Explosion of red-supergiant stars: influence of the atmospheric structure on shock breakout and the early-time supernova radiation
对II型超新星（SNe）2013 cu和2013 fs的早期观测揭示了喷出物与恒星表面附近物质的相互作用。与SN 2010 jl型不同，它与密集风的相互作用持续了约1年，相互作用在2- 3天后减弱，这表明它有一个密集而紧凑的星周包层。在这里，我们使用多群辐射流体力学和非局域热平衡辐射转移来探索嵌入在各种致密包层中的红超巨星（RSG）爆炸的性质。我们考虑的情况下，一个扩展的静态大气或稳态风，采用一系列的质量损失率。冲击爆发的信号，SN辐射高达10天，和喷出物的动力学强烈的影响，这附近的环境的属性。这就影响了早期观测对Rstar的约束。2013 fs和2013 cu的2-3d窄谱线的存在需要~0.01Msun的材料茧到5- 10 R星。谱线从电子散射发展到多普勒展宽，其发射峰的蓝移越来越大。最近的研究提出，在RSG寿命的最后几个月/年，质量损失率从0.001到1 Msun/yr的超级风阶段，尽管没有观测限制，这种外部物质是稳态流出。或者，观测结果可以解释为RSG恒星在其复杂的大气层内爆炸。事实上，空间分辨的观测显示，RSG星有扩展的大气层，存在向下流动和向上流动到几个Rstar，即使在标准的RSG中，如参宿四。在恒星和风之间的中间区域的质量负载可以容纳解释2013 fs观测所需的0.01 Msun。因此，在核心坍缩之前出现一个令人困惑的超级风阶段可能是多余的。
2017-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Blasts from the Past: Supernova Shock Breakouts among X-Ray Transients in the XMM-Newton Archive
超新星（SN）发出的第一个电磁信号是在冲击波穿过其前身表面时释放的。这种冲击爆发（SBO）发射提供了对祖和爆炸属性的约束。从观测上看，SBO表现为几分钟到一小时的河外X射线瞬变。它们很难检测，迄今为止只观察到一种SBO。在这里，我们搜索XMM-Newton存档并找到12个新的SN SBO候选者。我们确定的主机星系，其中九个在估计的红移为0.1-1。SBO候选物具有${\sim}10^{46}$ erg的能量、30-3000 s的时间尺度和0.1-1 keV的温度。它们都与SN SBO一致，但有些可能是错误识别的银河系前景源或其他河外天体。来自蓝超巨星的SBOs与大多数候选人一致。然而，有一些可能是沃尔夫-拉叶星的SBOs，被浓密的星周介质包围，而两个更自然地解释为红超巨星的SBOs。的意见暂时支持非球形SBO和最近的三维SN爆炸模拟预测的不对称性是一致的。eROSITA每年可检测到${\sim}$ 2例SBO，可在实时分析中检测到并及时随访。
2020-05-07 astro-ph.HE
Numeric spectral radiation hydrodynamic calculations of supernova shock breakouts
我们在这里提出了一个有效的数值方案求解非相对论性的一维辐射流体力学方程，包括非弹性康普顿散射，这是不包括在大多数代码，是至关重要的解决问题，如冲击爆发。所设计的代码被应用到稳态平面辐射介导的冲击（RMS）和RMS从恒星信封爆发的问题。计算结果与前人在激波爆发\citep{Sapir13}中假设物质与辐射之间为康普顿平衡，用“有效光子”近似描述辐射谱的结果一致。特别是，我们表明，光度和时间的依赖性，在突破时的峰值温度，和普遍的形状，在这个早期的工作中得出的光谱通量都是准确的。虽然由于有效光子近似对有效光子产生率的估计不准确，有效光子产生率随着密度的降低和速度的提高而增加，所以光谱计算和有效光子近似之间存在差异，但是对于蓝超巨星中最不一致的快速激波情况，峰值温度的差异仅达到$30\%$。恒星包层激波爆发模型的结果与观测到的X射线闪光的性质的不一致性以及X射线闪光\citep{Sapir13}的预测率与观测率之间的差异仍然无法解释。
2014-08-10 astro-ph.HE
Very Low Energy Supernovae: Light Curves and Spectra of Shock Breakout
冲击波在超新星爆发前的恒星表面爆发时发出的短暂瞬变，携带着恒星半径和爆炸能量的信息。在这里的CASTRO代码，它处理辐射传输使用多群通量限制扩散，是用来模拟的光变曲线和光谱的冲击爆发在非常低的能量超新星（VLE SNe），爆炸的巨星与最终动能远小于10 $^{51}$尔格。VLE SNe光变曲线，在这里用KEPLER代码计算，是独特的微弱，红色，和长期的，使他们具有挑战性的瞬态调查发现。伴随的冲击波爆发更明亮，虽然更短暂，可能更容易被发现。以前的分析工作提供了一般的指导，但数值模拟是具有挑战性的，由于条件的范围和缺乏颜色和有效温度之间的平衡。我们认为以前的分析工作，并延长讨论的色温和不透明度，以较低的能量范围内探索这些事件。由于这是CASTRO程序在冲击漏钢中的首次应用，因此对SN 1987A的正能冲击漏钢进行了试验模拟，并与文献进行了比较。一组爆发的光变曲线和光谱，然后计算的VLE SNe的最终动能范围内的$10^{47} - 10^{50}$尔格的红超巨星与主序质量15 Msun和25 Msun。讨论了恒星大气模型、不透明度和环境介质中不确定性的重要性，以及当前和未来任务的观测前景。
2017-06-08 astro-ph.HE
Early supernovae light-curves following the shock-breakout
