篇论文中，我们给出了74 SNe~II的辐射热光变曲线。我们概述了我们的方法来计算的热光度，其中包括在许多光度带（$uBgVriYJH$）和黑体（BB）外推的未观测到的通量在较短和较长的波长的积分的观测通量。使用所有可用的宽带数据进行BB拟合，除非出现线覆盖效应。从拟合中删除了受线覆盖影响的比$r$更蓝的光度带，这使得近红外（NIR）观测对于估计可靠的BB外推到红外非常重要。没有近红外数据的BB拟合产生了明显不同的热光变曲线，因此当数据被建模时，SN~II祖先和爆炸性质的估计也不同。我们提出了两种方法来解决缺乏近红外观测：（a）颜色的颜色关系，从近红外的幅度可以估计使用光学颜色，和（b）新的处方作为观测到的SN~II颜色的函数的热辐射校正。利用我们的74个SN~II测热光变曲线，我们提供了一个完整的特性的基础上，几个观测参数。我们测量了不同时期的震级，以及演化不同阶段的持续时间和下降率。的光变曲线参数分布进行了分析，发现一个宽范围和连续的序列观察到的参数，这是一致的，与以前的分析，使用光学光变曲线。
2021-11-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae photometry at OAUNI
本研究利用OAUNI站点多期观测的9颗超新星多波段光度数据，结合文献光变曲线、双色图及模板等分析超新星峰值后演化，验证了该站点开展高精度天文光度测量的可行性。
2024-06-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pair-Instability Supernova Simulations: Progenitor Evolution, Explosion, and Light Curves
近年来，对不稳定超新星（PISN）解释超亮超新星的可行性几乎消失了，除了一些缓慢发展的例子。然而，PISN在其大部分质量范围内都不会超发光。事实上，我们看到的第一个PISN（如果我们还没有看到的话）更有可能不是超发光的。在这里，我们提出了流体动力学模拟PISNe四个恒星模型具有独特的信封属性跨越PISN质量范围。此外，我们计算合成的光变曲线与当前和未来的观察。我们还调查，在我们最大规模的模型的背景下，混合在超新星喷出物减轻目前的PISN模型和剩余的超亮候选事件之间的差异的前景。为此，我们提出了第一个出版的3D流体动力学模拟PISNe。在实现1D，2D和3D模拟之间的收敛后，我们研究了超新星喷出物中的混合及其对测辐射热光变曲线的影响。我们观察到轻微的偏离球对称，增加的维数。我们没有发现显着的影响，但我们得出结论，瑞利-泰勒不稳定性引起的富硅和富氧层之间的混合可能会影响光谱。
2017-08-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Global Model of The Light Curves and Expansion Velocities of Type II-Plateau Supernovae
我们提出了一个新的自洽和通用的方法，推导出光球半径和温度变化的II型高原超新星的膨胀速度和光度测量的基础上。我们将该方法应用于26个观测良好的样本，附近的超新星与公布的光变曲线和速度。我们同时适合~230速度和~6800星等测量分布在21个光度通带，波长从0.19到2.2微米。II型高原超新星之间的光变曲线的差异是很好的模型，假设不同的光球半径膨胀率，我们解释为不同的密度分布的喷出物，我们认为，陡峭的密度分布导致平坦的高原，如果其他一切保持不变。II型线性超新星的光度急剧下降是由于光球温度的快速演变，我们验证了SN 1980 K的成功拟合。消除理论超新星大气模型的需要，我们得到自洽的相对距离，reddenings，和镍质量充分占所有内部模型的不确定性和协方差。我们使用我们的全球拟合估计的时间演化的任何失踪的波段专门为每个超新星，我们构建光谱能量分布和热光曲线。我们为样本中的所有滤波器组合生成热辐射校正。我们将我们的模型与理论稀释因子进行比较，发现B和V过滤器具有良好的一致性。当I、J、H或K带包括在内时，我们的结果与理论不同。我们研究了超新星的红化规律，发现在UBVRI波段与标准R_V ~ 3.1红化规律基本一致。其他条带的结果不确定。我们公开了我们的试衣规范。
