ASASSN-16fp (SN 2016coi): A transitional supernova between Type Ic and broad-lined Ic
我们提出的结果基于良好采样的光学（$UBVRI$）和紫外（{ \it Swift}/UVOT）成像，以及附近的Ic型超新星（SN）ASASSN-16 fp（SN 2016 coi）的低分辨率光谱跟踪观测。SN在光球阶段（$-10$到$+$，相对于$B$波段最大光，33天）进行监测。光变曲线上升到最大光和最大光后的早期下降是缓慢的。ASASSN-16 fp的峰值绝对星等（$M_{V}$ = $-17.7\pm0.2$ mag）与宽线Ic SN 2002 ap、SN 2012 ap和过渡Ic SN 2004 aw相当，但比GRB/XRF相关超新星（如SN 1998 bw、2006 aj）要暗得多。与光变曲线类似，光谱演化也是缓慢的。ASASSN-16 fp显示出明显的光球相位谱线以及C1，{ \sc ii}特征。喷出物在最大光照附近的膨胀速度达到$\sim$ 16000 km s $^{-1}$，并在最大值后1个月稳定在$\sim$ 8000 km s $^{-1}$。ASASSN-16 fp的准热释光曲线的分析建模表明，$\sim$ 0.1 M $_{\odot}$ $^{56}$ Ni质量是在爆炸中合成的，动能为6.9 $^{+1.5}_{-1.3}$ $\times$ 10 $^{51}$ erg，总喷射质量为$\sim$ 4.5\、$\pm$\、0.3 M $_{\odot}$…
2017-09-26 astro-ph.HE
The Superluminous (Type I) Supernova ASASSN-15lh : A case for a Quark-Nova inside an Oxygen-type Wolf-Rayet supernova remnant
我们发现，一个夸克新星（QN;一个中子星到夸克星的爆炸性转变）发生在几天后的超新星爆炸的氧型沃尔夫-拉叶（WO）星可以解释的有趣的功能，ASASSN-15 lh，包括它的极端的能量，它的双峰光变曲线和光球半径和温度的演变。同源膨胀的WO残余物（一个扩展的包层和一个紧凑的核心）的两个组件的配置被用来利用QN喷出物的动能（>10^52尔格）。WO SN和QN之间的延迟产生了一个大的（~ 10^4 Rsun）包络，当被QN喷出物/冲击激发时，该包络给出了我们模型中的第一个峰值。当包层的光球层退入缓慢膨胀的、热的、绝缘的、密度更大的核心（最初由QN激波加热）时，第二个驼峰出现了。在我们的模型中的光谱应该反映的组成WO SN残余再加热的QN去在其尾流。
2016-11-11 astro-ph.HE
The Highly Luminous Type Ibn Supernova ASASSN-14ms
我们提出了对高度发光的Ibn型超新星ASASSN-14 ms的光度和光谱跟踪观测，该超新星于UT 2014-12-26.61在$m_V \sim 16.5$发现。ASASSN-14 ms的峰值绝对$V$带星等比$-20.5$亮，峰值辐射热光度为$1.7 \times 10^{44}$尔格s $^{-1}$，总辐射能量为$2.1 \times 10^{50}$尔格，是迄今发现的最明亮的Ibn型超新星之一。在简单的模型中，这一事件最有可能的动力来源是$^{56}$ Ni和$^{56}$ Co在晚期的放射性衰变以及超新星喷出物与祖先的星周介质在早期的相互作用，尽管我们不能排除磁星动力光变曲线的可能性。一个致密的星周介质的存在下，表明在光谱中的中间宽度的He I功能。暗星系SDSS J130408.52+521846.4的氧丰度低于$12+\log(O/H) \lesssim 8.3$，恒星质量为$M_* \sim 2.6 \times 10^8 M_{\odot}$，恒星形成速率为$\textrm{SFR} \sim 0.02$ $M_{\odot}$ yr $^{-1}$。
2020-01-17 astro-ph.HE
Probing the Circumstellar Environment of highly luminous type IIn SN ASASSN-14il
本研究对高光度IIn型超新星ASASSN-14il开展长期测光与光谱分析，揭示其星周物质与抛射物相互作用特征，推测其前身星为爆发阶段的亮蓝变星。
2024-12-15 astro-ph.HE
ASASSN-15hy: an under-luminous, red 03fg-like type Ia supernova
本文介绍了类03 fg Ia型超新星（SN Ia）ASASSN-15 hy从紫外（UV）到近红外（NIR）的光度和光谱观测结果。ASASSN-15 hy与03 fg型的Ia型超新星（以前被称为“超级超新星”）有许多共同的标志性特征。它在紫外和近红外波段很亮，缺乏清晰的i波段次极大值，显示出强烈而持久的C II特征，并且具有低的Si II $λ$ 6355速度。然而，它的一些性质在子群中也是极端的。ASASSN-15 hy为低亮度（M $_{B,peak}=-19.14^{+0.11}_{-0.16}$ mag），红色（$(B-V)_{Bmax}=0.18^{+0.01}_{-0.03}$ mag），但缓慢下降（$Δ{m_{15}}(B)=0.72 \pm 0.04$ mag）。它具有任何03 fg样SN的i带最大值的最延迟的开始。ASASSN-15 hy缺乏H波段中断发射的特征，而H波段中断发射通常出现在正常Ia型超新星最大值之后的第一个月。这样的事件可能是高红移超新星Ia宇宙学的一个潜在问题。ASASSN-15 hy可以用非简并包层内简并核心的爆炸来解释。大质量的爆炸撞击非简并包层提供了额外的亮度和低的喷出物速度。初始爆燃燃烧阶段是复制低$^{56}$镍质量和光度的关键，而大的核心质量是必不可少的，提供大的扩散时间尺度需要产生广泛的光变曲线。该模型由快速旋转的1.47 $M_{\…
2021-09-13 astro-ph.HE
Investigating the Nature of the Luminous Ambiguous Nuclear Transient ASASSN-17jz
我们目前的观测非常明亮，但模糊的核瞬变（ANT）ASASSN-17 jz，跨越大约1200天的对象的演变。ASASSN-17 jz是由全天空超新星自动巡天（ASAS-SN）于UT 2017年7月27日在SDSS J171955.84+414049.4星系中发现的，红移为$z=0.1641$。瞬变的峰值在绝对$B$波段的$M_{B,{\rm peak}}=-22.81$，对应的热光度为$L_{\rm bol,peak}=8.3\times10^{44}$ ~erg~s $^{-1}$，并表现出在我们最近的观测中仍在进行的后期紫外发射。对全光变曲线进行积分得到总发射能量为$E_{\rm tot}=(1.36\pm0.08)\times10^{52}$ ~erg，其中$(0.80\pm0.02)\times10^{52}$ ~erg是在峰值光的200天内发射的。这种后期紫外线发射伴随着X射线发射的增加，随着它变亮而变得更柔和。ASASSN-17 jz表现出大量的光谱发射线，这些线在活动星系核（AGN）中最常见，但几乎没有演化的证据。它还显示了短暂的巴耳末特征，随着时间的推移变得越来越暗和越来越宽，并且在峰值亮度之后的$>1000$天仍然被检测到。我们考虑各种物理场景的起源的瞬态，包括超新星（SNe），潮汐破裂事件（TDEs），活动星系核爆发，和ANTs。我们发现最有可能的解释是ASASS…
2022-03-02 astro-ph.HE
The Curious Case of ASASSN-20hx: A Slowly-Evolving, UV and X-ray Luminous, Ambiguous Nuclear Transient
本文研究了NGC 6297中缓慢演化的模糊核暂现源ASASSN-20hx，通过多波段观测发现其UV/光学峰值光度达3.15×10^43 erg/s，衰减极慢且X射线光度增强一个数量级，光谱无发射线，兼具TDE与AGN特征但无法确切分类。
2024-08-24 astro-ph.HE
Radio view of a broad-line Type Ic supernova ASASSN-16fp