超新星（SN）的第一束光是在SN激波从恒星表面爆发出来时出现的。第一束光，通常是紫外线或X射线闪光，接着是从膨胀的气体球中泄漏出来的辐射产生的亮度的破幂律衰减。最近检测到的发射从非常早期的几个SNE的动机，我们重新审视理论的冲击突破和以下的排放。我们推导出解析光变曲线，特别注意光子-气体耦合和偏离热平衡。然后，我们考虑从几个SNe祖先的突破。我们发现，对于更紧凑的祖先，白矮星，沃尔夫-拉叶星（WR）和可能更有活力的蓝超巨星爆炸，观察到的辐射在爆发时，在平面阶段（即，在膨胀气体使其半径加倍之前），以及在早期球形阶段期间。因此，在这些阶段，我们预测的温度明显高于先前假设平衡的分析。当热平衡占上风时，我们找到了热化深度的位置及其时间演化。我们的结果是有用的解释早期SN光变曲线。一些例子是：（i）红巨星SNe在爆发后不到一个小时就有一个早期的明亮的光通量和紫外通量峰值。随后在平面相结束时（约10小时）达到最小值，然后一旦温度下降到观察到的频率范围，其再次达到峰值。相反，WR仅显示光学和UV中的后一个峰。(ii)明亮的X射线耀斑预计从所有核心坍缩SNe类型。(iii)初始爆发脉冲的光变曲线和光谱包含了爆炸几何形状和前身风不透明度的信息。它的光谱在紧凑的祖细胞显示（非热）的幂律。
2010-10-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
SN 2018hna: 1987A-like supernova with a signature of shock breakout
本文介绍了对II型超新星2018 hna的高频率紫外、光学和近红外测光及低分辨率光谱观测结果。早期阶段的多波段光变曲线显示绝热冷却包络线发射后的冲击爆发到14天的爆炸。SN~ 2018 hna的上升时间为$\sim$\，在V波段为88天，与SN 1987 A相似。从SN 2018 hna的热释光曲线推断其$\rm^{56}Ni$质量约为0.087 $\pm$ 0.004 $\rm M_{\odot}$。冷却阶段的流体动力学模型表明，一个半径约为50 $\rm R_{\odot}$，质量约为14-20 $\rm M_{\odot}$，爆炸能量约为1.7-2.9 $\rm \times$ $\rm 10^{51}\ erg$的祖先。其前身星的半径比标准红超巨星小，表明SN 2018 hna的前身星是蓝超巨星。主星系UGC 07534的亚太阳金属丰度（~0.3 $\rm Z_{\odot}$）与1987 A事件的低金属丰度环境一致。
2019-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observable Signatures of Supernova Shock Breakout in Confined Circumstellar Medium
National Taiwan University（台湾大学）；Academia Sinica, Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；Kyoto University（京都大学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学计算中心）
本研究通过二维辐射流体动力学模拟，揭示了红超巨星在受限星周介质中激波突破的辐射前驱体与流体混合效应，预测了峰值光度、极紫外发射及可观测诊断特征，为当前及未来紫外/X射线望远镜探测提供依据。
2026-10-30 astro-ph.HE
The delay of shock breakout due to circumstellar material seen in most Type II Supernovae
II型超新星（SNe）起源于富含氢的超巨星大质量恒星的爆炸。它们的第一个电磁特征是冲击爆发，这是一种短暂的现象，根据冲击出现时的密度，这种现象可以持续几个小时到几天。我们提出了26个上升的SN II的候选人发现爆炸后不久的高节奏瞬态调查（HiTS）的光学光变曲线，并推导出物理参数的基础上使用贝叶斯方法的流体动力学模型。我们观察到26个SN II候选者中的24个中有几天的急剧上升，这表明在与质量损失率$\dot{M} > 10^{-4} M_\odot yr^{-1}$或致密大气一致的致密星周物质中系统地检测到了冲击爆发。这意味着恒星包络SBO的特征小时时标签名可能是罕见的性质，并可能延迟到更长寿命的拱星物质冲击爆发在大多数II型超新星。
2018-09-17 astro-ph.HE
Probing red-supergiant atmospheres and winds with early-time high-cadence high-resolution type II supernova spectra
本研究利用辐射流体动力学和辐射转移方法，结合早期高时间分辨率高空间分辨率II型超新星光谱，探测被不同星周物质包裹的红超巨星前身星大气与星风特性，揭示激波突破阶段辐射加速对窄线展宽的影响及观测策略。
2024-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type IIP SN 2024bch: Hydrodynamic model, shock breakout, and circumstellar interaction
Ia型超新星2024bch的爆发源于红超巨星爆炸，其特征包括高Ni-56扩展、恒星周围物质包层及风的显著质量损失率。
2025-12-01 astro-ph.HE
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
An unexplored regime of shock breakout with a distinct spectral signature
本文发现激波突破在特定条件下可产生非标准的多温度混合光谱，适用于蓝超巨星前身星或高速激波，提供新的观测特征。
2024-12-09 astro-ph.HE
