Numerical Modeling of the Early Light Curves of Type IIP Supernovae
IIP型超新星（SN IIP）的早期爆发为研究其前身星的性质提供了重要信息。这反过来又可以与爆炸前的成像限制和恒星模型进行比较，以更完整地了解大质量恒星如何演化和结束生命。使用超新星爆炸代码（SNEC），我们对SNe IIP的前40天进行了建模，以更好地了解从其早期光变曲线可以得出哪些限制。我们使用两套红超巨星的祖先模型与零年龄的主要序列质量在9 Msol和20 Msol之间的范围。我们发现，光变曲线的早期属性最敏感地依赖于祖先的半径，从而提供了g带的上升时间和爆炸时的半径之间的关系。这种关系将是有用的，从未来的观察，特别是在整个上升的详细建模是不切实际的情况下，对祖细胞的约束。与观测到的上升时间相比，我们发现的半径比以前的半解析推导结果大了几倍，并且通常与当前恒星演化计算结果更一致。
2016-03-28 astro-ph.HE
A Model for Type-IIP Supernovae with Medium Recombination Approximation
本研究提出采用介质复合近似的IIP型超新星新光变曲线模型，结合爱丁顿边界条件计算热光度，引入复合波速度新近似，解决了此前慢复合近似的初始峰问题，模型光变曲线与观测拟合良好。
2023-08-29 astro-ph.HE
Does energy of type IIP supernovae depends on stellar mass?
用氧偶线[O I] 6300，6364 π测量了9颗IIP型超新星（SN~IIP）星云期中心区的氧密度。结合两个可用的估计值，这些数据表明第300天的氧密度分布在相当窄的范围$(2.3\pm1)\times10^9$ cm $^{-3}$内。结果不依赖于距离、消光或模型假设。我们发现，密度分布表明SN~IIP的爆炸能量随着恒星质量的增加而增加。
2014-03-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long term behaviour of a Type IIP supernova SN 2004dj in the radio bands
本文介绍了距离我们最近、最亮的IIP型超新星SN\，2004 dj在距离我们$\sim$ 3.5 Mpc的NGC 2403星系中爆炸的射电观测和模型。我们的观测跨越了0.24 - 43 GHz和$\sim 1$天到12年的发现以来的宽频率和时间范围。我们用同步辐射模拟了射电光变曲线和光谱。我们估计，在风速为10 km\，s的情况下，这颗祖星的质量损失率为$\dot{M}$ $\sim$ 1 $\times$ 10 $^{-6}$ M $_{\odot}\, \rm yr^{-1}$ $^{-1}$。我们计算的无线电频谱指数使用1.06，1.40，5.00和8.46 GHz的通量密度测量在多个历元。我们见证了陡峭的频谱指数值为一个延长的时期，主要是在较高的频率。我们解释这是一个签名的电子冷却发生在超新星的平台阶段的超新星冲击。我们估计了逆康普顿冷却和同步辐射冷却的冷却时间尺度，发现逆康普顿冷却是主要的冷却过程。
2018-08-01 astro-ph.HE
Type IIP supernova SN 2016X in radio frequencies
内容：核心坍缩超新星（SNe）的射电辐射研究探索了喷出物与星周介质（CSM）的相互作用，并揭示了祖先质量损失历史的细节。目的：我们报告了IIP型超新星SN\，2016 X在平台阶段的观测结果，年龄在21到75天之间，用卡尔G。Jansky Very Large Array（VLA）射电天文台研究方法：我们将无线电光谱模拟为自吸收同步辐射，并描述了冲击波和前身的质量损失率。我们还结合我们的结果与以前报道的X射线观测，以验证能量均分假设。结果：该超新星的激波性质与其它类型的IIP超新星相当。冲击波根据具有$m=0.76 \pm 0.08$的自相似定律$R \propto t^m$膨胀，这与常数膨胀明显不同。在我们的观测期间，相应的激波速度约为10700 - 8000 km/s $^{-1}$。假设风速为10 km s $^{-1}$，则原始体的恒定质量损失率为$\dot{M}=$（7.8 $\pm$ 0.9）\，$\times 10^{-7} α^{-8/19} (ε_B/0.1)^{-1} M_{\odot}$ yr $^{-1}$。我们观察到光谱陡峭的光学薄制度在早期的时代，我们表明，它是由电子冷却通过逆康普顿效应。我们表明，冲击波的特点是由一个适度的偏离能量均分的一个因素的$ε_e / ε_B \approx 28$，是第二类IIP超新星，显示这样的功能。
2022-05-23 astro-ph.HE
Early-Time Ultraviolet Spectroscopy and Optical Follow-up Observations of the Type IIP Supernova 2021yja
我们提出了三个时代的早期紫外（UV）和光学HST/STIS光谱的年轻，附近的IIP型超新星（SN）2021 yja。我们补充的HST数据与两个早期时代的雨燕UVOT光谱。HST和Swift UVOT光谱与其他研究充分的IIP型超新星（SNe）的光谱一致。UV光谱在早期表现出快速冷却，而在光学中观察到的变化不那么剧烈。我们还提出了舔/KAIT光学测光的晚时间尾阶段，表现出一个非常长的平台和浅下降相比，其他SNe IIP。我们的模型的紫外光谱与TARDIS辐射传输代码产生了一个很好的适合高速爆炸，低总消光$E(B-V) = 0.07$马格，和太阳下的金属丰度。我们没有发现一个显着的贡献，从一个额外的热源，如与拱星介质的相互作用，与所观察到的平坦高原的紫外线通量。此外，Mg II $λ$ 2798谱线的速度宽度与氢的巴耳末谱线的速度宽度相当，这表明紫外线发射被限制在接近光球层的区域。
2022-07-25 astro-ph.HE
Supernova 2013by: A Type IIL Supernova with a IIP-like light curve drop
