Light Curves of Type IIP Supernovae from Neutrino-driven Explosions of Red Supergiants Obtained by a Semi-analytic Approach
本研究使用辐射流体动力学代码SNEC和半解析模型构建了大型合成IIP型超新星光曲线集合，发现红超巨星包层结构是解释光曲线的主要不确定性，其重要性不亚于爆炸物理学。
2023-05-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulated 3D $^{56}$Ni Distributions of Type IIp Supernovae
本文首次对红超巨星前身星产生的 IIp 型超新星进行三维模拟，揭示 $^{56}$Ni 抛射物从爆炸初期到激波爆发的演化、混合及其与中子星反冲方向的关系。
2025-09-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The circumstellar material around the Type IIP SN 2021yja
大多数II型坪超新星（SNe IIP）的光变曲线与真空中的恒星爆炸不相容;相反，光变曲线要求祖先嵌入星周物质（CSM）中。我们报告成功拟合观测良好的SN IIP 2021 yja作为一个大质量恒星的核心坍缩爆炸，初始质量为15 Msun，爆炸前半径为631 Rsun。为了解释宽带光变曲线的早期行为，需要在~2x10^14 cm范围内存在0.55 Msun的CSM。像许多其他SNe IIP一样，SN 2021 yja表现出包括紫外波长在内的早期通量过剩。这与gri带中的短上升时间（<2天）一起表明CSM中存在致密组分，基本上与祖细胞相邻。我们讨论的起源预先存在的CSM，这是最有可能的一个共同的财产，高对流红超巨星信封。我们认为，在拟合整个光变曲线与一个球形分布的困难表明，周围的SN 2021 yja祖CSM是不对称的。
2022-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early light curves of Type II supernovae interacting with a circumstellar disk
II型超新星（SNe）与盘状星周物质（CSM）的相互作用被认为是一些不寻常的II型超新星的解释，例如，所谓的“不可能”SN，iPTF 14 hls。有一些辐射流体动力学模拟这样的SNe与CSM盘相互作用。然而，迄今为止，这种盘相互作用模型还没有包括SN喷出物中的电离和复合过程的影响，即，在$\sim 10$ - $\sim 100$天之间的IIP SNe型光球层受氢复合前沿调节的事实。我们计算了IIP型SNe与CSM盘相互作用的光变曲线，并考察了盘密度和张角对其光变曲线的影响。本文将Moriya等人（2013）的激波相互作用模型嵌入Kasen & Woosley（2009）的IIP型SN模型中，以考虑SN喷出物中电离和复合的影响。我们证明，这种相互作用的SNe显示三个阶段，具有不同的光度和光谱特性，以下的能量来源的变化：爆炸后的第一个几十天（阶段1），$\sim 10 - \sim 100$天（阶段2）和天后（阶段3）。从计算中，我们得出结论，这种隐藏的CSM磁盘不能占过亮型IIP SNe。我们发现，相位1和相位2之间的光度比的信息上的CSM盘的张角。因此，我们鼓励早期的光度和光谱观测相互作用SNe调查其CSM几何。
2020-08-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae from stellar mergers and accretors of binary mass transfer: Implications for Type IIP, 1987A-like and interacting supernovae
本文研究双星质量转移吸积体和恒星并合产生的富氢II型超新星，计算其爆炸能量、镍产量等性质，发现参数关联，预测不同类型超新星性质并与观测对比，为相关超新星起源提供启示。
2025-07-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2019hnl: A Type IIP Supernova with a Partially Stripped, Low Mass Progenitor
本研究通过光学观测和多代码流体动力学模拟，分析典型IIP型超新星SN 2019hnl的前身星性质，发现其低质量红超巨星前身星存在演化中部分物质剥离、坍缩前形成厚星周环境的特征。