Shock Breakout in Type II Plateau Supernovae: Prospects for High Redshift Supernova Surveys
激波爆发是超新星中最亮的辐射现象，但由于持续时间短，X射线/紫外（UV）光谱峰化，很难被观测到。在2008年首次观测到上升相后，它在高红移的可观测性引起了极大的关注。我们对具有不同主序质量$M_{\rm MS}$、金属丰度$Z$和爆炸能量$E$的进化前超新星模型进行了爆炸的多群辐射流体动力学计算。我们给出了II型坪型超新星中激波爆发的光变曲线，这是最常见的核心坍缩超新星，并预测了不同红移$z$下激波爆发的表观光变曲线。通过考虑初始质量函数、宇宙恒星形成历史、星系际吸收和宿主星系消光，我们推导出了可观测的SN率和可达红移作为滤波器$x$和极限星等$m_{x,{\rm lim}}$的函数。我们提出了一个现实的调查策略优化冲击突破。例如，$m_{g',{\rm lim}}=27.5$ mag的$g'$波段可观察SN率为3.3 SNe度$^{-2}$ day $^{-1}$，其中一半位于$z\geq1.2$。显然，冲击波爆发是探测高$z$堆芯坍缩SNe的有益线索。我们还建立了方法来识别冲击爆发和约束SN属性的冲击爆发，亮度，时间尺度和颜色的观察。我们强调，在$\sim$小时间隔的蓝色光学波段上的连续观测，最好是在连续的$\geq2$夜晚，对于有效地探测、识别和解释冲击爆发是必不可少的。
2011-03-01 astro-ph.HE
Three-Dimensional Simulations of Core-Collapse Supernovae: From Shock Revival to Shock Breakout
我们提出了3D模拟的核心坍缩超新星从爆炸波启动的中微子驱动的机制，从恒星表面的冲击爆发，考虑两个15 Msun的红超巨星（RSG）和两个蓝超巨星（BSG）的15 Msun和20 Msun。我们表明，富含金属的喷出物在同源扩张仍然进行指纹的不对称性在爆炸开始时，但最终的金属分布是大规模的影响，详细的祖结构。扩展最快的金属指状物和团块与中微子加热物质的最大和上升最快的羽流相关，因为这些羽流在SN激波通过后最有效地在C+O/He和He/H组分-壳层界面处播种瑞利-泰勒（RT）不稳定性的增长。径向混合的程度、富金属喷出物的全球不对称性、RT诱导的初始羽流碎裂成较小尺度的指状物以及最大Ni和最小H速度不仅取决于初始非球面度和爆炸能量（这决定了激波和初始Ni速度），而且还取决于C+O核和He壳的密度分布和宽度以及He/H转变处的密度梯度，这导致不稳定的激波传播和反向激波的形成。这两个RSG爆炸保留了一个伟大的全球金属不对称性与显着的块状和子结构，深入渗透的镍手指到H-信封（最大速度为4000-5000公里/秒的爆炸能量约1.5倍）和有效的向内H-混合。虽然15 Msun BSG具有这些特性（最大Ni速度高达~3500 km/s），但20 Msun BSG由于反向激波减速和He/H界面处没有足够的时间进行强RT增长和碎裂，因此形成了更圆的几何形状，没有明显的金属指（最大Ni速度仅~2200 km…
2015-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Shock Flash Breaking Out of a Dusty Red Supergiant
本文报道了对M101星系中II型超新星SN 2023ixf爆炸后约1.4小时开始的即时多波段观测，发现早期光变曲线异常暗红，归因于红超巨星周围的光学厚尘埃壳层，并推断激波突破及尘埃分布非球对称。
2024-04-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Transients by Black Hole Formation from Red Supergiants: Impact of Dense Circumstellar Matter
针对红超巨星前身的失败超新星辐射，研究通过一维辐射流体模拟与半解析建模，发现致密周星物质会延长其早期激波 breakout/冷却辐射的持续时间，提升这类暂现源被近未来大视场巡天探测的可能性。
2024-12-10 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
Numerical Simulations of Cosmic-Ray Acceleration at Core-Collapse Supernovae
核心坍缩超新星在密集的风中爆炸是宇宙射线（CR）加速到非常高能量的有利场所。我们提出了我们的CR辐射流体动力学模拟的爆炸的红超巨星。我们研究的冲击波在第一天核心崩溃后的演变，并估计CR加速可以开始的时间。然后，我们计算的最大CR能量在前向冲击作为时间的函数，并表明，它可能已经超过100 TeV的冲击爆发后，只有几个小时从表面的恒星。
2019-08-06 astro-ph.HE
Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout
对于初始质量范围（140 < M < 260 Msun），恒星死于由对产生不稳定性引发的热核逃逸。它们产生的超新星能量非常高（高达~10^53尔格），并合成了大量的放射性同位素。在这里，我们模拟的演化，爆炸，和观测签名的代表对不稳定超新星（PI SNe）跨越一系列的初始质量和信封结构。预测的光变曲线持续了数百天，亮度范围从非常暗到非常亮，L ~ 10^44尔格/秒。最大质量的事件足够明亮，可以在高红移时看到，但是延长的光变曲线持续时间（~1年）--由宇宙学时间膨胀延长--可能很难将它们作为瞬变检测到。另一种方法可能是寻找爆炸冲击波到达恒星表面时发生的短暂而明亮的爆发。利用多波长辐射流体动力学程序，我们计算出，在静止坐标系中，PI SNe的激波爆发瞬变达到10^45-10^46尔格/秒的光度，在波长约30-170埃处达到峰值，并持续数小时。我们探讨了PI SNe发射在高红移的可探测性，并讨论了如何观察的光变曲线，光谱和突破发射可以用来约束的质量，半径和金属丰度的祖。
