The Type IIb Supernova 2013df and Its Cool Supergiant Progenitor
我们获得了NGC 4414中超新星2013 df的早期测光和谱学结果。SN显然是IIb型，与SN 1993 J有显著的相似之处。从它在次极大光下的光度来看，SN 2013 df爆炸中合成的$^{56}$ Ni（$\lesssim 0.06\ M_{\odot}$）似乎比SN IIb 1993 J、2008 ax和2011 dh少。根据光变曲线的比较，SN 2013 df的前身在爆炸前的半径一定比SN 1993 J的前身更大。SN 2013 df的总灭绝估计为$A_V=0.30$ mag。SN位置的金属丰度可能是太阳的。我们用哈勃空间望远镜（HST）的机会目标3号宽视场相机对SN进行了观测，并将这些新观测结果与爆炸前14年获得的宿主星系的HST观测结果进行了精确比较，我们已经确定SN 2013 df的前身是一颗黄色超巨星，比正常II型高原SN的红色超巨星前身稍热。从观测到的光谱能量分布来看，假设光由一颗恒星主导，其前身的有效温度为$T_{\rm eff} = 4250 \pm 100$ K，辐射热光度为$L_{\rm bol}=10^{4.94 \pm 0.06}\ L_{\odot}$。这导致有效半径$R_{\rm eff} = 545 \pm 65\ R_{\odot}$。这颗恒星的初始质量可能在13到17 $M_{\odot}$之间;然而，如果它是一个相互作用的双星系统的成员，…
2013-12-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a variable yellow supergiant progenitor for the Type IIb SN 2024abfo
通过多历元成像发现SN 2024abfo的前身星为黄超巨星，其光度变化揭示其最终演化阶段，初始质量12-18倍太阳质量。
2025-06-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Type IIb Supernova 2011dh from a Supergiant Progenitor
利用一套基于恒星演化祖先的流体动力学模型对SN 2011 dh的性质进行了研究。我们的模型表明，一个大的祖星--与R ~200 Rsun-，需要重现SN 2011 dh的早期光变曲线。这与在深爆炸前图像中SN位置检测到的黄色超巨星是祖星的建议一致。根据测热光变曲线的主峰和膨胀速度，我们将喷出物的质量限定为~2 Msun，爆炸能量限定为E= 6-10 x 10^50 erg，56 Ni的质量约为0.06 Msun。这颗恒星由3 ~ 4 Msun的氦核和~0.1 Msun的薄富氢包层组成，主序星质量估计在12--15 Msun之间。我们的模型排除了氦核质量大于8 Msun的祖先，这对应于M_ZAMS > 25 Msun。这表明SN 2011 dh不太可能是一颗恒星演化的情景。
2012-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-Lasting X-Ray Emission from Type IIb Supernova 2011dh and Mass-Loss History of The Yellow Supergiant Progenitor
IIb型超新星（SN）2011 dh，以前所未有的黄色超巨星（YSG）祖先的结论性检测，提供了一个极好的机会，加深我们对大质量恒星演化的最后几个世纪的SN爆炸的理解。在本文中，我们报告的探测和分析的热X射线发射从SN IIb 2011 dh在~500天后爆炸的钱德拉档案数据，提供了一个坚实的推导出的质量损失率的YSG祖首次。我们发现，拱星介质（CSM）应该是密集的，超过预期的沃尔夫-拉叶星（WR）的一个数量级。发射是由反向冲击波穿透到外壳，完全符合YSG的祖先，但不与WR的祖先。在最外面的喷出物的密度分布是陡峭得多，比预期的紧凑型WR星，这一发现必须考虑到在模拟早期的紫外线/光发射从SNe IIb。在爆炸前的最后约1，300年，质量损失速度约为20 km/s，由此得出的质量损失率为3 x 10^{-6} Msun/年。导出的质量损失性质在很大程度上与巨星预期的标准风质量损失一致。这不足以成为排出几乎所有氢气包层的主要驱动力。因此，在爆炸前1,300年发生的巨大质量转移的二元相互作用是产生YSG祖先的可能方案。
2014-03-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
The red supergiant progenitor luminosity problem
本文利用M31红超巨星检验单波段测光假设，发现传统方法系统性低估前身星光度约2倍且低估不确定性，修正后最亮红超巨星不再被排除，并缓解了前身星质量下限问题。
2024-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
The quest for blue supergiants: binary merger models for the evolution of the progenitor of SN 1987A
我们提出了一个详细的，系统的恒星演化研究的二进制合并的蓝超巨星（BSG）的祖先II型超新星的结果。特别是，这些是第一个演化模型，可以同时再现SN 1987 A的祖先$\text{Sk}-69\,^{\circ}202$的几乎所有观测方面，例如它在HR图中的位置，三环星云中氦和氮的富集，以及它爆炸前的寿命。基于Podsiadlowski 1992 et al.和Podsiadlowski 2007 et al.提出的合并模型，由一颗主序星组成，在合并结束时，它完全溶解在主红超巨星的共同外壳中。我们经验性地探索大的初始参数空间，例如原发性质量（$15\,\text{M}_{\odot}$、$16\,\text{M}_{\odot}$和$17\,\text{M}_{\odot}$）、继发性质量（$2\,\text{M}_{\odot}$、$3\,\text{M}_{\odot}$、. $8\,\text{M}_{\odot}$）和不同的深度，在合并过程中，次级穿透初级的He核心。合并的恒星的演化一直持续到铁芯崩溃之前，并计算了84个超新星前模型（$16\,\text{M}_{\odot}-23\,\mathrm{M}_{\odot}$）的表面性质。在所研究的参数空间内，大多数前超新星模型是紧凑的，热的BSG，有效温度$>12\,\text{kK}$和半径$30\,\text{R}_{\o…
2017-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The `Red Supergiant Problem': the upper luminosity boundary of type-II supernova progenitors