我们提出了多波段紫外和光学光变曲线，以及可见光波长和近红外光谱的II型线性（IIL）超新星（SN）2013。我们发现，SN 2013by和文献中的其他SNe IIL，在最大值后开始的线性下降阶段之后，具有与II型高原（IIP）超新星相似的急剧光变曲线下降。这种光变曲线特征在其他SNe IIL中很少被观察到，这是由于它们的相对罕见性和光变曲线的这个特定相位的内在模糊性。我们认为，这种下降的存在可以作为一个物理参数来区分SNe II的亚类，而不是他们的光曲线下降率后不久，峰值。通过对SN 2013的光谱进行仔细检查，发现了不对称的谱线轮廓和高速氢的特征。SN 2013by后期（爆炸后不到90天）的近红外光谱显示出氧谱线，表明喷出物内部有明显的混合。根据后期的光变曲线，我们估计在爆炸过程中合成了0.029太阳质量的56 Ni。它还表明，V波段光变曲线的斜率是负责部分散射的光度（V星等50天后爆炸）与56Ni的关系。我们对SN 2013by和其他SNe IIL在星云相开始时的观测表明，它们的祖先与SNe IIP的祖先相似。
2015-01-29 astro-ph.HE
The optical photometric and spectroscopic investigation of Type IIP supernova 2012A
超新星2012A于2012年1月7.39UT在附近的星系NGC 3239中被发现，未过滤的星等为14.6，光谱分类为IIP型事件。在这里，我们提出的光学光度和光谱的后续事件在14天至130天后爆炸。
2013-04-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
AT 2024ahzi: A Type IIP Supernova Discovered by the LSST Commissioning Camera
Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（天体物理中心）；Michigan State University（密歇根州立大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（计算天体物理中心，平顿研究所）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所 DARK 中心）；INAF（意大利国家天体物理研究所）
利用ComCam和DECam数据，将AT 2024ahzi分类为I型II超新星，并通过多波段光变曲线分析限制其前身、爆炸动力学和周围环境。
2026-02-27 astro-ph.HE
First day of type IIP supernova SN 2013fs: H$α$ from preshock accelerated gas
我探讨了在激波爆发后10.3h拍摄的光谱中，来自IIP型超新星SN 2013 fs周围的拱星壳层的H $α$发射的不对称性的起源。一个球形模型的H $α$发射的CS壳，考虑到由超新星辐射的震前气体加速允许我们成功地再现\ha H $α$配置文件。负责H $α$不对称的主要因素是加速CS震前气体（$\sim 3000$ \，km s $^{-1}$）的高速度和低H $α$ Sobolev光学深度与H $α$发射的光球掩星相结合。
2020-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Lack of X-ray Bright Type IIP Supernovae
IIP型超新星（SNe）可能起源于红超巨星（RSG）。这些恒星观测到的质量损失率超过两个数量级，从$< 10^{-6}$太阳质量yr $^{-1}$到几乎$ 10^{-4} $太阳质量yr $^{-1}$。来自至少一些IIP的热韧致辐射X射线发射应反映高质量损失率的较大端。奇怪的是，在X射线光度大到足以表明质量损失率大于约$ 10^{-5} $太阳质量/年$^{-1}$的地方，看不到IIP SNe。我们调查，如果这可能是由于吸收的X射线发射。在仔细研究了所有的各个方面之后，我们得出结论，吸收不会大到足以阻止我们检测到来自高质量损失率IIP的X射线发射。这使我们得出这样的结论：IIP型祖先的质量损失率可能存在一个上限，即$\sim 10^{-5} $太阳质量yr $^{-1}$，因此，爆发形成IIP型的RSG的光度也可能存在一个上限。这又暗示了IIP型SN的前身质量的上限是$\leq 19 $太阳质量。这一极限接近于直接探测IIP祖细胞所得到的极限，也接近于最近的恒星演化计算所提出的极限。虽然统计数据需要改进，但目前的许多指标支持这样的观点，即$\sim 19 $太阳质量以上的RSG不会爆炸形成IIP SNe型。
2014-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2015ba: A type IIP supernova with a long plateau
我们目前的光学测光和光谱从爆炸后约一个星期到$\sim$ 272 d的一个非典型的IIP型超新星，SN 2015 ba，在边缘上的星系IC 1029爆炸。SN 2015 ba是一个V波段绝对星等为-17.1 $\pm$ 0.2等的亮事件，爆发后50 d有一个长达$\sim$ 123 d的长平台期。用膨胀光球和标准烛光法估计到SN的距离为34.8 $\pm$ 0.7 Mpc。在SN 2015 ba的后平台相位谱中观察到随时间恒定的高速H-Balmer分量，这表明在这些相位中星周相互作用可能起作用。流体动力学模型和分析模型都表明SN 2015 ba的巨大前身，爆炸前质量为24-26 M $_\odot$。然而，SN 2015 ba的星云光谱显示出微不足道的氧含量，这是一个大质量的祖先。这可能是暗示的O-核心质量和零年龄的前超新星恒星的主序质量和/或不确定性之间的非单调联系在混合的情况下，在超新星的喷出物。
2018-06-14 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
Disparity between Hα and Hβ in SN 2008in: inhomogeneous external layers of type IIP supernovae?