2011-01-17 astro-ph.HE
The Early Ultraviolet Light-Curves of Type II Supernovae and the Radii of Their Progenitor Stars
本研究利用ZTF的34个II型超新星样本的早期紫外光变和X射线数据，构建激波冷却模型拟合框架，约束前身星爆发半径与周星物质性质，发现多数前身星质量损失率低，爆发半径分布受光度偏差影响且大半径尾部或源于周星物质。
2024-04-14 astro-ph.HE
Early supernova emission -- logarithmic corrections to the planar phase
当超新星爆炸产生的冲击波突破恒星包层时，第一批光子，通常在X射线到紫外线范围内，逃逸到观察者那里。在这次爆发性发射之后，随着超新星喷出物的膨胀，来自更深壳层的辐射扩散到包层之外。先前的研究已经表明，整个平面相的辐射（即，在膨胀的包络使其半径加倍之前）起源于相同的质量坐标，称为“突破壳”。我们推导出一个自相似的解决方案的信封内的辐射，并表明，这种说法是不正确的，扩散波传播到信封（拉格朗日意义上），而不是保持在一个固定的质量坐标。对数校正意味着亮度起源于密度比以前认为的高$\sim 10$倍的区域，在那里光子产生率增加并有助于热化。我们表明，这一结果有显着的影响所观察到的温度。在我们的模型中，蓝超巨星和沃尔夫-拉叶爆炸所发出的辐射预计在整个平面相期间仍将处于热平衡之外，但观测到的温度将降低两个数量级，这与之前的估计相反。考虑到平面相结束时的条件，我们还发现了温度和光度如何过渡到球相。
2019-08-19 astro-ph.HE
Shock Breakouts from Tidal Disruption Events
到目前为止，超大质量黑洞对恒星的潮汐破坏事件是在事实发生后数月至数年才被发现的。本文探讨了在最大压缩下，由于激波爆发而产生的短而微弱的强辐射爆发。这种突发的检测可以用于实时捕获潮汐中断事件。我们证实了主序星的激波爆发产生了X射线辐射，但发现用全天空的X射线观测望远镜很难探测到它。在红巨星爆发的情况下，大部分辐射都是在紫外线和可见光范围内发射的，这更容易被检测到。类似的紫外线/光辐射爆发也将由恒星发出，这些恒星被先前靠近中心黑洞的通道的潮汐加热所膨胀。这种辐射可以通过像ZTF和LSST这样的调查来检测。我们计算不同类型的星系核的探测率。对于一个非常完整的损失锥的情况下，我们预测一个检测率每月一次与LSST，而对于一个非常空的损失锥的情况下，我们预测一个率每年一次与LSST。最近的潮汐破坏事件，ASASSN-14 li的证据，似乎有利于一个非常完整的损失锥，在这种情况下，LSST预计每月检测到一个这样的事件。
2018-09-06 astro-ph.HE
Radiation Mediated Shock and Planar Shock Breakout in the Presence of Atomic Transition Lines
Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）
本文研究了辐射介导的高速冲击在超新星冲击突破中的表现，考虑了重元素束缚态的不透明性，发现其显著增加了光子产率并维持局部热平衡，对观测结果有重要影响。
2025-09-21 astro-ph.HE
A Rapidly Varying Red Supergiant X-Ray Binary in the Galactic Center
我们分析了先前确定的银河系中心X射线双星CXO 174528.79-290942.8（XID 6592）的多波长观测，并根据其光谱和光度确定近红外对应物是一颗红超巨星。盾座X-1是目前已知的唯一一颗拥有红超巨星供体星的X射线联星，在X射线光度（L $_{\mathrm{X}}$）、绝对星等和红外线变率（L $_{\mathrm{IR,var}}$）方面与XID 6592非常相似，支持XID 6592包含红超巨星供体星的结论。XID 6592红外对应物在宽视场红外巡天探测器-1波段（3.4 $μ$ m）显示了几小时时间尺度上$\sim$ 0.5 mag的变化。其他的红外数据集也显示了这个来源在早期的大幅度变化，但在最近的数据中没有显示出显着的变化。我们并不期望红超巨星在这些短时间尺度上的光度变化为$\sim50\%$，这表明变化应该是由紧凑的物体提供动力的。然而，该系统的X射线光度通常比红外中的可变光度小$\sim1000\times$，并且低于钱德拉检测极限。虽然X射线再处理可以产生大幅度的快速红外变化，但它通常需要L $_{\mathrm{X}} >> $ L $_{\mathrm{IR,var}}$才能做到这一点，这表明必须有另一个过程在起作用。我们认为，该系统可能是一个超巨星快速X射线瞬变（SFXT），和一个大的（$\sim10^{38}$ ergs $^{-1}$），快速（…
2020-06-26 astro-ph.HE
Accretion of a clumped wind from a red supergiant donor onto a magnetar is suggested by the analysis of the XMM-Newton and NuSTAR observations of the X-ray binary 3A 1954+319
3A 1954+319长期以来一直被归类为共生的X射线双星，拥有一颗缓慢旋转的中子星和一颗年老的M型红巨星。最近，由于发现施主星是M超巨星，这一分类得到了修订。这使得3A 1954+319成为罕见的高质量X射线双星，由一颗中子星和一颗红超巨星供体组成。在本文中，我们分析了两个档案和尚未公布的XMM-牛顿和NuSTAR观测的来源。我们进行了详细的硬度比分辨光谱分析，以寻找光谱的变化，可以帮助调查的结构的非均匀M超巨星风的中子星吸积。我们讨论了我们的研究结果的背景下，风馈超巨星X射线双星，并表明，最新的发现3A 1954+319加强了假设，在这个系统中的中子星被赋予一个磁星一样的磁场强度（$\gtrsim10^{14}$ G）。
