Multi-wavelength View of the Type IIn Zoo: Optical to X-ray Emission Model of Interaction-Powered Supernovae
与星周介质（CSM）的相互作用提供动力的瞬变经常在光学以外的波长中观察到，在推断爆炸和CSM的性质或区分其他动力机制时，多波长建模可能很重要。我们建立了一个计算相互作用动力瞬变过程随时间变化的发射光谱的模型。我们解决了电子-质子等离子体的能量方程的冲击SN喷出物和CSM和辐射转移方程的CSM的外缘，结合碰撞弛豫和康普顿化的韧致辐射。我们将我们的模型与IIn型超新星的观测结果进行比较，其频率范围从光学到X射线。对于SN 2010 jl，如果假设CSM中存在不对称或不对称结构，则可以一致地解释观察到的光学和X射线光变曲线，这与先前的研究一致。对于SN 2014 C，我们的模型成功地再现了X射线韧致辐射分量和H $α$发射在爆炸后400天的出现。最后，我们找到一个参数空间，超新星是非常X射线明亮，达到$10^{43}$ - $10^{44}\ {\rm erg\ s^{-1}}$达$100$天。这样的X射线瞬变可能通过例如eROSITA的全天空调查来检测。
2021-04-22 astro-ph.HE
The Carnegie Supernova Project-I. Optical spectroscopy of stripped-envelope supernovae
本文发布CSP-I在2004—2009年观测的35个低红移剥离包层核心坍缩超新星的170条光学光谱，给出相位、红移分布及光谱分类，详细分析见系列末篇配套论文。
2023-08-17 astro-ph.HE
Optical to X-ray Signatures of Dense Circumstellar Interaction in Core-Collapse Supernovae
核心坍缩超新星（SNe）的祖先可以在核心坍缩前的几个月-几年内将大量物质转移到星周物质（CSM）中。随后的超新星爆炸发射出的喷出物可能随后与CSM碰撞，产生的冲击可以为整个电磁波谱的发射提供动力。在这项工作中，我们探讨的热签名密集CSM相互作用时，CSM密度分布被截断在一些外半径。具有光学深度$>c/v$（其中$v$是冲击速度）的CSM将主要产生$\sim$黑体光学/UV发射，而较低光学深度的CSM将为韧致辐射X射线发射提供动力。专注于后者，我们得到的光变曲线和光谱所产生的X射线瞬态，其中包括一个详细的治疗康普顿。由于强烈的光电吸收，X射线光变曲线主要由激波达到CSM截断半径后发生的“后相互作用”阶段决定。我们第一次在这里讨论这个政权。利用这些结果，我们提出了相空间的光学，UV，和X射线瞬态CSM属性的函数，并讨论可探测性的前景。我们发现ROSAT对CSM X射线瞬变不敏感，但预计eROSITA将检测到许多此类事件。未来的宽视场紫外任务，如ULTRASAT，将大大提高对大光学深度CSM配置的灵敏度。最后，我们提出了一个框架内，CSM属性可以直接推断从可观察到的X射线瞬态的功能。这可以作为利用SN X射线探测研究恒星质量损失的重要工具。
2022-02-22 astro-ph.HE
The physics of the optical light curve in supernovae
我们提出了一个新的公式，该公式模拟了超新星（SN）的衰减率，由不同波段的光变曲线给出。物理基础是将动能通量转化为辐射。该模型的两个主要组成部分是一个幂律依赖的半径-时间关系和密度随着距离中心点的增加而减少。新公式适用于SN 1993 J、SN 2005 cf、SN 1999 ac和SN 2001 el的不同波段。
2014-03-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
The Energy Sources of Superluminous Supernovae
超新星（SNe）是最明亮的光学恒星级爆炸。在过去的20年中，几个光学瞬变测量项目发现了超过$\sim 100$的所谓超亮超新星（SLSNe），其峰值亮度和辐射能量为$\gtrsim 7\times 10^{43}$ erg s $^{-1}$和$\gtrsim 10^{51}$ erg，至少比正常SNe大一个数量级。根据它们的光谱特征，SLSNe被分为两大类：缺氢的I型和富氢的II型。研究和确定SLSNe的能量来源对于理解恒星演化和爆炸机制具有重要意义。SLSNe的能量来源可以通过分析它们的光变曲线（LC）和光谱来确定。最流行的模型占SLSN LC的$^{56}$ Ni级联衰变模型，磁星自旋下降模型，喷出物-CSM相互作用模型，喷流-喷出物相互作用模型。在这个\textit{review}中，我们提出了几种能源模型和它们的不同组合。
2019-02-21 astro-ph.HE
Search for Gamma-ray Production in Supernovae Located in a Dense Circumstellar Medium with the Fermi-LAT
在致密的星周介质中爆炸的超新星（SNe）在无碰撞冲击中加速宇宙射线，并在几个月的时间尺度上释放GeV的伽马射线和TeV的中微子。在这里，我们总结了第一次系统搜索的结果，从100 MeV到300 GeV的能量范围内的费米-LAT数据中的伽马射线发射从一个大样本的SNe爆炸在密集的CSM。我们在光峰时间后的一年时间窗口内，在147 SNe型IIn的位置上寻找γ射线过剩。此外，我们在三个不同的时间窗口（3，6和12个月）的联合似然分析中结合了我们的样本中最接近和最亮的光源。没有发现过量的伽马射线发射，并提出了对伽马射线光度和伽马射线与光学光度之比的限制。
2015-07-14 astro-ph.HE
Optical to X-rays supernovae light curves following shock breakout through a thick wind
最近的超新星（SNe）观测激发了新的兴趣，SN冲击爆发的恒星周围的厚风。在这样的事件中，与风的相互作用为观测到的光度提供了动力，预测包括可观测到的硬X射线。一天或更长时间尺度的风爆发目前最有可能被探测到。在这里，我们研究这些事件之后的信号。我们从辐射介导冲击的爆发开始，发现由于可能偏离热平衡，爆发温度可以从一个事件到另一个事件显著变化（$10^4 - 5 \times 10^6$ K）。一般而言，爆发脉冲持续时间较长的事件$t_{bo}$较软。我们通过辐射介导的激波爆发后形成的无碰撞激波的演化来跟踪观察到的辐射。我们限制的碰撞冲击演化的情况下，突破本身是在热平衡，峰值在光学/紫外线的研究。在这些情况下，断裂后发射包含两种光谱成分-软（光学/UV）和硬（X射线和可能的软$γ$射线）。就在爆发脉冲之后，X射线被强烈抑制，它们只携带总亮度的一小部分。硬组分变得更硬，随后其光度迅速上升，在$\sim 10-50 \,t_{bo}$中占据主导地位。峰值光学/UV与峰值X射线光度的比率主要取决于爆发时间。就X射线和软伽马射线探测的前景而言，最好在爆炸后100-500天进行观察，爆发时间在一周到一个月之间。
2012-10-30 astro-ph.HE
Electron scattering wings on lines in interacting supernovae