研究了SN 2008的早期光谱中Hα和Hβ的不一致性。问题是，这些线不能在具有光滑密度分布的球对称模型中同时描述。它示出的一个cluberous结构的外层的信封的假设解决了这个问题。我们得到了非均匀带内边界的速度（\approx 6100 km s^{-1}）、非均匀填充因子（\leq 0.5）和非均匀层质量（~ 0.03 M_{\odot}）的估计值。Hα早期谱中的通量涨落幅度（ΔF/F ~ 10^{-2}）对不均匀性的大小（\leq 200 km s^{-1}）施加了限制。对IIP型超新星早期Hα波动的探测可能成为对其包层不均匀结构的观测检验。我们还提出了外层团块结构的间接检验：研究由激波爆发引起的初始辐射爆发的性质。IIP型超新星外层的不均匀结构可能是前超新星红超巨星外层对流层密度扰动和密度反转的结果。
2013-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Origin of broad He II 4686Å emission in early spectra of type IIP supernovae
针对SN 2020jfo早期光谱中的宽He II 4686Å发射，研究提出正向激波热气体中致密碎片模型，并通过氦氢电离激发计算解释其光度、线强比和光学厚度。
2024-02-28 astro-ph.HE
Exploring the effect of mixing in Low-Luminosity Type IIp Supernovae by modeling SN 2024abfl
Purdue University（普渡大学）
研究通过对SN 2024abfl建模，利用含MESA和STELLA的定制管道，探讨低光度IIp型超新星喷射物质混合受抑制与平台期后光度急剧下降的关系，为了解其与典型IIp型超新星差异提供新思路。
2026-07-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2024abfl: A Low-Luminosity Type IIP Supernova in NGC 2146 from a Low-Mass Red Supergiant Progenitor
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Physics and Astronomy, China West Normal University（西华师范大学物理与电子工程学院）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与空间科学学院前沿天文研究所）；School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理与天文学系）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area, Sun Yat-sen University（中山大学粤港澳大湾区宇宙科学中心）；Dipartimento di Fisica, Università di Napoli “Federico II”（那不勒斯费德里科二世大学物理系）
SN 2024abfl是来自低质量红超巨星前身的低光度IIP型超新星，其特征包括低平台光度、长平台持续时间及较低的抛射物速度。
2026-02-04 astro-ph.HE
A simple model of time-dependent ionization in Type IIP supernova envelopes
我们提出了一个典型的IIP型超新星在平台阶段的大气条件下的氢原子的模型动力学系统（两个级别加上连续）。尽管这个系统很简单，但它真实地描述了整个系统的基本特性。分析表明，电离“冻结”效应总是在很大的时间表现出来。本文给出了在给定条件下，任意时刻系统统计平衡的一个简单判据。结果表明，如果系统在早期处于非平衡态，则电离的时间依赖效应必然存在。我们也推广这个标准的情况下，任意的多层系统。我们讨论了各种因素的影响强度的时间依赖性的影响在光球阶段的超新星爆炸的动力学。
2019-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2021wvw: A core-collapse supernova at the sub-luminous, slower, and shorter end of Type IIPs
本文报道了核心坍缩超新星SN 2021wvw的多波段观测与建模，揭示其短平台、低光度、低速度等独特性质，并确定其前身星为致密低金属丰度红超巨星，丰富了IIP型超新星的多样性。
2024-07-18 astro-ph.HE
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
Modeling the Progenitor Stars of Observed IIP Supernovae
本文利用MESA一维恒星演化代码建模IIP型超新星前身星，系统研究恒星质量、金属丰度、自转、爆炸能量和56Ni产量对光变曲线的影响，揭示其物理联系。
2024-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Excavating the Explosion and Progenitor Properties of Type IIP Supernovae via Modelling of their Optical Lightcurves
IIP型超新星（SNe）的前身是红超巨星，但它们的性质还没有很好的确定。我们采用流体动力学模型研究了八个IIP型超新星的爆炸特征，以及它们的祖先星的性质。我们使用{ \sc MESA}恒星演化程序建立演化模型，将这些模型分解，并使用{ \sc STELLA}程序模拟光学光变曲线。我们拟合的光学光变曲线，Fe II 5169日冕速度，光球速度，观测数据。最近的研究表明，IIP SNe型的祖细胞具有不超过$\sim18$ M $_{\odot}$的零年龄主序列（ZAMS）质量。我们的拟合给出了7颗超新星的祖星ZAMS质量$\leq18$ M $_{\odot}$。在以前的祖质量估计存在，从各种来源，如流体动力学建模，多波长观测，或半分析计算，我们的建模一般倾向于较低的质量值。这一结果与以前的流体动力学模拟结果相反，但与使用广义相对论辐射流体动力学代码获得的结果一致。我们确实发现了一个事件，SN 2015 ba，有一个质量接近24 M $_{\odot}$的祖先，尽管我们无法很好地拟合它。我们还推导出再现光变曲线的尾部所需的$^{56}$ Ni的量，并发现值通常大于以前的估计。总的来说，我们发现很难用一个单一的参数来描述爆炸，需要一系列的参数。
2019-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2022xus: bridging the gap between Type IIP and IIL supernovae