通过比较红超巨星（RSG）超新星祖先的性质与现场RSG的性质，已经声称不存在光度$L$高于$\log(L/L_\odot) > 5.2$的祖先。这与$\log(L/L_\odot) = 5.5$上RSG的经验光度上限相矛盾，这一结果被称为“红超巨星问题”。这被解释为黑洞形成的质量阈值上限的证据。本文比较了麦哲伦云中RSG SN祖星的观测光度和RSG $L$分布。我们的研究结果表明，在目前的样品中没有明亮的SN II-P/L祖细胞，至少可以部分地解释由陡峭的$L$ -分布和小样本量，和红超巨星问题的统计意义是1-2 $σ$之间。其次，我们模拟的II-P/L祖细胞的亮度分布作为一个简单的幂律的上限和下限的截止，并找到一个亮度上限为$\log(L_{\rm hi}/L_\odot) = 5.20^{+0.17}_{-0.11}$（68\%的信心），虽然这增加到$\sim$ 5.3，如果一个固定的幂律斜率是从理论上的论点预期。结果再次指出了RSG问题在$\sim 2 σ$中的重要性。在所有祖先都是单星演化的结果的假设下，这对应于$M_{\rm hi} = 19.2{\rm M_\odot}$、$\pm1.3 {\rm M_\odot (systematic)}$、$^{+4.5}_{-2.3} {\rm M_\odot}$（随机）的父分布的质量上限（68\%置信限）。
2020-01-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Type IIP Supernova Progenitors III: Blue to Red Supergiant Ratio in Low Metallicity Models with Convective Overshoot
恒星聚集体的赫罗图（HRD）中的恒星分布代表了其演化的恒星星族的快照。一些超巨星在演化的后期可能会将HRD从蓝色转变为红色，然后再转变为蓝色，如SN 1987 A的祖先。其他的可能会在“蓝环”中经过HRD的一个特定部分超过两次，并在爆炸前成为红超巨星。由于蓝环中的恒星在那里度过了相当长的一段时间，这些阶段可能会改变HRD中模型超巨星的相对数量。它们的寿命反过来取决于恒星的初始质量，如何模拟其内部的对流，以及在其演化过程中发生了多少质量损失。观测到的蓝红超巨星和黄红超巨星的数量比灵敏地检验了恒星演化理论。我们将这些超巨星的模型数量比与大麦云云的观测数据进行了比较，因为它的金属丰度与SN 2013 ej的环境非常相似。我们成功地模拟这些考虑到中度（指数）对流过冲。我们探讨其对最终半径和质量的恒星核心崩溃之前。半径随过冲而显著不同。这些控制前超新星结构的因素可能会影响爆炸后的光学/IR光变曲线和光谱发展。
2020-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Updated Photometry of the Yellow Supergiant Progenitor and Late-time Observations of the Type IIb Supernova 2016gkg
我们介绍了哈勃太空望远镜（HST）使用高级巡天相机（ACS）和宽视场相机3（WFC 3）在652，1698和1795天对IIb型超新星（SN）2016gkg的观测。与2001年用宽视场行星照相机2获得的爆炸前图像相比，我们证明SN 2016gkg现在比最新的WFC3图像中的候选对应物更暗，这意味着对应物已经消失，并确认它是SN的祖先星。我们给出了SN 2016 gkg的最新光变曲线和Keck光谱，这意味着SN 2016 gkg在星云相的衰变速度比${}^{56}$ Co衰变的预期速度慢。我们发现这种发射太亮，无法由其他放射性同位素提供动力，因此我们推断SN 2016gkg正在进入其演化的新阶段，主要通过与星周物质的相互作用提供动力。最后，我们重新分析了祖先星的光谱能量分布和后期的时间限制的背景下，二进制的演化模型，包括从一个潜在的伴星的排放，并发现所有的伴星将比我们的极限星等暗淡。
2021-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the origin of mixed morphology supernova remnants: Linking their properties to the evolution of a red supergiant progenitor star
本文通过恒星演化理论与二维流体动力学模拟，提出混合形态超新星遗迹可由红超巨星前身星塑造的星周介质与遗迹相互作用、经反射激波再加热中心抛射物而形成，无需额外物理机制。
2024-03-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Intermediate Luminosity Optical Transient SN 2010da: The Progenitor, Eruption and Aftermath of a Peculiar Supergiant High-mass X-ray Binary
本文介绍了NGC 300（d=1.86 Mpc）中SN 2010 da的光谱学、紫外-红外成像和X射线观测结果，相对于2010年爆发时间，其时间跨度为-6至+6年。根据SN 2010 da的光变曲线和多历元的SEDs，我们认为SN 2010 da的前身星是一颗约10-12 Msol的黄超巨星，可能正在向蓝圈相过渡。在爆发期间，SN 2010 da的峰值绝对星等为M<-10.4等，比其他超新星和伪装者暗。我们检测到多组分的氢Balmer，Paschen，和钙II的发射线在我们的高分辨率光谱，这表明一个尘土飞扬的和复杂的拱星环境。自2010年爆发以来，这颗恒星的亮度增加了约5倍，并且在光学上保持高度可变。此外，我们在Swift和Chandra的观测档案中发现SN 2010 da是一个超亮的X射线源（L~ 6 × 10 ^{39} erg/s）。我们还将He II 4686埃和日冕Fe发射线以及~10^{37} erg/s的稳定X射线光度归因于致密伴星的存在。
2016-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Red Supergiant Progenitor of Type II Supernova 2024ggi
本文结合HST与Spitzer爆炸前观测，证认SN 2024ggi的前身星为约13 M⊙的红超巨星，并发现其爆炸前数年质量损失显著增强。
2024-05-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Red Supergiant Progenitor of the Type II Supernova 2024abfl
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（超新星国际中心，云南省重点实验室）；South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）
研究II型超新星2024abfl的前身，通过HST数据发现红超巨星候选体，确认其质量在10-16倍太阳质量之间。
2024-12-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosions of blue supergiants from binary mergers for SN 1987A
在Menon & Heger（2017）工作的基础上，我们给出了双星合并中蓝超巨星祖先爆发的辐射热光曲线和光谱。我们研究了SN 1987 A和另外两个特殊的IIP型超新星SN 1998 A和SN 2006 V。前身模型是使用恒星演化程序Kepler生成的，然后使用一维辐射流体动力学程序Crab进行爆炸。双星合并模型的爆炸比以前的单星模型更适合SN 1987 A的光变曲线，因为它们的氦核质量更低，包层质量更大，半径更小。最符合SN 1987 A前身观测约束条件和光变曲线的合并模型是半径为37个太阳半径，喷出物质量为20.6个太阳质量，爆炸能量为1.7倍，镍质量为0.073个太阳质量，镍混合速度为3，000 km/s。这个模型也适用于SN 1998 A，并且与早期半分析模型的估计值相当。然而，就SN 2006 V而言，半径为150个太阳半径、喷出物质量为19.1个太阳质量的模型与光变曲线相匹配。这些参数明显高于半解析模型对这颗超新星前身的预测。