2014-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multicolor light curves simulations of Population III core-collapse supernovae: from shock breakout to $^{56}$Co decay
由于缺乏实际观测，第一代恒星及其超新星（SN）爆炸的性质仍然未知。最近进行了许多瞬态调查和探测超新星（SNe）的Pop III星的可行性正在增长。本文研究了一些无金属核坍缩超新星模型（25-100 M $_{\odot}$）的光变曲线，为寻找和鉴别第一代超新星提供了指示。我们使用混合回落超新星爆炸模型，解释所观察到的丰富的贫金属恒星的模式。用多群辐射流体动力学程序STELLA对双光子光变曲线进行了数值计算。计算的光变曲线的非零金属丰度模型和几个观察到的SNe进行了比较。我们发现，冲击波爆发特征、光球速度演化、亮度、坪期和坪色演化等SN相都有助于估算SN祖星的质量、半径、爆炸能量和金属丰度等参数。我们的结论是，在当前（斯巴鲁/HSC）和未来的瞬态调查（LSST，JWST）的第一代SNe的潜在的光曲线可以被用来识别。它们也适用于识别附近宇宙中的低金属丰度SNe（PTF，Pan-STARRS，Gaia）。
2016-02-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bolometric Corrections for optical light curves of Core-collapse Supernovae
通过创建观测良好的文献核心坍缩超新星（CCSNe）的光谱能量分布，我们提出了校正转换光学光变曲线全测热光变曲线。这些校正采用抛物线拟合光学颜色的形式，其中$B - I$和$g - r$作为示例性拟合，同时还给出了用于拟合其他颜色的参数。我们发现，在大多数情况下，所有类型的CCSNe中，颜色校正的演变是非常均匀的，并且还分别适用于剥离信封和II型SNe。一个单独的适合，适当的SNe表现出强烈的排放，由于冷却后冲击突破，提出。这种方法将使CCSNe的测热光变曲线的创建均匀化，其中观测不能约束发射通量-这对于当前和未来的SN调查特别重要，其中绝大多数事件的典型后续行动将仅发生在光学窗口中，从而导致涉及测热光变曲线的建模的一致比较。SNe 1987 A和2009 jf使用这里提出的方法的测试情况下，和测辐射热光变曲线恢复在每种情况下具有良好的精度。
2013-11-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Analytic solutions for neutrino-light curves of core-collapse supernovae
中微子是银河系超新星爆发的可靠信号，也是最有价值的信使，可以为我们提供有关超新星最深处的信息。特别是，中微子将为我们提供物理量，如质子中子星（PNS）的半径和质量，这是超新星的中心引擎。这需要一个理论模型，将中微子光度和平均能量等可观测量与物理量联系起来。在这里，我们显示的中微子光曲线的解析解来自中微子辐射输运方程采用扩散近似和流体静力学方程的解析密度解的PNS。作为时间的函数的中微子光度和平均能量的明确提出，与PNS质量，半径，中微子的总能量，表面密度和不透明度的依赖。解析解提供了爆炸后几秒钟的数值模型的良好表示，并允许从观测数据中对这些物理量进行粗略估计。
2021-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Seeing double: the frequency and detectability of double-peaked superluminous supernova light curves