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿里亚巴塔观测科学研究所）；Mahatma Jyotiba Phule Rohilkhand University（马哈特马·乔提巴·普尔罗希尔坎德大学）；Department of Applied Optics and Photonics, University of Calcutta（加尔各答大学应用光学与光子学系）；Istituto Nazionale di Astrofisica, Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所，布雷拉天文台）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Department of Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校物理系）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）
研究对超新星SN 2022xus进行光学观测，利用光谱和光曲线建模等方法，发现它具有IIP型和IIL型超新星的混合特性，是两者间的过渡事件，为两类超新星间存在连续体提供了证据。
2026-07-29 astro-ph.HE
Multi-band polarization of Type IIP supernovae due to light echo from circumstellar dust
IIP型超新星（SNe IIP）在晚期常表现出相对较高的连续极化（$\sim 1$）。这种偏振特征通常被认为是由于在后期阶段揭示的内部非球面核心，而这种偏振特征也可以由SN周围的星周（CS）尘埃的偏振散射回波的影响所贡献。在本文中，我们提出了一个独特的方法来区分偏振从SN喷出物和从光回波。我们定量研究波长依赖性的散射回波的各种几何形状和CS尘埃量的偏振。发现在$U$带中的极化具有特征性特征，即，偏振出现在比较长波长更早的相位，具有更高的偏振度。这是由于$U$波段光变曲线的快速演变以及尘埃在较短波长下的较高光学深度。除了$U$带之外，在平台阶段之后偏振增加，并且对于较短的波长，偏振度通常较高。这些偏振特性可以很容易地与非球面纤芯预期的偏振区分开来，非球面纤芯预测几乎没有波长依赖性。此外，我们表明，SNe IIP的多波段偏振观测可以约束CS尘埃质量和距离SNe的参数空间。因此，我们鼓励多波段极化观测SNe IIP。
2018-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing the Final-stage Progenitor Evolution for Type IIP Supernova 2017eaw in NGC 6946
我们基于爆炸前的图像和爆炸后立即获得的早期观测结果，详细分析了NGC 6946中IIP型超新星2017 eaw的祖先属性。在2016年哈勃太空望远镜（HST）拍摄的发现前图像中，可以在SN位置识别出一颗不寻常的红色恒星，M $_{F814W}$ = $-$ 6.9等，m $_{F606W}$ $-$ m $_{F814W}=$ 2.9 $\pm$ 0.2等。观测到的这颗恒星的光谱能量分布覆盖了0.6-2.0 $\ \mathrm{μm}$的波长，与温度约为3550 K的M4型红超巨星（RSG）的光谱能量分布相匹配。这些结果表明SN 2017 eaw具有初始质量为12 $\pm$ 2 M $_\odot$的RSG祖先。这颗恒星的F814 W波段绝对星等从2004年的7.2等演化到2016年的6.9等。然而，这种调光效应对于处于氖/氧燃烧阶段的RSG来说是不可预测的，此时其亮度应该适度增加。SN 2017 eaw在发现后几小时拍摄的光谱清楚地显示了一个狭窄的H $_α$发射特征，被$\sim$蓝移了160 km s $^{-1}$。这一狭窄的成分在两天后拍摄的光谱中消失了，表明存在一个拱星物质（CSM）壳（即，距离为$<$ 2.1-4.3 $\times$ 10 $^{14}$ cm）。结合推断的距离和CSM的膨胀速度，我们认为SN 2017 eaw的前身应该在爆炸前1-2年经历了剧烈…
2019-02-17 astro-ph.HE
SN 2019va: A Type IIP Supernova with Large Influence of Nickel-56 Decay on the Plateau-phase Light Curve
我们提出了多波段光度和光谱观测的II型超新星，（SN）2019 va，这表明了一个异常平坦的高原阶段的演变，在其V波段光变曲线。它的伪测辐射热光变曲线甚至显示出在平台期结束时的微弱增亮。这些不寻常的功能是有关的影响56 Ni衰变的光变曲线在平台阶段，当SN发射通常是由冷却的信封为主。SN 2019 va的56 Ni质量为0.088+/-0.018太阳质量，比大多数SNe II大得多。为了估计56 Ni衰变对平台阶段光变曲线的影响，我们计算了56 Ni衰变的积分时间加权能量与平台阶段内包络冷却的积分时间加权能量之间的比值（称为eta_Ni），得到SN 2019 va的值为0.8，这是已测量的SNe II中第二大值。在消除了~（56）Ni衰变对坪相光变曲线的影响后，我们发现SN 2019 va的祖爆参数更为合理。此外，SN 2019 va在其光谱中的金属线比其他SNe IIP在类似的时代，这意味着低金属量的祖先，这是符合从主星系光谱推断的贫金属环境。我们进一步讨论了可能导致SN 2019 va事件的可能原因。
2022-04-29 astro-ph.HE
SN2024abfl: A Low-Luminosity Type IIP Supernova at the Low-Mass End of Core Collapse
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；International Centre of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory of Supernova Research（超新星国际中心（ICESUN），云南省超新星研究重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Physics Department, Tsinghua University（清华大学物理系）
研究了低光度IIP型超新星SN2024abfl，发现其光变曲线具有长达110天的平台期，膨胀速度极低，推测其核心坍缩起源。
2026-04-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiation-hydrodynamical modelling of underluminous type II plateau Supernovae
为了加深对低光度II型高原超新星（LL SNe IIP）前身星性质的认识，我们对采样良好的LL SNe IIP 2003 Z、2008 bk和2009 md建立了辐射流体动力学模型。对于这三种SNe，我们推断了$0.16$ - $0.18$的爆炸能量，$1.8$ - $3.5 \times 10^{13}$的爆炸半径，以及$10$ - $11.3$ \Msun的喷射质量. SN 2003 Z的主层序上的估计祖先质量在$\sim 13.2$ - $15.1$ \Msun \范围内，而SN 2008 bk和2009 md的估计祖先质量在$\sim 11.4$ - $12.9$ \Msun \范围内，这与祖先观测的估计值一致。这些结果与以同样方式建模的其他LL SNe IIP的结果一起，使我们也能够对SN亚组进行比较研究。结果表明：a）与中等光度SNe IIP相比，微弱SNe IIP的前身质量稍小，爆炸能量也较低，b）微弱和中等光度SNe IIP都起源于红色的低能爆炸，（或黄色）低到中等质量的超巨星，c）一些微弱的物体也可以解释为来自大质量超渐近巨星分支星的电子捕获SNe，和d）LL SNe IIP形成SNe IIP族的暗尾，其中“引导”分布的主要参数似乎是总爆炸能量与喷射质量的比率。在对此类事件回退的相关性得出任何结论之前，应进行进一步的流体动力学研究，并与LL SNe IIP的更广泛…