我们认为，电子散射线发射的超新星与星周介质的相互作用的结果，假设散射发生在电离气体中的震前星周介质的影响。单次散射的情况下，给出了广泛的组成部分，在低光学深度的限制，示出了接近于电子的热速度的速度半峰全宽。线的形状在低速时近似为指数，在高速时变陡。在较高的光学深度，线轮廓保持指数在低速度，但翅膀加强与增加光学深度。除了线宽之外，窄与宽（散射）线强度的比率是气体的可能诊断。结果取决于拱星气体的密度分布，特别是如果散射和光子产生发生在不同的区域。我们将散射模型应用到一些超新星，包括IIn型和Ia-CSM型事件。在某些情况下发现的红色的不对称性可以解释为在一个快速的风区，这是由观测表明散射。
2017-12-04 astro-ph.HE
A search for thermal X-ray signatures in Gamma-Ray Bursts I: Swift bursts with optical supernovae
伽马射线暴的X射线谱一般可用吸收幂律来描述。除了不寻常的GRB 060218中的幂律外，热X射线发射的里程碑式发现，以及随后在GRB 100316 D中的类似发现，表明在触发后的前一千秒内，软X射线光谱可能是复杂的。这种光谱成分的起源和普遍性仍然难以理解，特别是在经典GRB 090618中发现热X射线发射之后。可能最重要的是，这三个物体都与光学超新星有关，这就引出了一个问题，即热X射线成分是否可能是GRB-SN连接的结果，可能是在冲击爆发中。因此，我们进行了搜索的黑体组件在早期的斯威夫特X射线光谱的11个伽玛暴，有或可能有相关的光学超新星，准确地恢复的热成分在文献中报道的伽玛暴060218，090618和100316 D。我们提出了一个冷却黑体在GRB 101219 B/SN 2010 ma的发现，并在四个进一步的GRB-SNe，我们发现了一个改进的黑体，我们认为可能的黑体候选人，由于具体情况下的警告。我们报告的所有可能的新黑体成分都位于光度和半径分布的高端。GRB 101219 B似乎弥合了低光度和经典GRB-SNe之间的差距与热发射，并遵循黑体演化，我们推导出该源的0.4c阶的膨胀速度。我们讨论了在我们的样品中的热X射线发射的潜在起源，包括茧模型，我们发现它可以容纳我们的许多模型拟合所暗示的更极端的物理参数。
2012-09-12 astro-ph.HE
Bolometric and UV Light Curves of Core-Collapse Supernovae
自2005年以来，雨燕紫外光学望远镜（UVOT）一直在观察紫外和光学的所有子类型的核心塌陷超新星（CCSNe）。我们在这里提出了50 CCSNe与斯威夫特UVOT观察，分析他们的紫外特性和行为。当我们在所有三个UV滤光器中具有多个UV检测时（λc = 1928 - 2600 nm），我们生成早期的热测量光变曲线，分析这些光变曲线的性质，UV对它们的贡献，并推导出UV通量对基于光学-IR的热测量光变曲线的贡献的经验校正。
2013-05-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Late-Time Optical Emission From Core-Collapse Supernovae
地面光谱和哈勃空间望远镜图像的10个核心坍缩超新星（CCSNe）的爆发后几年到几十年的分析，了解其后期的排放的一般性质的目的。SN 1957 D、1970 G、1980 K和1993 J的新观测结果也被纳入研究。氧和氢原子的蓝移谱线发射具有明显的谱线亚结构，这是一种常见的、持续时间较长的现象。随后通过多个时代，相对强度和速度宽度的变化的发射线是一致的预期SN喷出物和祖星的拱星材料之间的相互作用所产生的排放。最明显的趋势是[O III]/（[O I]+[O II]）的强度随年龄的增加而增加，而H α/（[O I]+[O II]）的强度则下降，这与以下观点大致一致：在许多这些天体中，反向冲击已经穿过了喷出物的H包层。我们还提出了一个空间综合光谱的年轻的银河系超新星遗迹仙后座A（Cas A）。330岁的Cas A残留物和几十年的CCSNe的发射线轮廓之间观察到的相似性表明，观察到的发射线不对称性演变CCSN光谱可能与喷出物中的尘埃，而通常被解释为“团块”或“斑点”喷出物的小峰子结构，而不是与大规模的SN碎片环。
2012-02-29 astro-ph.HE
Using the Optical--NIR Spectral Energy Distributions To Search for the Evidence of Dust Formation of 66 Supernovae
利用黑体模型和黑体加尘埃{发射}模型拟合了66颗超新星的早期$-$时间光学$-$近红外（NIR）光谱能量分布（SED），寻找超新星尘埃形成的证据。我们发现，虽然黑体模型可以拟合我们样本中SNe的大多数SED，但该模型无法拟合某些SNe的SED，其中2 SNe（SNe~ 2010 bq和2012 ca）的SED显示出近红外过量，这可以归因于来自加热尘埃的发射。我们使用黑体加尘埃辐射模型来拟合近红外过量的SED，发现石墨和硅酸盐尘埃模型都能拟合SED，石墨模型得到合理的温度或更好的拟合。假设尘埃是石墨，SNe~ 2010 bq和2012 ca尘埃的最佳拟合温度（质量）分别是$\sim 1300-1800$ K（$\sim 0.1-3.4 \times 10^{-4}$ M $_\odot$）和$\sim 600-1000$ K（$\sim 0.6-7.5 \times 10^{-3}$ M $_\odot$）。我们比较的蒸发半径和黑体半径的尘埃壳的2SNe的喷出物半径的上限在第一个时代，并证明了近红外过量的SEDs的2SNe可能是由预先存在的灰尘。
2022-02-14 astro-ph.HE
SSS in young stellar populations and the "prompt" component of Type Ia supernovae
我们提出了一个搜索的结果，在M31中的SSS人口的UV和光学同行。我们发现，在我们搜索的56个来源中，有16个与正在进行或最近的恒星形成区域有关。我们讨论了两个特别有趣的来源，被确定为光学早期型恒星，其中之一显示长期的X射线演化类似于在经典新星中观察到的。我们讨论了超软X射线的物理起源，在这些和其他SSS在年轻的地区，和他们可能的联系，所谓的“提示”组成部分的Ia型超新星人口。
2009-12-08 astro-ph.HE
Tumbling Dice: Radio Constraints on the Presence of Circumstellar Shells around Type Ia Supernovae with Impact Near Maximum Light
Ia型超新星（SNe Ia）的前身是有争议的，特别是为爆炸的碳氧白矮星提供质量的双星伴星的演化状态。在以前的工作中，我们提出了流体动力学模型和光学薄的无线电同步光变曲线的超新星Ia相互作用的分离，密闭壳的CSM，代表CSM形状的新星。在这项工作中，我们将这些光变曲线的光学厚制度，考虑同步自吸收和自由-自由吸收。我们得到简单的公式来描述在模拟中看到的光学深度的演变，允许光学厚光曲线近似为任意壳属性。然后，我们通过解释已发布的无线电数据来演示此工具的使用。首先，我们考虑PTF 11 kx的未检测-一个已知具有分离的封闭壳的SN Ia-并发现未检测与其CSM的当前模型一致，并且稍后的观测将对该事件有用。其次，我们统计分析了一个合奏的无线电未检测到的超新星Ia没有相互作用的签名，并发现，位于$(10^{15}-10^{16})$厘米的质量$(10^{-4}-0.3)~M_\odot$壳目前没有很好地约束无线电数据集，由于其暗淡，快速发展的光变曲线。