2021-12-15 astro-ph.HE
The High Cadence Transient Survey (HiTS) - I. Survey design and supernova shock breakout constraints
我们提出的高节奏瞬态调查（HiTS），调查的目的是检测和跟踪光学瞬态的特征时间尺度从几个小时到几天，特别是最早的几个小时的超新星（SN）爆炸的第一个结果。HiTS使用暗能量相机（DECam）和定制的管道进行图像相减、候选过滤和候选可视化，该管道实时运行，以便能够对新的瞬变做出快速反应。我们讨论了调查设计，与这些大量数据的实时分析相关的技术挑战和我们的第一个结果。在2013年、2014年和2015年的活动中，我们探测到了120多个年轻的SN候选者，但我们没有发现来自红超巨星核心坍缩后产生的短暂SN冲击爆发（SBOs）的明确特征，这是这次调查的最初科学目标。使用我们的观测活动中极限星等的经验分布，我们测量了随机注入SN光变曲线的预期恢复分数，其中包括使用Tominaga等人（2011）和Nakar & Sari（2010）的模型产生的SBO光学峰。从这个分析中，我们不能排除Tominaga等人的模型。（2011）在任何合理的祖先质量分布下，但我们可以在我们最佳猜测的祖先质量分布下稍微排除Nakar & Sari（2010）的更亮和更长寿命的SBO模型。最后，我们强调了这项工作对未来天文观测站（如LSST）产生的大规模数据集的影响。
2016-09-12 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Shock Breakout from Stellar Envelopes: The relativistic limit
我们计算了恒星边缘出现相对论冲击波后观测到的光度和光谱。以$0.6<Γ_\text{sh}β_\text{sh}$传播的冲击波，其中$Γ_\text{sh}$是冲击洛伦兹因子，$β_\text{sh}$是其相关的约化速度，将恒星包层加热到超过$\sim 50$ keV的温度，允许电子和正电子对的剧烈产生。对显着增加电子散射光学深度和调节温度通过光子产生，产生不同的观测签名逃逸发射。假设Wien平衡，我们找到解析表达式的温度和对密度分布在包层后立即激波通过，并计算在膨胀阶段的排放。我们的分析表明，在对加载区域，光子产生在一个大致均匀的静止帧能量为$\sim 200$ keV，并加强了以前的估计，冲击爆发信号将被检测为一个短脉冲的高能$γ$射线光子，其次是一个较长的阶段的X射线发射。利用$γ$射线暴持续时间、辐射温度和$γ$射线各向同性等效能量之间的闭合关系，对低光度伽马射线暴样本进行了模型检验，发现部分事件符合相对论激波爆发模型.最后，我们将我们的结果应用到白矮星和中子星的爆炸中，发现典型的Ia型超新星以$\sim 1$ MeV光子的形式发射$\sim 10^{41}$ erg。
2022-07-06 astro-ph.HE
Exploring the efficacy and limitations of shock-cooling models: new analysis of Type II supernovae observed by the Kepler mission
现代瞬变测量已经开始发现和跟踪超新星（SNe），这是在第一次出现光之后不久-提供了对II型SNe上升的系统测量。我们探讨如何分析模型的早期冲击冷却排放核心崩溃SNe可以约束祖的半径，爆炸速度，和本地主机灭绝。我们模拟合成测光在几个现实的观测场景，假设模型描述典型的爆炸，发现紫外线观测可以约束祖的半径的统计不确定性$\pm10-15\%$，与系统的不确定性$\pm 20\%$。根据这些观测结果，局部宿主消光（$A_V$）可以被限制为2倍，而冲击波速度到$\pm 5\%$的系统不确定度为$\pm 10\%$。我们还重新分析了Garnavich等人（2016）提出的SN光变曲线，发现KSN 2011 a可以用祖星半径为$R_s < 7.7 + 8.8 {\rm (stat)} + 1.9 {\rm (sys)}R_\odot$的蓝超巨星模型拟合，而KSN 2011 d可以用祖星半径为$R_s = 111_{-21 {\rm (stat)}}^{+89 {\rm (stat)}} \phantom{}_{-1{\rm (sys)}}^{+49 {\rm (sys)}}$的红超巨星模型拟合。我们的结果与Garnavich et al.（2016）的结果不一致。此外，我们重新评估了他们的说法，发现在KSN 2011 d的光变曲线中没有统计学上显著的证据表明存在冲击爆发耀斑。
2017-08-06 astro-ph.HE
Supernovae from Red Supergiants with Extensive Mass Loss
计算了红超巨星在致密星周介质中爆炸产生的超新星的光变曲线。多色LC计算使用多组辐射流体动力学程序STELLA。如果CSM足够密集，则激波爆发信号被CSM延迟和模糊，SN喷出物的动能被有效地转换为热能，并最终以辐射形式释放。我们发现，当爆发前的质量损失率大于10^{-4} Msun/yr时，反应堆发生爆炸的早期阶段受到CSM的影响。它们的特征是LC有一个发光的圆峰，然后是平坦的LC，在紫外线和光学峰处，CNOLC同时是明亮的，并且光球速度在这些时期非常低。我们计算了各种CSM条件和爆炸特性的LC，即，质量损失率、CSM半径、CSM密度斜率、SN喷出物的爆炸能量以及内部的SN祖细胞，以观察它们对LC的影响。我们将我们的模型LC与紫外线明亮的IIP型SN 2009 kf的LC进行了比较，结果表明SN 2009 kf的前身在爆炸前的质量损失率可能高于10^{-4} Msun/yr。结合SN 2009 kf可能是一次高能爆炸并产生大量56 Ni的事实，这意味着SN 2009 kf的前身是一个大质量的RSG，我们的研究结果表明，可能有一些机制在大质量的RSG爆炸前引起广泛的质量损失。