2016-10-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova lightCURVE POPulation Synthesis II: Validation against supernovae with an observed progenitor
我们使用的超新星光变曲线人口合成的结果来预测可能的超新星光变曲线的范围所产生的人口的单星祖先，导致IIP型超新星。我们计算了多种不同的初始质量，爆炸能量，镍质量和镍混合模型，然后将其与IIP型超新星进行比较，并提供详细的光变曲线数据和爆炸前成像祖约束。在一个很好的拟合得到的意见，我们能够实现初始的祖和镍质量估计从超新星的光变曲线是可比的精度从祖成像。对于11个IIP超新星中的两个，我们认为我们的拟合很差，这表明在我们的综合中应该包括更多的祖先模型，或者我们的假设，关于恒星质量损失率或恒星演化的快速最后阶段等因素，在某些情况下可能需要重新审视。利用我们的分析结果，我们能够表明，大多数的IIP型超新星的爆炸能量的数量级的log（E_exp/ergs）=50.52+/-0.10和镍的量在超新星和混合的量可能有依赖于初始祖质量。
2019-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The $γ$-ray deposition histories of core-collapse supernovae
膨胀超新星（SN）喷出物中的$γ$射线沉积历史主要用于约束Ia型SN模型。在这里，我们将这种方法扩展到核心塌陷SNe，包括剥离的信封（SE;类型Ib/Ic/IIb）和类型IIP SNe。我们从文献中使用光度法构建热光变曲线，并使用Katz积分来提取$γ$射线沉积历史。我们恢复了Ia型SNe的$γ$射线逃逸时间$t_0\approx30-45\,\textrm{d}$的紧范围，并发现了SE型SNe的新的紧范围$t_0\approx80-140\,\textrm{d}$。用$t_0\gtrsim400\,\textrm{d}$可将IIP型SNe与其它SNe类型明显区分开，并且$t_0$与合成的$^{56}$ Ni质量之间可能存在负相关。我们发现合成的$^{56}$ Ni在SE SNe中的典型质量大于在IIP SNe中的典型质量，与Kushnir的结果一致。这不利于具有相同初始质量范围的这些爆炸的祖先。我们恢复观测值的$ET$，时间加权积分亮度从冷却排放，IIP型，我们发现的暗示非零$ET$值在一些SE SNe。我们应用一个简单的$ γ$ -射线辐射传输代码计算的$γ$ -射线沉积历史的模型从文献中，我们表明，所观察到的历史是一个强大的工具，约束模型。
2020-07-23 astro-ph.HE
SN 2023axu: A Type IIP Supernova Interacted with a Low-Density Stellar Wind
School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Osservatorio Astronomico di Padova（帕多瓦天文台）
SN 2023axu是一种IIP型超新星，其光谱特征显示弱喷射-风相互作用，表明前身星的质流失历史和星周环境多样性。
2026-03-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor Insights of Type IIP SN 2018pq: A Comprehensive Photometric and Spectroscopic Study
本研究通过测光和光谱观测及TARDIS等建模，揭示IIP型超新星SN 2018pq为光谱正常型，其前身星为红超巨星，但不同模型给出的质量估计存在差异（约11 M☉ vs 14-16 M☉）。
2025-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
PGIR 20eid (SN2020qmp): A Type IIP Supernova at 15.6 Mpc discovered by the Palomar Gattini-IR survey
我们提出了一个详细的分析SN 2020 qmp，一个附近的IIP型核心坍缩超新星（CCSN），发现的Palomar Gattini-IR（PGIR）的调查在星系UGC 07125。我们说明了对这一事件的多波长研究如何帮助我们全面了解CCSNe中的恒星祖先和星周介质（CSM）相互作用。我们还强调了近红外（NIR）调查的重要性，在尘土飞扬的环境中SNE的早期检测。SN 2020 qmp在其光谱中显示出特征氢线，以及其光学LC中的平台，这是IIP SN类型的标志。我们没有检测到线性极化在平台阶段，3西格玛上限为0.78%。通过流体力学LC建模和星云光谱的分析，我们估计的祖质量约11太阳质量，爆炸能量约0.8e51尔格。我们发现，光谱能量分布不能解释一个简单的CSM相互作用模型，假设一个恒定的冲击速度和稳定的质量损失率，和过量的X射线光度相比，同步辐射射电光度表明偏离均分。最后，我们展示了近红外调查的优势，光学调查的尘埃遮蔽CCSNe在当地宇宙的检测。具体来说，我们的模拟表明，宽视场红外瞬态探测器将检测到约14个CCSNe的75预期在其足迹内40 Mpc，超过五年的光学调查相当于Zwicky瞬态设施将检测。我们已经确定或约束SN 2020 qmp及其祖先的主要属性，突出了附近CCSNe的多波长后续观测的价值。我们还表明，即将到来的NIR调查将最终使我们能够在本地宇宙中对CCSNe进行近乎完…
2022-03-02 astro-ph.HE
SN 2021dbg: A Luminous Type IIP-IIL Supernova Exploding from a Massive Star with a Layered Shell
本研究通过光学观测分析超新星SN 2021dbg，揭示其高光度源于抛射物与星周物质作用及$^{56}$Ni衰变，前身星为带层状壳层的20倍太阳质量红超巨星，是连接IIP与IIL型超新星的过渡事件。
2024-07-16 astro-ph.HE
Sn 2008in - bridging the gap between normal and faint supernovae of type IIP