2025-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolutionary models of red supergiants: Evidence for a metallicity-dependent mixing length and implications for Type IIP supernova progenitors
最近对局域宇宙中红超巨星（RSG）温度的研究为RSG模型提供了一个很好的观测约束。我们校准混合长度参数通过比较模型预测与经验RSG温度在小和大麦云，银河系，和M31，这是推断从TiO带和光谱能量分布（SED）。虽然我们的RSG模型是用MESA程序计算的，但我们的结果也可以应用到其他恒星演化程序中，包括BEC和TWIN程序。我们发现的证据表明，混合长度的增加与金属含量的增加，在这两种情况下，TiO和SED温度的RSG用于校准。加上Tayar等人最近在低质量红巨星中发现的类似相关性，这意味着混合长度的金属丰度依赖性是低质量和高质量后主序星的普遍特征。我们的结果意味着，典型的IIP型超新星（SN IIP）的祖先与初始质量的$\sim 10 - 16~M_\odot$有一个半径范围为$400 R_\odot \lesssim R \lesssim 800 R_\odot$，无论金属丰度。作为本研究的辅助结果，我们发现，对于给定的初始质量的SN IIP祖先的富氢信封质量被预测为在很大程度上是独立的金属丰度，如果采用勒杜标准与慢反矢量，而史瓦西模型预测系统更大质量的富氢信封较低的金属丰度。
2017-11-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Type IIP supernova 2008in: the explosion of a normal red supergiant
IIP型超新星的爆发能量和喷出物质量构成了爆发机制理论的基础。到目前为止，这些参数只确定了七个事件。IIP型超新星2008 in是另一个观测良好的事件，详细的流体动力学模型可以用来推导超新星参数。利用流体动力学模型描述了光球层的辐射热光变曲线和膨胀速度。氢离子化和激发的时间依赖性模型被施加到模型的H α和H β线的轮廓。我们发现一个喷出物的质量为13.6兆太阳，爆炸能量为5.05 × 10^50尔格，超新星前半径为570朗日，放射性Ni-56的质量为0.015兆太阳。估计的祖先质量为15.5 Msun。我们发现了一个问题的Halpha和Hbeta的描述在早期阶段，这是不能解决的球对称模型。SN 2008 in的前超新星是流体动力学模拟研究的8颗IIP型超新星中质量最小的正常红超巨星。在这个样本中没有祖先质量<15 Msun的IIP型超新星的问题仍然存在。
2013-06-21 astro-ph.SR
Analytical Model of Time-Dependent Ionization in the Envelopes of Type II Supernovae at the Photospheric Phase
我们研究一个简化的动力学系统的氢原子（两个级别加上连续）的条件下的IIP型超新星在平台阶段，现实地描述了完整的系统的基本属性。我们找到了约化系统的李雅普诺夫函数，利用该函数解析地获得了长时间尺度上的电离冻结效应。由于系统在长时间尺度上的平衡近似中完全重组，这在现实中不会发生，因此这一结果证实了在超新星爆炸的光球阶段动力学中考虑时间依赖效应的必要性。
2019-06-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Intermediate-luminosity Type IIP SN 2021gmj: a low-energy explosion with signatures of circumstellar material
本文通过测光、光谱和偏振观测研究中等光度IIP型超新星SN 2021gmj，揭示其低能量爆发、约12倍太阳质量前身星及爆发前增强质量损失导致的星周物质相互作用特征。
2024-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Strongly Bipolar Inner Ejecta of the Normal Type IIP Supernova ASASSN-16at