2012-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a red supergiant counterpart to RX~J004722.4-252051, a ULX in NGC 253
我们给出了NGC 253中一个ULX-RX~J004722.4-252051的候选红超巨星对应物的两个近红外光谱时期。我们测量径向速度的对象和它的近似光谱类型的交叉相关我们的光谱与已知的红超巨星。我们的VLT/X-shooter光谱与早期M型超巨星的光谱最匹配，证实了候选者的红超巨星性质。2014年8月23日拍摄的光谱的径向速度为$417 \pm 4$ km/s。这与我们在2013年6月28日用麦哲伦/MMIRS拍摄的光谱中测量到的径向速度$410 \pm 70$ km/s是一致的，尽管后者的大误差意味着几十个$M_\odot$的黑洞的径向速度变化很容易被隐藏。利用星云发射谱线，我们发现NGC 253在ULX位置的自转径向速度为351 $\pm$ 4 km/s。因此，对应物的径向速度证实了源位于NGC 253，但也显示了相对于66 $\pm$ 6 km/s的星系局部整体运动的偏移。我们认为，这种位移最有可能的起源在于SN踢，需要一个系统包含一个$\gtrsim 50$ $M_\odot$黑洞，和/或在轨道径向速度变化的ULX二进制系统，需要一个$\gtrsim 100$ $M_\odot$黑洞。因此，我们得出结论，RX~J004722.4-252051是一个强有力的候选者ULX包含一个大质量恒星黑洞。
2015-09-01 astro-ph.HE
SN 2024iss: Double-Peaked Light Curves and Implications for a Yellow Supergiant Progenitor
本文通过多波段测光观测IIb型超新星SN 2024iss的双峰光变曲线和温度演化，估算其抛射物参数与前身星半径，提出其前身星为黄超巨星。
2025-03-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing the Shock Breakout Signal of SN 2024ggi from the Transformation of Early Flash Spectroscopy
通过早期小时至天尺度光谱，研究SN 2024ggi激波突破信号，揭示致密CSM分布、高质量损失率及复杂的前身星质量损失历史。
2024-07-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Properties of Type II Plateau Supernova SNLS-04D2dc: Multicolor Light Curves of Shock Breakout and Plateau
激波爆发是II型超新星中最明亮的辐射现象。虽然它被预测是明亮的，但由于持续时间短和X射线/紫外线峰光谱，直接观察是困难的。2008年，由{ \it GALEX}卫星和超新星遗留巡天（SNLS）（SNLS-04 D2 dc和SNLS-06 D1 jd）进行的紫外和光学观测首次报告了II型高原超新星（SNe IIP）激波爆发的完整观测结果。我们提出了一个SN IIP，包括冲击爆发和平台，计算与多群辐射流体动力学代码{ \sc STELLA}和进化的祖先模型的光变曲线。合成的荧光曲线很好地再现了SNLS-04 D2 dc的观察结果。这是第一个研究再现的紫外光曲线的冲击突破和光学光曲线的平台一致。我们的结论是SNLS-04 D2 dc是具有典型爆炸能量$1.2\times10^{51}$ ergs的爆炸，并且它的祖先是具有零年龄主序质量$20M_\odot$和超新星前半径$800R_\odot$的恒星。该模型表明，如果与SNLS-04 D2 dc相同的SN发生在8米级望远镜可以观测到的红移$z=1$处，则冲击爆发的$B$波段视峰值将为$m_{\rm B}\sim26.4$ mag。结果表明，在$z\gsim1$，冲击爆发具有探测SNe IIP的巨大潜力。
2009-09-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Blue supergiants as a progenitor of intermediate-luminosity red transients
本研究探究蓝超巨星的其他爆发情景，通过模拟不同参数下的爆发光变曲线，发现其爆发可产生两类超新星，解释了相关观测与预期占比的差异，拓展了对蓝超巨星爆发多样性的认知。
2024-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing Shock Breakout and Progenitors of Stripped-Envelope Supernovae through Their Early Radio Emissions
我们研究了来自剥层包层超新星（IIb/Ib/Ic型）的早期射电辐射的性质。我们认为，在它们的射电性质中存在一类剥离包络超新星，包括光学上研究得很好的Ic型超新星（SNe Ic）2002 ap和2007 gr，它们在10天内迅速上升到射电峰值，达到低光度（至少比大多数SNe IIb/Ib/Ic暗一个数量级）。它们的谱指数相似，但峰值后的下降幅度比其它谱指数要小。我们发现，所有这些属性都很自然地解释，如果拱星材料（CSM）密度低，因此向前冲击膨胀到CSM没有减速。由于在这种情况下的前向激波速度，从无线电特性估计，仍然记录的最大速度的SN喷出物后的冲击爆发，观察这些SNe在无线电波长提供了新的诊断性质的爆发和祖，否则需要一个相当快速的后续工作在其他波长。推测的SNe Ic 2002 ap和2007 gr的冲击后爆发速度是次相对论的，~0.3c。这些都高于SN II 1987 A的推断，与建议的紧凑型祖细胞一致。然而，这些低于Wolf-Rayet（WR）祖细胞的预期。它可能反映了爆炸前祖先的一个尚未解决的性质，我们认为WR祖先信封可能已经膨胀，这可以迅速降低最大喷出物速度从初始冲击爆发速度。