我们提出了广泛的无线电观测的Ic型超新星，ASASSN-16 fp。我们的数据代表的SN超过1000天的最低频率的观测与频率范围的$0.33-25$ GHz和时间范围的$\sim$ 8至1136天后爆炸。观测结果最好由一个模型的同步辐射从一个冲击拱壳最初抑制同步自吸收。假设相对论粒子和磁场能量均分，在爆炸后第8天的$t_{0}$ $\sim$上，我们估计爆炸波的速度和半径分别为$v \sim 0.15c$和$r \sim 3.4$ $\times$ $10^{15}$ cm。我们推断放射性物质的总内能演化为$E$ $\sim$ 0.37 $\times$ $10^{47}$（t/t $_{0}$）$^{0.65}$ erg。我们确定的质量损失率的祖星$\dot{M}$ $\sim$ $(0.4-3.2) \times10^{-5}$ $M_{\odot}\rm yr^{-1}$在爆炸后的各个时期，与银河系沃尔夫-拉叶星的质量损失率一致。射电光变曲线和光谱表明，在距离爆炸中心半径为$\sim$ $1.10 \times 10^{16}$ cm的CSM中存在密度增强的特征。
2020-03-05 astro-ph.HE
The Unusual Super-Luminous Supernovae SN 2011kl and ASASSN-15lh
最近发现的两个非常明亮的超新星（SNe）目前刺激的情况下，探索现有的理论模型的范围。SN 2011 kl代表了首次探测到与超长持续时间伽马射线暴相关的超新星爆炸。ASASSN-15 lh甚至被认为是有史以来发现的最明亮的SN，挑战了迄今为止提出的恒星爆炸场景。在这里，我们使用我们的辐射流体动力学代码，以模拟磁星供电的SNe。为了避免明确假设中子星的性质，我们采用磁星光度和自旋下降时标作为模型的自由参数。我们发现SN 2011 kl的光变曲线（LC）与先前提出的磁星电源一致，但我们注意到需要一定量的56^Ni（> 0.08 M_sun）来解释LC峰和尾之间的低对比度。对于ASASSN-15 lh的情况下，我们发现物理上合理的磁星参数，复制的LC提供的祖质量是相对较大的（喷出物的质量约6 M太阳）的整体形状。这次事件的喷出物流体动力学是由磁星输入的影响，而对SN 2011 kl的影响是比较温和的。我们的结论是磁星模型可用于解释这些事件，流体动力学建模是必要的，以获得强大的磁星和它们的祖先的属性。
2016-01-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery and Follow-up of ASASSN-23bd (AT 2023clx): The Lowest Redshift and Least Luminous Tidal Disruption Event To Date
研究报道NGC 3799中TDE ASASSN-23bd的多波段后续观测，确认其为迄今最低红移、最低光度且快速演化的TDE。
2025-01-13 astro-ph.HE
Discovery and Follow-up of ASASSN-19dj: An X-ray and UV Luminous TDE in an Extreme Post-Starburst Galaxy
我们目前的观测ASASSN-19 dj，一个附近的潮汐中断事件（TDE）发现在后星暴星系KUG 0810+227的超新星全天空自动巡天（ASAS-SN）在距离d $\simeq98$ Mpc。我们观察到ASASSN-19 dj从$-$ 21至392天相对于峰值紫外（UV）/光发射使用高节奏，多波长光谱和光度。根据ASAS-SN $g$波段数据，我们确定TDE在2019年2月6.8日开始变亮，并且在前16天的上升与通量$\propto t^2$幂律一致。ASASSN-19 dj在2019年3月6.5（MJD = 58548.5）达到紫外/光学峰值，辐射热光度为$L = (6.2 \pm 0.2) \times 10^{44} \text{ erg s}^{-1}$。最初在X射线中保持大致恒定，在UV/光学中缓慢衰减，X射线通量在峰值后225 d增加超过一个数量级$\sim$，这是由于X射线发射区域的扩展。晚期X射线发射与有效半径为$\sim1 \times 10^{12} \text{ cm}$、温度为$\sim6 \times 10^{5} \text{ K}$的黑体很好地拟合。X射线硬度比在增亮后变得更软，然后随着X射线的衰减而返回到更硬的状态。对卡塔利娜实时瞬变巡天图像的分析揭示了大约14.5年前的一次核爆发，其亮度平稳下降，亮度为$L_V\geq1.4 \times 10^{…
2022-11-07 astro-ph.HE
ASASSN-15oi: A Rapidly Evolving, Luminous Tidal Disruption Event at 216 Mpc
我们提出了基于地面和雨燕光度和光谱观测的潮汐中断事件（TDE）ASASSN-15 oi，发现在中心的2 MASX J20390918-3045201（$d\simeq216$ Mpc）的全天自动巡天超新星（ASAS-SN）。在观测的第一个$\sim3.5$月里，该源的辐射热光度达到峰值，为$L\simeq1.3\times10^{44}$尔格s $^{-1}$，辐射的总能量为$E\simeq6.6\times10^{50}$尔格。光源的早期光/紫外辐射可以用黑体拟合，温度从$T\sim2\times10^4$ K增加到$T\sim4\times10^4$ K，而光度从$L\simeq1.3\times10^{44}$ ergs $^{-1}$下降到$L\simeq2.3\times10^{43}$ ergs $^{-1}$，需要光球迅速收缩。在此期间的光学/UV光度下降是最符合指数下降，$L\propto e^{-(t-t_0)/τ}$，与$t_0\simeq57241.6$（MJD）的$τ\simeq46.5$天，而$L\propto (t-t_0)^{-α}$与$t_0\simeq57212.3$和$α=1.62$的幂律下降提供了一个中等较差的拟合。ASASSN-15 oi还表现出大致恒定的软X射线发射，其明显弱于光学/UV发射。源的光谱显示了较宽的氦发射线和早期强烈的蓝色连续…
2016-12-13 astro-ph.HE
SN 2016B a.k.a ASASSN-16ab: a transitional type II supernova
本文介绍了PGC 037392中II型超新星ASASSN-16 ab/SN 2016 B的光度学、偏振学和光谱学。测光和光谱的后续行动开始后约两个星期的冲击爆发，并一直持续到近六个月。SN 2016 B的光变曲线表现出介于IIP型和IIL型之间的中间性质。早期下降较陡（1.68 $\pm$ 0.10 mag 100 d $^{-1}$），随后是较浅的平台期（0.47 $\pm$ 0.24 mag 100 d $^{-1}$）。光学厚相持续时间为118 d，与IIP型相似。根据辐射热光变曲线的放射性尾部估计的$^{56}$ Ni质量为0.082 $\pm$ 0.019 M $_\odot$。在爆发后57 - 97 d的光谱模拟中，发现在光球光谱中存在对H $α$和H $β$的吸收谷有贡献的高速分量，这表明可能存在SN喷出物与星周物质的相互作用。这样的高速特征在IIL型超新星的光谱中很常见。通过模拟SN 2016 B的真实测辐射热光变曲线，我们估计出$\sim$的总喷射质量为15 M $_\odot$，$\sim$的动能为1.4 foe，$\sim$的初始半径为400 R $_\odot$。
2019-04-03 astro-ph.HE
ASASSN-15lh: A Superluminous Ultraviolet Rebrightening Observed by Swift and Hubble
本文介绍并讨论了Swift上的紫外/光学望远镜的紫外和光学测光以及X射线望远镜的X射线极限，以及ASASSN-15 lh上的哈勃空间望远镜的成像偏振和紫外/光学光谱。它被归类为贫氢超亮超新星（SLSN I），比任何其他观测到的超新星都要明亮。ASASSN-15 lh在单独或合并观察的X射线中未检测到。从偏振测定法我们确定爆炸只是轻微的不对称。我们发现ASASSN-15 lh的通量在紫外线中强烈增加，其紫外线光度比富含氢的紫外线明亮的SLSN II SN 2008 es大100倍。我们发现像ASASSN-15 lh这样明亮的天体很容易被探测到，超过了大型综合巡天望远镜计划的单次访问深度。深度近红外巡天可以探测到超过20红移的天体，从而能够探测最早的恒星形成。在峰值亮度之后大约两个月，可以看到一个晚期的再亮--在较短的波长下最突出--它本身就像一颗超亮的超新星一样明亮。再增亮过程中的紫外光谱主要是连续谱，没有SLSNe或潮汐破裂事件中看到的宽吸收或发射谱线，也没有ASASSN-15 lh的早期光谱。我们的光谱没有显示出强的氢发射，只显示出LyA吸收附近的红移先前发现的光学吸收线的假定主机。ASASSN-15 lh的属性是极端的，无论是SLSNe或潮汐中断事件相比。