我们报道了IIP型超新星ASASSN-16 at（SN 2016 X）在早期阶段（<~ 100 d）正常的晚期星云阶段光谱（>~200 d）中明显的双峰H-α和H-β发射线。这种明显的双峰星云巴耳末线从来没有观察到的II型SN。星云相的巴耳末辐射是由放射性钴56衰变驱动的，所以观察到的线轮廓分叉表明在镍56分布或在内部喷出物的线形成区域中有很强的双极性。强烈分叉的蓝移和红移峰值相隔约3x10^3 km/s，并且相对于主星系静止坐标系大致对称，这意味着内部喷出物由两个几乎分离的斑点组成。红色峰相对于蓝色峰逐渐减弱，并在740 d光谱中消失。线比演化的一个可能原因是由于包层内尘埃的连续形成而增加了差异消光，这也得到了~100 d后发展的近红外通量过剩的支持。
2019-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2025aedz: A typical short-plateau type IIP supernova with rapid post-peak decline
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛史密森尼天体物理中心）
本文报道了典型短平台IIP型超新星SN 2025aedz，其快速峰值后下降源于低质量氢包层前身星及星周相互作用，为红超巨星问题提供观测约束。
2026-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Luminous Type II Short-Plateau Supernovae 2006Y, 2006ai, and 2016egz: A Transitional Class from Stripped Massive Red Supergiants
II型超新星（SNe II）的多样性被认为主要是由其祖先的富氢（H-丰富）包络质量的差异驱动的，SNe IIP具有长的平台（$\sim100$天）和最大的富氢包络。然而，这是一个持续的谜，为什么SNe II与短期高原（数十天）很少看到。在这里，我们提出了发光的II型短高原SNe 2006 Y，2006 ai和2016 egz的光学/近红外光度和光谱观测。它们的平台约$50$ - $70$天和发光的光学峰（$\lesssim-18.4$ mag）表明显着的爆炸前质量损失，导致部分剥离的富氢包层和早期的星周物质（CSM）相互作用。我们计算了一个大网格的MESA+STELLA单星祖和光变曲线模型与各种祖零龄主序（ZAMS）的质量，质量损失效率，爆炸能量，$^{56}$镍质量，和CSM密度。我们的模型网格显示了一个连续的人口SNe IIP-IIL-IIb类光变曲线形态的降序富氢信封质量。由于$^{56}$ Ni质量较大（$\gtrsim0.05\,M_\odot$），短平台SNe II位于有限的参数空间中，作为SNe IIL和IIb之间的过渡类。对于SNe 2006 Y，2006 ai和2016 egz，我们的研究结果表明，高质量红超巨星（RSG）的祖先（$M_{\rm ZAMS} \simeq 18$ - $22\,M_{\odot}$）具有小的富氢包层质量（$M_{\rm H_{\rm…
2021-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Multi-Wavelength View on the Rapidly-Evolving Supernova 2018ivc: An Analog of SN IIb 1993J but Powered Primarily by Circumstellar Interaction
SN 2018 ivc是一颗不寻常的II型超新星（SN II）。它是SNe IIL的一个变体，可能代表了SNe IIP和IIb之间的过渡情况，前者有大量的富氢包层，后者只有少量的富氢包层。然而，SN 2018 ivc的光学光变曲线演化比标准SNe IIL更复杂。在本文中，我们提出了及时的后续观测SN 2018 ivc与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的结果。它的同步辐射类似于SN IIb 1993 J，这表明它本质上是一颗氦星的类SN IIb爆炸，具有适度（~0.5 - 1 Msun）的富氢扩展包层。它的无线电，光学和X射线光变曲线主要是由SN喷出物和拱星物质（CSM）之间的相互作用来解释的;因此，我们认为这是一个罕见的例子（第一个涉及“规范”SN IIb喷出物），其中多波长发射主要由SN-CSM相互作用提供动力。内部CSM的密度，反映了最后十年的祖先活动，与SN IIb 2013 cu的密度相当，显示出闪光光谱特征。外层CSM的密度，以及最后200年的质量损失率，比SN 1993 J大5倍。我们认为，SN 2018 ivc代表了SNe IIP和IIb/Ib/Ic在二进制演化的情况下缺失的链接。