2012-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Boil-off of red supergiants: mass loss and type II-P supernovae
本研究提出红超巨星由冲击波维持稠密色球、并在尘埃形成半径处由辐射压驱动星风的质量损失模型，以解释观测到的质量损失率及 II-P 型超新星早期特征。
2024-06-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The lowest metallicity type II supernova from the highest mass red-supergiant progenitor
红超巨星已经被证实是大多数富氢II型超新星的祖先。然而，虽然这些恒星的质量大于25 M $_\odot$，但探测到大于18 M $_\odot$的祖先仍然难以捉摸。红超巨星也有望在所有金属丰度下形成，但从低金属丰度祖先爆发的发现很少。在这里，我们报告的II型超新星，SN 2015 bs的观测，我们推断的祖先金属丰度$\leq$ 0.1 Z $_\odot$通过比较光球相光谱模型，和零年龄主序列质量17- 25 M $_\odot$通过比较星云相光谱模型。SN 2015 bs显示出正常的“平台”光变曲线形态和典型的光谱特性，暗示着它是一颗红超巨星的前身。这是第一个这样的高质量祖先的“正常”II型超新星的例子，表明高质量红超巨星爆炸和低金属量祖先之间的联系。
2018-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observing the Next Galactic Supernova
我们模拟了一个成功的银河系核心坍缩超新星（ccSN）的距离，消光和星等概率分布，它的激波爆发辐射，以及它的大质量恒星祖先。我们发现，在非常高的概率（~100%），下一个银河系SN将很容易在近红外探测和近红外测光的祖星很可能（~92%）已经存在于2 MASS调查。大多数ccSNe（~98%）将在光学中容易观察到，但由于调查灵敏度和混淆的组合，很大一部分（~43%）将缺乏对祖细胞的观察。如果中微子探测实验可以快速传播一个可能的位置（~3度），我们表明，一个价格适中的红外相机系统可能可以检测到冲击爆发辐射脉冲，即使在白天（~64%的最便宜的设计）。中微子实验应该认真考虑增加这样的系统，这既是为了它们的科学回报，也是为了防止错误触发的附加和内部保护层。我们发现，从失败的红超巨星ccSNe的冲击爆发可能比那些成功的SNe更容易观察到。我们审查的过程中，中微子从银河系ccSN将被检测和宣布。我们提供了新的信息EGADS系统及其提供即时中微子警报的潜力。我们还讨论了下一个银河系Ia型SN的距离，灭绝和星等概率分布。基于我们的模型可观测性，我们发现银河系的ccSN率为每世纪3.2（+7.3/-2.6），银河系的Ia型SN率为每世纪1.4（+1.4/-0.8），银河系的总SN率为每世纪4.6（+7.4/-2.7），需要解释过去一千年观察到的SNe。
2013-10-30 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Radiation Hydrodynamic Simulations of Low-Energy Explosions of Red and Yellow Supergiants
本文通过一维辐射流体动力学模拟研究红、黄超巨星低能量爆发的光变曲线，给出平台光度和持续时间的拟合公式，并验证 NGC 6946 和 M31 中失败超新星候选体与能量约 10^47–10^49 erg 的模型一致。
2025-09-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining red supergiant mass-loss prescriptions through supernova radio properties
超新星的射电性质强烈地依赖于其星周环境，是研究超新星前身星质量损失的重要探针。最近，在无线电的核心坍缩超新星观测已经组装和核心坍缩超新星在8.4 GHz的上升时间和峰值光度分布的估计。本文利用射电II型超新星的上升时间和峰值光度分布，对红超巨星的质量损失公式进行了约束。我们采用de Jager和van Loon的质量损失率，计算了红超巨星的上升时间和峰值亮度分布，并与观测结果进行了比较。我们发现，德雅格质量损失率解释了广泛传播的无线电上升时间和峰值亮度分布的II型超新星，而范隆质量损失率预测一个相对狭窄的范围内的上升时间和峰值亮度。我们的结论是，红超巨星的质量损失处方应该有很强的依赖于光度的德耶格质量损失率再现广泛传播的分布的上升时间和峰值亮度在无线电中观察到的II型超新星。
2021-02-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type IIP Supernova Progenitors III: Blue to Red Supergiant Ratio in Low Metallicity Models with Convective Overshoot