2018-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Red Supergiants as Supernova Progenitors
本文综述红超巨星作为核心坍缩超新星前身星的观测证据，分析其星周物质、光度范围及II-P超新星对应关系，并讨论由高光度红超巨星缺失引起的“红超巨星问题”。
2025-07-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
The formation of the stripped envelope type II b Supernova progenitors: Rotation, Metallicity and Overshooting
IIb型超新星被认为起源于核心坍缩的祖先，只保留了非常薄的氢包层。我们的目标是探索一些物理因素，如旋转，金属丰度，过冲，和双星的初始轨道周期，显着影响罗氏瓣溢出和IIb型超新星的形成。发现双星是产生质量小于20 $M_{\odot}$的IIb型超新星前身星的主要通道。IIb型超新星前身的形成对初始轨道周期非常敏感。质量较小的氢表示半径较小，有效温度较高，反之亦然。初始周期在300到720天之间的双星系统产生的IIb型祖先是一颗红超巨星。那些初始周期在50到300天之间的产生黄色的超巨星祖先，而那些初始周期短于50天的产生蓝色的超巨星祖先。快速旋转和较大的超调都能增大碳氧核质量，导致坍缩前核温度升高和密度降低。它们也有利于表层氮的富集，但限制了第一次疏浚的效率。具有低金属丰度的SN IIb祖细胞具有比高金属丰度对应物更小的氢包封质量和半径。超剥离双星模型系统地具有较高的核心质量分数$\rm ^{12}C$，这对IIb型祖先的紧凑性有重要影响。
2022-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2022acko and the Properties of its Red Supergiant Progenitor: Direct Detection, Light Curves, and Nebular Spectroscopy
本研究通过多波段观测与多方法建模分析II-P型超新星SN 2022acko的前身星性质，发现不同质量估计方法存在差异，指出该差异源于建模局限与定标不确定性，强调需更真实的物理模型与对系统效应的深入理解。
2025-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Type II SN 2025pht in NGC 1637: A Red Supergiant with Carbon-rich Circumstellar Dust as the First JWST Detection of a Supernova Progenitor Star
本研究通过HST和JWST成像首次在NGC 1637中探测到SN 2025pht的红超巨星前身星，发现其被富碳星周尘埃严重红化，为II型超新星前身星研究提供了新见解。
2025-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2024iss: Double-Peaked Light Curves and Implications for a Yellow Supergiant Progenitor
本文通过多波段测光观测IIb型超新星SN 2024iss的双峰光变曲线和温度演化，估算其抛射物参数与前身星半径，提出其前身星为黄超巨星。
2025-03-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
It has to be cool: on supergiant progenitors of binary black hole mergers from common-envelope evolution
大质量双星系统的共包络演化被认为是形成致密双星合并的最有希望的途径之一。在合并双黑洞（BBH）的情况下，基本CE阶段发生在第一个BH已经形成的阶段，伴星膨胀为超巨星。我们研究的BH双星与超巨星的同伴将通过进化和潜在的生存CE阶段。为此，我们计算信封结合能从详细的大质量恒星模型在不同的演化阶段和金属丰度。我们做了多个物理极端的假设，有利于更容易CE弹射，以及占传质稳定性标准的最新进展的选择。我们发现，即使是最乐观的假设，一个成功的CE弹射BH（也NS）双星是唯一可能的，如果捐助者是一个巨大的对流信封巨人，红超巨星（RSG）。换句话说，前CE祖先的BBH合并是BH双星与RSG同伴。我们发现，由于金属丰度对大质量巨星径向膨胀的影响，它对RSG的包络结构和结合能有间接但非常强烈的影响。我们的研究结果表明，人口合成模型的合并率可能被严重高估，特别是在低金属丰度。此外，观测到的亮度高于log（$L/L_{\odot}$）= 5.6-5.8的RSG的缺乏，对应于具有$M > 40 M_{\odot}$的恒星，使CE通道形成最大质量BBH合并的可行性受到质疑。这样的RSG要么由于非常短的寿命而逃避检测，要么它们不存在并且CE通道只能产生具有总质量$< 50 M_{\odot}$的BBH系统。我们讨论了另一种CE方案，其中一个部分的信封喷射之后，可能长期和稳定的质量转移的阶段。
2020-10-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
2D radiaition-hydrodynamic simulations of supernova shock breakout in bipolar explosions of a blue supergiant progenitor
发展了一个二维狭义相对论辐射流体动力学程序，并应用于蓝超巨星双极爆炸中超新星激波爆发的数值模拟。我们的计算成功地模拟了恒星中爆炸波的动力学演化及其从表面出现。球形能量沉积模型的结果与以前的模拟显示出良好的一致性。此外，我们计算了几个模型的双极能量沉积和比较他们的结果与球对称模型。用射线追迹法计算了冲击波爆发辐射的辐射热光变曲线。我们的辐射流体动力学模型表明，冲击波爆发发射的早期部分可以用来探测由于铁芯的引力坍缩而产生的爆炸波的几何形状。
2016-05-26 astro-ph.HE
High Mass X-ray Binaries: Progenitors of double neutron star systems
在这篇评论中，我简要地描述了三种大质量X射线双星（HMXB）的性质，通过吸积：（i）Be拱星盘，（ii）超巨星风，（iii）罗氏瓣填充超巨星。在过去的几年里，一个以前未知的拥有超巨星的HMXB人口已经被揭示出来，多波长活动包括高能（INTEGRAL，Swift，XMM，Chandra）和光学/红外（主要是ESO）观测。这个族群被分为遮蔽的超巨星HMXB和超巨星快速X射线瞬变（SFXTs），其特征是短暂而强烈的X射线耀斑。我讨论了这些类型的超巨星HMXB的特点，提出了一个方案，描述这些高能量源的属性，并最终显示如何观察可以约束吸积模型（例如cluerous风，磁离心屏障，瞬态吸积盘等）。因为它们可能是发光蓝变星（LBV）的祖先，也可能是双中子星系统的祖先，与短/硬伽马射线暴有关，所以对这一HMXB种群的形成和演化的了解是至关重要的。