2022-11-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Type IIP Supernova 2012aw in M95: hydrodynamical modelling of the photospheric phase from accurate spectrophotometric monitoring
我们提出了一个广泛的光学和近红外光度和光谱活动的类型IIP超新星SN 2012 aw。该数据集密集地涵盖了SN 2012 aw在爆炸后不久到光球阶段结束的演变，以及在星云阶段收集的两个额外的光度观测，以拟合放射性尾巴并估计$^{56}$ Ni质量。在我们的分析中还包括已经公布的\textit{Swift}紫外数据，因此提供了一个完整的看法的紫外光-光学-红外演变的光球阶段。在我们的数据集的基础上，我们估计所有相关的物理参数SN 2012 aw与我们的辐射流体动力学代码：包络质量$M_{env} \sim 20 M_\odot$，祖半径$R \sim 3 \times 10^{13}$ cm（$ \sim 430 R_\odot$），爆炸能量$E \sim 1.5$ foe，和初始$^{56}$ Ni质量$\sim 0.06$ $M_\odot$。这些质量和半径值是合理的，很好地支持了独立的演化模型的祖先，并可能建议一个祖先的质量高于观测极限的$16.5 \pm 1.5 M_\odot$的IIP型事件。
2014-04-04 astro-ph.SR
SN 2023gfo: A Peculiar Type IIP Supernova with High Luminosity and Normal Plateau Duration
Kagoshima University（鹿儿岛大学）；Kyoto University（京都大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本研究发现特殊超新星 SN 2023gfo 光度极高但 plateau 持续时间正常，推断其前身星半径异常大，排除 ejecta-CSM 强相互作用的高光度成因。
2026-08-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence of Enhanced Ionization in Protostellar Envelopes
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学、法国国家科学研究中心、地球与行星物理学研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文学研究所）；Laboratoire d’Astrophysique (AIM) Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心天体分子实验室）；INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔天文台）
研究通过观测原恒星包层中的H13CO+和C18O，发现离子化速率显著高于星际介质，支持早期原恒星演化阶段离子化化学反应更高效的结论。
2026-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Thermonuclear explosions as Type II supernovae
本研究模拟碳氧白矮星与红巨星氦核在公共包层内并合引发的双重爆轰，发现其可呈现约40天的IIP型超新星平台光变，并提出鉴别诊断。
2024-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
JWST NIRSpec+MIRI Observations of the nearby Type IIP supernova 2022acko
本研究利用 JWST NIRSpec+MIRI 首次观测核心坍缩超新星 2022acko 的光谱与测光，识别多种元素并给出 CO 与尘埃限制。
2024-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Shock Breakout in 3-Dimensional Red Supergiant Envelopes
