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
Dust formation in embryonic pulsar-aided supernova remnants
研究了高能脉冲星风星云（PWNe）对尘埃形成和演化的影响。在许多超新星遗迹中也观测到尘埃排放，这些超新星遗迹也有中子星作为致密的遗迹。我们研究了尘埃形成时间和尘埃大小对喷出物和中心脉冲星性质的依赖关系。我们发现，脉冲星的初始自旋周期$P \sim 1\mbox{-}10\,\rm ms$和偶极磁场$B \sim 10^{12\mbox{-}15}\,\rm G$可以加速或延迟尘埃的形成，与几个月到十几年的时间尺度，并减少尘埃的平均大小的一个因素相比，非脉冲星的情况下$\sim$ 10或更多。我们还发现，在爆发后的2-5年内，在典型的超亮超新星中可以检测到$\sim$ 100-1000 Mpc的红外尘埃辐射，尽管这敏感地取决于星云非热辐射的光谱指数。我们讨论了以前的超新星观测的影响。尘埃形成模型和观测之间的一些差异，如SN 1987 A的形成时间或蟹状星云中的尘埃大小，可以用脉冲星的影响来解释，尘埃排放的知识对未来ALMA观测超亮超新星非常重要。
2019-02-22 astro-ph.HE
Infrared Emission from Supernova Remnants: Formation and Destruction of Dust
本文综述了超新星遗迹（SNRs）和超新星（SNe）的尘埃辐射观测.理论计算表明，超新星，特别是核心坍缩，应该会产生大量的尘埃，可能相当于太阳质量。对河外SNe的观测还没有发现接近这个数量的任何地方，但这可能是观测限制的结果。SN 1987 A在从SN转变为SNR的过程中，确实显示出在其喷出物中形成大量尘埃的迹象，但这些尘埃是否会在注入ISM的反向冲击中幸存下来尚不清楚。红外线对超新星的观测并没有发现大量的尘埃，而且观测到的尘埃通常是被前向激波扫起的，而不是在喷出物中产生的。因为冲击波也会摧毁ISM中的尘埃，所以我们探讨SNe是否可能是宇宙中尘埃的净破坏者，而不是净创造者的问题。
2017-11-03 astro-ph.HE
Dust Formation and the Binary Companions of Supernovae
超新星（SNe）在死亡时应该经常有一个双星伴星，并形成大量的尘埃。这意味着任何双星伴星都必须位于膨胀的尘埃云的中心，随着超新星遗迹（SNR）的膨胀，伴星的变暗将明确地标记伴星，并允许在爆炸后的几十年内通过吸收而不是发射来测量尘埃含量。然而，足够热和发光的同伴可以通过快速光电离喷出物中的可冷凝物质来抑制尘埃的形成。这提供了一种方法来调和IIb型SNe Cas A，它缺乏发光的伴星，并形成了大量的尘埃（Md > 0.1 Msun），与IIb型SNe 1993 J和2011 dh，这两个似乎都有发光的伴星，并形成了可以忽略不计的尘埃（Md < 0.001 Msun）。蟹状星云和SN 1987 A与这张照片一致，因为两者都没有发光的伴星，并形成了大量的尘埃。尘埃形成对双星性质的依赖性可能有助于解释为什么SNe尘埃形成的证据看起来如此矛盾。
2017-01-20 astro-ph.GA 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
Dust Destruction by the Reverse Shock in the Cassiopeia A Supernova Remnant