2015-10-26 astro-ph.HE
On `On the Red Supergiant Problem': a rebuttal, and a consensus on the upper mass cutoff for II-P progenitors
“红超巨星问题”描述了II-P型超新星最亮的红超巨星（RSG）祖星比该领域的RSG显着暗淡的说法。这种不匹配被几位作者解释为黑洞产生的质量阈值的表现，因此初始质量在$M_{\rm hi}=17$ M $_\odot$和25 $M_\odot$以下的恒星将以RSG的形式死亡，但在黑洞形成时没有可见的SN爆炸。然而，我们之前已经警告过，该临界值更有可能更高，并且具有较大的不确定性（$M_{\rm hi}=19^{+4}_{-2}M_{\odot}$），这意味着RSG问题的统计学显著性低于$2σ$。最近，Kochanek（2020）声称我们的工作在统计学上是有缺陷的，并且他们的分析认为，上限质量截止值低至$M_{\rm hi} = 15.7 \pm 0.8M_\odot$，使RSG问题具有$>10σ$的意义。在这封信中，我们表明，Kochanek的低截止值是由一个统计学上的误解，并在99.6%的置信水平，可以排除相关的适合祖质谱。一旦这个问题得到解决，Kochanek的最佳选择就是$M_{\rm hi} =19^{+4}_{-2}M_{\odot}$，这与我们的工作非常吻合。最后，我们认为，在寻找一个RSG“消失”，因为它直接崩溃到BH，任何这样的调查将不得不操作几十年之前，没有任何这样的检测成为统计上显着的。
2020-05-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
PTF11iqb: Cool supergiant mass loss that bridges the gap between Type IIn and normal supernovae
PTF 11 iqb最初被归类为在爆炸后很早就发现的I型事件。在第2天，它表现出窄的沃尔夫-拉叶（WR）光谱特征，但窄发射很快减弱，光谱变形为类似于II-L和II-P型。在后期，Halpha发射表现出复杂的多峰轮廓，让人想起SN 1998 S。在光谱演化方面，我们发现PTF 11 iqb是SN~ 1998 S的近孪生子，尽管在早期与星周物质（CSM）的相互作用较弱，而在晚期与CSM的相互作用较强。我们解释的光谱变化所造成的早期相互作用与不对称CSM迅速（第20天）由扩大SN喷出物光球包围，但随后再次揭示高原结束后，当光球消退。光变曲线可以与一个简单的模型相匹配，弱CSM相互作用添加到一个正常的SN~II-P的光变曲线。这个平台需要祖有一个扩展的H信封像一个红超巨星，符合缓慢的祖风速表示的窄发射。冷超巨星的祖先是重要的，因为PTF 11 iqb在其早期光谱中显示了WR特征-这意味着在早期SN光谱中存在这种WR特征并不一定表明是WR样的祖先。总体而言，PTF 11 iqb桥接SNe~IIn，在SNe II-L和II-P中观察到较弱的前SN质量损失，这意味着这些类型之间的连续性。
2015-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gaia BH1 and BH2 -- evolutionary models with overshooting of the black hole progenitors within the present-day binary separation
本文通过引入对流核心超射的恒星演化模型，证明Gaia BH1和BH2的黑洞前身星最大半径可显著小于传统估计，从而无需经历冷超巨星阶段即可在现今轨道间距内形成黑洞。
2024-10-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamic instabilities in long-term three-dimensional simulations of neutrino-driven supernovae of 13 red supergiant progenitors
Universitat de València（瓦伦西亚大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
针对13个红超巨星progenitor开展长期三维超新星模拟，通过中微子加热参数化建模，揭示${}^{56}$Ni混合与氦核质量、氦壳层$ρr^3$的相关性，为超新星模型改进和progenitor结构推断提供依据。
2026-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling the light curve of Type IIn-P SN 2005cl with red supergiant progenitors featuring pre-SN ourbursts
所有的IIn型超新星（SNe IIn）在光谱中都显示出窄的氢发射线。除了这个共同的特征，它们在亮度、持续时间和光变曲线形态上表现出非常广泛的多样性，这表明它们可能来自各种祖先系统和爆炸通道。SNe IIn的一个特殊子集，即所谓的SNe IIn-P，表现出与普通富氢SNe（SNe II）非常相似的$\sim$ 100天平台期。在过去，SNe IIn-P被解释为被密集的扩展风包围的亚高能电子捕获爆炸模型。在这项工作中，我们试图解释这类SNe与标准的红超巨星（RSG）的祖先经历爆发前几个月的最后爆炸。在我们的模型和数据（$5\times10^{46}\,{\rm erg}$）之间显示出最佳一致性的爆发能量落在SNe IIn已观察到的爆发能量的低范围内（在几倍$10^{46}\,{\rm erg}$和$10^{49}\,{\rm erg}$之间）。相反，与普通SNe II的爆炸能量相比，SN 2005 cl的爆炸能量相对较高（$1-2\times10^{51}\,{\rm erg}$）。我们的模型提供了另一种解释SNe IIn-P先前提出的方案。
2021-12-30 astro-ph.HE
The Progenitor of the Type IIb SN 2008ax Revisited
哈勃太空望远镜在2011年和2013年对超新星（SN）2008 ax的观测表明，在爆炸前的图像中检测到的可能的祖先物体实际上是多个。在新的更高分辨率的图像中解决了四个点源。我们确定了一个具有衰落SN的源。其他三个物体与单个超巨星一致。我们的结论是，他们的光污染了先前确定的祖先候选人。在减去这些恒星之后，这颗恒星的前身似乎比以前测量的要暗得多，也更蓝。超新星位置的爆炸后测光表明，前身天体已经消失。如果是单一的，它的前身星与B到中A光谱类型的超巨星兼容，而沃尔夫-拉叶星（WR）在紫外线下太亮，无法解释观测结果。此外，我们的流体动力学模型显示，爆炸前的质量是$4-5$ $M_\odot$，半径是$30-50$ $R_\odot$，这与WR祖先不相容。我们提出了一个可能的相互作用的二进制祖先计算与我们的进化模型，再现所有的观测证据。一颗与O 9-B 0主序星一样明亮的伴星可能在爆炸后仍然存在。
2015-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Runaway BN supergiant star HD 93840: Progenitor of an imminent core-collapse supernova above the Galactic plane