我们目前的光学光度和低分辨率光谱观测的II型高原超新星（SN）2008年，这发生在郊区的近面对面的螺旋星系M 61。X射线、紫外线和近红外波段的光度数据已被用来描述这一事件的特征。SN场是在爆炸前7天用ROTSE-IIIb光学望远镜拍摄的。这使我们能够将冲击爆发的时间限制在JD = 2454825.6。根据光度监测得出的平台期持续时间约为98天。SN 2008 in的光谱与原型低光度IIP SNe 1997 D和1999 br的光谱有着惊人的相似之处。将SN 2008 in的喷出物运动学与Dessart等人（2010年）对IIP型SN e的流体动力学模拟进行的比较表明，它是一个能量较低的事件（~ 5 $\times10^{50}$ erg）。然而，光变曲线表明放射性$^{56}$ Ni的产生显著高于低光度SNe中的产生。采用沿SN方向的星际吸收约为0.3等，距离为13.2 Mpc，我们估计合成的Ni质量约为0.015 $M_{\odot}$。利用半解析公式（Litvinova & Nadezhin 1985），我们推导出SN前半径约为126 $R_{\odot}$，爆炸能量约为5.4 $\times10^{50}$ erg，总喷射质量约为16.7 $M_{\odot}$。后者表明，该祖先的零年龄主序列质量不超过20 $M_{\odot}$。考虑到SN 2008 in的上述性质，以及…
2011-06-13 astro-ph.HE
The role of radioactive nickel in shaping the plateau phase of Type II supernovae
在本研究中，我们系统地探讨了放射性56 Ni及其混合性质的喷出物的IIP型超新星（SNe）的平台上的效果。我们通过模拟两个红超巨星模型的光变曲线，使用不同数量的56 Ni和不同类型的混合：56 Ni均匀分布到信封的不同部分和56 Ni的“boxcar”分布，评估了56 Ni在塑造SNe IIP光变曲线中的重要性。我们发现，类似于以前的研究，56镍延长高原的持续时间。我们发现一个公式来估计扩展的基础上观察到的热光变曲线，并表明，对于大多数SNe IIP 56镍延长高原约20%。56 Ni的另一个作用在于降低平台下降速率，即在喷出物中存在的56 Ni使平台下降。我们的模拟表明，对于典型的SNe IIP，它可以减少约1 mag/100天的下降率。我们发现，在大多数SNe中看到的56 Ni的贡献，我们的模拟测辐射热光变曲线类似于观察到的各种类型的56 Ni混合。因此，我们不能单独根据光变曲线确定这些SNe中56 Ni的混合水平。然而，对于SN 2009 ib，我们发现，只有一个模型，其中56镍是混合显着整个大部分的氢信封是与观察到的光变曲线一致。我们的光变曲线可通过链接https://wwwmpa.mpa-garching.mpg.de/ccsnarchive/data/Kozyreva2018/获得。
2018-11-21 astro-ph.HE
SN 2024abfl: A Flat-Plateau, Low-Luminosity Type IIP Supernova with Early CSM Interaction
Maria Mitchell Association（玛丽亚·米切尔协会）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Gemini Observatory/NSF’s NOIRLab（吉米尼天文台/美国国家科学基金会NOIRLab）；Space Science Institute（空间科学研究院）；Louisiana State University（路易斯安那州立大学）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；LSSTC Catalyst Fellow（LSSTC催化剂研究员）；Istituto Nazionale di Astrofisica, Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）
SN 2024abfl是一种低光度IIP型超新星，其低膨胀速度和早期喷流物质相互作用提供了关于前身体和喷流物质的新见解。
2026-01-06 astro-ph.HE
A Massive Star's Dying Breaths: Pulsating Red Supergiants and Their Resulting Type IIP Supernovae
大质量恒星经历基本模式和第一泛频径向脉动，周期为100-1000天，成为红超巨星（RSG）。在大振幅下，这些脉动大大改变了这些$M>9M_\odot$恒星最终核心坍缩产生的传出冲击波所遇到的外壳密度结构。使用恒星天体物理学实验模块（MESA），我们模拟了RSG包络中的基模和第一泛音脉动的影响，以及使用MESA+STELLA产生的IIP型超新星（SNe）。我们发现，在基模脉动的情况下，SN坪观测值，如在第50天的光度，$L_{50}$，时间积分的冲击能量$ET$，和坪持续时间$t_{\rm p}$是一致的考虑非脉动恒星爆炸的径向标度。也就是说，脉动的大部分效应与爆炸时不同大小的恒星的预期行为一致。然而，在泛音脉动的情况下，拉格朗日位移不是单调的。因此，在这种情况下，在不同的时间过于明亮或微弱的SN发射反映了近SN光球的发射区的密度不足或密度过高的结构。
2020-01-23 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
Low-luminosity Type IIP Supernova 2016bkv with early-phase circumstellar interaction
我们对低光度IIP型超新星（SN）2016 bkv从初始上升阶段到平台阶段进行了光学和近红外观测。我们的观测结果表明，该超新星的平台期结束时间比爆发前延长了$\gtrsim 140$天，表明该超新星完成平台期的时间是最长的。在类型IIP SNe（SNe IIP）中，包括低光度（LL）SNe IIP。各种离子在平台相中期的线速度低至1，000 - 1，500 km/s $^{-1}$，甚至在LL SNe IIP中也是最低的。这些测量意味着SN 2016 btons的喷出物质量大于研究充分的LL IIP SN 2003 Z。在早期阶段，SN 2016 bm 3在光变曲线上显示出强烈的颠簸。此外，在此碰撞阶段的光谱表现出一个蓝色的连续伴随着一个狭窄的H $α$发射线。这些特征表明SN喷出物和拱星物质（CSM）之间的相互作用，如SNe IIn。假设抛射物-CSM相互作用的情景，在SN爆炸前几年内的质量损失率估计为$\sim 1.7 \times 10^{-2} M_{\odot}$ yr $^{-1}$。这与银河系红超巨星观测到的最大质量损失率相当，甚至更大（VY CMa的质量损失率为$\sim 10^{-3} M_{\odot}$ yr $^{-1}$）。我们认为，SN 2016 b的祖先恒星在SN爆炸之前经历了一次剧烈的质量损失。
2018-04-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The progenitor mass of the Type IIP supernova SN 2004et from late-time spectral modeling
SN 2004 et是距离最近和观测最好的IIP型超新星之一，在星云阶段就有一个祖先探测器，以及良好的光度和光谱观测覆盖范围。基于核合成的恒星演化/爆炸模型，我们应用光谱模拟分析了它从紫外到中红外的140-700天演化。我们发现一个M_ZAMS= 15 Msun的祖星（氧质量为0.8 Msun）可以令人满意地再现[O I] 6300，6364 <$N和其他碳，钠，镁和硅的发射线，而12 Msun和19 Msun模型分别低于和过度产生这些线。这一结果是在公平的协议与来自祖先检测的质量，但不同意流体动力学模型的早期光变曲线。通过对中红外铁族发射谱线的建模，我们确定了“镍泡”的密度为rho（t）= 7 E-14*（t/100 d）^-3 g cm^-3，对应于金属核心区域（V = 1800 km/s）的填充因子f = 0.15。我们还确认，硅酸盐粉尘，CO和SiO排放都存在于光谱中。