2016-08-10 astro-ph.HE
The Unexpected, Long-Lasting, UV Rebrightening of the Super-Luminous Supernova ASASSN-15lh
鉴于其峰值亮度和早期光谱，ASASSN-15 lh被归类为有史以来发现的最明亮的超新星（SN）（Dong et al. 2016）。在这里，我们报告了在我们的后续活动中观察到的ASASSN-15 lh的紫外线再增亮。在主峰值后90天（观测者坐标系），$t \simeq$开始重新变亮，随后是$\sim 120$ -天的热光度稳定期，然后在$t\simeq 210$天再次开始衰减。ASASSN-15 lh在Swift UV带中通过$Δm_{UVW2} \simeq -1.75$ mag、$Δm_{UVM2} \simeq -1.25$ mag和$Δm_{UVW1} \simeq -0.8$ mag再增亮，但在光学带中没有再增亮。在其最初的下降，随后的再亮，并重新下降，光谱没有显示出的证据之间的相互作用的喷出物和星周介质（CSM），如狭窄的发射线。在晚期有微弱的H $α$发射的迹象，但Margutti等人（2016）已经表明它是与宿主核中的恒星形成一致的窄线发射。通过对黑体的拟合，我们发现在再增亮过程中，有效光球温度从$T_{BB} \simeq 11000$ K增加到$T_{BB} \simeq 18000$ K。在$\sim$被发现后的550天里，ASASSN-15 lh已经辐射了$\sim 1.7 - 1.9 \times 10^{52}$ ergs。虽然它的物理性质仍然不确定，A…
2017-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
No Stripped Companion Material in the Nebular Spectrum of the "Two-Component" Type Ia Supernova ASASSN-18bt
我们分析了{\it K2}观测到的Ia型超新星ASASSN-18 bt（SN~2018 oh）在爆炸时的$B$带极大值后268天的LRIS星云光谱。ASASSN-18 bt表现出两个分量的峰值亮度上升，可能是SN喷出物和附近一个大的（$\gtrsim 20~R_\odot$）非简并伴星之间相互作用的特征。我们搜索从星云光谱中的非简并同伴剥离的材料的发射信号，没有发现任何未结合的材料的证据。我们将$< 0.006~M_\odot$的上限放在我们光谱中可能无法检测到的剥离/烧蚀富氢物质的数量上，有效地排除了所有富氢供体恒星。此外，我们在观测到的$\lesssim 0.02~M_\odot$光谱中对氦I发射设置了一个更试探性的上限，这也排除了氦星伴。我们的深度极限排除了非简并伴星作为ASASSN-18bt早期特征的解释。
2019-02-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
ASASSN-18ap: A Dusty Tidal Disruption Event Candidate with an Early Bump in the Light Curve
本研究重新分类光学暂现源ASASSN-18ap为尘埃环境中的潮汐瓦解事件候选体，发现其红外爆发能量更高、光变曲线存在早期鼓包，为TDE光学辐射起源研究提供新线索。
2024-03-11 astro-ph.HE
Extreme Supernova Models for the Superluminous Transient ASASSN-15lh
最近发现的前所未有的超亮瞬变ASASSN-15 lh（或SN 2015 L），其紫外光明亮的第二峰挑战了所有的功率输入模型，已提出的超亮超新星。在这里，我们研究一些ASASSN-15 lh在恒星爆炸的背景下，涉及一个或多个功率输入的组合的几个可行的解释。我们用一个混合模型模拟了ASASSN-15 lh的光变曲线，该模型包括磁星自旋下降能和贫氢星周相互作用的贡献。我们还研究了纯拱星相互作用与大量缺氢壳的模型，并讨论了所观察到的光谱中缺乏相互作用的功能。我们发现，作为一个超新星ASASSN-15 lh可以最好地模拟的能量核心崩溃的~40 Msun的恒星与氢贫壳~20 Msun。拱星壳和前身质量与最后超新星爆炸后强相互作用所需的快速旋转脉动对不稳定超新星前身一致。初始周期为1-2 ms、磁场为0.1 ~ 1 x 10^14 G的磁星注入额外的能量，可以提供克服单分量模型不足所需的额外亮度，但这需要对磁星进行更多的微调和极端参数，以及假设磁星能量有效地转化为辐射。因此，我们倾向于一个单输入模型，在一个非常强大的核心坍缩SN爆炸后，在一个强大的SN喷出物CSM相互作用形成的反向冲击可以提供重现后期UV亮高原所需的光度。
2016-06-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
ASASSN-18tb: A Most Unusual Type Ia Supernova Observed by TESS and SALT
我们提出了不寻常的Ia型超新星ASASSN-18 tb的光度和光谱观测，包括在近六个月的过程中获得的一系列SALT光谱和凌日系外行星调查卫星（TESS）对超新星的首次观测。我们证实了Kollmeier等人（2019）之前的观察结果，表明ASASSN-18 tb是第一颗相对正常的Ia型超新星，在其星云相位谱中表现出清晰的宽（$\sim1000$ km s $^{-1}$）H $α$发射。我们发现，这一事件是最好的解释为一个sub-martrasekhar质量爆炸与$M_{Ni} \approx 0.3\; \rm{M}_\odot$。尽管强H $α$签名在晚些时候，我们发现，超新星的早期崛起没有证据表明偏离单组分幂律，是最适合的指数$1.69\pm0.04$的适度浅幂律。我们发现H $α$的亮度在+37 d相位的初始探测后保持近似恒定，并且H $α$的速度演化不跟踪Fe~III $~\lambda4660$发射的速度演化。这表明，H $α$发射产生的拱星介质（CSM），而不是从一个非简并的同伴席卷的材料。然而，ASASSN-18 tb在许多重要方面与其他已知的CSM相互作用的Ia型超新星有着惊人的不同。这些天体的H $α$光度通常比ASASSN-18 tb高出两个数量级，使它们偏离了定义“正常”Ia型超新星的经验光变曲线关系。相反，ASASSN-18 tb表现出相当典型的光变曲线和光…
2020-01-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
ASASSN-15nx: A luminous Type II supernova with a "perfect" linear decline
本文报道了一颗高亮度的II型超新星ASASSN-15 nx，其峰值亮度M_V=-20等，介于典型的核塌缩超新星和超亮超新星之间。峰后光学光变曲线显示出具有2.5 mag/100天的陡峭斜率的长的线性下降（即，通量呈指数下降），直至约260天阶段的观察结束。相比之下，富氢超新星（SNe II-P/L）的光变曲线总是在相位约100天时出现中断，然后以约1 mag/100天的下降率沉降到Co 56放射性衰变尾。ASASSN-15 nx的光谱没有表现出I型In SNe的窄发射线特征，而I型In SNe的光变曲线形状多种多样，通常归因于与致密的星周介质（CSM）的强相互作用。ASASSN-15 nx具有许多光谱特性，包括相对较弱的三角形H-α发射轮廓，没有吸收成分。这些特征的物理起源尚不清楚，但没有中断的长而线性的峰后光曲线表明存在单一的主导动力机制。大量Ni 56（M_Ni56 = 1.6 +/- 0.2 M_sun）的衰变可以为ASASSN-15 nx的光变曲线提供动力，而陡峭的光变曲线斜率需要大量的伽马射线从喷出物中逃逸，这是可能的，因为原始物质的氢包层质量较低。另一种可能性是强烈的CSM相互作用为光变曲线提供动力，但CSM需要被雕刻以产生独特的光变曲线形状，并避免产生类似SN IIn的窄发射线。
2018-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Young and Bright Type Ia Supernova ASASSN-14lp: Discovery, Early-Time Observations, First-Light Time, Distance to NGC 4666, and Progenitor Constraints