本文对银河平面上方的极端氮增强超巨星HD 93840进行定量光谱分析，揭示其异常的CNO混合、超光度及失控运动学特征，表明其经双星演化被超新星抛射，即将成为罕见的蓝超巨星核心坍缩超新星。
2024-07-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2024cld: unveiling the complex mass-loss histories of evolved supergiant progenitors to core collapse supernovae
SN2024cld揭示了核心坍缩超新星前身的复杂质量损失历史，通过多组分CSM结构和持续的CSM相互作用，提供了对98S型超新星的深入理解。
2025-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosion Imminent: the appearance of Red Supergiants at the point of core-collapse
根据II-P型超新星（SNe）的早期辐射，大多数红超巨星（RSG）的祖先在爆炸点被大量的星周物质（CSM）所覆盖。推断出的CSM的密度比现场RSG周围的密度高出几个数量级，因此表明爆炸前有一个短暂的质量损失阶段。不知道这种物质是在什么时间尺度上形成的：它是在几十年内由质量损失率为$\dot{M} \sim10^{-3}\,{\rm M_\odot\,yr^{-1}}$的“超级风”形成的;还是在不到一年的时间内由$\dot{M}\sim10^{-1}\,{\rm M_\odot\,yr^{-1}}$的短暂“爆发”形成的？在本文中，我们模拟光谱的RSG经历这样的质量损失事件，并表明，在任何一种情况下的CSM抑制的光通量超过100倍，近红外线的10倍。我们认为，“超级风”模型可以被排除在外，因为它会导致祖被严重掩盖了几十年前爆炸，是强烈的不一致，在10年内采取的核心崩溃的II-P祖观测。相反，我们的研究结果有利于突然爆发$<$ 1年前爆炸作为解释的早期光辐射的II-P SNe。因此，我们预测，RSG将经历戏剧性的光度变化在光学和红外线在几个星期到几个月前核心崩溃。
2022-08-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The isolation of Luminous Blue Variables resembles aging B-type supergiants, not the most massive unevolved stars
亮蓝变星（LBVs）是从大质量O型星中分离出来的，它们是它们在单星演化中的祖先，这表明亮蓝变星是双星演化的产物。Aadland等人（A19）发现，LBV的分散度仅略高于LMC中光度测量选择的亮蓝色恒星（BBS）样本，这使他们认为LBV环境可能不排除单星起源。在两个比较中，LBV具有相同的中值分离，证实了O-星样本中的任何不完整性都不会制造LBV隔离。相反，相对差异的出现是因为测光BBS样本比已知的O型恒星分散得多。有证据表明，大BBS分离的出现是因为它追踪的质量较小（约20 Msun），老化的蓝超巨星。虽然A19使用的光度标准旨在只选择质量最大的未演化恒星，但可见光波长的颜色选择无法避免污染，因为O和早期B星的固有颜色几乎相同。光谱类型证实BBS样品中含有许多B超巨星。此外，观测到的BBS分离分布与光谱证实的早期B超巨星相匹配，而不是O型星，并且与预测的约1000万年人口相匹配，而不是300万至400万年人口。对恒星星族年龄的一个更广泛的含义是，明亮的蓝色恒星不是最年轻的大质量O型恒星的良好示踪剂。附近星系中明亮的蓝色恒星（以及遥远星系中无法分辨的蓝光）通常会追踪到类似SN 1987 A祖先的演化蓝超巨星。
2019-08-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ib and IIb supernova progenitors in interacting binary systems
我们探索性质的Ib型和IIb型SN的祖先，在二进制系统中的稳定的质量转移产生的，使用一个新的网格的恒星演化模型，从初始的主要质量范围为10 - 18 $\mathrm{M_\odot}$在太阳和大麦云云金属丰度。我们发现蓝色和黄色的超巨星SN IIb的祖先（例如，SN 2008 ax、SN 2011 dh、SN 2016 gkg）具有小于约0.15 $\mathrm{M_\odot}$的氢包封质量，这主要是由于具有相对低的初始质量和/或低金属度的早期情况B质量转移。红超巨星（RSG）SN IIb祖星（例如，SN 1993 J，SN 2013 df）是通过晚期情况B质量转移产生的，并具有更大质量的氢包层（$M_\mathrm{H,env} > 0.15~\mathrm{M_\odot}$）。SN Ib祖细胞主要由早期Case B质量转移产生。我们的模型预测，在我们考虑的初始质量范围内，SN IIb祖细胞在光学（$-8.0 \lesssim M_\mathrm{V} \lesssim -5.0$）方面比大多数SN Ib祖细胞（$M_\mathrm{V} \gtrsim -5.0$）系统地更发光。然而，SN Ib iPTF 13 bvn的光学明亮祖先（即，$M_\mathrm{V} \simeq -6.5$）可以很好地解释为最终质量为$\sim 3.0~\mathrm{M_\odot}$…
2017-01-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Luminous Type II Short-Plateau Supernovae 2006Y, 2006ai, and 2016egz: A Transitional Class from Stripped Massive Red Supergiants
II型超新星（SNe II）的多样性被认为主要是由其祖先的富氢（H-丰富）包络质量的差异驱动的，SNe IIP具有长的平台（$\sim100$天）和最大的富氢包络。然而，这是一个持续的谜，为什么SNe II与短期高原（数十天）很少看到。在这里，我们提出了发光的II型短高原SNe 2006 Y，2006 ai和2016 egz的光学/近红外光度和光谱观测。它们的平台约$50$ - $70$天和发光的光学峰（$\lesssim-18.4$ mag）表明显着的爆炸前质量损失，导致部分剥离的富氢包层和早期的星周物质（CSM）相互作用。我们计算了一个大网格的MESA+STELLA单星祖和光变曲线模型与各种祖零龄主序（ZAMS）的质量，质量损失效率，爆炸能量，$^{56}$镍质量，和CSM密度。我们的模型网格显示了一个连续的人口SNe IIP-IIL-IIb类光变曲线形态的降序富氢信封质量。由于$^{56}$ Ni质量较大（$\gtrsim0.05\,M_\odot$），短平台SNe II位于有限的参数空间中，作为SNe IIL和IIb之间的过渡类。对于SNe 2006 Y，2006 ai和2016 egz，我们的研究结果表明，高质量红超巨星（RSG）的祖先（$M_{\rm ZAMS} \simeq 18$ - $22\,M_{\odot}$）具有小的富氢包层质量（$M_{\rm H_{\rm…
2021-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Progenitor of the Type II-Plateau SN 2025pht in NGC 1637: The Dustiest, Most Luminous Red Supergiant So Far?