核心坍缩超新星（CCSNe）是星际尘埃的重要来源，其爆炸喷出物可能产生一个太阳质量的尘埃。然而，与其他尘埃源不同的是，这些尘埃必须在超新星爆炸波与周围介质相互作用产生的反向冲击波中幸存下来。CCSNe产生的尘埃净数量的知识对于理解本地和高红移宇宙中尘埃的起源和演化至关重要。我们的目的是确定尘埃的喷出物的破坏机制，并得出的净尘埃量，幸存下来的反向冲击的通道。我们使用分析模型的超新星爆炸波和反向冲击波的演变，特别适用于仙后座A的残余的clusifenejecta。我们假设，尘埃驻留在凉爽的富氧团块，均匀分布在残留物和周围的热X射线发射等离子体，和尘埃组成的硅酸盐（MgSiO3）和无定形碳颗粒。反向激波通过团块时引起气粒相对运动，也破坏团块。在喷出物云内部，尘埃通过动力学溅射进行处理，当颗粒逃离团块时，或者当团块被反向冲击摧毁时，动力学溅射终止。在任一种情况下，此后通过在热环境气体中的热溅射进行晶粒破坏。我们发现，分别有11.8%和15.9%的硅酸盐和碳尘在冲击波到达遗迹中心时幸存下来。这些分数取决于喷出物的形态和残余物膨胀的介质，以及喷出物中形成的颗粒的成分和大小分布。因此，对于不同类型的超新星，结果会有所不同。
2016-05-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic Imprisonment of Dusty Pinballs by a Supernova Remnant
受最近对洋底和月球表面$^{60}$ Fe沉积物的测量的启发，我们对含有$^{60}$ Fe的尘埃颗粒从近地天体（即，100秒差距以内）超新星（SN）。我们将尘埃颗粒注入到SN遗迹（SNR）的环境中，并通过应用一维流体动力学描述（假设球对称）来描述等离子体动力学来跟踪它们的轨迹，并包括一个基本的三维磁场描述来研究其对带电尘埃颗粒的影响。我们假设星际介质（ISM）的磁场是动荡的，并被放大的SNR冲击，而SN风和喷出物领域是可以忽略不计的。我们检查的各种影响的尘埃颗粒内的SNR，以确定何时/如果灰尘从等离子体中，有多少是溅射，以及在SNR内的尘埃颗粒位于。我们发现，瑞利-泰勒不稳定性是重要的尘埃生存，因为它们影响的SN的反向冲击的位置。我们发现，一个磁场内的冲击ISM材料的存在限制了SN尘埃颗粒的通道，与该领域的反射或捕获的SNR的心脏内的颗粒。这些结果具有重要意义的{\it原位} $^{60}$铁的测量，并在信噪比的尘埃演化一般。
2020-04-25 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust Mass Associated with the Supernova Remnant IC 443 when Emission Meets Extinction
著名的超新星遗迹（SNR）IC 443的尘埃质量是根据红外发射和可见光消光估计的。对\emph{Spitzer}、\emph{WISE}、\emph{IRAS}、\emph{AKARI}和\emph{Planck}等仪器拍摄的图像进行测光，扣除同步辐射并考虑谱线发射，得到尘埃的光谱能量分布。尘埃质量是由拟合SED由一个两个组件的模型，这导致在$\sim$ 53 K的温度和0.1 $M_\odot$的质量的温暖的组件，和$\sim 17$ K的温度和46 $M_\odot$的质量的冷组件。另一方面，根据3D Bayestar消光图及其与红外发射形态学的一致性确定的IC 443的可见消光，得出尘埃质量为$\sim$ 66 $M_\odot$。从红外辐射和消光中得到的尘埃质量大致上是一致的。然而，通过使用不同的尘埃不透明度属性或考虑光学厚辐射，可以调整来自红外发射的尘埃质量，使其与消光的尘埃质量更一致。此外，通过逐像素拟合SED，分析了粉尘温度和质量的分布。
2022-02-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Titanium hidden in dust
仙后座A是最有趣的银河系超新星遗迹之一，一直是许多观测工作的目标，包括ALMA，哈勃，赫歇尔，斯皮策，NuSTAR，Integral和其他天文台的最新观测。我们使用最近的伽马射线线观测的放射性产物的Cas A超新星爆炸核合成以及光谱能量密度推导出Cas A在红外波长推测放射性44 Ti被锁定到大尘埃颗粒的可能性。这一说法也得到了意大利天文学家G.D.的支持，他可能在公元1671年观测到一次超新星爆发前的爆发，比实际的Cas A超新星爆发早了大约80年。卡西尼号这种情况的可解释性也讨论了最近的超新星，并在银河系的整体尘埃生产的核心塌陷超新星的贡献。