在一些超亮超新星中发现双峰光变曲线，为它们的起源提供了重要的新线索。我们研究了已公布的所有Ic型SLSNe的测光，发现14个对象的约束数据或限制周围的爆炸时间。其中，8个（包括已经识别的SN 2006 oz和LSQ 14 bdq）在最早的时期显示出合理的通量过剩，这与多项式拟合的上升光变曲线有显著偏离（2-9 $σ$）。LSQ 14 bdq数据的简单标度表明，它们都与类似的双峰结构一致。PS1- 10 pm提供多色UV数据，表明早期“碰撞”阶段的温度为$T_{\rm bb}=25000\pm5000\,$ K。我们发现，一个双峰不能排除在任何其他6个对象，这种行为可能是普遍存在的。所观察到的凸点的均匀性对于相互作用动力模型是出乎意料的。引擎动力模型可以解释观测结果，如果所有的祖先都有扩展的半径，或者中心引擎在超新星爆炸后几天驱动冲击爆发。
2016-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Analysis of Late--time Light Curves of Type IIb, Ib and Ic Supernovae
放射性动力核心坍缩“剥离-信封”超新星的光变曲线峰值的形状约束的喷出物的质量，镍质量，和动能的亮度和扩散时间为一个给定的不透明度和观察到的膨胀速度。后期的光变曲线给出了喷射物质量和能量的限制，给出了伽马射线的不透明度。以前的工作表明，SN~IIb与少量的氢和氢/氦-缺乏SN~Ib/c的主要光变曲线峰值往往是相当相似的接近最大光，这表明类似的喷出物的质量和动能，但后期光变曲线显示出广泛的分散，这表明在喷出物的质量和动能的分散。它还表明，SN~IIb和SN~Ib/c可以有非常相似的后期光变曲线，但不同的喷出物的速度要求显着不同的喷出物的质量和动能。我们通过收集和分析来自文献的良好采样的单波段和准测辐射热光变曲线来重新审视这些主题。我们发现剥离包层核塌缩超新星的晚时光变曲线是不均匀的。我们还表明，所观察到的属性，光球速度在峰值，上升时间，和后期衰减时间，可以用来确定平均不透明度适当的峰值。以这种方式确定的不透明度比通常的估计要小得多。我们将讨论如何小的有效不透明度可能导致重组和不对称的喷出物。
2015-04-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bright Supernovae from Magnetar Birth
在最初的爆炸（可能是由磁相互作用或中微子引发的）之后，根据经典的偶极子公式辐射的旋转磁星可以为非常明亮的超新星提供动力。虽然在最初的爆炸中可能会产生一些56镍，但I型超新星的光变曲线峰值与其质量没有直接关系。事实上，峰值亮度对磁星的偶极场强度最为敏感。光变曲线的尾部可能在一段时间内类似于放射性衰变，但假设脉冲星的辐射被完全捕获，最终会更亮。根据初始爆炸能量的不同，高速度和中等速度都可能伴随着非常明亮的光变曲线。
2009-11-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Against the Wind: Radio Light Curves of Type Ia Supernovae Interacting with Low-Density Circumstellar Shells
几十年来，从射电到光学再到X射线的各种观测都试图揭示Ia型超新星（SNe Ia）与星周介质（CSM）相互作用的迹象。这些研究的目的是限制假设的Ia型超新星大量供体伴侣的性质。在解释相互作用的观测结果时，通常假设连续CSM。然而，虽然这些模型已经成功地应用于核心坍缩的超新星，但对于超新星Ia来说，连续性的假设可能并不准确，因为CSM的外壳可能是由超新星爆发前（新星）形成的。在这项工作中，我们模拟了SNe与球形，低密度，有限范围CSM的相互作用，并创建了一套合成的无线电同步光变曲线。我们发现，CSM壳产生尖锐的峰值光变曲线，并确定一个基准集的模型，所有服从一个共同的演变，并可用于产生无线电光变曲线与任意壳的相互作用。服从的基准模型的关系可以用来推断CSM属性从无线电观测，我们证明了这一点，通过将它们应用到SN 2011fe和SN 2014J的非检测。最后，我们探讨了一个多壳层CSM配置和描述其更复杂的动力学和由此产生的射电光变曲线。
2016-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Core-Collapse Supernovae: From Neutrino-Driven 1D Explosions to Light Curves and Spectra