利用Athena++软件，对一颗红超巨星（RSG）的外包络中激波的辐射爆发进行了三维辐射流体动力学计算，该红超巨星经历了核塌缩，将成为IIP型超新星。完全对流的RSG信封的固有的3D结构产生的亮度和持续时间的冲击爆发（SBO）从一个1D恒星模型中预测的关键差异。首先，在3D模型中，传统光球之外的物质的低密度“晕”导致了比1D模型密度更低的冲击波爆发。这将使地表任何给定位置的冲击爆发闪光持续时间延长至$\approx$ 1-2小时。然而，我们发现，更大的影响是内在的3D效应与大规模的密度波动，导致冲击爆发在不同的半径在不同的时间。这实质上将SBO的持续时间延长到$\approx$ 3-6小时，并意味着辐射温度的多样性，因为恒星表面的不同斑块在任何给定时间都处于辐射爆发和冷却的不同阶段。这些预测的持续时间更好地与现有的观察SBO。较长的持续时间降低了预测的光度的3-10倍（$L_\mathrm{bol}\sim10^{44}\mathrm{erg\ s^{-1}}$），我们得到了新的换算的亮度和持续时间与爆炸能量和恒星的属性。这些固有的3D特性消除了使用观测到的上升时间通过光旅行时间效应测量恒星半径的可能性。
2022-06-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical and Ultraviolet Observations of A Low-Velocity Type II-Plateau Supernova 2013am in M65
本文介绍了对邻近旋涡星系M65中的II型坪超新星（SN IIP）2013 am的光学和紫外观测结果。早期光谱的特征是相对狭窄的P-Cygni特征，喷出物速度远低于正常SNe IIP中观察到的速度（即，$\sim$ 2000 km s $^{-1}$ vs. $\sim$ 5000 km $^{-1}$（在平台阶段中间）。此外，在SN 2013 am中也在相对较早的阶段检测到显著的Ca II吸收。这些光谱特征让人想起低速低光度的SN IIP 2005 cs。然而，SN 2013 am表现出不同的光度特性，与SN 2005 cs相比，它具有更短的平台期和更明亮的光变曲线尾部。采用$R_{V}$ =3.1和从光度法和光谱法得出的总红化平均值（即，$E(B-V)=0.55\pm$ 0.19 mag），我们发现SN 2013 am可能已经达到了绝对的$V$带峰值震级为$-15.83\pm0.71$ mag，并在爆炸中产生了质量为0.016 ^{+0.010}_{-0.006}太阳质量的$^{56}$ Ni。这些参数与SN 2008 in和SN 2009 N的参数接近，SN 2008 in和SN 2009 N被认为是连接微弱SNe IIP和正常SNe IIP的“间隙填充物”。这表明一些低速SNe IIP可能不一定来自低能爆炸，低膨胀速度可能是由于祖星的金属丰度较低，爆炸中喷出的包层质量较大，或…
2014-09-25 astro-ph.SR
Spectropolarimetry of stripped envelope core collapse supernovae and their progenitors
在过去的30年里，偏振光谱已经被证明是一个伟大的工具，探测核心坍缩超新星（CCSNe）的三维几何形状。然而，由于这种观测的挑战性，CCSNe的高质量多历元光谱偏振数据集的数量仍然很低。在这篇论文中，我们提出并分析了两个IIb型SNe（SN 2008 aq-两个时期，SN 2011 hs-七个时期）和一个Ic-bl型（SN 2014 ad-七个时期）的数据。后者是迄今为止最完整的光谱偏振数据集的类型Ic-bl。我们还提供了一个初步的重新分析的光谱偏振数据SN 1993 J。新的数据集表明，剥离包络超新星的分光偏振是复杂和多样的，虽然IIb型SNe的早期研究显示出与IIP型相似的行为，但现在很明显，这种早期趋势被越来越多的SNe样本所打破。此外，我们在SN 2014 ad中发现了喷气式飞机的潜在特征。此外，还创建了一个玩具模型，用于从简单的几何形状（类似于Reilly等人2016）模拟分光偏振法。一个系统的方法参数空间探索的开发，这表明，不幸的是，这些模型遭受极端退化，可能不会导致准确的解释。最后，分光偏振法也可用于探测剥离的包膜CCSNe的潜在祖细胞中由快速旋转引起的不对称性。虽然许多沃尔夫-拉叶星的类型WN和WC已被观察到与分光偏振，没有一个单一的WO星已被研究的日期。在我们的两个银河WO星的数据中，我们没有发现线效应，也不能充分限制旋转速度，以排除一个恒星的情况。因此，不存在线效…
2019-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2008gz - most likely a normal type IIP event