Caltech/IPAC（加州理工学院/喷气推进实验室）；University of Szeged（塞格德大学）；MTA-ELTE Lendület ”Momentum” Milky Way Research Group（匈牙利科学院-罗兰大学引力研究组“动量”银河系研究小组）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of California, Berkeley（加利福尼亚大学伯克利分校）；Purdue University（普渡大学）
利用HST和JWST的多波段观测，表征了SN 2025pht的红超巨星前身星候选体，发现其具有高光度、低有效温度和富含硅酸盐的尘埃包层，可能是迄今最明亮的红超巨星。
2026-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Type II-Plateau Supernova 2017eaw in NGC 6946 and Its Red Supergiant Progenitor
我们对NGC 6946中的II型坪（II-P）超新星（SN）2017 eaw进行了广泛的光学光度和光谱观测，从爆炸后4天到482天。SN 2017 eaw是一个正常的SN II-P中间体，其性质介于SN 1999 em和SN 2012 aw之间，而SN 2004 et也在NGC 6946中。我们已经确定，SN 2017 eaw的灭绝主要是由于银河系的前景，SN站点的金属丰度可能是太阳下的。我们还独立确认了NGC 6946的红巨星分支尖端（TRGB）距离为7.73+/-0.78 Mpc。我们还通过标准烛光法和扩展光球法估计了到SN的距离，证实了TRGB距离。我们确认了SN祖身份在爆炸前档案哈勃太空望远镜（HST）和斯皮策太空望远镜的图像，通过成像的SN通过我们的HST目标的机会计划。对这颗恒星的光谱能量分布的详细模拟表明，这颗恒星是一颗尘埃、明亮的红超巨星，其初始质量约为15兆太阳。
2019-04-18 astro-ph.HE
The red supergiant and supernova rate problems: implications for core-collapse supernova physics
将超新星映射到它们的祖先是理解大质量恒星坍缩的基础。我们研究了红超巨星问题，这涉及到为什么质量为$\sim16$ - $30 M_\odot$的红超巨星没有被确定为IIP型超新星的祖先，以及超新星速率问题，这涉及到为什么观测到的宇宙超新星速率小于观测到的宇宙恒星形成速率。我们找到了解决这些问题的关键物理学在紧凑性参数，它表征了祖细胞的密度结构。如果致密性高于$ξ_{2.5} \sim 0.2$的大质量恒星不能产生典型超新星，（i）质量范围为$16$ - $30 M_\odot$的恒星占据了一个恒星岛，这些恒星具有高$ξ_{2.5}$，并且不产生典型超新星，（ii）这样的恒星的比例与超新星相对于恒星形成的缺失比例一致。我们支持这种情况下，一系列的二维和三维辐射流体动力学核心崩溃模拟。使用超过300个祖先覆盖初始质量$10.8$ - $75 M_\odot$和三个初始金属丰度，我们表明，高紧凑性有利于失败的爆炸。然后，我们认为，$\sim 0.2$的临界紧凑性作为成功和失败的爆炸之间的分界线是符合国家的最先进的三维核心崩溃模拟。我们的研究意味着，核心坍缩的数值模拟不需要产生强大的爆炸，在一个显着的部分紧凑的大质量恒星的初始条件。
2014-09-30 astro-ph.HE
Pre-Supernova Outbursts via Wave Heating in Massive Stars I: Red Supergiants
超新星（SNe）的早期观测表明，许多类型的SNe的祖先可能会发生增强的质量损失和前SN爆发。我们调查的作用，通过波驱动的剧烈对流在后期的核燃烧的其他典型的$15 \, M_\odot$红超巨星SNe的祖先的能量传输。使用MESA恒星演化模型，包括一维流体力学，我们发现，波进行$\sim \! 10^7 \, L_\odot$的权力从核心的信封在核心氖/氧燃烧在核心崩溃前的最后几年。波通过氢包层底部的激波和辐射扩散而衰减，氢包层加热得足够快，从而向上覆的包层发射压力波，该压力波在恒星表面附近变陡为弱激波，导致温和的恒星爆发，并在SN之前大约一年以低速喷射出少量（$\lesssim 1 \, M_\odot$）质量（$\lesssim \! 50 \, {\rm km}/{\rm s}$）。波加热膨胀的恒星信封，但并没有完全解开它，产生一个非流体静力学前SN信封密度结构不同于先前的预期。在我们的模型中，波加热不太可能导致发光型IIn SNe，但它可能有助于闪光电离SNe和II-P/II-L SNe中看到的一些多样性。
2017-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Shock breakouts from red supergiants: analytical and numerical predictions
冲击爆发（SBO）信号是超新星爆炸除引力波和中微子之外的第一个信号。SBO的观测性质，如热光度和色温，与超新星的祖先和爆炸参数有关。探测SBO或SBO冷却将限制坍缩恒星的祖先和爆炸模型。根据最近发射的eROSITA望远镜，SBO的探测率是一年中的几个事件。在当前的研究中，我们检查了Shussman等人推导的分析公式。（2016）。我们使用他们研究中的四个红超巨星模型，同时使用辐射流体动力学代码STELLA运行爆炸。我们的结论是，有一个很好的协议之间的解析和数值方法的热光度和色温在SBO。可以使用基于全局超新星参数的SBO信号的解析公式，而不是运行耗时的数值模拟。我们定义的光谱范围内的SBO光谱的解析公式是有效的。我们提供了改进的解析表达式的SBO光谱能量分布。我们确认的色温依赖于由分析研究得出的半径，并建议使用早期的观测来限制祖半径。此外，我们还预测了eROSITA仪器观测到的红超巨星的SBO信号。
2020-03-31 astro-ph.HE
Supernovae from Red Supergiants with Extensive Mass Loss
计算了红超巨星在致密星周介质中爆炸产生的超新星的光变曲线。多色LC计算使用多组辐射流体动力学程序STELLA。如果CSM足够密集，则激波爆发信号被CSM延迟和模糊，SN喷出物的动能被有效地转换为热能，并最终以辐射形式释放。我们发现，当爆发前的质量损失率大于10^{-4} Msun/yr时，反应堆发生爆炸的早期阶段受到CSM的影响。它们的特征是LC有一个发光的圆峰，然后是平坦的LC，在紫外线和光学峰处，CNOLC同时是明亮的，并且光球速度在这些时期非常低。我们计算了各种CSM条件和爆炸特性的LC，即，质量损失率、CSM半径、CSM密度斜率、SN喷出物的爆炸能量以及内部的SN祖细胞，以观察它们对LC的影响。我们将我们的模型LC与紫外线明亮的IIP型SN 2009 kf的LC进行了比较，结果表明SN 2009 kf的前身在爆炸前的质量损失率可能高于10^{-4} Msun/yr。结合SN 2009 kf可能是一次高能爆炸并产生大量56 Ni的事实，这意味着SN 2009 kf的前身是一个大质量的RSG，我们的研究结果表明，可能有一些机制在大质量的RSG爆炸前引起广泛的质量损失。
2012-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2018hna: Adding a Piece to the Puzzles of the Explosion of Blue Supergiants