我们目前的热辐射和宽带光变曲线和光谱的一套核心坍缩超新星模型爆炸自洽球对称内的PUSH框架。我们分析了这些光变曲线的广泛趋势，并根据形态对其进行分类。我们发现，这些形态类别简单地涉及到祖半径和质量的氢信封。我们提出了一个概念验证敏感变量分析，表明在给定的类别内的光变曲线的属性的一个重要的决定因素是$^{56}$镍质量。我们跟踪从光球到星云阶段的光谱。这些光谱显示在短波长和多普勒频移的Fe II和Ti II吸收线的特征铁线覆盖。为了使这种分析，我们开发了一个第一的管道从一个大规模的祖模型，通过自洽爆炸球对称，电磁同行。这为更详细地分析这些观测量的集体性质打开了大门。我们在go.ncsu.edu/astrodata上提供了一个机器可读的光变曲线和光谱数据库。
2021-06-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectra and Light Curves of Failed Supernovae
天文学家提出了许多产生超新星爆炸的机制。虽然这些机制中的许多现在不被认为是超新星背后的主要引擎，但它们确实会产生瞬变，即将进行的地面调查和NASA卫星将观察到这些瞬变。在这里，我们提出了第一个辐射流体动力学计算的光谱和光变曲线从这些“失败”的超新星：超新星与相当大的回落，吸积引起的白矮星的崩溃，和高能氦闪光（也被称为Ia型超新星）。
2009-08-05 astro-ph.SR
A hyper-runaway white dwarf in Gaia DR2 as a Type Iax supernova primary remnant candidate
观测与Ia型和Iax型超新星有关的恒星残骸对于充分了解它们的祖先是必要的。多个祖先的情况下预测人口踢供体残留物和部分燃烧的初级残留物，都以相对较高的速度移动。但只有少数的例子符合这两个预测的人口已被观察到。在这里，我们报告了可能是第一个已知的例子，一个未绑定的白矮星，这是一致的完全冷却的主要遗迹，以Iax型超新星。候选天体LP 93-21以银河系中心速度v $_{gal}$ $\simeq$ 605 km s $^{-1}$运行，并且引力与银河系无关。我们排除了银河系外的起源。Iax型超新星喷发的情况与其独特的未绑定轨迹是一致的，因为通过光谱跟踪在其光球层中检测到异常元素丰度。这一发现反映了最近的模型，该模型表明恒星喷射可能经常发生。不幸的是，由于白矮星本身的微弱性，以及与它们的直接祖先系统相关的不确定性，使得探测和确认这样的供体变得困难。
2019-08-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The light curves of type Ia Supernova 2008gy
介绍了2008gy Ia型超新星的CCD BVRI测光。光变曲线与快速衰减的Ia型超新星的模板曲线相匹配，但颜色看起来比平均值更红，并且SN也可能是轻微的亚发光。SN 2008gy被发现位于三个最近星系的边界之外，它们中的每一个都有几乎相等的概率成为宿主星系。
2010-04-29 astro-ph.SR
Characterization of Type Ia Supernova Light Curves Using Principal Component Analysis of Sparse Functional Data
随着不断增长的数据，从正在进行的和未来的超新星调查，它是可能的经验量化的形状SNIa的光变曲线更详细，并定量与SNIa的内在属性的形状参数。建立这种关系对于控制超新星宇宙学的系统误差至关重要。基于收集的良好观察SNIa样本积累在过去几年中，我们构建了一个经验SNIa光曲线模型，使用一种统计方法称为稀疏和不规则采样的功能数据的功能主成分分析（FPCA）。使用这种方法，SNIa的整个光变曲线由主成分函数的线性组合表示，并且SNIa由称为主成分分数的几个数字表示。这些分数用于建立光变曲线形状和物理量之间的关系，如固有颜色，星际尘埃红化，谱线强度和光谱类别。这些关系允许纯粹基于光变曲线形状参数来描述某些临界物理量。我们的研究表明，一些重要的光谱特征信息被编码在宽波段光变曲线中，例如，我们发现光变曲线的形状与Si II $λ$ 6355线的速度和速度梯度相关。这对超新星调查很重要，例如，LSST和WFIRST。此外，FPCA光变曲线模型用于构建整个光变曲线形状，其进而以函数线性形式用于在拟合距离模型时调整固有亮度。