2012-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light curve analysis of ordinary type IIP supernovae based on neutrino-driven explosion simulations in three dimensions
II型坪超新星（SNe IIP）是起源于大质量恒星的核心坍缩SNe中数量最多的子类。在中微子驱动爆炸机制的框架下，我们研究了红超巨星祖先模型的SN爆发性质，并将相应的光变曲线与普通IIP型SN 1999 em的观测结果进行了比较。三维（3D）模拟（参数触发）中微子驱动的爆炸进行（显式，有限体积，欧拉，多流体流体动力学）代码PROMETHEUS，使用前超新星模型的15 Msun星作为初始数据。在接近同系膨胀，流体动力学和组成变量的3D模型映射到一个球对称的配置，并继续与（隐式，拉格朗日辐射流体动力学）代码CRAB的模拟，以遵循爆破波的演变过程中SN爆发。我们的3D中微子驱动爆炸模型的爆炸能量约为0.5 × 10^51尔格，产生的Ni-56与通过拟合SN 1999 em的放射性动力光变曲线尾部推导出的数量大致一致。所考虑的前超新星模型，三维爆炸模拟和光变曲线计算可以解释SN 1999 em的基本观测特征，除了那些与外恒星层的前超新星结构有关的特征。我们的三维模拟表明，富镍物质在速度空间中的分布是不对称的，具有较强的偶极子分量，这与SN 1999 em的观测结果一致。普通SNe IIP中从平台到放射性尾的单调光度下降是He/H组分界面强烈湍流混合的表现。
2017-08-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
A JWST/MIRI Study of Dust in a Sample of Normal Type IIP Core Collapse Supernovae
University of Arizona（亚利桑那大学）；Gemini Observatory（双子座天文台）；University of California, San Diego（加利福尼亚大学圣地亚哥分校）；Rutgers, the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）；University of California, Davis（加利福尼亚大学戴维斯分校）
该研究利用JWST/MIRI观测11颗IIP型核心坍缩超新星，分析其尘埃演化，发现尘埃质量与峰值光度等无显著相关，其产额不足以解释高红移星系尘埃，但支持CCSNe作为种子尘埃源的作用。
2026-08-19 astro-ph.HE
Low-Luminosity Type IIP Supernovae from the Zwicky Transient Facility Census of the Local Universe. III: Hunting for electron-capture supernovae using nebular spectroscopy
California Institute of Technology（加州理工学院）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）；NSF NOIRLab（美国国家光学-红外天文研究实验室）
研究通过星云光谱学分析低光度IIP超新星的光谱特征，发现其与电子捕获超新星的关联，并推断电子捕获超新星的罕见性和潜在的前身星质量窗口。
2026-05-18 astro-ph.HE
Connecting the Light Curves of Type IIP Supernovae to the Properties of their Progenitors
对核心坍缩超新星（CCSNe）的观测揭示了大量关于超新星喷出物及其成分的动力学信息，但很少有关于祖先的直接信息。要限制原爆体和爆炸的性质，需要将观测结果与爆炸的理论模型相结合。在这里，我们从Couch et al 2020 ApJ 890 127的CCSN模拟开始，该模拟使用中微子输运的非参数处理，同时还考虑了湍流和对流。在这项工作中，我们使用超新星爆炸代码来发展CCSN流体动力学以后的时间和计算热光变曲线。聚焦于SNe IIP，然后我们（1）直接将理论STIR爆炸与观测结果进行比较，（2）评估如何仅从平台阶段的光学光度学来估计祖星核心的属性。首先，通过我们的模拟得到的平台光度（L $_{50}$）和喷出物速度的分布与观测到的分布相似。其次，我们将我们的模型拟合到一些观测良好的SNe的光变曲线和速度演化。第三，我们恢复了众所周知的相关性，以及将任何一个SN属性与零年龄主序质量联系起来的困难。最后，我们表明，有一个有用的，铁的核心质量和L $_{50}$之间的线性相关性，使光测光单独的SNe IIP可以让我们深入了解大质量恒星的核心。通过应用于几个SNe来说明这一点，我们发现铁核质量为1.3-1.5太阳质量，典型误差为~0.05太阳质量。数据可在线公开获取（\url{https://doi.org/10.5281/zenodo.6631964}）。
2022-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova 2018cuf: A Type IIP supernova with a slow fall from plateau
本文介绍了距离小于40 Mpc巡天（DLT 40）在爆发后24小时内发现的一颗IIP型（“P”表示高原）超新星SN 2018 cuf的多波段测光和谱学研究。SN 2018 cuf似乎是一个典型的IIP型SN，其$-$带绝对星等最大值为16.73 $\pm$ 0.32，在平台期下降速率为0.21 $\pm$ 0.05 mag/50 d。利用膨胀光球法，将目标的距离约束为41.8 $\pm$ 5.7 Mpc。我们使用爆炸后第一年的光谱和光度观测来约束SN 2018 cuf的祖先，使用流体动力学光变曲线模型和后期光谱模型。SN 2018 cuf的前身很可能是一颗约14.5 $\rm M_{\odot}$的红超巨星，在爆炸时产生0.04 $\pm$ 0.01 $\rm M_{\odot}$ $\rm ^{56}Ni$。我们还发现，需要围绕祖先的星周物质（CSM）的$\sim$ 0.07 $\rm M_{\odot}$来拟合早期光变曲线，其中CSM可能起源于超新星爆发前。在平台阶段，在$\rm \sim 11000\ km~s^{-1}$的高速功能检测在光学和近红外光谱，支持喷出物与一些CSM相互作用的可能性。在后平台阶段也观察到一个非常浅的斜率，这可能是由于低程度的镍混合或相对较高的镍质量在SN。
2020-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Towards Characterization of the Type IIP Supernova Progenitor Population: a Statistical Sample of Light Curves from Pan-STARRS1