2019-02-06 astro-ph.HE
Jittering jets promote dust formation in core-collapse supernovae
Department of Physics, Technion, Haifa, 3200003, Israel（海法理工学院物理系）
研究发现核心塌缩超新星残骸中的尘埃形态呈喷流状，提出喷流的性质及其与核心和包层的相互作用决定了尘埃形成量和形态。
2026-05-10 astro-ph.HE
Formation, distribution, and IR emission of dust in the clumpy ejecta of Type II-P core-collapse supernovae, in isotropic and anisotropic scenarios
在探索核心坍缩超新星喷出物中形成的尘埃的特征时，发现观测估计和理论预测之间存在很大差异。我们重新审视了在爆炸后的第一个3000天，在典型的超新星喷出物的尘埃生产的情况下，与不断变化的物理条件和团块的分布有了更好的了解。确定了喷出物中尘埃的一般不均匀分布，并据此计算了相关的不透明度和通量。新兴的流量对视角的依赖性估计为各向异性，椭球体的几何形状的喷出物，模仿SN 1987 A。我们模型的He-核心从中心到其外缘为450分层，cloudly，环形壳，唯一确定其独特的速度，其特征在于其丰度，密度，气体和尘埃温度的变化。我们发现，尘埃的形成开始于爆炸后的第450天至第550天，并持续到大约2800天，尽管前1600天是最多产的。尘埃总质量从500天的10^-5兆太阳质量发展到800天的10^-3兆太阳质量，最后在0.06兆太阳质量时达到饱和。富氧尘埃（硅酸盐、氧化铝）的质量在任何时候都占主导地位，富碳尘埃（无定形碳、碳化硅）的质量在爆炸后2000天之后才形成碳尘埃。我们发现，不透明度是最大的800和1600天之间，和富O尘埃物种的特征光谱特征被抑制在那些时候。沿着椭球体喷出物最小轴出现的通量被发现是最模糊的，而与该轴成16至21度的视角似乎与SN 1987 A在第615天和第775天的通量最一致。
2022-12-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Dependence of Dust Formation on the Supernova Explosion
我们调查的性质，成分和动力学的尘埃形成和增长的一组不同的核心坍缩超新星（CCSNe），不同的祖质量，爆炸能量和发动机类型。这些爆炸是用一维拉格朗日流体动力学代码在几百天内演化出来的，以模拟喷出物膨胀和冷却的过程。一个多晶粒尘埃的成核和生长模型适用于这些结果。我们发现，更高的爆炸能量导致更早的尘埃形成，更小的颗粒尺寸，和更大的硅酸盐丰度。此外，我们看到，爆炸过程中的核燃烧导致硅酸盐尘埃的形成增加。最后，我们从我们的套件中构建复合模型来预测CCSNe粉尘生产的效率作为金属丰度的函数。
2021-08-04 astro-ph.HE
Silicate grain growth due to ion trapping in oxygen-rich supernova remnants like Cassiopeia A
核心坍缩的超新星可以在爆炸后凝聚大量的尘埃。然而，在尘埃随后通过反向激波的过程中，溅射和颗粒间的碰撞可能会在新形成的尘埃到达星际介质之前破坏相当大一部分。在这里，我们表明，在富氧的超新星遗迹，如仙后座A的渗透和捕获内的硅酸盐颗粒的相同的撞击离子的氧，硅和镁，负责颗粒表面溅射可以显着减少颗粒材料的净损失。我们的模型条件代表的尘埃团块（密度对比$χ=100$）通过反向冲击富氧仙后座A残留物，并发现，相比的情况下，效果被忽略，以及促进形成的晶粒大于那些原来凝聚，离子捕获增加了硅酸盐尘埃的幸存群众的因素高达2至4，取决于初始晶粒半径。对于高密度的对比度（$χ\gtrsim180$），我们发现尘埃颗粒表面的气体吸积效应超过了离子捕获效应，并且对于$χ=256$，尘埃颗粒的存活率增加到初始尘埃质量的${\sim}55 \%$.