2021-02-23 astro-ph.HE
Constraining the Time of Gravitational Wave Emission from Core-Collapse Supernovae
灵敏的引力波（GW）探测器的出现，加上宽场，高节奏的光时域调查，提出了第一个联合GW-电磁（EM）的核心坍缩超新星（CCSNe）探测的可能性。对于来自CCSNe的GW的有针对性的搜索，可以使用光学观测来通过限制相关的时间间隔（在此定义为GW搜索窗口（GSW））来增加搜索的灵敏度。GSW的范围是确定触发CCSN搜索的可实现虚警概率（FAP）的关键因素。从光学观测中限制GSW的能力取决于CCSN被检测到的早程度，以及对早期光学发射进行建模的能力。在这里，我们提出了几种方法来限制GSW，从早期光变曲线的模型独立的分析拟合，上升或整个光变曲线的模型依赖的拟合，以及一个新的数据驱动的方法，使用现有的良好采样CCSN光变曲线从{ \it开普勒}和凌日系外行星调查卫星（TESS）的复杂性。我们使用这些方法来确定核心崩溃的时间及其相关的不确定性（即，GSW）。我们将我们的方法应用于LIGO/Virgo观测运行3期间发生的两个II型SNe：SN\，2019 fcn和SN\，2019 ejj（两者都在同一个星系中，$d=15.7$ Mpc）。与过去GW CCSN搜索中使用的技术相比，我们的方法缩短了GSW的持续时间并提高了GSW的鲁棒性。
2022-01-10 astro-ph.HE
Bolometric Corrections for optical light curves of Core-collapse Supernovae
通过创建观测良好的文献核心坍缩超新星（CCSNe）的光谱能量分布，我们提出了校正转换光学光变曲线全测热光变曲线。这些校正采用抛物线拟合光学颜色的形式，其中$B - I$和$g - r$作为示例性拟合，同时还给出了用于拟合其他颜色的参数。我们发现，在大多数情况下，所有类型的CCSNe中，颜色校正的演变是非常均匀的，并且还分别适用于剥离信封和II型SNe。一个单独的适合，适当的SNe表现出强烈的排放，由于冷却后冲击突破，提出。这种方法将使CCSNe的测热光变曲线的创建均匀化，其中观测不能约束发射通量-这对于当前和未来的SN调查特别重要，其中绝大多数事件的典型后续行动将仅发生在光学窗口中，从而导致涉及测热光变曲线的建模的一致比较。SNe 1987 A和2009 jf使用这里提出的方法的测试情况下，和测辐射热光变曲线恢复在每种情况下具有良好的精度。
2013-11-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Estimating the Explosion Time of Core-Collapse Supernovae from Their Optical Light Curves
核心坍缩超新星是高能中微子的主要候选来源之一。因此，IceCube合作已经启动了一个寻找这种信号的计划。冰立方对中微子爆发进行在线搜索，将候选事件的方向转发到光学望远镜网络，以便立即进行后续观测。如果超新星是从光学观测中确定的，除了方向上的符合之外，还需要建立时间上的光子-中微子符合。为了实现这一点，我们提出了一种方法来估计超新星爆炸时间从它的光变曲线使用一个简单的模型。我们用SN 1987 A、SN 2006 aj和SN 2008 D的超新星光变曲线数据测试了该模型，结果表明，爆炸时间可以以优于几个小时的精度确定。
2009-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Optical polarization and spectral properties of the H-poor superluminous supernovae SN 2021bnw and SN 2021fpl
新的光学光度，光谱和成像偏振数据相结合的公开可用的数据来研究两个H-贫超亮超新星（SLSN）SN 2021 bnw和SN 2021 fpl的一些物理性质。对于每个SLSN，从磁星模型与\texttt{MOSFiT}得到的最佳拟合参数不偏离文献中讨论的其他SLSN得到的参数范围。用\texttt{SYN++}进行光谱分析表明，SN 2021 bnw是W型快速演化星，SN 2021 fpl是15 bn型慢速演化星。对SN 2021 fpl在四个时期（+1.8、+20.6、+34.1和+43.0天，静止帧）获得的偏振测量数据的分析表明，$> 3σ$偏振探测范围为0.8--1 $\%$。光谱数据的比较表明，SN 2021 fpl经历的光谱跃迁比SN 2015 bn早一点，在此期间，同样，它可能经历了偏振跃迁。对SN 2021 bnw上获得的偏振测量数据的分析表明，在$\approx$ 2（+81.1天静止帧）的经验扩散时标下，光球的对称性没有任何偏离。这一结果与用该技术在经验扩散时标$\le$ 1观测到的W型SLSN样品上的结果一致，尽管还不清楚有限的光谱窗口对不同物体的影响。可能需要在更高的经验扩散时间尺度下进行测量，以查看任何偏离对称性的情况，如SN 2017 egm文献中所讨论的那样。
2023-03-16 astro-ph.HE
X-ray Observations of Two Type Ia Supernovae with an H$α$ Line in their Optical Spectrum
本文通过Chandra X射线观测两颗低光度Ia型超新星SN 2016jae和SN 2018cqj，未探测到X射线辐射并给出光度上限，表明其周围介质密度在Hα线出现后已显著下降。
2024-06-29 astro-ph.HE
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
Relativistic scaling laws for the light curve in supernovae
为了解释超新星的光变曲线，我们导出了一个经典的动能通量转化为辐射通量的公式。然后，我们引入了一个修正的吸收采用的光学深度作为时间的函数。所开发的框架允许安装Ia型SN 2005cf（B和V）和IIp型SN 2004A（B、V、I和R）的LC。根据泰勒展开式导出了动能通量的相对论公式，并将其应用于GRB 050814的LC。放射性同位素的衰变作为一个驱动程序的LC SN也进行了审查，并介绍了一个新的配方。对阿内特的辐射热光度公式进行了光学厚度修正，并应用于SN 2001 ay。
2015-05-12 astro-ph.HE
Optical color of Type Ib and Ic supernovae and implications for their progenitors
本研究通过文献数据与STELLA辐射流体力学模型发现Ib型超新星在V波段峰值时比Ic型更蓝，并论证了前身星氦含量的二分性是造成这一光学颜色差异的主要原因。