2014年12月9.61日，超新星全天空自动巡天（ASAS-SN或“刺客”）发现了ASASSN-14 lp，距离第一次使用全球14厘米直径望远镜阵列的光仅$\sim2$天。ASASSN-14 lp后来成为一颗明亮的超新星（$V = 11.94$ mag），仅次于SN 2014 J。我们提出了发现前测光（第一次光后不到一天的检测）和紫外线通过近红外测光和光谱数据，涵盖了ASASSN-14 lp的上升和下降超过100天。我们发现ASASSN-14 lp有一个宽的光变曲线（$Δm_{15}(B) = 0.80 \pm 0.05$），在$2457015.82 \pm 0.03$处有一个$B$带极大值，$16.94^{+ 0.11 }_{- 0.10 }$日的上升时间，以及中等的宿主星系消光（$E(B-V)_{\textrm{host}} = 0.33 \pm 0.06$）.使用ASASSN-14 lp，我们推导出NGC 4666的距离模数为$μ= 30.8 \pm 0.2$，对应于距离$14.7 \pm 1.5$ Mpc。然而，将ASASSN-14 lp添加到Ia型超新星的校准样本中仍然需要到宿主星系的独立距离。最后，利用我们早期的光度和光谱观测，我们排除了红巨星秒级，并假设一个有利的视角和爆炸时间，任何大于$0.34 R_{\textrm{sun}}$的非简并伴星。
2016-06-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
ASASSN-13dn: A Luminous and Double-Peaked Type II Supernova
本文报道了ASASSN-13dn这颗明亮II型超新星的观测与分析，其具有双峰光变和宽Hα线，推测由抛射物与LBV前身星喷发形成的致密星周介质相互作用供能。
2025-03-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova Progenitors, Their Variability, and the Type IIP Supernova ASASSN-16fq in M66
我们在哈勃太空望远镜（HST）的存档数据中发现了附近IIP型超新星ASASSN-16 fq（SN 2016 cok）的爆炸前对应物。该源似乎是几颗恒星的混合物，这妨碍了获得准确的测光。然而，在对恒星温度和灭绝的合理假设下，几乎可以肯定的是，这颗恒星的初始质量M<17 Msun，并且很可能在8- 12 Msun之间。一旦ASASSN-16 fq褪色，观察将没有困难准确地确定祖先的属性。在8年的大双筒望远镜（LBT）的数据，没有显着的祖先的变化被检测到的RMS限制约0.03马格。6个附近的SN低水平的变化，SN 1987 A，SN 1993 J，SN 2008 cn，SN 2011 dh，SN 2013 ej和ASASSN-16 fq的限制，只有缓慢衰落的SN 2011 dh的祖先表现出明确的变化的证据。不包括SN 1987 A，这些源暗示的SN之前的过去十年中持续时间超过0.1年（FWHM）且亮度超过M_R<-8等的爆发次数的90%置信限约为N<3。我们持续的LBT监测计划将稳步改善对SN前祖先变异的限制，其幅度远低于SN调查所能达到的幅度。
2016-08-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
ASASSN-14dq: A fast-declining type II-P Supernova in a low-luminosity host galaxy
本文介绍了II-P型超新星ASASSN-14 dq的光学宽带测光和低分辨率光谱观测结果。ASASSN-14 dq在一个低光度/金属量的宿主星系UGC 11860中爆炸，其特征在光球相位谱中表现为弱的铁线。SN的平台期为90 d，V带平台下降率为1.38 $\sim\,$，高于大多数II-P型SN。ASASSN-14 dq是一个发光的II-P型SN，其$V$带绝对星等峰值为-17.7 $\,\pm\,$ 0.2等。ASASSN-14 dq的光变曲线表明它是一个快速衰减的II-P型SN，使其成为II-P型和II-L型SN e之间的过渡事件。借助文献中采样良好的光变曲线，重建了II型SNe的陡度参数和$\rm ^{56}Ni$质量之间的经验关系。ASASSN-14 dq的$\sim\,$ 0.029 M $_{\odot}$的$\rm ^{56}Ni$质量估计值略低于发光II-P型SN的预期$\rm ^{56}Ni$质量。使用分析光变曲线模型，估计这一事件的始祖半径为$\rm \sim3.6\times10^{13}$ cm，喷出物质量为$\rm \sim10\ M_{\odot}$，总能量为$\rm \sim\,1.8\times 10^{51}$尔格。ASASSN-14 dq的光球速度演化类似于II-P型SN，但Balmer特征（H $α$和H $β$）显示出相对缓慢的速度演化。在平…
2018-07-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
To TDE or not to TDE: The luminous transient ASASSN-18jd with TDE-like and AGN-like qualities
我们发现了ASASSN-18 jd（AT 2018 bcb），这是一个位于$z=0.1192$的星系2 MASX J22434289- 1659083核中的发光光学/紫外/X射线瞬变。在发现后的一年里，斯威夫特UVOT测光显示瞬态的紫外SED可以很好地用一个缓慢收缩的黑体来模拟，黑体的温度为$T \sim 2.5 \times 10^{4} \rm ~K$，观测到的最大光度为$L_\text{max} = 4.5^{+0.6}_{-0.3} \times 10^{44} \rm ~erg ~s^{-1}$，辐射能量为$E = 9.6^{+1.1}_{-0.6} \times 10^{51} \rm ~erg$。来自Swift XRT和XMM-Newton的X射线数据显示，在接下来的一年中，具有黑体和幂律分量的瞬态可变X射线通量衰减了近一个数量级。光谱显示出强大的，大致恒定的宽巴耳末发射以及瞬态功能可归因于He II，N III-V，O III，和日冕铁。虽然ASASSN-18 jd与潮汐破裂事件（TDEs）有相似之处，但它也类似于在静止星系和微弱的活动星系核（AGN）中新发现的核瞬变。
2022-01-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
ASASSN-18am/SN 2018gk : An overluminous Type IIb supernova from a massive progenitor
ASASSN-18 am/SN 2018 gk是一颗新发现的罕见的明亮富氢超新星（SNe），其峰值绝对星等为$M_V \approx -20$等，介于正常的核心坍缩SNe和超亮SNe之间。这些SNe没有显着的光谱特征的喷出物与拱星物质（CSM）的相互作用，其供电机制是有争议的。对于II型SN，ASASSN-18 am衰减非常快，光球相衰减率为$\sim6.0~\rm mag~(100 d)^{-1}$。由于HI的减弱和HeI的出现，ASASSN-18 am在光谱上是一个IIb型SN，有部分剥离的外壳。然而，它的光度和光谱演化表现出显着的差异，从典型的SNe IIb。使用辐射扩散模型，我们发现，光变曲线需要一个高的合成$\rm ^{56}Ni$质量$M_{\rm Ni} \sim0.4~M_\odot$和喷出物具有高动能$E_{\rm kin} = (7-10) \times10^{51} $ erg。引入磁星中央引擎仍然需要$M_{\rm Ni} \sim0.3~M_\odot$和$E_{\rm kin}= 3\times10^{51} $ erg。高$\rm ^{56}Ni$质量与其光谱中强的铁族星云线一致，这也类似于几个具有高$\rm ^{56}Ni$产额的SNe Ic-BL。最早的光谱显示“闪光电离”的功能，从我们估计的质量损失率$ \dot{M}\approx 2\time…
2021-02-25 astro-ph.HE
On the Double: Two Luminous Flares from the Nearby Tidal Disruption Event ASASSN-22ci (AT2022dbl) and Connections to Repeating TDE Candidates
