The metal and dust yields of the first massive stars
我们量化的作用人口（流行）III核心坍缩超新星（SNe）作为第一个宇宙尘埃污染。从一组质量在[13 - 80] Msun范围内的恒星祖先开始，我们发现新形成的尘埃的质量和成分取决于喷出物的混合效率和爆炸过程中经历的回落程度。对于标准的Pop III SNe，其爆炸被校准以重现[Fe/H] <-2.5的星系晕恒星的平均元素丰度，在均匀混合（未混合）的喷出物中可以形成0.18 - 3.1 Msun（0.39 - 1.76 Msun）的尘埃，主要的颗粒物质是硅酸盐。我们还调查了尘埃形成的喷出物微弱的流行III SN，喷出物经历了一个强大的回落。通过检查一组模型，定制，以尽量减少分散与碳增强星系晕恒星的丰度与[Fe/H ] <-4，我们发现，无定形碳是唯一的颗粒物种的形式，与质量范围为2.7 × 10^{-3} - 0.27 Msun（7.5 × 10^{-4} - 0.11 Msun）的均匀混合（未混合）喷出物模型。最后，对于所有的模型，我们估计的数量和组成的尘埃，幸存下来的反向冲击的通道，并发现，根据拱星介质密度，3%和50%（10 - 80%）之间的尘埃产生的标准（微弱）流行III SNe可以有助于早期的尘埃富集。
2015-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resurrection of type IIL supernova 2018ivc: Implications for a binary evolution sequence connecting hydrogen-rich and -poor progenitors
对超新星（SNe）同步辐射的长期观测，覆盖了爆炸后一年多的时间，提供了一个独特的机会，通过质量损失率的变化来研究大质量恒星在其生命的最后一千年中的不太了解的演化。在这里，我们提出了我们的一个特殊的类型IIL SN 2018 ivc的长期监测的结果，使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。在最初的衰变之后，它在爆炸后约一年开始显示出前所未有的重新明亮。这是在同步辐射中显示这种再增亮的罕见例子之一，也是在毫米波长下的第一个例子。我们发现它是在光学薄制度不同的光学厚厘米发射。因此，我们可以稳健地重建星周物质（CSM）的分布，从而重建最后~ 1，000年的质量损失历史。我们发现SN 2018 ivc的前身在爆炸前1,500年经历了非常高的质量损失率（>~10^{-3} Msun/yr），随后在爆炸前经历了中等高的质量损失率（>~10^{-4} Msun/yr）。根据这种行为，我们认为SN 2018 ivc代表了向SNe IIb演化的极端版本，它将贫氢SNe（向SNe Ib/c，没有氢包层）和富氢SNe（SNe IIP，有大质量包层）连接起来。
2023-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type IIn Supernova SN 2010jl: Optical Observations for Over 500 Days After Explosion
我们提出了广泛的光学观测IIn型超新星（SN）2010 jl的第一个1.5年后发现。UBVRI的光变曲线在星云阶段表现出一个有趣的两阶段演化，在光学极大值后约90天几乎变平。SN 2010 jl的本征H_α光度是SN IIn中最高的，特别是在晚相，表明SN喷出物与其前身喷出的致密环星物质（CSM）之间存在强相互作用。这也可以通过在光谱中持续存在的非常强的巴耳末线来表明。SN 2010 jl的一个有趣的光谱演化是巴耳末线的不对称性。这些线可以很好地分解为窄分量和中等宽度分量。中宽分量的强度和蓝移均随时间稳定增加，直到达到最大值后的t ~ 400天，但在t ~ 500天时，当谱线轮廓再次出现相对对称时，蓝移变少。由于纯红化效应会导致光变曲线的突然下降和谱线的渐进蓝移，因此我们认为SN 2010 jl中H线的不对称轮廓不太可能是由于喷出物内部新形成的尘埃的消光造成的，这与一些早期研究的解释相反。基于一个简单的CSM相互作用模型，我们推测SN 2010 jl的前身星在爆炸前的几十年内可能经历了巨大的质量损失（约30-50 M_sun）。考虑到缓慢移动的恒星风（例如，~ 28 km/s），推测SN 2010 jl的前身星可能经历了红超巨星阶段，最终爆炸为初始质量大于30-40 M_sun的后红超巨星。
2012-08-30 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
Massive stars exploding in a He-rich circumstellar medium. VI. Observations of two distant Type Ibn supernova candidates discovered by La Silla-QUEST