我们提出了广泛的光学/紫外观测和建模分析附近的SN 1987 A一样奇特的II型超新星（SN）2018 hna。测光和光谱学都涵盖了爆炸后500天的$>$阶段，使其成为该亚型中观测最好的SN II之一。SN 2018 hna在光球相期间明显比SN 1987 A蓝，表明光球温度较高，这可能是其光谱中Ba II $\mathrmλ$ 6142线较弱的原因。对早期温度演化的分析表明，SN 2018 hna的前身半径为$\sim$ 45 $\mathrm{R_{\odot}}$，与蓝超巨星（BSG）一致。用流体动力学模型拟合辐射热光变曲线，发现SN 2018 hna的喷出物质量为$\sim$（13.7- 17.7）$\mathrm{M_{\odot}}$，动能为$\sim$（1.0- 1.2）$\times 10^{51}$ erg，$^{56}$ Ni质量约为0.05 $\mathrm{M_{\odot}}$ .此外，根据标准恒星演化和从星云[OI]线推导出的氧质量（0.44 - 0.73 $\mathrm{M_{\odot}}$），SN 2018 hna的前身预计具有初始主序星质量$<$ 16 $\mathrm{M_{\odot}}$。在原则上，这样一个相对低质量的恒星不可能在核心坍缩之前结束为BSG，除非涉及一些独特的机制，如快速旋转，限制性双折射等。另一方面，双星方案可能更有利，如…
2023-01-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Diversity in Hydrogen-rich Envelope Mass of Type II Supernovae. (III). The mass-loss and evolutionary pathways of the red supergiant progenitors
本文通过MESA+STELLA光变曲线建模和星云光谱分析32颗II型超新星，发现其红超巨星前身星的富氢包层质量在同一光度下差异显著且普遍低于标准星风模型预测，表明SNe II可能源于比标准模型更复杂多样的质量损失与演化路径。
2025-07-19 astro-ph.HE
SN 2026dix: a nearby, transitional Type IIb/Ib supernova consistent with a warm supergiant progenitor
University of Szeged（塞格德大学）；MTA-ELTE Lendület “Momentum” Milky Way Research Group（MTA-ELTE 引力“动量”银河系研究组）；Caltech/IPAC（加州理工学院/IPAC）；Baja Astronomical Observatory of University of Szeged（塞格德大学巴贾天文台）；HUN-REN–SZTE Stellar Astrophysics Research Group（匈牙利研究与教育网络–塞格德大学恒星天体物理学研究组）；HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, Konkoly Observatory（匈牙利研究与教育网络天文学与地球科学研究中心，孔科利天文台）；CSFK, MTA Centre of Excellence, Konkoly Thege Miklós út 15-17, 1121 Budapest, Hungary（CSFK，匈牙利科学院卓越中心）；Department of Astronomy, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校天文学系）
本研究分析近邻过渡型IIb/Ib超新星SN 2026dix，通过光变曲线、光谱及前身星建模，揭示其源于相互作用双星系统中的暖超巨星爆炸，为SESN连续分布提供新证据。
2026-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Blue Supergiant Model for Ultra-Long Gamma-Ray Burst with Superluminous-Supernova-Like Bump
长伽玛暴（LGRB）的持续时间通常在30 s左右，其中一些与超新星有关，如Ic型SN 1998 bw。沃尔夫-拉叶星是最合理的LGRB祖先星，因为包层的自由落体时间与持续时间一致，并且祖先星的自然结果是Ic型SN。虽然新的超长伽玛暴（ULGRB），GRB 111209 A，GRB 101225 A和GRB 121027 A的持续时间约为10^4秒，其中两个伴随着类似于超发光超新星（SLSN）的隆起，其亮度比典型的超新星低10倍。Wolf-Rayet前体不能解释ULGRB，因为太长的持续时间和太亮的SN状隆起。然而，蓝超巨星（BSG）的祖先模型可以解释ULGRB的持续时间。此外，SLSN状隆起可以归因于所谓的茧火球光球发射（CFPEs）。由于相对论性喷流在穿透BSG包层时不可避免地会产生一个大茧，因此该成分可以作为超伽玛暴BSG模型的确凿证据。在本文中，我们研究了u，g，r，i，和J-波段光变曲线的ULGRB和证明，它们可以很好地拟合我们的BSG模型与适当的选择的射流开口角和周围气体的数密度。此外，我们预测，对于121027 A，在爆发后约20 - 80天可以观察到SLSN样隆起。我们还提出，一些SLSNe可能是CFPE离轴ULGRB没有可见的即时发射。
2013-10-05 astro-ph.HE
The quiescent progenitors of four Type II-P/L supernovae
我们目前的大双筒望远镜的差异成像数据的最后几年的四个II型P/L超新星的祖先。对于所有四个，我们没有发现显着的证据，随机或稳定的变化，在U，B，V，或R-波段。我们的限制将变异性限制在不超过祖细胞预期R波段亮度的大约5-10%。这些极限与麦哲伦星云中红超巨星观测到的变化相当。基于这四个事件，在90%置信度下，II型P/L祖源在氧气点火后具有扩展爆发的概率<37%。我们的观察不能排除短暂的爆发，其中的祖先返回到其静态流量的10%以内的时间尺度上的几个月，没有尘埃的形成。
2018-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
The diversity of Type II supernova versus the similarity in their progenitors
II型超新星（SN）光变曲线的高质量集合非常稀缺，因为它们的演化时间长达数百天，使得后续观察非常耗时，并且通常会持续多个观察季节。鉴于这些困难，SNe II的多样性尚未完全理解。在这里，我们介绍了2013 - 2014年期间由拉斯坎布雷斯天文台全球望远镜网络（LCOGT）监测的12个SNe II的紫外和光学光度学，并将其与先前研究的具有良好采样光变曲线的SNe进行比较。我们探索SN II多样性，通过寻找最大光后的线性光变曲线衰减的斜率（历史上用于将SNe II分为IIL和IIP）和其他测量的物理特性之间的相关性。虽然发现SNe IIL平均比SNe IIP更发光，但SNe IIL似乎没有比SNe IIP合成更多的56 Ni。最后，在我们的样品中的几个SNe获得的光学星云光谱被发现是一致的模型的红超巨星的祖先在12 - 16 Msun的范围。因此，SNe IIL似乎不能解释大质量红超巨星作为SN II祖先的缺陷。
2016-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2016X: A Type II-P Supernova with A Signature of Shock Breakout from Explosion of A Massive Red Supergiant