本文研究近邻潮汐瓦解事件 ASASSN-22ci 的两次相似耀发，揭示同一恒星被重复瓦解，并预测下一次耀发时间，同时支持重复 TDE 候选体源于 Hills 捕获双星中恒星的机制。
2025-05-07 astro-ph.HE
X-rays from the location of the Bactrian Transient ASASSN-15lh
我们在Chandra和Swift所揭示的极亮双峰瞬变ASASSN-15 lh的位置探测到了L_x ~ 10^41-10^42 erg/s的持续软X射线辐射。我们解释这一发现的背景下，从我们的多波长活动，这揭示了存在弱窄星云发射功能的主机星系核和明确的差异，相对于超亮超新星光谱的观测。显着的紫外线通量变化在短时间尺度上检测到的时间的重新增亮不利于冲击相互作用的情况下，作为能源的动力长寿命的紫外线发射，而深无线电限制排除传播到低密度环境中的相对论射流的存在。我们提出了一个模型，ASASSN-15 lh的极端亮度和双峰的时间结构是由一个中央电离辐射源，产生一个突然变化的喷出物不透明度在以后的时间。因此，UV辐射可以更容易地逃逸，从而在光变曲线中产生第二个凸起。我们讨论了电离源的内在本质的不同解释。我们的结论是，如果X射线源是物理上与光学紫外瞬态，ASASSN-15 lh最有可能代表的潮汐破坏的主序星最大的旋转黑洞检测到的日期。在这种情况下，ASASSN-15 lh和未来发现的类似事件将构成对星系中非常大质量、休眠、旋转的超大质量黑洞的最直接探测。未来对X射线的监测可能使我们能够区分超新星和TDE假设。
2016-10-05 astro-ph.HE
The Extraplanar Type II Supernova ASASSN-14jb in the Nearby Edge-on Galaxy ESO 467-G051
我们提出了光学光度学和光谱的II型超新星ASASSN-14 jb，连同VLT MUSE IFU观测其宿主星系和星云相光谱。这个超新星位于附近的星系ESO 467-G 051（$z=0.006$）中，由超新星全天自动巡天（ASAS-SN）发现并跟踪。我们提出了LCOGTN $BVgri$和$Swift$ $w2m1w1ubv$光学和近紫外/光学光变曲线和几个在早期光球阶段的光谱。ASASSN-14 jb在ESO 467-G 051的恒星形成盘上方的$\sim 2$ kpc爆炸，ESO 467-G 051是一个边缘盘星系。从磁盘的大投影距离和未检测到任何H II区域在一个1.4 kpc半径的投影是在核心坍缩超新星祖先的标准环境相冲突，并建议可能的情况下，祖收到踢在一个二元相互作用。我们的分析产生了$D=25\pm 1$ Mpc，$M(^{56}Ni) = 0.0210 \pm 0.0025$ M $_\odot$，$E_{exp}\approx 0.25 \times 10^{51}$ ergs，$M_{ej}\approx 6$ M $_\odot$和祖先$R_* = 580 \pm 28$ R $_\odot$，这似乎与从SN光谱中得出的亚太阳金属丰度$0.3 \pm 0.1$ Z $_\odot$一致。星云光谱限制了$M_{prog} \simeq 10-12 $ M $_{\o…
2018-11-28 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
ASASSN-14ms:the Most Energetic Known Explosion of a Type Ibn Supernova and its Physical Origin
ASASSN-14 ms可能是迄今为止发现的最明亮的Ibn型超新星（SN~Ibn），其U带绝对星等超过-22.0等，在最大亮度附近的总辐射光度> 1.0 × 10 ^{44} erg/s。该SN的早期光谱特征为蓝色连续谱，其上叠加有He I的窄P~Cygni轮廓线，表明存在缓慢移动（~1000 km/s）的富He星周物质（CSM）。在达到最大亮度后的1- 2个月，He I谱线轮廓仅稍宽，蓝移速度为2000- 3000 km/s，这与CSM壳层被SN光和喷出物持续加速相一致。像大多数SNe~Ibn一样，ASASSN-14 ms的光变曲线显示出快速的峰后演化，在三个月内在V波段下降了~7等。这种快速的峰后衰减和高亮度可以用SN喷出物与0.9~ M_{\odot}的富氦CSM在~10^{15} cm距离处的相互作用来解释。ASASSN-14 ms附近的CSM估计起源于一个质量损失率为6.7 M_ \odot /yr（假设速度约为1000 km/s）的爆炸前事件，这与沃尔夫-拉叶晚期（WN 9 -11或Opfe）强烈喷出的丰富的He物质相一致。在检查了SNe~Ibn样品的光变曲线后，我们发现更明亮的样品往往具有更慢的峰后下降速率，这反映了所观察到的差异可能主要来自于大质量祖细胞周围CSM分布的差异。
2021-06-12 astro-ph.HE 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
SN 2016coi/ASASSN-16fp: An example of residual helium in a type Ic supernova?
介绍了Ic-4超新星（SN）2016 coi/ASASSN-16 fp在$\sim 2$至爆炸后$\sim450$天的光学观测结果，并分析了其物理性质。SN显示了与SNe Ic-3/4相关的宽线，但具有关键差异。早期光谱在$\sim 5400$能级处显示出强烈的吸收特征，这在同时期的其它SNe~Ic-3/4中是没有的。这一特征在文献中被认为是何我的。光谱建模的SN在早期的光球阶段表明存在残留的他在一个C/O为主的壳。然而，行为的He I线是不寻常的，与He丰富的SNe相比，表现出相对较低的速度和削弱，而不是加强随着时间的推移。发现SN在核心塌陷达到Lp $\sim 3\times10^{42}$ \ergs的热光度后上升到峰值$\sim 16$ d。包括星云时期在内的光谱模型表明，SN喷射出$2.5-4$ \msun \物质，$\sim 1.5$ \msun \低于5000 \kms，动能为$(4.5-7)\times10^{51}$ erg。爆炸合成了56 Ni的$\sim 0.14$ \msun。然而，E（B-V）宿主和距离存在显著的不确定性，这将影响Lp和MNi。SN 2016 coi在一个类似于大麦哲伦星云（LMC）的宿主中爆炸，并且远离恒星形成区。SN和宿主星系的性质表明，其前身星系具有PDMATHAMBMZ PDMATHAMBMT\的$M_\mathrm{ZAMS}$，…
2018-05-09 astro-ph.HE
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
ASASSN-15no: The Supernova that plays hide-and-seek
我们报告了我们对奇特的超新星ASASSN-15 no的后续活动的结果，基于光学数据，涵盖了其演化的约300天。最初的光谱显示一个纯粹的黑体连续。几天后，HeI 5876 A跃迁出现，具有P-Cygni轮廓，膨胀速度约为8700 km/s。在最大值后50天，光谱显示出在相互作用的超新星中常见的迹象。一个宽的（FWHM~8000 km/s）H α在最大值后的150天内变得更加突出，之后迅速下降。在这些阶段，H α开始显示出一个中间分量，它与蓝色伪连续体一起是喷出物开始与CSM相互作用的线索。在最新阶段的光谱看起来非常相似的带状包络SNe的星云光谱。早期部分（最大值后的前40天）的热辐射曲线，峰值在正常和超亮超新星之间的亮度中间，很好地再现了一个模型，其中的能量预算基本上是来自喷出物重组和56镍衰变。根据这个模型，我们推断出喷出物的质量Mej = 2.6 Msun;光球的初始半径R 0 = 2.1 × 10^14 cm;爆炸能量Eexpl = 0.8 × 10^51 erg。一种可能的情况是，在爆炸前几年，祖星失去了一个巨大的、扩展的贫氢壳层。壳层被超新星喷出物撞击、加热和加速。加速的壳层+喷出物迅速稀释，露出下面未受扰动的超新星光谱。在大爆炸前9 - 90年，外层喷出物开始与祖先系统丢失的贫H外部CSM相互作用。
2018-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2016coi (ASASSN-16fp): an energetic H-stripped core-collapse supernova from a massive stellar progenitor with large mass loss