本文介绍了La Silla-QUEST巡天发现的奇特的带状包络超新星（SNe）LSQ 12 btw和LSQ 13 ccw的光学观测。LSQ 12 btw达到M（g）= -19.3 +-0.2的绝对峰值幅度，并显示出不对称的光变曲线。严格的发现前限制限制了它达到最大亮度的上升时间小于4天，峰后光度下降较慢，类似于SN~Ibn 2006 jc的原型。LSQ 13 ccw有些不同：虽然它也表现出非常快的上升到最大值，但它达到了一个较暗的绝对峰值（M（g）= -18.4 +- 0.2），并经历了一个非常快速的峰后下降，类似于在特殊的SN~Ib 2002 bj中观察到的。一个严格的预发现的限制和早期边缘检测LSQ 13 ccw允许我们确定爆炸时间的不确定性为1天。LSQ 12 btw的光谱显示出典型的Ibn型超新星的窄He~I发射线，表明超新星喷出物与富He的星周物质发生了相互作用。LSQ 13 ccw的He I谱线表现出叠加在宽谱线上的弱窄谱线。一个未解决的Halpha线也被检测到，这表明一个试探性的类型Ibn/IIn分类。对于其他的SNe~Ibn，我们认为LSQ 12 btw和LSQ 13 ccw可能是由在核心坍缩之前经历了不稳定阶段的Wolf-Rayet星的爆炸引起的。我们检查的主机星系的SNe伊本，我们表明，所有的，但一个托管在螺旋星系，可能在环境中跨越广泛的金属丰度范围。
2015-02-17 astro-ph.SR
LSQ14efd: observations of the cooling of a shock break-out event in a type Ic Supernova
我们提出的光度和光谱演化的Ic型超新星LSQ 14 efd，发现的La Silla QUEST调查，其次是PESSTO。LSQ 14 efd在爆炸后几天被发现，观测时间长达100天。早期的光度点显示了超新星爆炸时，祖先经历的冲击爆发事件冷却的特征，这是第一个Ic型超新星爆炸。与Ic型超新星光谱的比较显示，LSQ 14 efd与Ic型SN 2004 aw非常相似。这两颗超新星的动能介于标准Ic爆炸和已知能量最高的爆炸（如SN 1998 bw）之间。我们计算了光变曲线峰值的分析模型，并估计出喷出物的质量为6.3 +/- 0.5 Msun，合成镍的质量为0.25 Msun，动能为Ekin = 5.6 +/- 0.5 x 10^51 erg。LSQ 14 efd和GRB事件之间没有联系。然而，我们指出这颗超新星与奇特的SN-Ia 1999 ac和SN-Iax SN 2008 A在光谱上有一些相似之处。一个核心崩溃的起源是最有可能考虑到光谱，光度的演变和检测的冷却冲击爆发。
2017-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
The diverse lives of progenitors of hydrogen-rich core-collapse supernovae: the role of binary interaction
富氢超新星，被称为II型（SNe II），是大质量恒星核心坍缩后观察到的最常见的爆炸类型。我们使用分析估计和人口合成模拟来评估SNe II祖细胞的分数，预计已交换质量与同伴爆炸前。我们估计，1/3到1/2的SN II祖星在爆炸前与双星伴星有质量交换的历史。导致SN II祖星的主要双星通道涉及双星的合并。合并预计将产生多样性的SN II祖先的特点，这取决于进化的时间和合并的属性。另一种可能是，来自相互作用的双星的SN II祖先可能从它们的伴星吸积了质量，然后在伴星爆炸后被从双星系统中弹射出来。我们表明，SN II的祖先，预计经历了二元相互作用的整体分数是强大的对我们的模型中的主要物理不确定性。然而，不同的二元进化通道的相对重要性受到改变物理假设的影响。我们进一步讨论的方式，二进制可能有助于观察到的多样性SNE II考虑潜在的观测签名所产生的每个二进制通道。对于在爆炸时具有大量富氢包层的超新星（即，除了IIb型SNe外，一颗幸存的非致密伴星通常表明超新星的前身星是一颗宽的、没有相互作用的双星。我们认为，即使是II-P型SNe的一个显着的一部分，预计已获得质量的同伴爆炸前。
2019-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type IIb Supernova 2013df Entering Into An Interaction Phase: A Link between the Progenitor and the Mass Loss
我们报道了IIb型超新星（SN IIb）2013 df的晚期演化。SN 2013 df在爆炸后约1年的光谱特征发生了巨大变化。早期它表现出典型的特征共享SNe IIb/Ib/Ic占主导地位的金属发射线，而后来它是占主导地位的广泛和平顶的H α和He I的排放。这颗恒星的光谱与SN IIb 1993 J惊人地相似，这是之前唯一清楚显示相同跃迁的例子。这种晚时间的演变是充分解释的能量输入的变化，从$^{56}$ Co衰变之间的相互作用的SN喷出物和致密的拱星物质（CSM）。质量损失率为~（5.4 +- 3.2）x 10^{-5} Msun/yr（风速为~20 km/s），与SN 1993 J相似，但比SN IIb 2011 dh大一个数量级。SNe 2013 df和1993 J在（候选）祖先和CSM环境中的惊人相似性，以及这些性质与SN 2011 dh的对比，推断祖先的性质和质量损失之间存在联系：SNe IIb具有更扩展的祖先，在爆炸的最后几个世纪经历了更强烈的质量损失。这可能表明，从一个更广泛的祖SNe IIb是在一个强的二元相互作用阶段的爆炸，而那些从一个较小的扩展祖之间的强二元相互作用和爆炸有一个延迟。