2023-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Exotic Type Ic Broad-Lined Supernova SN 2018gep: Blurring the Line Between Supernovae and Fast Optical Transients
在过去的十年中，人们发现了许多快速演变的瞬变现象，这些现象很难用传统的超新星模型来解释。我们提出了一个这样的对象，SN 2018 gep的光学和紫外线数据，显示了一个快速上升，在最大光附近有一个几乎没有特征的蓝色连续体，并演变为发展更典型的SN Ic-bl的广泛特征，同时在整个观测过程中保留了大量的蓝色通量。蓝色的过剩最明显的是它的近紫外线通量，比其他剥离的包层超新星亮4个星等以上，但在早期的光学g $-$ r色中也可见。它的快速上升时间为$t_{\rm rise,V} \lesssim 6.2 \pm 0.8$天，使其直接进入快速发展的发光瞬变或快速蓝色光学瞬变的新兴类别。在峰值绝对幅度为M $_r=-19.49 \pm 0.23 $ mag的情况下，其处于SNe Ic-bl的上升时间和峰值幅度分布的极端。只有另一个SN Ic-bl具有类似的性质，iPTF 16 asu，其重要的早期时间和UV数据较少。我们发现，SNe 2018 gep和iPTF 16 asu具有相似的光度和光谱特性，它们与SNe Ic-bl和快速演化瞬变天体有许多相似之处。我们获得了SN 2018 gep宿主星系的IFU观测结果，并推导出了SN 2018 gep和iPTF 16 asu的一些属性。我们发现，SN 2018 gep和iPTF 16 asu的宿主星系属性与SNe Ic-bl和GRB/SNe样本总体一…
2020-08-10 astro-ph.HE
The Ultraviolet Colors of Type Ia Supernovae and their Photospheric Velocities
我们比较紫外线（UV）和光学颜色的样本29 Ia型超新星（SNe Ia）观察与雨燕卫星的紫外线光学望远镜（UVOT）的理论模型的不对称爆炸从不同的角度从卡森和Plewa。这包括中紫外（1600-2700埃; uvw 2和uvm 2）和近紫外（2700-4000埃; uvw 1和u）过滤器。我们发现观测到的颜色比模型预测的要红得多，而且这些偏移不太可能是由尘埃变红引起的。我们证实了以前的结果，高速超新星Ia有红色的紫外光学颜色。当通过假设一个恒定的b-v颜色来校正尘埃变红的颜色时，我们发现uvw 1-v或u-v颜色与25超新星Ia的喷出物速度之间没有相关性，这些超新星Ia具有已公布的速度和/或光谱。当假设一个光学的颜色速度关系，2和3.6西格玛的相关性被发现为uvw 1-v和u-v。然而，我们发现，相关性是由红化校正驱动，并可以再现与红化校正的随机颜色。因此，UV颜色和速度之间的相关性的重要性取决于光学颜色-速度关系的假定斜率。经过这样的修正后，uvw 1-v与速度的斜率比模型预测的要浅，并偏移到更红的颜色。在uvw 1-v颜色中仍然存在显著的散射，包括低速时的大的扩散。这表明NUV蓝/红扩散不仅仅是由光球速度引起的。uvm 2-uvw 1的颜色也显示出与速度无关的大的色散。
2018-07-26 astro-ph.HE
Late-Time Infrared Cooling in Magnetar-Driven Supernovae
Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）
研究磁星驱动超新星晚期红外冷却机制，发现[Ne II] 12.8μm为最强冷却剂，红外冷却在爆炸后3-6年主导，JWST可检测至z ~ 0.1。
2026-01-15 astro-ph.HE
Reddened, Redshifted, or Intrinsically Red? Understanding Near-Ultraviolet Colors of Type Ia Supernovae
了解Ia型超新星（SNe Ia）的固有颜色对于它们作为宇宙学标准烛光的使用是很重要的。理解红化和红移对观测到的颜色的影响是复杂的，取决于本征光谱，滤波曲线和红化的波长依赖性。我们目前的紫外线和光学数据的不断增长的样本的超新星Ia观察与紫外/光学望远镜的雨燕航天器和使用这个样本重新检查近紫外（NUV）的颜色的超新星Ia。我们发现，少量的红化（E（B-V）=0.2 mag）可以解释指定为NUV-蓝色和NUV-红色的组之间的差异，并且适度的红化（E（B-V）=0.5 mag）可以解释整个NUV光学差异。然而，变红的情况与中UV颜色和颜色演变不一致。光是红移的影响只能解释一部分的变化。利用SN 2011 fe的光谱模板，我们可以对红移和红化的影响进行正演模拟，并直接与观测到的颜色进行比较。我们发现一些SNe与SN 2011 fe的红色版本一致，但大多数SNe Ia在uvw 1-v颜色中比SN 2011 fe红到相同的b-v颜色。绝对星等显示，五颗超新星中有两颗是蓝色的，因为它们的近紫外光度很高，而另外三颗则是光学上较暗的。我们还表明，SN 2011 fe不是一个“正常”的超新星在紫外线，但有颜色放置在我们的样品的蓝色极端。
2017-06-08 astro-ph.HE
General Relativistic Three-Dimensional Multi-Group Neutrino Radiation-Hydrodynamics Simulations of Core-Collapse Supernovae
我们报告了一组长期的广义相对论三维（3D）多群（能量相关）中微子辐射流体动力学模拟的核心坍缩超新星。我们采用了一个完整的3D两个时刻计划与当地的M1封闭，三个中微子物种，和12个能源集团每个物种。有了这个，我们遵循后核心反弹的核心的非旋转$27$祖在完全无约束的3D和八分圆对称的$\gtrsim$ $ 380\,\mathrm{ms}$。在无约束的模拟中，我们发现了非对称失控爆炸的发展。我们测试我们的结果的分辨率依赖性，并与以前的工作一致，发现低分辨率人为地艾滋病爆炸，并导致早期失控膨胀的冲击。在低分辨率下，八分圆和全3D动态在性质上非常相似，但在高分辨率下，只有全3D模拟显示爆炸的开始。
2017-04-06 astro-ph.HE
Optical tomography of chemical elements synthesized in Type Ia supernovae
我们报告了三个年轻的Ia型超新星遗迹（SNR）的非辐射冲击喷出物的光发射的发现：SNR 0519 - 69.0，SNR 0509 - 67.5和N103B。深积分场光谱观测揭示了广泛的和空间分辨的[Fe XIV] 5303发射。宽线的宽度首次揭示了反向冲击速度。对于其中的两个遗迹，我们可以用演化模型来约束潜在的超新星爆炸。SNR 0519 - 69.0可以很好地解释为一个标准的近亚克拉塞卡质量爆炸，而SNR 0509 - 67.5我们的分析表明一个高能的亚克拉塞卡质量爆炸。随着[S XII]，[Fe IX]和[Fe XV]的检测，我们可以独特地看到爆炸的不同层。我们把这种新的分析技术称为“超新星遗迹断层扫描”。