我们目前的BV RI光度和低分辨率光谱调查的II型核心坍缩超新星（SN）2008 gz，发生在恒星形成臂和半光半径（太阳金属量区域）附近的螺旋星系NGC 3672。SN事件被发现较晚，对其光变曲线和光谱的详细研究表明，它是一个类似于原型SNe 2004 et和1999 em的IIP型事件。然而，与其他同类事件相比，SN 2008 gz在平台期到星云期的一个月内很少观察到V级下降1.5等。使用0.21 mag的Av作为下限，距离为25.5 Mpc，我们估计合成的$^{56}$ Ni质量为0.05 \pm 0.01 M*，中坪Mv为-16.6 \pm 0.2 mag。观察到的光球速度高于SN 2004 et在类似时期观察到的速度，表明爆炸能量相当于或高于SN 2004 et。H包线的膨胀速度也有类似的趋势。通过将其性质与其他研究充分的事件进行比较，以及使用最近对Dessart，Livne和Waldman（2010）的前SN模型的模拟，我们推断爆炸能量范围为2 - 3 × 10 $^{51}$ erg，再加上在爆炸后275天观察到的[O I] 6300-6364禁带谱线的宽度，给出了主-序列（非旋转，太阳金属丰度）的祖先质量为17 M*。我们在超新星爆发后近560天进行的窄带Hα观测以及在SN的多普勒校正谱中出现的零速度发射扭折表明，该事件发生在一个低光度恒星形成H II区。
2011-02-06 astro-ph.SR
Magnetically regulated collapse in the B335 protostar? II. Observational constraints on gas ionization and magnetic field coupling
在低质量恒星形成过程中，控制磁场与星周气体耦合的非理想磁流体动力学效应在很大程度上取决于当地的物理条件，如气体的电离分数。这项工作的目的是观测表征的电离水平的拱星气体在小的包络半径和调查其关系的效率之间的耦合的恒星形成的气体和磁场在0类原恒星B335。用ALMA方法得到了B335的分子谱线发射图，并利用它测量了包封半径为$\lesssim$ 1000 au的气体的氘化率、电离率和宇宙线电离率。我们发现大部分的电离气体，$χ_{e} \simeq 1-8 \times 10^{-6}$。我们的观测还揭示了一个增强的电离，增加在小的信封半径，达到值高达$ζ_{CR} \simeq 10^{-14}$ ~s $^{-1}$在几百au的中央原恒星对象。我们表明，这种极端的电离率可以归因于在原恒星附近加速的宇宙射线的存在。我们报告的第一个解决的宇宙射线电离率在尺度$\lesssim 1000$ ~au的太阳型0级原恒星的地图，发现非常高的值。我们的观测结果表明，宇宙射线的局部加速，而不是星际银河宇宙射线的穿透，可能是造成内包层气体电离的原因，可能会下降到磁盘形成的规模。如果得到证实，我们的研究结果意味着，原恒星盘的属性也可能是由当地的过程设置之间的气体和磁场的耦合，而不仅仅是由角动量的量在大信封尺度和磁场强度在原恒星的核心。
2022-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Prospects for asteroseismic inference on the envelope helium abundance in red giant stars
恒星内部结构快速变化的区域通常被称为声学毛刺，因为它们在p模式的频率中产生了特征性的周期性特征。在这里，我们研究了红巨星分支星和团簇星中氦第二电离区产生的局域扰动。更具体地说，我们确定如何准确和精确的电离区的参数可以从恒星模型的振荡频率。我们使用的模型产生的三个不同的代码，不仅涵盖了广泛的阶段的演变沿红巨星阶段，但也纳入不同的初始氦丰度。我们讨论的条件下，这种适合鲁棒性和准确地确定氦的第二电离区的声学半径。从模式频率推断的电离区的确定的半径被发现是一致的局部最大值的第一绝热指数所描述的模型，这是与氦的第二电离区的外边缘。最后，我们考虑这种方法是否可以用来区分不同氦丰度的恒星。虽然观察到信号幅度的明确趋势，但除非恒星来自氦丰度差异很大的种群，否则任何区分都很困难，或者可以减少与拟合参数相关的不确定性。然而，我们的方法的应用可能是有用的区分不同的人口的红巨星在球状星团，不同的人口有非常不同的氦丰度已被观察到。
2014-03-27 astro-ph.SR
Mapping Excitation in the Inner Regions of the Planetary Nebula NGC 5189 using HST WFC3 Imaging