2018-02-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The light curve and distance of Kepler supernova: news from four centuries ago
我们研究了SN 1604的光变曲线使用的历史数据收集时，观测的爆发。将这颗超新星与最近的超新星Ia相比较，发现这一事件看起来像是一个正常的超新星Ia（拉伸系数接近0.9：0.9 \pm 0.13），这一事实也是后期光变曲线所支持的。超新星是严重模糊的2.7 \pm 0.1等V.我们得到的距离爆炸的估计值d = 5 \pm 0.7千秒差距。这可以帮助解决目前关于超新星距离的讨论。它还表明，这颗超新星与我们现在用于宇宙学的SNIa超新星是同一类型的。
2016-12-22 astro-ph.SR
The light curve in supernova modeled by a continuous radioactive decay of $^{56}$Ni
UVOIR辐射热光变曲线通常由放射性衰变来模拟。为了更精确地模拟绝对/视星等与时间的关系，引入了放射性同位素的连续生产。解一个一阶可分离变量微分方程。
2014-01-03 astro-ph.SR
Comparisons of Type Ia Supernova Light Curves in the UV and Optical with the Swift Ultra-Violet/Optical Telescope
我们研究了97附近的Ia型超新星的光变曲线参数的紫外和光学斯威夫特紫外/光学望远镜的观测。我们的光变曲线模型使用的模板的线性组合，这是基于函数主成分分析的光学光度的超新星Ia。拟合中使用的每个主成分的权重捕获光变曲线属性的某些方面。我们发现，在过滤器的主成分得分的整体变异性几乎没有什么区别。我们还发现某些过滤器和PC组件之间的相关性，表明紫外和光学性能似乎是绑在一起。这是UV超新星Ia分析中有希望的一步，并表明UV光变曲线可用于推断光学性质，为未来的宇宙学研究铺平了道路。
2022-04-13 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
A likely candidate of type Ia supernova progenitors: the X-ray pulsating companion of the hot subdwarf HD 49798
HD 49798是一颗贫氢的次矮星O 6，有一颗X射线脉动伴星（RX J0648.0-4418）。这颗X射线脉动伴星是一颗巨大的白矮星。利用Eggleton的恒星演化程序和光学厚风假设，我们发现热亚矮星HD 49798和它的X射线脉动伴星在未来的演化中可能产生Ia型超新星（SN Ia）.这意味着该双星系统可能是Ia型超新星的祖先。我们还讨论了其它WD + He恒星系统（如V445 Pup和KPD 1930+2752）产生Ia型超新星的可能性。
2010-04-23 astro-ph.SR
Internal conversion electrons and supernova light curves
放射性衰变对超新星喷出物的再加热有很大的贡献。以前的工作主要考虑了由56 Ni、56 Co、57 Ni、57 Co、44 Ti和44 Sc产生的伽马射线和正电子沉积的能量。我们指出俄歇电子和内转换电子构成了一个附加热源。在后期，这些电子可以对超新星的光变曲线做出重要贡献，以获得合理的核合成产额。特别是，在57 Co衰变中发射的内部转换电子是超新星的重要加热通道，这些超新星对伽马射线基本上是透明的。我们表明，当这些电子加热占，SN 1998bw和SN 2003hv的光变曲线的减慢自然得到典型的核合成产量。此外，我们表明，SN 1987 A的内部转换电子的影响可能是显着的衍生44钛产量从其后期的辐射热光变曲线。