2020-03-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Galactic Dust Devil: far-infrared observations of the Tornado Supernova Remnant candidate
我们提出了复杂的尘埃结构内的候选超新星遗迹（SNR）的“龙卷风”（G357.7-0.1）使用斯皮策和赫歇尔观测多个区域。我们使用点过程映射，PPMAP，以8”的分辨率调查龙卷风中的尘埃分布，与5-36”的本地望远镜光束相比。我们发现复杂的尘埃结构在多个温度范围内的头部和尾部的龙卷风，从15至60 K。头部的冷尘埃形成了一个壳，与无线电发射有一些重叠，在X射线峰值处包裹着温暖的尘埃。类似于被称为“尘魔”的陆地沙尘暴，我们发现龙卷风中含有大量的灰尘。假设尘埃吸收系数为kappa_300 = 0.56 m^2 kg ^1，我们推导出龙卷风头部的总尘埃质量为16.7太阳质量，这可以用在致密区域膨胀的SNR所席卷的星际物质来解释。龙卷风头部的X射线、红外线和无线电发射表明这是一个SNR。尾巴的起源更不清楚，虽然我们提出有一个X射线双星嵌入在SNR中，流出的驱动器进入SNR壳。这种相互作用以类似于SNR W50和微类星体SS 433的方式形成了螺旋尾结构。
2020-09-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust masses for a large sample of core-collapse supernovae from optical emission line asymmetries: dust formation on 30-year timescales
对核心坍缩超新星（CCSNe）宽发射线中的红-蓝不对称性进行建模是一种强有力的技术，可以量化后期（爆发后$>5$年）喷出物中形成的总尘埃质量，当时喷出物尘埃温度太低，无法用中红外仪器检测到。在我们成功地使用蒙特卡罗辐射转移程序DAMOCLES测量SN~ 1987 A和其他CCSNe中的尘埃质量演化之后，我们提出了迄今为止使用DAMOCLES测量的最全面的样本，用于爆发后4到60年的CCSNe。我们的样本包括多历元后期的光谱与双子座GMOS和VLT X-Shooter摄谱仪，补充档案光谱。对于我们模拟的14个CCSNe，我们确认了尘埃质量随时间的增长，可以通过S形曲线拟合，该曲线被发现在超过$\sim30$年的年龄时饱和，质量为0.23 $^{+0.17}_{-0.12}$ M $_\odot$。一个包括文献中发现的另外11个CCSN和6个CCSN残留物的尘埃质量的扩展样本，发现饱和时的尘埃质量为0.42 $^{+0.09}_{-0.05}$ ~M $_\odot$。我们的尘埃质量的不确定性限制，确定从贝叶斯分析使用仿射不变马尔可夫链蒙特卡罗集合采样器主持人与DAMOCLES。我们的样品的最佳拟合线轮廓模型都要求晶粒半径在0.1和0.5 $μ$ m之间。我们的研究结果与CCSNe在其喷出物中形成足够的尘埃，从而对宇宙的尘埃预算做出重大贡献是一致的。
2022-06-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust Production in a Thin Dense Shell in Supernovae with Early Circumstellar Interactions
在超新星（SNe）中，光变曲线显示出喷出物和星周物质（CSM）之间强烈和早期相互作用的证据，估计新尘埃的形成发生在前向（FS）和反向激波（RS）之间的致密气体壳层中。在这项研究中，首次模拟了这种致密壳层中粉尘形成的机制。考虑到喷出物质量的变化和爆炸前的质量损失率，一组9种情况下，考虑到不同的相互作用，在这样的SNe报告的性质。对于一个单一的主序星质量，喷出物质量的变化表现为恒星的H壳层质量的变化，由于爆炸前的质量损失而损失。我们发现，在致密壳层的尘埃质量范围在10 $^{-3}$ M $_{\odot}$和0.8 M $_{\odot}$，由富O和富C的颗粒，其相对比例由相互作用的性质决定。冲击波后气体中尘埃形成的特征是逐渐产生的速率，大部分在$^{-1}$每天10 $^{-6}$到10 $^{-3}$ M $_{\odot}$之间，这种速率可能在爆炸后持续十年。更高的质量损失率导致更大的尘埃质量，而较小的喷出物质量（较小的剩余H-壳层）增加了这种SNe中的尘埃生产效率。正如我们的计算所示，在RS后面形成的尘埃不受FS或RS的破坏，因此可能比喷出物中形成的尘埃有更大比例存活下来。