2015-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
V1047 Cen: The first Z And-type outburst observed in the classical nova binary
本研究证实经典新星V1047 Cen 2019年的异常爆发为仅在共生双星中观测到的Z And型，通过光谱能量分布拟合验证参数匹配，揭示该类爆发也可发生在短周期激变变星中，对理解Ia型超新星起源有重要意义。
2025-03-19 astro-ph.SR
The Dusty and Extremely Red Progenitor of the Type II Supernova 2023ixf in Messier 101
本文利用哈勃和斯皮策望远镜的爆炸前图像，对SN 2023ixf的progenitor进行SED拟合，确定其为约12倍太阳质量的红超巨星，并发现其异常的质量损失和尘埃形成，推测由双星相互作用导致。
2023-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Early Phases of Supernova 2020pni: Shock-Ionization of the Nitrogen-Enriched Circumstellar Material
我们提出了II型SN 2020pni的多波长观测。在爆炸后几天被归类为$\sim 1.3$，该物体显示出狭窄的（FWHM $<250\,\textrm{km}\,\textrm{s}^{-1}$）电离氦，氮和碳的复合线，就像通常在闪光光谱事件中看到的那样。使用非LTE辐射传输代码CMFGEN来模拟我们的第一个高分辨率光谱，我们推断出在$R_{\rm in}=2.5\times10^{14}\,\rm{cm}$半径处估计的原始质量损失率为$\dot{M}=(3.5-5.3)\times10^{-3}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$（假设风速为$v_w=200\,\textrm{km}\,\textrm{s}^{-1}$）。此外，我们发现SN 2020 pni的祖先富含氦和氮（相对丰度分别为0.30、0.40和$8.2\times10^{-3}$）。射电上限也与密集的CSM相一致，质量损失率为$\dot M>5 \times 10^{-4}\,\rm{M_{\odot}\,yr^{-1}}$。在第一次光照后的前4天，我们还观察到氢线速度的增加（从$\sim 250\,\textrm{km}\,\textrm{s}^{-1}$到$\sim 1000\,\textrm{km}\,\textrm{s}^{-1}$），这表明了复杂的CSM。密集和受限的CSM的存在，以及其不均…
2022-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binaries are the best single stars
大质量单恒星的恒星模型仍然受到重大不确定性的困扰。根据观测结果进行测试和校准对于其可靠性至关重要。为此，最好使用从未经历过强双星相互作用的观测恒星，即“真正的单星”。然而，大质量恒星中的双星比例很高，识别“真正的单星”并不简单。双星相互作用影响系统的方式是，最初质量较小的恒星变成或似乎是单一的。例如，质量转移会导致施主星的轨道变宽和光度降低，这使得它很难被探测到。在超新星爆炸合并或破坏系统后，将没有伴星存在。唯一明确的“真正的单星”是可能的分离双星，其中包含两个主序星。对于这些系统，我们可以排除质量传递的发生，因为他们的诞生。另一个优点是，双星通常可以为我们提供基本恒星参数的直接测量。因此，我们认为这些二进制是值得的努力需要观察和分析它们。它们可能为单恒星模型提供最严格的测试案例。
2010-10-11 astro-ph.SR
Constraining Mass Transfer Models with Galactic Neutron Star$-$White Dwarf Binaries as Gravitational Wave Sources
本研究通过双星种群合成方法模拟LISA可探测的银河系含碳氧或氧氖白矮星的中子星-白矮星双星，估计其数量为数十到数百个，指出这类引力波源探测可约束原初双星演化物质转移效率等关键物理参数。
2024-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-Dimensional Simulations of Type Ia Supernova Remnants I: Effects of a Main-Sequence Companion Star
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；International Centre of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory of Supernova Research（超新星国际研究中心（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）；RIKEN Center for Interdisciplinary Theoretical and Mathematical Sciences (iTHEMS)（理化学研究所跨学科理论与数学科学中心（iTHEMS））；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, CAS（中国科学院天体结构与演化重点实验室）