2010-12-21 astro-ph.SR
The Mid-Infrared Light Curve of Nearby Core-Collapse Supernova SN2011dh (PTF11eon)
本文报道了M51超新星SN 2011dh（PTF 11eon）在爆发后18天至625天的3.6和4.5 μ m波段的Spitzer观测结果。中红外辐射在爆炸后24天达到峰值，亮度为10^7 Lsun的几倍，衰减速度比可见光辐射光度慢。红外线色温在前90天冷却，然后保持不变。热回波的简单数值模型可以定性地再现早期的行为。在后期，中红外光变曲线不能用简单的热回波模型来解释，这意味着额外的尘埃加热或线发射机制。我们还建议，热回波可以作为有效的探针，发现超新星在严重模糊的环境，并推测在适当的条件下，整合早期的中期红外线曲线可能会限制总能量的冲击爆发闪光。
2013-09-19 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The Rise and Fall of Type Ia Supernova Light Curves in the SDSS-II Supernova Survey
分析了SDSS-Ⅱ超新星巡天发现的Ia型超新星（SN Ia）光变曲线的上升和下降时间。从一组391个光变曲线k-校正到其余帧B和V带，我们发现光变曲线的上升部分与下降部分相比分散较小。这与计算机模型预测的放射性镍产量的变化对上升的影响小于对下降率蔓延的影响的定性一致。我们在上升和下降属性中发现的差异表明，对光变曲线相位的单一“拉伸”校正不能正确地模拟Ia超新星光变曲线形状的范围。我们选择了一个子集的105光变曲线以及观察的光变曲线的上升和下降部分，并开发了一个“2拉伸”拟合算法，估计上升和下降时间独立。我们发现从爆发到B波段达到峰值亮度的平均时间为17.38 ± 0.17天。我们的平均上升时间比以前的研究中发现的19.5天短;这反映了使用的不同光变曲线模板和2-stretch算法的应用。我们发现，缓慢下降的事件往往有快速的上升时间，但上升减去下降时间的分布是广泛的，单峰。该分布与Strovink（2007）通过分析一小组局部Ia型SNe首次提出的该参数的双峰性相反。我们将SDSS-II样本分为两半，根据上升减去下降值，tr-tf <= 2天和tr-tf>2天，以寻找它们的宿主星系属性和哈勃残差的差异;我们在我们的样本中没有发现宿主星系属性或哈勃残差的差异。
2010-02-10 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
A hot subdwarf-white dwarf super-Chandrasekhar candidate supernova Ia progenitor
超新星Ia是明亮的爆炸事件，可以用来估计宇宙学距离，使我们能够研究宇宙的膨胀。据了解，它们是由一颗质量比太阳大的恒星的耗尽的核心形成的白矮星的热核爆炸造成的。然而，可能导致爆炸的祖先通道是一个长期存在的争论，限制了超新星Ia作为距离指标的精确度和准确性。在这里，我们展示了HD 265435，这是一个轨道周期小于一百分钟的二元系统，由一颗白矮星和一颗热亚矮星组成--一颗剥离核心氦燃烧星。该系统的总质量为1.65+/-0.25太阳质量，超过了稳定的白矮星的最大质量。由于引力波发射，该系统将在7000万年后合并，可能引发超新星Ia事件。我们使用这种检测的地方热亚矮星-白矮星双星超新星Ia祖先的贡献的限制。
2021-07-19 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Characterizing the V-band light-curves of hydrogen-rich type II supernovae