我们对高能氢剥离的SN 2016 coi（也称为SN 2016 coi）进行了全面的观测和分析。ASASSN-16 fp），通过光学和无线电波长跨越$γ$射线，在爆炸后420天的第一个小时内获得$\sim$。我们的活动证实了他在SN喷出物中的识别，我们认为这是由镍到外部喷出物层的更大混合造成的。从广泛的热光变曲线的建模，我们得出一个大的喷出物的质量动能比（$M_{\rm{ej}}\sim 4-7\,\rm{M_{\odot}}$，$E_{\rm{k}}\sim 7-8\times 10^{51}\,\rm{erg}$）。在我们的后期光谱中观察到的小的[ \ion{Ca}{ii} ] \lam \lam 7291，7324与[ \ion{O}{i} ] \lam \lam 6300，6364的比率（$\sim$ 0.2）暗示了在坍缩时有一个大的祖核质量。我们发现SN 2016 coi是一个X射线（$L_{X}>10^{39}\,\rm{erg\,s^{-1}}$在爆炸后的第一个$\sim100$天）和无线电发射（$L_{8.5\,GHz}\sim7\times 10^{27}\,\rm{erg\,s^{-1}Hz^{-1}}$在峰值）的发光源。这些值与相对论SNe的值一致（2009 bb，2012 ap）。然而，对于SN 2016 coi，我们推断爆炸前的原始质量损失率为$\dot …
2019-07-19 astro-ph.HE
Measuring an off-Center Detonation through Infrared Line Profiles: The peculiar Type Ia Supernova SN~2020qxp/ASASSN-20jq
本文介绍并分析了凯克天文台用NIRES获得的Ia型超新星SN~ 2020 qxp/ASASSN-20 jq在B波段极大值后191天的近红外光谱。该光谱由许多广泛的发射特征主导，包括1.644 μ处的[FeII]，该特征高度不对称，顶部倾斜，峰值红移约2，000 km/s。与2-D非LTE合成光谱计算从3-D模拟的偏离中心延迟爆轰质量的白矮星（WD）模型相比，我们发现观察到的线和合成的配置文件之间的良好的协议，并能够解开祖的信封的结构。研究发现，[Fe II] 1. 644 μ截面（速度空间）的大小和倾斜度是确定偏离中心的延迟爆轰转捩（DDT）位置和视角的有效方法，这需要具有高中心密度~ 4 E9 $g/cm^3$的WD。我们还初步确定了一个稳定的镍功能约1.9亩的特点是一个'锅肚'的配置文件，是稍微偏移相对于运动中心。在SN~ 2020 qxp/ASASSN-20 jq的情况下，我们估计DDT的位置偏离中心约0.3M（WD），这导致了底层喷出物的不对称分布。我们还表明，低光度和高密度WD SNIa祖细胞表现出非常强的重叠的Ca和56 Ni在物理空间。这导致形成普遍的[Ca II] 0.73 μ发射特征，该特征对不对称效应敏感。我们的研究结果进行了讨论的背景下，替代方案，包括偏离中心的C/O爆炸，在他触发的亚M（Ch）-WD和两个WD的直接碰撞。Gemini/Keck/VLT/ELT…
2021-09-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Diversity of Transients from Magnetar Birth
强磁化、快速旋转的中子星是长时间伽马射线暴（LGRB）和贫氢超亮超新星（SLSNe-I）的核心引擎。典型的（~分钟长）LGRB的模型调用磁星具有高偶极磁场（Bd > 1 e15 G）和短的自旋下降时间，而SLSNe-I的模型调用中子星具有较弱的磁场和较长的自旋下降时间。在这里，我们确定了一个过渡区的空间中的Bd和诞生期的磁星可以电源都长GRB和发光SN。特别是，我们表明，2毫秒周期的磁星与自旋下降时间为1 e4秒可以解释超长GRB 111209和它的相关发光SN 2011 kl的观测。对于具有较长自旋时间的磁星，我们预测甚至更长的持续时间（~ 1 e6 s）GRB和更明亮的超新星，这种相关性延伸到Swift J2058+05（通常被解释为潮汐破裂事件）。我们进一步表明，以前的估计的最大旋转能量的原磁星是过于保守和能量高达Emax ~1- 2 e53 erg是可能的。因此，磁星模型可以轻松地适应最近最明亮的超新星ASASSN-15 lh所带来的极端能量需求。脉冲星风星云为ASASSN-15 lh提供动力，其高电离通量可能会在未来几个月内导致“电离爆发”X射线爆发，这将伴随着光谱的突然变化。最后，我们简要对比毫秒磁星和黑洞模型SLSNe和超长GRB。
2015-08-11 astro-ph.HE
A Core-Collapse Supernova Model for the Extremely Luminous Type Ic Supernova 2007bi: An Alternative to the Pair-Instability Supernova Model
我们提出了一个非常明亮的Ic型超新星2007 bi的核心坍缩超新星模型。通过流体动力学、核合成和辐射输运的数值计算，我们发现SN 2007 bi与43 Msun的碳和氧核心的核心坍缩超新星爆炸是一致的，该核心是从一个主序质量为100 Msun、金属丰度为Z = Zsun/200的祖星演化中获得的，其氢和氦包层是人工剥离的。模型的喷出物质量和喷出物动能分别为40 Msun和3.6*10^{52} erg。喷射出的56 Ni质量高达6.1 Msun，这是大爆炸能量的爆炸核合成的结果。我们还证实SN 2007 bi与最近声称的对不稳定超新星模型一致。我们发现，早期的光变曲线数据可以区分这种发光超新星的模型。
2010-06-08 astro-ph.HE
A nearby superluminous supernova with a long pre-maximum 'plateau' and strong CII features
超亮超新星（英语：Super-luminous supernovae，SLSNe）是一种罕见的事件，被定义为比正常的恒星爆炸更明亮。实现这样的亮度所需的额外动力来源仍然不清楚。本地宇宙（即$z<0.1$）中的发现很少，但提供了密集的多波长观测。因此，额外的低红移天体非常有价值。本文介绍了ASASSN-18 km/SN~ 2018 bsz Ⅰ型SLSN的早期观测结果。这些数据被用来解释事件，并与文献SLSNe和光谱模型进行比较。还分析了宿主星系的性质。分析了光学和近红外光度法和光谱法。早期的ATLAS光度学被用来约束上升光曲线。我们确定了一些光谱特征的光波长光谱，并跟踪其时间演变。最后，我们使用档案主机星系测光与HII区光谱一起约束主机环境。ASASSN-18 km/SN~ 2018 bsz被发现是一个红移为0.0267（111 Mpc）的星系中的I型SLSN，是迄今为止发现的红移最低的事件。在光谱中识别出强CII线。通过爆炸沃尔夫-拉叶母星和注入磁星电源产生的光谱模型在性质上与ASASSN-18 km/SN~ 2018 bsz相似，与大多数SLSNe-I显示弱或不存在的CII线相反。ASASSN-18 km/SN~ 2018 bsz显示$>$有一个长的、缓慢上升的红色“高原”，持续了26天，之后会有一个更陡、更快的上升到最大值。它的绝对星等为-19.8等（$r$），质量为M $_{…
2018-09-21 astro-ph.HE
Six Months of Multi-Wavelength Follow-up of the Tidal Disruption Candidate ASASSN-14li and Implied TDE Rates from ASAS-SN
我们目前的候选潮汐中断事件（TDE）ASASSN-14里，发现在PGC 043234（$d\simeq90$ Mpc）的中心的超新星全天空自动巡天（ASAS-SN）的地基和雨燕光度和光谱观测。该源的峰值辐射热光度为$L\simeq10^{44}$尔格的$^{-1}$，在$\sim6$月的观测中辐射的总积分能量为$E\simeq7\times10^{50}$尔格。光源的UV/光发射与温度大致恒定为$T\sim35,000$ K的黑体很好地拟合，而亮度在这段时间内下降了大约16倍。光学/UV光度下降与指数下降（$L\propto e^{-t/t_0}$）和$t_0\simeq60$天数大致一致。ASASSN-14 li也显示出软X射线发射，其亮度与光学和紫外线发射相当，但下降速度较慢，现在X射线发射占主导地位。源的光谱显示宽的巴耳末线和氦线的发射，以及在所有时期的强蓝色连续发射。我们使用ASASSN-14 li和ASASSN-14 ae的发现来估计ASAS-SN所暗示的TDE率，发现每个星系的平均率为$r \simeq 4.1 \times 10^{-5}~{\rm yr}^{-1}$，90%置信区间为每个星系的$(2.2 - 17.0) \times 10^{-5}~{\rm yr}^{-1}$。ASAS-SN在2014年发现每70颗Ia型超新星大约有1颗TDE，这一比例远远高于其他…