2019-06-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Near-infrared and Optical Nebular-phase Spectra of Type Ia Supernovae SN 2013aa and SN 2017cbv in NGC 5643
我们提出了SN 2013aa和SN 2017cbv，两个Ia型超新星（SNe Ia）在同一个宿主星系，NGC 5643的郊区的多波长时间序列光谱。这项工作利用了卡内基超新星项目II获得的新的星云相近红外（NIR）光谱，除了以前公布的光学和NIR光谱。通过测量星云相[Fe II]线的光学和近红外光谱，我们研究爆炸的运动学和测试文献中常用的几种发射线拟合技术的功效。NIR [Fe II] 1.644 $μ$ m谱线提供了最稳健的速度测量值，可应对因选择拟合方法和谱线混合而产生的变化。由于选择不同的拟合方法，初始拟合参数，连续和线轮廓函数，和适合的区域边界的速度测量结果的影响进行了研究。NIR [Fe II]速度产生与使用光学[Fe II] 7155 A线测量的速度相同的径向位移方向，但位移的大小一致且显著较低，这表明光学研究中存在潜在问题。近红外[Fe II] 1.644 $μ$ m的发射轮廓显示，在两个超新星Ia缺乏显着的不对称性，所观察到的低速度提高了校正任何径向速度贡献的重要性，从宿主星系的旋转。在星云相位的近红外光谱中测得的低[Fe II]速度不利于SN 2013aa和SN 2017cbv在近距离双简并系统中的大多数祖先场景。近红外[Fe II] 1.644 $μ$ m谱线的时间演化也表明了中等高的祖先白矮星中心密度和潜在的高磁场。这些兄弟姐妹SNe Ia在早期和晚期都被很好地…
2023-03-03 astro-ph.HE
Timing coincidence search for supernova neutrinos with optical transient surveys
本文研究利用光学瞬变巡天确定核心坍缩时间，以提高Hyper-Kamiokande等下一代探测器对中间距离超新星中微子的探测显著性，发现需约十年运行方可实现可靠探测。
2023-06-30 astro-ph.HE
Significant Luminosity Differences of Two Twin Type Ia Supernovae
位于NGC 3972的Ia型超新星（SNe Ia）2011 by和位于M101的2011 fe是光学上的“孪生”，它们具有几乎相同的光学光变曲线形状、颜色和接近最大亮度的光谱。然而，SN 2011 fe在峰值亮度之前和峰值亮度时的紫外线（UV; 1600 < lambda < 2500 A）通量明显高于SN 2011。理论认为，具有较高母体金属丰度的Ia超新星应该（1）在峰值附近具有额外的紫外不透明度，因此具有较低的紫外通量;（2）具有基本不变的光谱能量分布;（3）具有类似的光学光变曲线形状;（4）由于过量的中子，以放射性56 Ni为代价产生更稳定的Fe族元素，因此具有较低的峰值光度。Foley & Kirshner（2013）认为SNe 2011 by和2011 fe之间的紫外线通量差异是由于它们的祖先具有显著不同的金属丰度。SN 2011 fe和SN 2011 fe的峰值绝对星等（Delta M_V，峰值= 0.60 +/- 0.36等）也有很大的差异，但差异并不显著，SN 2011 fe更明亮。我们提出了一个新的造父变星距离NGC 3972，显着提高了距离测量的SN 2011的精度。通过这些新数据，我们确定SNe具有显著不同的峰值亮度（Δ M_V，峰值= 0.335 +/- 0.069等），对应于SN 2011 fe产生的56 Ni比SN 2011 by多38%，并为这些SN…
2018-06-21 astro-ph.HE
Optical studies of two stripped envelope supernovae SN 2015ap (Type Ib) and SN 2016P (Type Ic)
本文介绍了Ib型SN 2015 ap和Ic型SN 2016 P的光度学和光谱学研究。SN 2015 ap是Ib型中的一颗明亮的（M $_{V}$ = $-$ 18.04等），而SN 2016 P则是Ic型SN e中的一颗平均值（M $_{V}$ = $-$ 17.53等）。SNe 2015 ap和2016 P的热释光曲线模型表明，SNe都是由$^{56}$ Ni +磁星模型提供动力的，$^{56}$ Ni质量为0.01 M $_{\odot}$和0.002 M $_{\odot}$，喷出物质量为3.75 M $_{\odot}$和4.66 M $_{\odot}$，自旋周期P $_{0}$分别为25.8 ms和36.5 ms，磁场B $_{p}$分别为28.39 $\times$ 10 $^{14}$高斯和35.3 $\times$ 10 $^{14}$高斯。SN 2015 ap的早期光谱显示出明显的He谱线，由于Fe络合物而具有“W”特征，而其他的Mg II，Na I和Si II谱线在SN 2015 ap和2016 P中都存在。星云相位[O I]剖面表明SN 2015 ap的不对称剖面。SN 2015 ap的[O I]/[Ca II]比值和星云光谱模型暗示其前身质量在12 $-$ 20 M $_{\odot}$之间。
2020-06-19 astro-ph.HE
Carnegie Supernova Project-II: Extending the Near-Infrared Hubble Diagram for Type Ia Supernovae to $z\sim0.1$
卡内基超新星计划II（Carnegie Supernova Project II，简称CSP II）是美国国家科学基金会资助的一个为期四年的计划，目的是对位于光滑哈勃流（$0.03 \lesssim z \lesssim 0.10$）中的$\sim100$ Ia型超新星的“宇宙学”样本进行光学和近红外观测。光变曲线还获得了“物理”样本组成的90个附近的Ia型超新星在$z \leq 0.04$选择近红外光谱时间序列观测。CSP-II的主要重点是使用光学和近红外测光的组合，以实现优于5%的距离精度。在本文中，超新星样本的细节，观测策略，测光数据的特点提供。在配套文件中，近红外光谱组成部分的项目。
2018-10-18 astro-ph.HE
High-Resolution Three-Dimensional Simulations of Core-Collapse Supernovae in Multiple Progenitors
核心坍缩超新星的三维模拟为迄今尚不确定的驱动成功爆炸的机制提供了新的见解。虽然关于3D是否比2D更容易获得爆炸仍然存在争议，但不可否认的是，3D和2D模拟结果之间存在定性和定量差异。我们提出了一套广泛的高分辨率一维，二维和三维的核心坍缩超新星模拟与多物种中微子泄漏在两个不同的祖先进行。我们的模拟证实了Couch（2013）的结果，表明2D比3D更容易爆炸。我们认为，这是由于2D的不足，以准确地捕捉三维动态的重要方面。我们发现，如果不人为地提高中微子加热速率，我们不会获得爆炸的3D。我们研究中微子驱动的对流和常设吸积激波不稳定性的发展，并发现，在不同的制度，无论是不稳定性可以占主导地位。我们发现了15- $M_\odot$和27- $M_\odot$两个原型的吸积激波不稳定性增长的证据，然而，它在三维爆炸模型中较弱。与我们的无轴三维笛卡尔模拟相比，这两种不稳定性的增长率沿二维对称轴人为地增强。我们的工作强调了越来越多的共识，即如果我们希望解决爆炸如何提供动力的谜团，就必须在3D中研究核心坍缩超新星。