通过三维模拟研究主序伴星对Ia型超新星遗迹形态的影响，发现仅靠伴星相互作用难以解释观测到的高度不对称膨胀速率。
2026-07-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2024abvb: A Type Icn Supernova in the Outskirts of its Host Galaxy
Tsinghua University（清华大学）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）
研究SN 2024abvb的多波段光谱和光变曲线，确定其为Ia型超新星，并通过混合模型分析其光度特性，揭示其低质量抛射物和周围物质的物理起源。
2026-03-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Type II-P Supernova Progenitor Star Initial Masses and SN 2020jfo: Direct Detection, Light Curve Properties, Nebular Spectroscopy, and Local Environment
本研究利用多波段数据综合分析SN 2020jfo，通过光变曲线、星云光谱及局部环境推断其前身星初始质量约为12-13太阳质量，并指出直接探测质量偏低源于前身星周围物质的消光作用。
2023-07-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2017ein and the Possible First Identification of a Type Ic Supernova Progenitor
我们已经在NGC 3938中的Ic型SN 2017 ein的存档哈勃太空望远镜（HST）图像中确定了一个祖先候选者，通过HST SN本身的机会目标成像精确定位候选者的位置。这将是迄今为止第一次确认一个类似恒星的物体是任何Ic型超新星的祖先候选者。我们还介绍了SN 2017 ein在爆炸后最初~49天内的观测结果。我们发现SN 2017 ein最像研究充分的Ic型SN 2007 gr。我们推断SN 2017 ein经历了一次A_V~1.0- 1.9等的总视消光，主要是由于宿主星系内的尘埃。虽然距离不是很清楚，但如果这个物体是祖先，它可能具有很高的初始质量，如果是一颗恒星，约为47- 48 M_sun，如果是双星系统，约为60- 80 M_sun。然而，我们也发现，祖先候选者可能是一个非常蓝色和年轻的紧凑的集群，进一步意味着一个非常大的（>65 M_太阳）的祖先。此外，实际的祖先可能根本与候选者无关，并且可能远没有那么大。从直接的恒星环境，我们发现可能的证据，三个不同的人口，如果SN祖是最年轻的人口的成员，这将是一致的初始质量约57 M_sun。在它已经褪色之后，应该以高空间分辨率和灵敏度重新观察SN，以确定候选者是否确实是祖先。
2018-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2015bh: NGC 2770's 4th supernova or a luminous blue variable on its way to a Wolf-Rayet star?
在生命的最后阶段，超大质量恒星通常会表现出不可预测的爆发，可以模仿超新星，所谓的“SN冒名顶替者”，但这种区别并不总是直截了当的。在这里，我们介绍了NGC 2770中一个亮蓝变星（LBV）在20多年的爆发中的观测结果，该变星在2015年经历了一次可能的终端爆炸，称为SN 2015 bh。该可能的SN或“主要事件”之前，在最大值前40天出现了$\sim$峰值前兆。主事件的总能量释放为$\sim$ 1.8 $\times$ 10 $^{49}$ erg，可通过$<$ 0.5 M $_\odot$壳陷入致密CSM来模拟。所有的发射线显示一个单一的狭窄的P-Cygni配置文件在LBV阶段和双P-Cygni配置文件后的最大值，这表明该第二个组件与可能的SN的关联。自1994年以来，这颗恒星比典型的S-Dor爆发时更红。SN 2015 bh位于NGC 2770的旋臂内，邻近许多小型恒星形成区，金属丰度为$\sim$ 0.5太阳，恒星星族年龄为700 - 1000万年。SN 2015 bh与SN 2009 ip有许多相似之处，它们与其他例子一起可能形成一类新的天体，这些天体在“超级喷发”或最终的核心坍塌之前几十年就爆发了。如果恒星在这一事件中幸存下来，它无疑会发生变化，我们认为这些“僵尸星”可能会在短短几年的时间内从LBV演变为Wolf Rayet星。这些类型的大质量恒星的最终命运只能在可能的S…
2016-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