我们提出了广泛的紫外线（UV）和光学测光，以及密集的光谱II型高原（IIP）超新星SN 2016 X，在附近（$\sim$ 15 Mpc）的螺旋星系UGC 08041爆炸。观测时间跨度从爆炸后的2天到180天;特别是，雨燕紫外数据可能捕捉到了与SN 2016 X爆炸相关的冲击爆发的特征。在爆炸后的第一周内，它显示出非常强的紫外辐射，$\sim$对热光度的贡献为20 - 30%（而正常SNe IIP的$\lesssim$为15%）。此外，我们发现这颗超新星在$R$波段有一个异常长的上升时间，约为12.6 $\pm$ 0.5天（而典型的SNe IIP的上升时间为$\sim$ 7.0天）。光学光变曲线和光谱演化与快速衰减型IIP天体SN 2013 ej非常相似，只是SN 2016 X有一个相对较亮的尾部。根据早期阶段的$Swift$资料推断的光球温度演化，我们得出SN 2016 X的前身星半径约为930 $\pm$ 70 R $_{\odot}$。根据银河系红超巨星的质量$--$半径关系，这颗大尺寸恒星预计是一颗红超巨星，初始质量为$\gtrsim$ 19 - 20 M $_{\odot}$，它是SNe IIP发现的最大和质量最大的祖先之一。
2018-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on Type IIn Supernova Progenitor Outbursts from the Lick Observatory Supernova Search
我们搜索了卡茨曼自动成像望远镜（KAIT）获得的大约12年的档案调查数据，作为利克天文台超新星搜索（LOSS）的一部分，以检测或限制可能的IIn型超新星（SNe~IIn）的祖先爆发。KAIT数据库包含50 Mpc内5个SNe~IIn（加上一个SN IIn/冒名顶替者的模糊情况）的多个SN前图像。在我们的任何目标中，使用错误发现率（FDR）统计方法都没有发现祖先爆发。相反，我们得到的限制幅度（LM）在SNe的位置。将这些极限强度（通常达到$m_R \approx 19.5\,\mathrm{mag}$）与SN 2009 ip和$η$ Car的爆发以及其他模拟爆发进行比较。我们发现，SN 1999 el和SN 2003 dv的数据质量足以排除由蓝超巨星（BSG）前身星最初微弱的SNe引起的主峰前$\sim40$天的事件，如SN 2009 ip和SN 2010 mc的情况。因此，这些SNe~IIn可能来自红超巨星的祖先，或者它们可能有一个更快的星周物质相互作用的开始。我们还估计在我们的数据集中检测到至少一个爆发的概率是$\gtrsim60\%$的每一种类型的示例爆发，所以没有任何检测表明，这种爆发要么通常比$\sim -13\,\mathrm{mag}$更不明亮（本质上或由于灰尘），要么在爆炸前几年内在SNe~IIn中不太常见。
2015-03-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2009ip and SN 2010mc: Core-collapse Type IIn supernovae arising from blue supergiants
最近被称为SN 2009 ip的超新星（SN）在2012年发生了戏剧性的前兆爆发，随后发生了更明亮的爆炸。它在2012年之前的观测使其成为历史上记录最好的SN祖先，但引发了关于其2012年爆炸性质的争论-它是一个真正的SN还是某种类型的暴力非终结事件。两者都可以与星周物质（CSM）的动力激波相互作用，但只有核心坍缩SN提供了自洽的解释。光谱中持续的宽发射谱线需要相对较大的喷出物质量和至少10^51尔格的相应动能，而2012 a事件的微弱与已发表的致密（~60 R_Sun）蓝超巨星的核心坍缩SNe模型一致。SN 2009 ip和另一种类型IIn，SN 2010 mc的光变曲线几乎相同;我们证明它们的光谱也匹配，并且两者都是标准的SNe IIn。我们的观察结果与最近的说法相矛盾，即SN 2009 ip的后期光谱正在恢复到其祖先的类LBV状态，我们表明SN 2009 ip的后期光谱与SN 1987 A的光谱非常相似。此外，SN 2009 ip在爆炸后改变的H-alpha等效宽度与通常在核心塌陷SNe IIn中看到的行为相匹配。关于SN 2009 ip和SN 2010 mc的几个关键事实强烈支持核心坍缩的解释，并使非终结的10^50尔格事件变得不可信。最直接和自洽的解释是SN 2009 ip是一颗蓝超巨星的最初微弱的核心坍缩爆炸，产生的56-Ni约为SN 1987 A的一半，大部分峰值亮度…
2013-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass Ejection in Failed Supernovae: Variation with Stellar Progenitor
我们研究了在恒星核坍缩过程中，当停滞的激波不复活而形成一个黑洞时，物质的喷射。在质子中子星阶段的中微子发射导致核心的引力质量减少，导致向外的声音脉冲在穿过恒星时变陡成冲击波。我们探索这种质量喷射机制的性质在一系列的恒星祖先使用球对称的，时间依赖的流体动力学模拟参数化处理中微子质量损失，并遵循整个恒星的冲击传播。我们发现，所有类型的恒星祖先可以通过这种机制喷射质量。喷出的质量是恒星表面重力的递减函数，范围从红超巨星的几个$M_\odot$到蓝超巨星的$\sim 0.1M_\odot$和沃尔夫-拉叶星的$\sim 10^{-3} M_\odot $。我们发现，在表面的最终冲击能量是一个减少的核心紧凑性的函数，并在所有情况下是$\lesssim 10^{47}-10^{48}$ erg。在具有足够大的包封、高的核心致密性或两者的组合的祖细胞中，声脉冲不能使质量分离。成功的物质抛射伴随着显著的回退吸积，可持续数小时至数年。我们预测的冲击爆发和热坪发射产生的蓝超巨星和沃尔夫-拉叶祖否则失败的超新星的外壳喷射的属性。
2018-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
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
X-ray observation of the shocked red supergiant wind of Cassiopeia A
Cas A是一个银河系超新星遗迹，其超新星爆炸被观测到是IIb型的。已知它的SN类型，对Cas A祖先的质量损失历史的观测限制可以提供关于大质量恒星最终命运的关键信息。本文利用Chandra X射线天文台的1 Ms观测资料，研究了Cas A中冲击环境气体的X射线特征，并试图约束其前身星的质量损失历史。我们确定从冲击周围气体沿残骸的外边界的热发射。测量的径向变化的光谱参数的冲击环境气体的自相似的解决方案的Chevalier的比较表明，Cas A是扩大到一个拱星风，而不是到一个均匀的介质。我们估计风密度nH ~ 0.9 $\pm$ 0.3 cm $^{-3}$在目前的外半径的残余物（~3 pc），我们解释为一个密集的慢风从红超巨星（RSG）的明星。我们的结果表明，Cas A的祖星的初始质量约为16 Msun，爆炸前的质量约为5 Msun，不确定性为百分之几十。此外，研究结果表明，在祖星损失的质量（约11 Msun）中，有相当大的一部分（超过6 Msun）可能是通过其RSG风损失的。
2014-06-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Supernova remnants of red supergiants: from barrels to Cygnus loops
本研究通过2.5维磁流体动力学模拟与辐射转移计算，揭示了失控红超巨星的超新星遗迹从桶状到天鹅座圈状的演化规律，为后续CTA观测数据解读提供了参考。
2024-04-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