2014-03-07 astro-ph.HE
R-process Nucleosynthesis from Three-Dimensional Magnetorotational Core-Collapse Supernovae
我们研究了三维（3D）广义相对论磁流体动力学模拟快速旋转强磁化核坍缩的r-过程核合成。模拟包括一个微物理有限温度状态方程和泄漏计划，捕捉整体能量和轻子数交换由于反弹后中微子发射和吸收。我们用核反应网络天网追踪喷射物质的成分。我们的研究结果表明，磁旋转核心坍缩超新星（CCSN）的三维动力学是重要的核合成签名。我们发现，超过第二个峰值的r-过程材料的生产减少了100倍时，由快速旋转的核心产生的磁旋转射流进行扭结不稳定性。我们的研究结果表明，3D磁旋转供电CCSNe是一个强大的r-过程源，只有当他们获得的核心与不切实际的大预塌陷磁场的顺序$10^{13}$ G的崩溃。此外，我们限制为轴对称的比较模拟导致对于较低磁场强度的r工艺生产过于乐观。
2017-12-26 astro-ph.HE
X-ray emission from supernovae in dense circumstellar matter environments: A search for collisionless shocks
（节录）。一些超新星的光学光变曲线可能是由爆炸冲击波在光学厚的星周物质（CSM）中沉积的能量向外扩散提供动力的。最近的研究表明，在光学厚的风中，以辐射为媒介和主导的激波必须转变为无碰撞激波，并能产生硬X射线。相对于最大可见光，X射线预计在较晚的时间达到峰值。在这里，我们报告的搜索，使用斯威夫特和钱德拉，X射线发射属于类的祖先被怀疑是嵌入在密集的CSM（IIn/Ibn/SLSN-I）的28 SNe。在我们的样品中的两个SNe的X射线属性是大致一致的预期X射线从碰撞冲击在光学厚CSM。因此，我们认为它们的光学光变曲线是由CSM中的冲击击穿提供动力的。我们发现，另外两个事件是太X射线明亮的SN最大的光学光的冲击爆发模型来解释。我们的结论是，一些，但不是所有的，类型IIn/Ibn SNe的光变曲线是由CSM的冲击突破。对于我们样本中的其余SNe，包括所有SLSN-I事件，我们的X射线极限不够深，并且通常在过早的时间获得以得出关于其性质的结论。我们认为，SNe的光学光变曲线（其X射线发射在较晚时间达到峰值）可能是由致密CSM的冲击能扩散提供动力的。我们评论的可能性，以检测其中一些事件的无线电。
2012-06-04 astro-ph.HE
Carnegie Supernova Project-II: Near-infrared Spectroscopy of Stripped-Envelope Core-Collapse Supernovae
本文介绍了卡内基超新星计划II（CSP-II）获得的34颗剥层包层核心坍缩超新星（SESNe）的75个近红外（NIR; 0.8 $-$ 2.5 $μ$ m）光谱，包括光谱类型IIb、Ib、Ic和Ic-BL。光谱的相位范围从最大值前到最大值后80天。这个独特的数据集构成了迄今为止最大的SESNe近红外光谱样本。近红外光谱提供了光学中无法获得的额外信息。具体来说，近红外包含He I的共振线，并允许更详细地观察Ic型超新星是否完全剥离了其外层He层。SESNe的近红外光谱具有广泛的相似性，但通过统计手段进行的更仔细的检查揭示了近红外“富He”和“贫He”SNe之间的强烈二分法。这些近红外子群几乎完全对应于光学IIb/Ib和Ic/Ic-BL类型，分别。在2 $μ$ m区域观察到两组之间的最大差异，靠近He I $λ$ 2.0581 $μ$ m线。这两个群体之间的划分不是沿着连续序列的任意划分。早期光谱的富氦SESNe显示更强的He I $λ$ 2.0581 $μ$ m的吸收相比，氦穷人组，但具有广泛的轮廓形状。同一条线也提供了证据，表明在氦缺乏组中，我们的SNe中有一半含有微量的氦。
2021-10-22 astro-ph.HE
Enhanced mass-loss rate evolution of stars with $\gtrsim 18 M_\odot$ and missing optically-observed type II core-collapse supernovae
我们发展的恒星模型与零年龄的主序（ZAMS）质量的$M_{\rm ZAMS} \gtrsim 18 M_\odot$的假设下，他们经历了一个增强的质量损失率时，在高光度穿越不稳定带，并得出结论，他们中的大多数结束Ibc型超新星（SNe Ibc）或尘埃遮蔽SNe II。我们探讨什么水平的增强质量损失率在不稳定带将是必要的，以解释“红超巨星（RSG）的问题”。这个问题指的是用$M_{\rm ZAMS} \gtrsim 18 M_\odot$观测到的核心坍缩超新星祖先的缺乏。也就是说，我们研究什么增强的质量损失率可以使所有这些恒星实际上爆炸为CCSNe。我们发现，质量损失率至少应该增加约10倍。我们通过分析恒星包层中的氢质量和爆炸时尘埃风的光学厚度得出这一结论，并粗略估计，在我们的假设下，这些恒星中只有大约五分之一爆炸为未被遮蔽的SNe II和SNe IIb。大约10%-15%的SNe II是模糊的，红外线明亮，但明显非常微弱，其余的，大约65%-70%，作为SNe Ibc结束。然而，统计上的不确定性仍然太大，无法决定是否许多具有$M_{\rm ZAMS} \gtrsim 18M_\odot$的恒星不会像中微子驱动爆炸机制所预期的那样爆炸，或者是否所有的恒星都像抖动喷流爆炸机制所预期的那样爆炸为CCSNe。
2020-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Absolute Magnitudes of 1991T-like Supernovae
1991类T超新星（英语：1991 T-like supernovae）是Ia型超新星中浅硅分支（SS）的一个发光、缓慢衰减的极端。它们的光谱特征是极弱的Ca II H & K和Si II $\lambda6355$，以及在极大值前阶段强烈的Fe III吸收特征，并且长期以来一直被怀疑与正常的Ia型超新星相比过于明亮。在本文中，赝等效宽度的Si II $λ$ 6355吸收光变曲线阶段获得的$\leq+10$天结合的形态的$i$ -波段光变曲线，以确定1991年的样本T类超新星在卡内基超新星计划-II。哈勃图残差显示，在光学和近红外波长，这些事件是过度发光的$\sim$ 0.1-0.5等相对于不太极端的分支SS（1999 aa类）和分支核心正常超新星具有类似的$B$波段光变曲线下降率。
2022-09-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Studying Supernovae in the Near-Ultraviolet with the NASA Swift UVOT Instrument