本文分析了富氢II型超新星V波段光变曲线的多样性。分析了116颗超新星的样本，定义了几个星等测量值，以及不同时期的下降率和不同阶段的持续时间。研究发现，在最大亮度下测量的星等与衰减率的相关性比在其他时期测量的星等更强：在最大亮度下的超新星通常在所有时期都有更快的衰减光变曲线。我们发现的下降率之间的关系在“高原”阶段和峰值的幅度，它有一个0.56级的色散，提供了使用II型超新星作为纯粹的光度距离指标的前景。我们的分析表明，II型人口跨越了一个连续的低光度的事件，在“高原”阶段，通过最明亮的事件，下降得更快。一个大范围的光学厚相持续时间的观察，这意味着在爆炸的时代在祖信封群众的范围。在放射性尾期间，我们发现许多超新星的光变曲线下降速度比完全捕获放射性发射的预期更快，这意味着喷出物质量较低。这表明，光变曲线的多样性的主要驱动力是爆炸前保留的氢信封的程度。最后，介绍了一种新的分类方案，其中富氢事件被简单地归类为“SNII”，S2值给出了在“高原”阶段的下降率，表明其形态类型。
2014-04-03 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Late-time supernova light curves: The effect of internal conversion and Auger electrons
放射性衰变释放的能量对超新星的光变曲线有很大的贡献。以前的工作考虑了56 Ni、56 Co、57 Ni、57 Co、44 Ti和44 Sc产生的γ射线和正电子沉积的能量，在解释核心坍缩和热核超新星的光变曲线方面非常成功。我们指出俄歇电子和内转换电子以及相关的X射线级联，构成了一个额外的热源。当超新星对伽马射线透明时，这些电子可以对合理的核合成产额的光变曲线做出显着贡献。特别是，57 Co衰变中发射的电子，主要是由于从子体57 Fe中偶然低的3/2态的内部转换，构成了额外的重要能量沉积通道。我们表明，当这些电子加热占，SN 1998 bw的光变曲线自然得到典型的超超新星核合成产量的放缓。此外，我们表明，对于一般的Ia型超新星的产量，俄歇电子发射的基态到基态的电子捕获衰变的55 Fe超过了能量释放的44 Ti衰变链爆炸后多年。
2009-08-31 astro-ph.SR
New Radial Velocities for 30 Candidate Runaway Stars and a Possible Binary Supernova Origin for HIP 9470 and PSR J0152-1637
我们报告新的径向速度测量30候选逃逸星。我们修改了它们的年龄估计，并计算了它们过去在银河系中的轨迹，以确定它们的出生地。我们发现，其中7颗恒星的年龄可能小于1亿年，其中5颗恒星我们确定了多个年轻的星团和它们可能形成的协会。对于样本中最年轻的恒星HIP 9470，我们提出了一个可能的超新星事件中的喷射场景，并且它可能与年轻的脉冲星PSR J 0152 -1637有关。我们的光谱观测揭示了30颗样本中的7颗恒星是以前未知的光谱双星。其中四个的轨道解也在这里报告。
2014-09-02 astro-ph.SR
Light Curves and Event Rates of Axion Instability Supernovae
最近有人提出，如果奇异粒子在恒星等离子体中产生并达到平衡，它们可以触发一种新的恒星不稳定性，这种不稳定性类似于e-e+对不稳定性。在这项研究中，我们构建了由新的不稳定性引起的轴子不稳定性超新星（AISN）模型来预测它们的观测特征。我们主要研究质量为~400 keV-2 MeV，与g_{ag} ~10^{-5} GeV^{-1}光子耦合的重类轴子粒子。结果表明，在恒星质量一定的情况下，ALP能显著提高56 Ni的质量和爆炸能量。结果表明，当ALP质量等于电子质量时，AISNe的光变曲线峰值出现的时间比标准的对不稳定性超新星的光变曲线峰值出现的时间早10--20天。此外，AISNe的事件率比对不稳定超新星的事件率高1.7- 2.6倍，这取决于初始质量函数的高质量截断。
2022-12-15 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Red Supergiant Candidates for Multimessenger Monitoring of the Next Galactic Supernova
本文编制了包含578颗高概率和62颗可能银河系红超巨星的迄今最大候选体星表，结合Gaia DR3、2MASS和三维尘埃图数据，并证明结合中微子三维定位可显著减少超新星前身候选体数量，提升对核心坍缩超新星爆发前及早期阶段的观测能力。