恒星聚集体的赫罗图（HRD）中的恒星分布代表了其演化的恒星星族的快照。一些超巨星在演化的后期可能会将HRD从蓝色转变为红色，然后再转变为蓝色，如SN 1987 A的祖先。其他的可能会在“蓝环”中经过HRD的一个特定部分超过两次，并在爆炸前成为红超巨星。由于蓝环中的恒星在那里度过了相当长的一段时间，这些阶段可能会改变HRD中模型超巨星的相对数量。它们的寿命反过来取决于恒星的初始质量，如何模拟其内部的对流，以及在其演化过程中发生了多少质量损失。观测到的蓝红超巨星和黄红超巨星的数量比灵敏地检验了恒星演化理论。我们将这些超巨星的模型数量比与大麦云云的观测数据进行了比较，因为它的金属丰度与SN 2013 ej的环境非常相似。我们成功地模拟这些考虑到中度（指数）对流过冲。我们探讨其对最终半径和质量的恒星核心崩溃之前。半径随过冲而显著不同。这些控制前超新星结构的因素可能会影响爆炸后的光学/IR光变曲线和光谱发展。
2020-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass Ejection in Failed Supernovae: Variation with Stellar Progenitor
我们研究了在恒星核坍缩过程中，当停滞的激波不复活而形成一个黑洞时，物质的喷射。在质子中子星阶段的中微子发射导致核心的引力质量减少，导致向外的声音脉冲在穿过恒星时变陡成冲击波。我们探索这种质量喷射机制的性质在一系列的恒星祖先使用球对称的，时间依赖的流体动力学模拟参数化处理中微子质量损失，并遵循整个恒星的冲击传播。我们发现，所有类型的恒星祖先可以通过这种机制喷射质量。喷出的质量是恒星表面重力的递减函数，范围从红超巨星的几个$M_\odot$到蓝超巨星的$\sim 0.1M_\odot$和沃尔夫-拉叶星的$\sim 10^{-3} M_\odot $。我们发现，在表面的最终冲击能量是一个减少的核心紧凑性的函数，并在所有情况下是$\lesssim 10^{47}-10^{48}$ erg。在具有足够大的包封、高的核心致密性或两者的组合的祖细胞中，声脉冲不能使质量分离。成功的物质抛射伴随着显著的回退吸积，可持续数小时至数年。我们预测的冲击爆发和热坪发射产生的蓝超巨星和沃尔夫-拉叶祖否则失败的超新星的外壳喷射的属性。
2018-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Missing Red Supergiants and Carbon Burning
最近对II型核心坍缩超新星祖先的直接成像研究表明，在$M_{\rm ZAMS}\sim 16-20$ M $_\odot$附近可能存在一个阈值，在这个阈值处，具有较大出生质量的红超巨星似乎不会导致超新星爆炸，而是直接坍缩成黑洞。在这项研究中，我们认为，这不是一个巧合，这个阈值密切匹配的临界过渡中心碳燃烧的大质量恒星从对流到辐射制度。在较轻的恒星中，碳在中心对流燃烧，导致致密的最终超新星核心，可能导致爆炸，而在过渡后的较重恒星中，它作为辐射火焰燃烧，恒星核心变得更加难以爆炸。利用KEPLER程序，我们证明了这种跃迁对$^{12}$ C $(α,γ)^{16}$ O反应速率和过冲混合效率的敏感性，并认为爆炸红超巨星的质量上限可以用来约束大质量恒星演化计算中不确定的输入物理。在最近发表的各种小组和代码的模型中，对应于中心碳燃烧过渡的初始质量范围从14到26 M $_\odot$，只有少数与直接成像研究推断的估计一致。
2019-12-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The depletion of the red supergiant envelope radiative zone during common envelope evolution
本研究通过一维红超巨星演化模拟，发现公共包层演化中包层对流区内移，无法按传统方式划分两阶段，验证了基于能量的alpha形式体系仍是当前最佳唯象模型。
2023-04-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of the Red Supergiant Wind from the Progenitor of Cassiopeia A
仙后座A（Cassiopeia A）是研究得最好的年轻银河系超新星遗迹之一。虽然提供了一个难得的机会来详细研究IIb型超新星的残骸，但关于其祖先的性质，质量损失历史及其前SN演化的问题仍然存在。在这里，我们提出了一个光学调查的星周环境的Cas A周围，发现cluerous和conventary的H α发射星云集中在10-15秒差距（10-15角分）的北部和东部。首先由闵可夫斯基作为一个微弱的H II区域报道，这些星云相对于周围的扩散发射表现出不同的形态和光谱特性。与邻近的H II区域相比，这些星云显示出相对于H α更强的[N II] 6548，6583 A和[S II] 6716，6731 A辐射。我们发现，Cas A的最高速度的喷出物结与一些最近的发射星云相互作用，从而提供了强有力的证据，这些星云位于相同的距离作为残余。我们解释这些周围的星云是祖先的红超巨星风的残留物，这些红超巨星风聚集在位于Cas A北部的一个巨大的扩展H II区的南部边缘。我们的发现与Cas A的前身经历了相当大的质量损失的观点一致，首先是来自快速的主序星风，然后是来自较慢的cluerated超巨星风，最后是来自短暂的高速风，就像来自黄色超巨星的风一样。
2020-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical simulations of the random angular momentum in convection II: delayed explosions of red supergiants following "failed'' supernovae
本文通过三维流体动力学模拟表明，失败超新星后红或黄超巨星对流氢包层落向黑洞时，随机角动量可引发延迟的近全包层抛射，并解释其亮红新星式观测特征。
2023-09-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