用NASA Swift UVOT仪器进行的近紫外和中紫外（NUV：2000- 3500 $Å$）观测表明，光学正常的超新星Ia具有NUV光学颜色演化的特征，可以分为NUV蓝色和NUV红色组，大约三分之一的观测事件显示NUV蓝色曲线。结合NUV-蓝色事件和光谱中未燃烧碳的检测之间的明显相关性，分组可能指向正常SN Ia分类中的根本差异。认识到所有Ia型超新星的NUV光学颜色的戏剧性的时间演化，以及这种细分的存在，对于将附近的Ia型超新星与中等或高$z$事件进行比较的研究是很重要的，目的是在宇宙学上利用Ia型超新星。SN 2011 fe被证明是NUV-蓝色组，这将有助于解释SN 2011 fe的INTEGRAL SPI活动的伽马射线线结果。
2012-01-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
Multi-color Optical and NIR Light Curves of 64 Stripped-Envelope Core-Collapse Supernovae
本文给出了64颗低红移（z < 0.05）条带包层超新星（IIb、Ib、Ic和Ic-bl型超新星）的光变曲线。这些数据是在2001年至2009年期间在弗雷德L。惠普尔天文台（FLWO）位于Mt.美国亚利桑那州霍普金斯大学，光学FLWO 1.2米和近红外PAIRITEL 1.3米望远镜。我们的数据集包括4543个61 SN的光学光度测量，包括UBVRI，UBVr 'i'和u 'BVr' i '的组合，以及2142个25 SN的JHK近红外测量。该样本构成了迄今为止最广泛的带状包络SN多色数据集。我们的测光是基于模板减去图像，以消除任何潜在的主机星系光污染。这项工作提出了这些光度数据，将它们与文献中的数据进行比较，并估计基本的统计量：最大值，颜色和光度特性的日期。我们确定有前途的颜色趋势，可能允许识别剥离信封SN亚型从他们的测光。CfA SN小组用光谱法观察到了其中许多SN，光谱见配套论文（Modjaz等人，2014）。一个彻底的探索，结合CfA光度学和光谱学的剥离信封核心塌陷SN将在后续文件。
2014-05-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early excess emission in Type Ia supernovae from the interaction between supernova ejecta and their circumstellar wind
研究了Ia型超新星抛射物与星周风相互作用对测光性质的影响，发现特定质量损失率下CSM相互作用会导致光学和紫外波段的早期超量发射及颜色演化。
2023-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comparison of the optical light curves of hydrogen-rich and hydrogen-poor type II supernovae
II型超新星（SNe II）的光谱在其整个演化过程中都表现出强的氢特征，而IIb型超新星（SNe IIb）的光谱则从早期的主要氢谱线演化到后来越来越强的氦谱线，但目前还不清楚这两类超新星（SN）的祖先是否形成了SN前氢质量的连续体，或者它们在物理上是否是不同的。SN光变曲线形态直接关系到包层中氢含量、SN前半径、爆炸能量和放射性物质合成质量等祖源和爆炸性质。在这项工作中，我们研究了富氢SNe II和贫氢SNe IIb的光学波长光变曲线的形态，以测试两者之间是否存在观测连续性。使用95个SNe样本（73个SNe II和22个SNe IIb），我们定义了一系列关键观测参数，并对两种类型进行了比较分析。我们发现，缺乏事件的桥梁所观察到的性能的SNe II和SNe IIb。光变曲线参数，如上升时间和后最大下降率和曲率明显分开的SN类型，因此，我们得出结论，没有连续的，与两个SN类型形成两个观测不同的家庭。在V波段，上升时间为17天（SNe II较低，SNe IIb较高），爆发后30天和40天之间的震级差为0.4等（SNe II较低，SNe IIb较高），作为区分两种类型的近似阈值。
2019-08-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The early UV/Optical emission from core-collapse supernovae
我们推导出一个简单的近似模型，描述了早期，小时到天，紫外/光学超新星发射，这是由膨胀的外部<0.01太阳质量的一部分的冲击加热的信封，并之前的放射性衰变驱动的光发射。我们的模型包括一个近似的描述的时间依赖性的不透明度（主要是由于重组），和从黑体光谱的发射光谱的偏差。我们表明，早期UV/O辐射的特征限制了祖星的半径，其包络成分，以及喷出物能量与质量的比值E/M。对于He包层，忽略复合效应可能导致祖半径的高估超过一个数量级。我们还表明，在不同波长的相对消光可以推断出在这些波长的光变曲线，消除不确定性的估计祖半径由于红化（但不是E/M的不确定性，由于绝对消光）。Ib型SN 2008 D和IIp型SNLS-04 D2 dc的早期UV/O观测结果与我们的模型预测一致。对于SN 2008 D，我们发现祖半径约为。10^11厘米，这表明氦包层含有大量的C/O组分。
2013-04-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Late Time Optical Evolution of Twelve Core-Collapse Supernovae: Detection of Normal Stellar Winds
本文利用LBT光学数据和差分成像分析了12颗核坍缩超新星的晚期演化，发现其晚期辐射主要源于星周介质与红超巨星正常星风的相互作用，并约束了双星伴星和前身星性质。
2022-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
GRB off-axis afterglows and the emission from the accompanying supernovae
伽马射线暴（GRB）余辉可能是在GRB喷流与外部介质相互作用的激波中产生的。长持续时间的伽玛暴也与强大的超新星（SNe）有关。我们认为，光学和无线电余辉的长伽玛暴爆炸沿射流轴（“轴上”余辉）和错位观察（“离轴”余辉）。以SN 1998bw为原型，将余辉的光发射与伴随的SN的光发射进行比较，我们发现只有百分之几的余辉在离轴观察时比SN更亮。对于可观测的光学离轴余辉，视角最多是伽玛射线暴喷流半张角的两倍。无线电离轴余辉应该在几百百万秒差距内被即将到来的无线电勘测探测到。我们建议，这些调查将作为“无线电触发器”，专用无线电设施应跟踪这些来源。后续行动可以揭示无线电SN残留物的存在，如果存在的话。此外，他们可以探测到一个温和的相对论性成分的存在，无论是与伽玛射线暴喷流或SN喷出物，预计在这些来源。
2016-08-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Sub-Chandrasekhar progenitors favoured for type Ia supernovae: Evidence from late-time spectroscopy