2022-05-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust in a Type Ia Supernova Progenitor: Spitzer Spectroscopy of Kepler's Supernova Remnant
对Ia型超新星的祖先系统了解相对较少，这在天体物理学中非常重要，特别是考虑到这些超新星所扮演的重要宇宙学角色。开普勒的超新星遗迹是Ia型超新星的结果，显示了与致密的星周介质（CSM）相互作用的证据，表明这是一个单简并的祖先系统。我们目前7.5-38 $μ$ m红外（IR）光谱的残留物，获得与{ \it斯皮策太空望远镜}，主要是从温暖的尘埃排放。在10和18 $μ$ m处的宽光谱特征，与各种硅酸盐颗粒一致，贯穿始终。这些硅酸盐很可能是在AGB演化阶段从祖星系统流出的恒星中形成的，并意味着富氧化学。除了硅酸盐尘埃，第二个组成部分，可能是碳质尘埃，是必要的帐户的短波IRS和IRAC数据。这可能意味着在祖先系统的大气中存在混合化学。然而，硅酸盐颗粒内的非球形金属铁夹杂物提供了另一种解决方案。传播到CSM的快速冲击（$>$ 1000 km s $^{-1}$）的碰撞加热尘埃发射模型可以再现与非辐射细丝相关的大部分发射，其中尘埃温度为$\sim 80-100$ K，但无法解释检测到的最高温度，超过150 K。我们发现，较慢的冲击（几百公里秒$^{-1}$）到中等密度的材料（$n_{0} \sim 50-250$ cm $^{-3}$）是唯一可行的热源，这个最热的尘埃。我们证实了整体密度梯度的发现，在北部的密度是一个数量级大于南部。
2012-06-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Disentangling the Origin and Heating Mechanism of Supernova Dust: Late-Time Spitzer Spectroscopy of the Type IIn SN 2005ip
本文介绍了NGC 2906中SN 2005 ip中I型暖尘埃的晚期近红外和{ \it Spitzer}中红外光度和光谱观测。光谱显示了两种不同温度的尘埃成分的证据。这些观测跨越热发射的峰值，对尘埃质量、温度和亮度提供了强有力的约束，这些约束可以作为解开每个成分的起源和加热机制的关键诊断。结果表明，较温暖的尘埃质量为$\sim 5 \times 10^{-4}~$ \msolar，起源于喷出物中新形成的尘埃，或可能是冷的致密壳层，并通过星周相互作用持续加热。相比之下，较冷的成分可能来自于一个星周激波回波，它是由一个大的、预先存在的尘埃壳层$\sim 0.01 - 0.05$ ~ \msolar ~被后期的星周相互作用加热而形成的。从He 1 1.083 \micron ~P天鹅座轮廓的蓝色边缘获得的祖先风速表明，在超新星爆炸前100年，祖先喷发可能形成了这个尘埃壳层$\sim$，这与亮蓝变星（LBV）的祖先星一致。
2010-10-26 astro-ph.HE
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
The Dusty Progenitor Star of the Type II Supernova 2017eaw
我们提出了NGC 6946中II型超新星（SN II）2017eaw的可能祖先星的爆炸前测光。我们使用哈勃太空望远镜（HST）的SN 2017eaw图像与HST和斯皮策太空望远镜（Spitzer）成像进行相对天体测量，找到与其位置一致的单点源。我们在$>$ 40个时期的HST和斯皮策成像中检测到了发现前12.9年到43天的祖星。虽然在这段时期的大部分时间里，前身星的光度大致保持不变，但在爆炸前的最后3年里，$\sim$的$4.5~μ$ m光度增加了20%。我们解释明亮的中红外发射作为周围的祖系统的星周尘埃的签名。利用爆炸前的光度测量并假设有星周尘埃，我们发现其前身星很可能是一颗具有$\log(L/L_{\odot}) = 4.9$和$T = 3350$ K的红超巨星，被具有$R = 4000~R_{\odot}$和$T = 960$ K的$>2\times10^{-5}~M_{\odot}$尘埃壳层所掩盖。通过与单星演化轨迹的比较，我们发现该恒星的初始质量为$13~M_{\odot}$，质量损失率为$2\times10^{-7}~M_{\odot}~\text{yr}^{-1}$，与SN II恒星的演化轨迹一致.