行星状星云NGC 5189围绕着一颗沃尔夫-拉叶星，它是行星状星云中最引人注目的复杂形态之一，具有许多多尺度结构，显示出AGB祖先多次爆发的证据。在这项研究中，我们使用多波长哈勃太空望远镜宽视场相机3（WFC 3）的观测研究的内部0.3 pc $\times$ 0.2 pc区域周围的中央二进制，似乎是一个更近的祖先AGB星爆发的遗迹的形态。我们应用基于H $α$ $λ$ 6563、[O III] $λ$ 5007和[S II] $λλ$ 6717、6731图像的发射线比率的诊断图来识别星云内部低电离结构的位置和形态。我们从电离气体中区分出两个内部的低电离包层，半径为55弧秒（$\sim$ 0.15 pc），从中央恒星延伸：一个大的包层向东北方向扩展，而其较小的对应包层则向相反的方向向星云的西南方向扩展。这些低电离包层被高度电离的气体环境包围。我们认为，这些低电离膨胀的信封是一个强大的爆发的结果，从后AGB星，创造了冲击风区，因为他们通过以前驱逐的材料沿对称轴传播。我们的诊断映射使用高角分辨率线发射成像可以提供一种新的方法来检测其他PNE中的低电离区域，特别是那些显示出复杂的多尺度形态。
2017-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
From cool to hot F-stars: the influence of two ionization regions in the acoustic oscillations
开普勒卫星提供的高精度数据使我们能够冒险研究太阳型恒星复杂的外部对流包层。我们使用地震诊断，专门用于调查外层的太阳型恒星，推断电离过程对振荡光谱的影响，开普勒恒星的样本。这些恒星，光谱类型F，涵盖了所有的观测地震域的声振荡谱的太阳型恒星。它们也涵盖了冷的F矮星（\sim 6000 K）和热的F星（\sim 6400 K）之间的范围。我们的研究揭示了两个相关的电离区的存在。其中一个靠近恒星表面的区域通常与氦的第二次电离有关，尽管其他化学物质也有助于电离。第二个区域位于包层的更深处，与重元素的电离有关。具体来说，在这项研究中，我们分析了元素碳，氮，氧，氖和铁。这两个区域都与K电子壳层有关。我们表明，而对于像太阳这样的较冷的恒星，这第二个区域对振荡频率的影响很小;在较热的恒星，它的影响变得与氦的第二次电离区域的影响相当。这可以指导我们研究F星的外层，特别是了解这些恒星中与旋转和磁活动有关的现象。
2018-02-07 astro-ph.SR
A Theoretical Study of the Outer Layers of Eight Kepler F-stars: The Relevance of Ionization Processes
我们通过计算声波的相移$α(ω)$及其相关函数$β(ω)$，分析了八颗开普勒F星的理论模型包络。后者被证明是一个强大的探测器的外部恒星层，因为它是特别敏感的部分电离区位于这些上层。我们发现，这些理论信封可以被组织成两组，其中每一个的特点是由一个独特的$β(ω)$形状，我们表明，以反映电离过程的幅度相关的差异。由于$β(ω)$也可以从实验频率确定，我们比较了我们的理论结果与可观察到的$β(ω)$。利用函数$β(ω)$，为了量化这些恒星外层电离过程的大小，我们定义了两个指数，$Δβ_1$和$Δβ_2$。这些指数使我们能够将恒星内部的微观物理与宏观可观察特征联系起来。基于F星独特的磁活动行为，我们研究了恒星自转周期与这些指标之间的关系。我们发现了一种趋势，以幂律依赖的形式，有利于电离作为一种潜在机制的想法，这对于理解旋转和磁性之间的关系，甚至是观测特征，如卡夫断裂。
2017-06-27 astro-ph.SR
How low can you go? SN 2018zd as a low-mass Fe core-collapse supernova
我们介绍了SN 2018 zd的光谱学和光度学，SN 2018 zd是一颗IIP型核心坍缩超新星，在其最早的光谱中具有与环境物质相互作用的特征。高电离线是冲击波爆发的标志，但在最早的光谱期没有出现，而在爆炸后4.9d才出现在单一的光谱中。这些特征的强度和简洁性意味着在紧邻祖先的地方有一个封闭的拱星物质壳。一旦狭窄的发射线消失，SN 2018 zd的演化类似于IIP型SN，尽管SN 2018 zd的蓝色和增强的平台星等表明在整个平台阶段有额外的亮度来源。虽然SN 2018 zd以前被认为是一个电子捕获SN，但我们认为它是一个来自低质量红超巨星祖星的Fe核塌缩。对SN 2018 zd的不同解释部分是由于到宿主星系NGC 2146的距离存在很大的不确定性，我们在这里重新推导为$15.6^{+6.1}_{-3.0}$ Mpc。我们发现SN 2018 zd喷出的$^{56}$ Ni质量为0.017 M $_{\odot}$，明显高于ECSNe模型的预测。我们还发现SN 2018 zd中的Ni/Fe比远低于ECSN的预期。
2021-09-27 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