2016-01-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Most Luminous Supernovae
最近的观测揭示了极其明亮的超新星的惊人多样性，似乎辐射能量无限制地增加。我们在这里考虑现有模型可以为非相对论性、各向同性恒星爆炸提供峰值亮度和总辐射能量的物理限制。最明亮的超新星是由亚毫秒磁星驱动的I型爆炸。这样的模型可以达到$\rm 2\times10^{46}\ erg\ s^{-1}$的峰值亮度，并且辐射$\rm 4 \times10^{52}\ erg$的总能量。其他不太明亮的模型也被探索，包括在红超巨星，脉动对不稳定超新星和对不稳定超新星的瞬时高能爆炸。给出了每种情况下的近似解析表达式和极限。不包括磁星，最亮的模型的峰值亮度接近$\rm 1\times10^{44}\ erg\ s^{-1}$。总辐射功率的相应限值为$\rm3 \times 10^{51}\ erg$（I型）和$\rm1 \times 10^{51}\ erg$（II型）。最近的瞬态事件，ASASSN-15 lh的磁星为基础的模型提出的应变，但不超过该模型可以提供的限制。
2016-03-13 astro-ph.HE
A very luminous magnetar-powered supernova associated with an ultra-long gamma-ray burst
最近有人提出了一类新的超长持续时间（> 10，000 s）伽马射线暴。它们可能起源于半径比正常长伽马射线暴大得多的恒星爆炸，或者起源于恒星的潮汐破裂。迄今为止，还没有明确的超新星与超长伽马射线暴联系在一起。在这里，我们报告了一颗超新星（2011kl）与超长持续时间爆发111209A有关，z=0.677。这颗超新星的亮度是与长伽马射线暴相关的Ic型超新星的3倍多，其光谱也明显不同。连续光谱的斜率类似于超亮超新星的斜率，但延伸到静止坐标系的紫外线，意味着金属含量较低。光变曲线的演化比超亮超新星快得多。高光度和低金属线不透明度的组合不能与典型的Ic型超新星相协调，但可以通过一个模型来重现，其中强磁化的中子星（磁星）注入了额外的能量，这也被认为是超亮超新星的解释。
2015-09-10 astro-ph.HE
Powering luminous core collapse supernovae with jets
我检查最近的配件发光超新星（LSNe）与额外的能源磁星和氦燃烧，发现在这些LSNe的拟合参数有一些问题。在某些LSNe中，这两种能源的总能量大于拟合产生的喷出物的动能。在另一些LSNe中，延迟中微子爆炸机制和这两个额外源的总能量小于拟合产生的动能。这些困难表明，就像早期声称的喷流为超亮超新星（SLSNe）提供动力一样，喷流也为不那么明亮的LSNe提供动力。磁星也可以提供能量。然而，在大多数情况下，在爆炸期间和可能的后期，喷流比磁星提供更多的能量。我加强了早先的主张，即磁星诞生时发射的喷流不能被忽视。我解释的最大上升时间的趋势，对于给定的光度的氢缺乏核心坍缩超新星（CCSNe），特别是LSNe和SLSNe，与玩具模型的喷气机，是活跃的很长一段时间后爆炸。
2022-07-18 astro-ph.HE
ASASSN-16oh: A nova outburst with no mass ejection -- A new type of supersoft X-ray source in old populations
ASASSN-16 oh是小麦哲伦云场中一个特殊的瞬态超软X射线源。Maccarone等人（2019）得出结论，ASASSN-16 oh是第一颗具有超软X射线的矮新星，起源于白矮星（WD）上的赤道吸积带。Hillman等人（2019）提出了一种热核失控模型，即X射线和$V$ / $I$光子都是从热WD中发射出来的。我们计算了与Hillman等人相同的参数模型。他们发现，他们操纵开/关的质量吸积，和他们的最佳拟合$V$光变曲线是6 mag昏暗，衰减约10倍慢，比ASASSN-16 oh。我们提出了一个由矮新星爆发期间高速率的质量吸积引起的新星模型，即，X射线源自氢燃烧WD的表面，而$V/I$光子来自被照射的磁盘。我们的模型解释了ASASSN-16 oh的主要观测性质。我们还获得了热核失控模型，没有质量喷射的WD质量和质量吸积率，包括自然和强迫新星在低金属环境中的$Z=0.001$和$Z=0.0001$的参数范围很广。它们是一种新型的周期性超软X射线源，没有质量喷射，如果它们有一个大的磁盘，也是一个明亮的瞬态$V$ / $I$带。我们认为这些天体是Ia型超新星祖先的候选者，因为它的质量以非常高的效率$(\sim 100 \%)$增加。
2020-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Luminous Supernovae: Unveiling a Population Between Superluminous and Normal Core-collapse Supernovae
剥离包层的核心坍缩超新星可以分为两大类：常见的Ib/c型超新星（SNe Ib/c），由$^{56}$ Ni的放射性衰变提供动力，以及罕见的超亮超新星（SLSNe），最有可能由磁星中央引擎的自旋下降提供动力。到目前为止，这两个群体之间的中间政权仍然大多未被探索。在这里，我们提出了一个全面的研究40 \textit{luminous supernovae}（LSNe），SNe的峰值幅度为$M_r = -19$到$-20$ mag，由SLSNe的亮端和暗端的SNe Ib/c的约束。在光谱上，LSNe似乎形成Ic型SNe和SLSNe之间的连续体。考虑到它们的中间性质，我们使用组合的磁星加放射性衰变模型模拟所有LSNe的光变曲线，发现它们确实是中间的，不仅在它们的峰值亮度和光谱方面，而且在它们的上升时间，电源和物理参数方面。我们将LSNe细分为不同的组，这些组要么像SNe Ib/c那样快速发展，要么像SLSNe那样缓慢发展，并且似乎分别是放射性或磁星供电的。我们的研究结果表明，LSNe是由过度丰富的生产$^{56}$镍或弱磁星引擎，并可能作为两个人口之间的缺失环节。
2022-04-18 astro-ph.HE
The Energy Sources of Double-peaked superluminous supernova PS1-12cil and luminous supernova SN 2012aa
本文对超亮超新星PS1- 12 aa和发光超新星SN 2012 aa的光变曲线（LC）的能量库进行了研究。这两个SNe的多波段和测辐射热LC在主峰之后显示出不寻常的次级凸起。双峰LC不能用任何简单的能源模型来解释（例如，$^{56}$ Ni级联衰变模型、磁星自旋下降模型和喷出物-星周介质相互作用模型）。因此，我们分别采用$^{56}$ Ni+喷射物-星周介质相互作用（CSI）模型、磁星+CSI模型和双CSI模型对它们的热测量LC进行拟合，发现这两种SNe都可以用双CSI模型和磁星+CSI模型来解释。在此基础上，计算了母星抛射出壳层的时间：如果母星由CSI双抛射壳层提供动力，则内壳层和外壳层可能分别在SNe爆炸前$\sim 0.2-3.6$和$\sim 2-25$年被抛射出壳层;如果母星由磁星和CSI双抛射壳层提供动力，则母星抛射出壳层的时间比SNe爆炸前提前$\sim 2-20$年。
2020-01-26 astro-ph.HE
Analytical Light Curve Models of Super-Luminous Supernovae: chi^2-Minimizations of Parameter Fits
我们提出了适合的广义半解析超新星（SN）光变曲线（LC）模型的各种功率输入，包括Ni-56和Co-56放射性衰变，磁星自旋下降，以及由于超新星喷出物-拱星物质（CSM）相互作用的正向和反向冲击加热。我们将我们的模型应用到观测到的LCs的富氢超亮超新星（SLSN-II）SN 2006 gy，SN 2006 tf，SN 2008 am，SN 2008 es，CSS 100217，H-贫SLSN-I SN 2005 ap，SCP 06 F6，SN 2007 bi，SN 2010 gx和SN 2010 kd以及相互作用SN 2008 iy和PTF 09 uj。我们的目标是确定这些异常事件的LC的主导机制以及每种情况下所涉及的物理条件。我们还提出了一个比较我们的半分析结果与最近的结果从数值辐射流体动力学计算的特殊情况下，SN 2006 gy，以探索我们的模型的优点和缺点。我们发现，CS冲击加热所产生的喷出物CSM相互作用提供了一个更好的适合我们研究的大多数事件的LC。我们讨论了超新星喷出物与缺氢CSM碰撞的可能性，解释了一些缺氢SLSNe（SLSN-I），并可能是一个合理的解释SN 2007 bi的爆炸机制，对不稳定超新星（PISN）的候选人。我们的特点和讨论的问题参数退化。