2018-06-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the Amount of Circumstellar Matter and Dust around Type Ia Supernovae through Near-Infrared Echoes
星周（CS）环境是理解Ia型超新星（SNe Ia）祖先的关键，也是宇宙学应用中Ia型超新星特有消光性质的起源。有人认为CS尘埃对SN光子的多次散射可以解释非标准红化规律。在本文中，我们研究的CS尘埃在红外（IR）波长范围内的SN光子再发射的效果。这种效应允许将观察到的IR光变曲线用作对CS灰尘的位置/大小和量的约束。该方法被施加到观察到的近红外（NIR）超新星Ia样本;即使在保守的假设下，CS尘埃质量的有意义的上限。因此，我们澄清了一个困难与CS尘埃散射模型作为一个特殊的红化规律的一般解释，而它可能仍然适用于一个子样本的高度红化超新星Ia。对于Ia超新星来说，星际尺度的环境似乎是造成非标准灭绝定律的原因。此外，更深的限制，可以得到使用的标准性质的超新星Ia近红外光曲线。在该应用中，对于质量损失率高达~0.01 pc的原始物质，Mdot的上限为~10^{-8}-10 ^{-7} Msun/yr（风速为~10 km/s），对于质量损失率高达~ 0.1 pc的原始物质，Mdot的上限为~10^{-7}-10 ^{-6} Msun/yr。
2015-07-09 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The Dynamics, Destruction, and Survival of Supernova-Formed Dust Grains
观测表明，超新星可以有效地产生尘埃。这与超新星和渐近巨星分支星是宇宙中尘埃的主要生产者的假设是一致的。然而，有一个长期存在的问题是，在年轻超新星遗迹内部检测到的尘埃中有多少可以逃逸到星际介质中。我们提出了新的流体动力学计算的尘埃颗粒，形成在致密的喷出物团块内的一个Cas A-样的残余物的演变。我们跟随颗粒的动力学，因为它们在它们的团块被反向冲击击中后与气体分离。它们随后在穿越残骸时受到热溅射和动力溅射的破坏。足够大的颗粒（硅酸盐颗粒为$\sim 0.25\,μ$ m，碳质颗粒为$\sim 0.1\,μ$ m）逃逸到星际介质中，而较小的颗粒则被捕获和破坏。然而，到达星际介质的粒子仍然具有很高的速度，并且随着它们的减速而受到进一步的破坏。我们发现，对于初始粒度分布，包括大（$\sim 0.25 - 0.5\,μ$ m）颗粒，10- 20\ %的硅酸盐颗粒可以生存，而30- 50\ %的碳质颗粒生存，即使当初始粒度分布截止在较小的（$0.25\,μ$ m）尺寸。对于一颗19 M的$_{\odot}$恒星来说，如果形成的尘埃颗粒很大，那么与Cas A的祖先相似，高达0.1 M的$_{\odot}$尘埃可以存活下来。因此，我们表明，在适当的条件下，超新星可以是星际尘埃的重要来源。
2020-09-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Supernova Dust Evolution Probed by Deep-sea 60Fe Time History
本研究利用深海沉积物中的 60Fe 剖面发现其脉冲持续超过 1.6 Myr，主张 60Fe 以受阻力和磁场约束的超新星尘埃形式抵达地球。
2023-04-17 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Witnessing History: Rates and Detectability of Naked-Eye Milky-Way Supernovae
银河系平均每个世纪都会发生几次超新星爆炸，但在过去的一千年里，只有五颗超新星在历史记录中被确定。这种裸眼超新星的不足至少部分是由于银河系平面中的尘埃灭绝。我们探讨这种影响定量，发展的超新星概率分布的形式主义，占尘埃和观测者的通量限制。然后，我们构建了一个基准轴对称模型的超新星和尘埃密度，具有指数依赖于银河中心半径和高度，核心崩溃事件在薄磁盘和Ia型事件，包括厚磁盘组件。当没有通量限制时，我们的模型预测超新星本质上集中在银河系平面，Ia型事件延伸到更高的纬度，反映了它们的厚盘成分。然后，我们应用通量限制，包括灰尘的影响，预测历史超新星的天空分布。我们使用观测良好的超新星作为光变曲线的模板，并介绍了裸眼发现的标准。由此产生的天空分布与确信的历史超新星的位置惊人地不一致，没有一个位于我们模型的中心峰附近。事实上，SN 1054几乎完全位于反中心，而SN 1181位于银河系的第二象限。我们讨论这些差异的可能解释。我们计算了所有超新星的百分比，这些超新星的亮度足以被历史发现：核心坍缩的$\simeq 13\%$和Ia型事件的$\simeq 33\%$。使用这些和有信心的历史超新星，我们估计银河系超新星的内在率，发现与其他方法的一般协议。最后，我们敦促在南半球文明的历史记录中寻找超新星。