近年来，提供深层多波段成像的宽视场巡天为间接表征核心坍缩超新星（SN）的祖先群体提供了一条新途径：系统的光变曲线研究。我们从Pan-STARRS 1中收集了一组76条Grizy波段类型IIP SN光变曲线，这些光变曲线是在4年的持续调查计划中获得的，并使用光谱学和基于机器学习的光度技术进行分类。我们开发和应用一个新的贝叶斯模型，在样品中的每个光变曲线的完整的多波段演变。我们没有发现快速下降的爆炸（历史上称为“IIL型”SNe）的亚群的证据。然而，我们确定了一个高度显着的平台相位衰减率和峰值亮度之间的关系，在我们的SNe IIP。这些结果支持一个单一的参数，可能由初始恒星质量决定，主要控制红超巨星的爆炸。这种关系也可以应用于超新星宇宙学，提供了一个可扩展的蜡烛好的内在散射0.2马格。我们比较每个光变曲线的物理模型，从流体动力学模拟，以估计祖初始质量和其他属性的泛星1型IIP SN样本。我们表明，需要校正建模和观察到的SN IIP光变曲线属性和扩展网格的祖属性之间的系统差异，使强大的祖推断从多波段光变曲线样本的这种。这项工作将作为一个探路者的光度研究的核心崩溃SNe进行通过未来的宽场瞬态搜索。
2015-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Distance estimate to NGC 6951 from supernova siblings Type IIP SN 2020dpw and Type Ib SN 2021sjt
HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, Konkoly Observatory（匈牙利研究学院天文学与地球科学研究中心孔科利天文台）；CSFK, MTA Centre of Excellence（CSFK，匈牙利科学院卓越中心）；Department of Experimental Physics, Institute of Physics, University of Szeged（塞格德大学物理学院实验物理系）；MTA-ELTE Lendület "Momentum" Milky Way Research Group（匈牙利科学院-罗兰大学Lendület“动量”银河系研究组）；Las Cumbres Observatory Global Telescope Network（拉斯坎伯斯观测站全球望远镜网络）；Department of Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校物理系）；Baja Astronomical Observatory of University of Szeged（塞格德大学巴亚天文台）；HUN-REN–SZTE Stellar Astrophysics Research Group（匈牙利研究学院-塞格德大学恒星天体物理学研究组）；University of Delaware（特拉华大学）
本文利用超新星兄弟Type IIP SN 2020dpw和Type Ib SN 2021sjt，采用扩展光球法估计NGC 6951的距离，得到两种超新星的距离估计值，并验证了该方法在Type Ib超新星中的适用性。
2026-03-25 astro-ph.HE
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
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
Study of the Dependence of the Plateau Shape for Type II Supernovae on Metallicity
我们考虑的影响，在U波段的流量下降率的变化，作为金属丰度$Z$的函数的II-P型超新星（SNe IIP）。基于这种效应，我们提出了一种新的方法来确定光度红移的SN IIP光变曲线在U波段。利用STELLA程序，我们构造了不同红移的$z = 0.0, 0.1$和$0.3$在不同波段的模型光变曲线，随着模型中金属丰度从$Z \sim 10^{-3}$减小到$\sim 10^{-6}$，模型光变曲线的变化规律也发生了变化。在U带的通量示出达到一个平台，在最低的金属丰度。我们还考虑了其他参数的影响：超新星爆发前的质量和放射性镍-56的质量。
2020-10-05 astro-ph.HE
Bright Type IIP Supernovae in Low-Metallicity Galaxies
本文测量了低光度（$M>-17$）矮宿主星系中12颗IIP型超新星（SNe II）光谱中Fe II，$λ$ 5018吸收特征的伪等效宽度。Fe II，$λ$ 5018线被认为是SN型祖星金属丰度的一个有用的诊断。我们样本中的事件是由泛星瞬变巡天（PSST）通过光度测量发现的，并由我们通过光谱进行分类。比较我们的样本24文献SNe II，我们发现，那些在低光度主机有显着较弱的Fe II功能，与概率$10^{-4}$，这两个样本是从相同的分布。由于低质量星系预计将包含较低比例的金属，我们的研究结果是一致的铁II，$λ$ 5018的金属丰度的依赖，因此支持使用这条线作为金属丰度探针，在最近的一些工作，在协议。此外，我们发现，在微弱的（低金属丰度）主机的SNe可能是更明亮的平均比那些在文献中的样本，这表明可能的物理差异类型IIP SNe在低和高金属丰度。然而，需要对宿主星系灭绝的精确测定来量化这种影响。
2018-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Circumstellar Light Echo as a Possible Origin of the Polarization of Type IIP Supernovae
IIP型超新星（SNe IIP）是最常见的核坍缩型超新星。它们往往在后期表现出偏振度的快速增加。这种时间演化通常被认为起源于内部非球面核的出现，而SN周围的星周（CS）尘埃的偏振散射回波的影响也可能对这种偏振特征有很大的贡献。在这项研究中，我们研究散射回波的SN偏振通过辐射转移模拟不同的几何形状和数量的CS尘埃的影响。人们发现，不对称分布的CS尘埃，这通常是推断为红超巨星，可以重现所观察到的偏振特征。我们已经将我们的结果应用到SNe 2004dj和2006ov，推导CS尘埃的几何形状和数量来解释在这种情况下观察到的偏振特征。对于这两个SNe，斑点状或双极分布的CS灰尘，而不是盘状分布是有利的。在SNe 2004 dj和2006 ov的团块模式（双极CS尘埃模式）中，导出的尘埃质量$M_{\mathrm{dust}}$分别为$\sim 7.5 \times 10^{-4}$ M $_{\odot}$（$\sim 8.5 \times10^{-4}$ M $_{\odot}$）和$\sim 5.2 \times 10^{-4}$ M $_{\odot}$（$\sim 1.3 \times10^{-3}$ M $_{\odot}$）。即使在这种情况下，该过程不会在所观察到的偏振信号中发挥主导作用，这种效应原则上应该有助于它，其强度取决于CS尘埃的性质。因此，在通过偏振观测讨论超新星爆发的…
2017-09-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