2013-06-18 astro-ph.HE
A Unified Energy-Reservoir Model Containing Contributions from $^{56}$Ni and Neutron Stars and Its Implication to Luminous Type Ic Supernovae
大多数Ic型核心坍缩超新星（CCSNe）产生$^{56}$ Ni和中子星（NS）或黑洞（BH）。新生超新星的偶极辐射在解释任何带的峰值绝对星等$M_{\rm peak}$为$\gtrsim -19.5$ ~mag的超新星（SNe）时通常被忽略，而$^{56}$ Ni在解释大多数任何带的$M_{\rm peak}$为$\lesssim -21$ ~mag的Ic型超亮超新星（SLSNe Ic）时可以忽略，因为磁星（高度磁化的NS）的光度可以超过中等量的$^{56}$ Ni。然而，对于$-21 \lesssim M_{\rm peak}\lesssim -19.5$ ~mag的发光SNe Ic，如果不进行认真的建模，就不能忽略$^{56}$ Ni和NS的贡献，因为它们不是SLSNe，并且$^{56}$ Ni的质量可能高达$\sim 0.5 M_{\odot}$。在本文中，我们提出了一个统一的模型，包含从$^{56}$ Ni和新生NS的贡献。我们选择了三个发光的SNe Ic-BL，SN~ 2010 ay，SN~ 2006 nx和SN~14475，并表明，如果这些SNe由$^{56}$ Ni供电，则$M_{\rm Ni}$与$M_{\rm ej}$的比率是不现实的。另外，我们调用磁星模型和混合（$^{56}$ Ni + NS）模型，并发现它们可以拟合的观测，表明我们的模型是有效的和必要的发光…
2015-04-18 astro-ph.HE
Super-luminous X-ray Emission from the Interaction of Supernova Ejecta with Dense Circumstellar Shells
对于由动能转化为辐射的超新星供电，由于与致密的拱壳的喷出物的相互作用，我们表明，可能有X射线类似物的光学超亮SNe具有可比的光度和能量。我们认为X射线发射的前冲击SNe喷出物碰撞到一个光学薄的CSM壳，推导出简单的表达式作为拱壳特性的函数的X射线光度，并讨论了不同的制度，在其中的冲击将是辐射或绝热的，以及是否发射将占主导地位的自由辐射或线冷却。我们发现，即使在正常超新星爆炸能量为10^51 erg的情况下，也存在CSM壳层结构，它可以将大部分爆炸能量释放为X射线，产生未吸收的X射线亮度，接近10^44 erg/s的事件持续几个月，甚至10^45 erg/s的闪光持续几天。虽然星周壳层的大柱密度可以吸收来自初始冲击的大部分通量，但最明亮的事件产生的硬X射线不太容易被光电吸收，并且可以通过完全电离中间物质来抵消这种损失。无论如何，一旦冲击波穿过整个星周壳层，观测者就可以获得完整的光度。
2013-03-27 astro-ph.HE
Modeling the Light Curves of the Luminous Type Ic Supernova 2007D
SN~ 2007 D是一颗近距离（红移$z = 0.023146$）的明亮Ic型超新星（SN），具有窄的光变曲线（LC）和高的峰值光度。先前的研究假设它是由$^{56}$ Ni级联衰变提供动力的，这表明推断的$^{56}$ Ni质量和喷出物质量分别为$\sim 1.5$ M $_{\odot}$和$\sim 3.5$ M $_{\odot}$。本文采用多带LC模型模拟SN~ 2007 D的$R$带LC和$V-R$带色演化，研究其可能的能量来源。我们发现，纯$^{56}$ Ni模型是不可取的，SN~ 2007 D的多带LC可以由一个初始旋转周期$P_{0}$和磁场强度$B_p$分别为$7.28_{-0.21}^{+0.21}$（或$9.00_{-0.42}^{+0.32}$）ms和$3.10_{-0.35}^{+0.36}\times 10^{14}$（或$2.81_{-0.44}^{+0.43}\times 10^{14}$）G的磁星再现。通过比较SN~ 2007 D和某些超发光SN（SLSNe）的光谱，我们发现它可能是一个发光SN，类似于几个发光的“间隙填充物”光学瞬变，连接着普通SN和SLSNe，而不是一个真正的SLSN。
2019-04-13 astro-ph.HE
Radio Emission from Embryonic Super-Luminous Supernova Remnants
人们普遍认为，I型超亮超新星（SLSNe-I）是由强大的中央发动机驱动的，在大质量祖星的核心坍缩后持续注入能量。其中一个流行的假设是，隐藏的引擎是快速旋转的磁场为$B\sim{10}^{13}-{10}^{15}$ G的恒星。Murase，Kashiyama & Meszaros（2016）表明，新生脉冲星风星云中非热电子-正电子对的准稳态无线电/亚毫米波发射可以用作这种脉冲星驱动的超新星（SNe）的对应物。在这项工作中，专注于新生SLSN-I残留物，我们研究的限制，可以放置无线电发射。我们表明，阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）可以检测到的射电星云从SNe在$D_{\rm L} \sim 1 \ \rm Gpc$在爆炸后的几年，而Jansky甚大阵列（VLA）也可以检测到在几十年的对口。建议的射电跟踪观测可以解决脉冲星驱动SN模型中光学/紫外光变曲线的参数简并，也可以为我们提供线索，年轻中子星的SLSNe-I和快速射电暴的情况。
2017-10-18 astro-ph.HE
iPTF16asu: A Luminous, Rapidly-Evolving, and High-Velocity Supernova
广泛的调查发现了越来越多的罕见瞬变现象，其物理起源尚未得到很好的理解。在这里，我们提出了光学和紫外数据和分析iPTF 16 asu，一个发光的，快速发展的，高速，剥离信封超新星。静止帧上升时间仅为4天，峰值绝对星等为$M_{\rm g}=-20.4$ mag，iPTF 16 asu的光变曲线比以前的快速瞬变更快，更明亮。iPTF 16 asu的光谱在峰值附近显示出无特征的蓝色连续谱，其在下降时发展成Ic-BL型光谱。我们表明，虽然后期光变曲线似乎可以由$^{56}$ Ni衰变提供动力，但早期发射需要不同的能量源。X射线和射电中的未探测强烈地限制了任何相关的伽马射线暴是低光度的。我们认为，早期的发射可能是由一个快速自旋的磁星，或由冲击爆发在一个非常活跃的爆炸扩展信封。在这两种情况下，都需要一个中央引擎，使iPTF 16 asu成为超亮超新星、Ic-BL型超新星和低能伽马射线暴之间有趣的过渡天体。
2018-01-09 astro-ph.HE
Search for gamma-ray emission from super-luminous supernovae with the Fermi-LAT
我们提出了第一个个人和堆叠系统搜索$γ$射线的GeV波段的{ \it费米}大面积望远镜（LAT），在45个超亮超新星（SLSNe）的方向。没有多余的\gam射线从SLSN的位置被发现。我们报告$γ$ -射线光度上限，并讨论这些结果的SLSNe的起源，特别是在中央紧凑的对象辅助SNe的情况下的含义。从堆叠搜索，我们推导出一个上限在95\%的置信水平（CL）的$γ$ -射线光度（600 MeV以上）$L_γ<9.1\times10^{41}$ \，erg\，s $^{-1}$为一个假设的$E^{-2}$光子光谱，为我们的全部SLSN样本。我们得出结论，具有毫秒自转周期{ $P\lesssim 2\,$ ms和$B\sim10^{12-13}\,$ G}的中子星的诞生率一定低于观测到的SLSNe的诞生率。在单个光源上获得的亮度极限也是有限制的：特别是，SN 2013 fc、CSS 140222、SN 2010 kd和PTF 12 dam只有在$B\lesssim 10^{13}\,$ G.
2018-01-24 astro-ph.HE