2020-12-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Using the Optical--NIR Spectral Energy Distributions To Search for the Evidence of Dust Formation of 66 Supernovae
利用黑体模型和黑体加尘埃{发射}模型拟合了66颗超新星的早期$-$时间光学$-$近红外（NIR）光谱能量分布（SED），寻找超新星尘埃形成的证据。我们发现，虽然黑体模型可以拟合我们样本中SNe的大多数SED，但该模型无法拟合某些SNe的SED，其中2 SNe（SNe~ 2010 bq和2012 ca）的SED显示出近红外过量，这可以归因于来自加热尘埃的发射。我们使用黑体加尘埃辐射模型来拟合近红外过量的SED，发现石墨和硅酸盐尘埃模型都能拟合SED，石墨模型得到合理的温度或更好的拟合。假设尘埃是石墨，SNe~ 2010 bq和2012 ca尘埃的最佳拟合温度（质量）分别是$\sim 1300-1800$ K（$\sim 0.1-3.4 \times 10^{-4}$ M $_\odot$）和$\sim 600-1000$ K（$\sim 0.6-7.5 \times 10^{-3}$ M $_\odot$）。我们比较的蒸发半径和黑体半径的尘埃壳的2SNe的喷出物半径的上限在第一个时代，并证明了近红外过量的SEDs的2SNe可能是由预先存在的灰尘。
2022-02-14 astro-ph.HE
Spitzer and Herschel studies of dust in supernova remnants in the Small Magellanic Cloud
通过斯皮策太空望远镜和赫歇尔太空天文台绘制的整个小麦哲伦云（SMC），我们能够搜索8-250微米的图像，以识别与SMC超新星遗迹（SNR）相关的红外（IR）发射。一个有效的探测必须与已知的X射线，Halpha和无线电发射的SNR相对应。从24个已知的SNR中，我们进行了5个阳性检测，另外5个可能的检测。其中两个探测到的星云与脉冲星或脉冲星风星云有关，另外三个探测到的星云是来自SNRs的扩展星云发射的一部分。我们模拟了尘埃发射，其中快速移动的电子预计碰撞和加热尘埃颗粒，然后在IR中辐射。已知距离（62.44+-0.47kpc），测量的SNR大小，电子密度，来自X射线发射的温度以及氢密度，SMC SNR的建模是简单的。如果氢和电子密度的更高范围被接受，我们将期望几乎所有的SMC SNR在IR中被检测到，至少在24微米处，但实际检测率仅为25%。对这种差异的一个可能的和常见的解释是，小颗粒已经被SNR冲击波破坏了。然而，在氢和电子密度的不确定性，我们发现，红外尘埃发射可以合理地解释，而不调用尘埃破坏。没有确凿的证据表明，信噪比破坏扫起来的ISM灰尘。
2022-03-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining Dust Formation in the Superluminous Supernova 2017gci with JWST Observations
本研究利用JWST观测超亮超新星2017gci，发现其早期WISE探测源于预存尘埃回波，并设定了新形成尘埃的质量上限，表明SLSNe不一定比其他超新星产生更多尘埃，但尘埃形成过程可能更快。
2024-08-27 astro-ph.HE
Swift Ultraviolet Observations of Supernova 2014J in M82: Large Extinction from Interstellar Dust
本文介绍了用雨燕紫外/光学望远镜（UVOT）获得的M82中非常接近的高度红化超新星（SN）2014 J的光学和紫外（UV）光度学和光谱。将SN~ 2014 J的UVOT棱栅光谱与哈勃空间望远镜观测到的SN ~ 2011 fe或SN~ 2012 fr的UVOT棱栅光谱进行比较，发现它们符合一个消光定律，其消光系数R_V较低，约为1.4。高红化导致宽带UV滤光器中检测到的光子分布具有比未红化的SN长得多的有效波长。光变曲线的演变与这种偏移是一致的，并且由于光子被散射回视线而没有显示出平坦化。光变曲线的形状和颜色演化与星周尘埃散射到视线中的贡献不一致。我们的结论是，大部分或全部的高红化必须来自星际尘埃。我们表明，即使是一个单一的尘埃成分，有没有一个独特的红化规律所造成的拱星散射。相反，当考虑从一个时变源散射，我们确认早期的研究，红化法是一个函数的尘埃几何形状，柱密度，和时代。我们还显示了如何假设的几何形状的灰尘作为前景片在混合恒星/尘埃系统将导致更高的推断R_V。而不是假设周围的尘埃SNe是奇特的，SNe可能是有用的探测器的星际红化的法律在其他星系。