铁、镍和钴的第一和第二电离阶段的非局域热平衡（NLTE）能级粒子数模型被用来拟合Ia型超新星（SNe Ia）的XShooter光学+近红外（NIR）光谱样本。从NIR线与光学线的比率，可以对发射区域的温度和密度设置限制。我们发现这些参数在我们的样本中有类似的演变。使用Fe II 12 $\,$ 570 $\,\mathring{A}\,$到7 $\,$ 155 $\,\mathring{A}\,$线的演变作为仅覆盖光学波长的光谱拟合的先验，我们表明7200 $\,\mathring{A}\,$特征完全由[Fe II]和[Ni II]单独解释。这种方法使我们能够确定丰富的镍II $\,$ / $\,$ Fe II的大样本的130个光学光谱的58超新星Ia的不确定性小到足以区分之间的Pracrasekhar质量（M $_{\text{Ch}}$）和子Pracrasekhar质量（子M $_{\text{Ch}}$）爆炸模型。我们的结论是，大多数（85 $\%$）的正常SNe Ia有一个Ni/Fe丰度，这是在与预测的亚M $_{\text{Ch}}$爆炸模拟的$\sim Z_\odot$祖。只有一小部分（11 $\%$）的对象在样品中的Ni/Fe丰度与M $_{\text{Ch}}$爆炸模型。
2019-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar Tidal Disruptions by Newborn Neutron Stars or Black Holes: A Mechanism for Hydrogen-poor (Super)luminous Supernovae and Fast Blue Optical Transients
本文提出新生中子星或黑洞受natal kick撞击并潮汐瓦解双星伴星，通过超爱丁顿吸积风与超新星抛射物碰撞转化为辐射，从而解释贫氢（超）亮超新星与快速蓝色光学暂现源的机制。
2025-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectroscopic Studies of Type Ia Supernovae Using LSTM Neural Networks
提出了一种基于长短期记忆（LSTM）神经网络的数据驱动方法，用于分析Ia型超新星（SNe Ia）的光谱时间序列。该数据集包括来自361个单独的SNe Ia的3091个光谱。该方法允许基于最大光附近的单个观测光谱精确重建Ia型超新星的光谱序列。光谱重建的精度随着光谱时间覆盖的增加而增加，但是在光学最大值附近的多历元数据的显著益处仅对于间隔超过一周的观测是明显的。该方法在提取Ia型超新星的光谱信息方面表现出很强的能力，并表明Ia型超新星最关键的信息可以从光学极大值附近的单个光谱中获得。我们已经开发的算法是重要的光谱后续观测的规划未来SN调查与LSST/鲁宾和WFIRST/罗马望远镜。
2022-05-05 astro-ph.HE astro-ph.IM
Extending the sample of core-collapse supernovae for searches of axion-like-particle induced gamma-ray bursts with the Fermi LAT
在核心坍缩超新星（SN）中，类轴子粒子（ALP）可以通过Primakoff过程产生，随后在银河系的磁场中转化为伽马射线。我们利用一个在可见光波段的河外超新星样本，估计了核心坍缩的时间，并利用费米大天区望远镜（LAT）寻找一个符合的伽马射线暴。假设LAT视野内至少包含一个SN，我们排除了SN 1987 A中先前限制的$\sim$ 5倍内的光子-ALP耦合。随着越来越多的SNe观测光学调查，我们的研究结果表明，探测ALP暗物质结合光学和伽马射线观测的潜力。我们还提供了估计爆炸时间的15个近距离SNe最近观察到的ZTF的初步结果。我们的研究结果表明，爆炸时间可以在一天内估计（仅统计不确定性），使其成为后续LAT分析的有希望的目标。
2021-08-04 astro-ph.HE hep-ph
Pre-Explosion Properties of Helium Star Donors to Thermonuclear Supernovae
氦星-碳氧白矮星（CO WD）双星是热核超新星的潜在单简并祖先系统。重新访问一组二进制演化计算使用恒星演化代码$\texttt{MESA}$，我们完善我们以前的预测，哪些系统可以导致热核超新星，然后表征的氦星施主在爆炸时的属性。我们将这些模型属性转换为NUV/光学量级假设黑体光谱，并支持这种方法使用匹配的恒星大气模型。这些模型将是有价值的比较与爆炸前的成像为未来的超新星，虽然我们强调的观测困难，检测极蓝的同伴。与SN 2012 Z相关的爆炸前源被解释为氦星双星，包含一个最初在多天轨道上的超大质量WD。然而，我们的二元模型扩展到初始CO WD质量高达$1.2\,M_{\odot}$，我们发现，这些系统进行偏离中心的碳点火，因此预计不会产生热核超新星。这种张力表明，如果SN 2012 Z与氦星- WD双星相关联，那么来自系统的爆炸前光学光必须被双星环境显着修改和/或WD没有富碳的内部成分。
2021-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae with Two Peaks in the Optical Light Curve and the Signature of Progenitors with Low-mass Extended Envelopes
超新星光变曲线的早期观测是揭示其祖先爆炸前结构和爆炸前质量损失历史的有力工具。一些在爆炸后的第一天被探测到的核心坍缩超新星在光学波段显著地显示出两个峰值，包括$R$和$I$波段，其中第一个峰值似乎是由冲击表面物质的冷却提供动力，第二个峰值显然是由放射性衰变提供动力。SN 1993 J和2011 dh的光变曲线在理论上已经被详细研究过，发现它们可以用具有扩展的低质量包层的祖先来解释。这里我们推广了这些结果。首先，我们探讨这种类型的双峰光变曲线是否可以由具有“标准”密度分布的祖先产生，例如红超巨星或沃尔夫-拉叶星。我们发现，标准的前身（1）不能在$R$和$I$波段产生双峰光变曲线，（2）不能表现出在第一个峰之后所看到的热光度的快速下降。然后，我们探索了一个祖先的签名与一个紧凑的核心所包围的扩展，低质量的材料。这可能是一个流体静力学的低质量包层或在爆炸前喷出的物质。我们表明，它自然产生这两个功能。我们使用这个结果来提供简单的公式来估计（1）从第一个峰的时间开始的扩展材料的质量，（2）从第一个峰的亮度开始的扩展材料半径，以及（3）从两个峰之间的亮度最小值开始的核心半径的上限。
2014-08-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optically Informed Searches of High-Energy Neutrinos from Interaction-Powered Supernovae
本研究提出半解析模型，分析IIn型超新星与致密星周介质相互作用产生的中微子与光学信号联系，发现仅靠光学观测预测中微子事件存在不确定性，强调多波长观测对提升中微子搜寻至关重要。
2023-07-04 astro-ph.HE astro-ph.IM hep-ph