2024-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR hep-ph
Bolometric Light Curves for 33 Type II-Plateau Supernovae
利用三颗观测良好的II型高原超新星（SNe II-P）SNe 1987 A、1999 em和2003 hn的数据，以及Eastman等人（1996）和Dessart & Hillier（2005 b）的两个大气模型，我们推导了BVI测光的辐射热改正和有效温度的定标。辐射热校正的典型散射为0.11马格。利用这些结果，我们获得了33 SNe II-P样品的辐射热光变曲线和有效温度演化。SN样品的平台光度和平台持续时间为75至120天，范围为1 dex。比较平台和放射性尾之间的过渡形状，我们发现液滴的大小在0.8到1.12 dex的范围内。
2009-06-10 astro-ph.CO astro-ph.SR
Hyper-runaway and hypervelocity white dwarf candidates in \textit{Gaia} Data Release 3: possible remnants from Ia/Iax supernova explosions or dynamical encounters
Ia型超新星和其他奇特的超新星（SNe）被认为起源于白矮星（WD）的热核爆炸。一些提出的通道涉及部分爆炸的WD（例如Iax SN残留物）或爆炸WD的伴随物以极高的速度（$>400$ km\，s $^{-1}$）喷出。因此，这种超失控/超高速（HVS）WD的特征可能会揭示SNe的物理和起源。在这里，我们分析了\textit{Gaia} DR 3数据，以搜索HVS WD候选者和特殊的子主序（子MS）对象。我们检索以前确定的HVS，并找到46个新的HVS候选人。其中，我们确定了两个新的未绑定WD和两个新的未绑定子MS候选人。剩下的恒星是超逃逸WD和超逃逸亚MS恒星。HVS WD和亚MS候选者的数量和性质表明，极端速度喷射（$>1000$ km\，s $^{-1}$）最多可以伴随一小部分Ia型SNe，不利于D 6情景对Ia型SNe起源的重大贡献。混合WD反向爆震通道后的HVS喷射率与识别的HVS一致。低速HVS WD的数量可能与Iax型SNe起源和/或动力学相遇的贡献一致。我们还检索了与已知SN残留物相关的HVS WD，但仅确定了一个此类候选物。
2022-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Shock Breakout and Early Light Curves of Type II-P Supernovae Observed with Kepler
我们在开普勒场中发现了两个瞬态事件，其光变曲线强烈表明它们是II-P型超新星。利用开普勒观测的快节奏，我们精确地估计KSN 2011 a和KSN 2011 d的上升时间分别为10.5 $\pm 0.4$和13.3 $\pm 0.4$休息帧天。根据理想化的分析模型拟合，我们发现KSN 2011 a（280 $\pm 20$ R $_\odot$）的祖半径明显小于KSN 2011 d（490 $\pm 20$ R $_\odot$），但两者具有相似的爆炸能量2.0 $\pm 0.3\times 10^{51}$ erg。KSN 2011 d的上升光变曲线与爆炸红超巨星（RSG）的简单模型预测的非常匹配。然而，KSN 2011 a的早期上升速度比模型预测的要快，这可能是由于超新星冲击波进入了预先存在的风或RSG的质量损失。RSG的质量损失率为$10^{-4}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$，可以解释快速上升，而不影响最大光下的光通量或最大光后曲线的形状。在KSN 2011 a中没有看到激波爆发发射，但这可能是由于快速上升的光变曲线中怀疑的星周相互作用。KSN 2011 d的早期光变曲线确实显示了与模型预测的冲击爆发一致的过量排放。这是第一次光学探测到II-P型超新星的冲击爆发。
2016-03-17 astro-ph.CO astro-ph.SR