2014-08-11 astro-ph.HE
The Study of Dust Formation of Four Type Ibn Supernovae
本文研究了四颗Ibn型超新星（SNe）的早期光学$-$近红外（NIR）光谱能量分布（SED）。我们发现SN~ 2010 al、LSQ 13 ddu和SN~ 2015 G的单组分黑体模型可以很好地解释其表面增强效应，而OGLE-2012-SN-006的表面增强效应则不能很好地解释。我们引用双分量模型，假设SEDs是由SN光球和加热的尘埃产生的，来拟合四个SNe Ibn的光学$-$ NIR SEDs，发现与OGLE-2012-SN-006相关的尘埃的推导温度支持尘埃由石墨颗粒组成的假设，尘埃的质量和温度分别为$\sim$ $0.5-2.0\times10^{-3}~M_\odot$和$\sim$ $1200-1300$ K，分别对SN~ 2010 al、LSQ 13 ddu和SN~ 2015 G的拟合表明，与这三个SN e Ibn有关的尘埃质量上限分别为$1.45\times 10^{-5}~M_\odot$、$5.9\times 10^{-7}~M_\odot$和$2.4\times 10^{-7}~M_\odot$。进一步的分析表明，OGLE-2012-SN-006周围尘埃壳的推断半径明显大于早期SN喷出物的半径，表明OGLE-2012-SN-006的SED的近红外过量是由预先存在的尘埃壳产生的。我们对四个SNe Ibn的早期SED的研究，加上以前的研究和一些SNe在晚期SED显示…
2021-09-24 astro-ph.HE
Dust Cooling in Supernova Remnants in the Large Magellanic Cloud
红外线与X射线（IRX）的通量比追踪了在超新星遗迹（SNRs）等天体物理等离子体中尘埃冷却与气体冷却的相对重要性。我们推导出IRX比率的信噪比在LMC使用斯皮策和钱德拉信噪比调查数据，并比较它们与银河系的信噪比。在样品中的所有SNR的IRX比率被发现是适度大于统一，表明尘埃颗粒是一个更有效的冷却剂比气体，虽然气体冷却可能是不可忽略的。LMC SNR的IRX比率系统地低于银河SNR。由于尘埃冷却和气体冷却都属于星际介质的性质，LMC SNR的较低IRX比可能反映了LMC的特性，而较低的尘埃-气体比（银河值的四分之一）可能是最重要的因素。所观察到的IRX比与理论预测，产生IRX比一个数量级更大。这种差异可能源于残留物中的尘埃缺乏，这是由于震前介质中的尘埃丰度相对于正则丰度的局部变化或震后介质中的尘埃破坏造成的。热气体的非平衡电离冷却，特别是对于年轻的SNR，也可能导致差异。最后，我们讨论了在低金属丰度星系的SNRs的主导冷却机制的影响。
2015-06-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Physical Dust Models for the Extinction toward Supernova 2014J in M82
Ia型超新星（SNe Ia）是强大的宇宙学“可测量的蜡烛”和最精确的距离指示器。然而，它们用于精确宇宙学的一个限制因素取决于我们纠正尘埃消光的能力。SN 2014 J位于星暴星系M82中，是近三十年来探测到的最近的SN~Ia，为研究SN Ia的尘埃灭绝提供了前所未有的机会。为了推导出消光作为波长的函数，我们对SN 2014 J的颜色过度进行建模，这是在由硅酸盐和石墨的混合物组成的尘埃模型的宽波长范围内观测得出的。由此产生的消光定律在远紫外线处急剧上升，甚至比小麦哲伦云（SMC）的消光定律还要陡峭。我们推断$A_V \approx 1.9~\rm mag$的可见消光，$E(B-V)\approx1.1~ \rm mag$的变红，以及$R_V \approx 1.7$的总选择性消光比，与以前从光度，光谱和偏振观测得出的一致。在朝向SN 2014 J的星际介质中，尘埃的粒度分布比银河系和SMC的粒度分布要小得多。
2015-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