Resurrection of type IIL supernova 2018ivc: Implications for a binary evolution sequence connecting hydrogen-rich and -poor progenitors
对超新星（SNe）同步辐射的长期观测，覆盖了爆炸后一年多的时间，提供了一个独特的机会，通过质量损失率的变化来研究大质量恒星在其生命的最后一千年中的不太了解的演化。在这里，我们提出了我们的一个特殊的类型IIL SN 2018 ivc的长期监测的结果，使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。在最初的衰变之后，它在爆炸后约一年开始显示出前所未有的重新明亮。这是在同步辐射中显示这种再增亮的罕见例子之一，也是在毫米波长下的第一个例子。我们发现它是在光学薄制度不同的光学厚厘米发射。因此，我们可以稳健地重建星周物质（CSM）的分布，从而重建最后~ 1，000年的质量损失历史。我们发现SN 2018 ivc的前身在爆炸前1,500年经历了非常高的质量损失率（>~10^{-3} Msun/yr），随后在爆炸前经历了中等高的质量损失率（>~10^{-4} Msun/yr）。根据这种行为，我们认为SN 2018 ivc代表了向SNe IIb演化的极端版本，它将贫氢SNe（向SNe Ib/c，没有氢包层）和富氢SNe（SNe IIP，有大质量包层）连接起来。
2023-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
The very young resolved stellar populations around stripped-envelope supernovae
IIP型超新星（SNe）的大质量恒星起源是通过在爆炸前观测中直接探测它们的红超巨星祖先而建立的;然而，在探测缺H超新星的祖先方面取得的成功有限。大质量恒星的最终命运，能够经历沃尔夫-拉叶相，以及Ibc型超新星的起源仍然存在争议，包括单个大质量恒星祖先或低质量恒星在双星中剥离的相对重要性。我们提出了一个分析的年龄和空间分布的大质量恒星周围的网站23剥离信封SNe，与哈勃太空望远镜观察到的，以探讨这些事件的祖先的可能起源。使用贝叶斯恒星星族分析方案，我们发现在$150\,\mathrm{pc}$内观察到的目标IIb，Ib和Ic型SNe的人口的特征年龄为$\log (t) = 7.20$，$7.05$和$6.57$，分别。样品中的Ic型超新星几乎都是在年轻致密的恒星星族的$100\,\mathrm{pc}$中观测到的。SN 2002 ap周围的环境在年龄和空间属性方面都是一个重要的例外。这些发现可能支持这样的假设，即具有$M_{init} > 30M_{\odot}$的恒星产生相对较大比例的Ibc型SN e，并且这些SN亚型是由越来越大的祖细胞产生的。显着更高的precentions来自对人口托管这些SNe比以前使用的爆炸前观测的约束分析。大的初始质量推断的祖先是在形成鲜明对比的低喷出物的质量估计从SN光变曲线。
2017-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectral Evolution and Photo-ionization Analysis of Nova Cas 2020 (V1391 Cas)
本研究利用俄土望远镜观测Nova Cas 2020的爆发光谱演化，测算其抛射物的膨胀速度、电子温度与中性氧质量，并建模得到抛射包层的元素丰度，结果与其他新星的相关测算值一致。
2024-07-14 astro-ph.SR
Time-Dependent Ionization in theEnvelopes of Type II Supernovae at the Photospheric Phase
几个独立的研究小组已经证实，在超新星爆炸期间光球阶段的动力学中，考虑到时间效应的重要性。与稳态溶液相比，时间依赖效应提供了更高程度的氢电离，并增强了所得模拟光谱中的H $α$线，其效应强度随时间增加。然而，一些研究人员认为，时间依赖的电离效应并不重要。它的津贴导致一个微不足道的加强H $α$在他们的建模仅在爆炸后的第一天。以SN 1999em为例，利用新的LEVELS软件包，证明了时间依赖效应的重要性。已经检查了一些可以削弱时间依赖效应的因素的作用。我们已经证实，影响的强度是由丰富的金属混合物在信封，而额外的水平添加到themodel氢原子削弱的时间依赖效应到较小的程度，并没有完全消除它。
2017-07-07 astro-ph.SR
