Pre-Supernova Outbursts via Wave Heating in Massive Stars II: Hydrogen-poor Stars
来自大质量恒星的前超新星爆发可能是由起源恒星核心在晚期核燃烧阶段产生的流体动力学波能量驱动的。在这里，我们研究了波加热的影响，在恒星含有很少或没有氢，即，IIb/Ib型SNe的祖细胞。由于没有大质量的氢包层，波能在恒星表面附近热化，那里的大气质量很小，但光学厚度很大。因此，波浪能可以解开这种物质，驱动一种光学上厚的超级爱丁顿风。使用一维流体动力学MESA模拟$\sim \! 5 \, M_\odot$ He星，我们发现，波加热可以驱动前SN爆发组成的密集风的质量损失率可以超过$\sim \! 0.1 \, M_\odot/{\rm yr}$。风终极速度为几个$100 \, {\rm km}/{\rm s}$，爆发光度可达$\sim \! 10^6 \, L_\odot$。波驱动的爆发可能与观测或推断的Ibn/过渡/转换型SNe的前SN爆发有关，前SN波驱动的质量损失是产生这些类型SNe的良好候选者。然而，我们也表明，在恒星的核心非线性波破碎可能会阻止这样的爆发在恒星厚对流氦燃烧壳。因此，只有有限的SN祖先的子集可能会经历波驱动的前SN爆发。
2018-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nebular phase observations of the type-Ib supernova iPTF13bvn favour a binary progenitor
目的。我们提出并分析了晚时间观测的Ib型超新星与可能的前超新星的祖先检测，iPTF 13 bvn，采取在$\sim$ 300天后爆炸，并讨论了这些背景下的约束超新星的祖先。先前的研究提出了两种可能的超新星前身星的性质，即大质量沃尔夫-拉叶星或密近双星系统中的低质量恒星。方法.观测结果表明，该超新星已进入星云相，光谱主要为Mg~I] $λλ$ 4571，[O~I] $λλ$ 6300，6364和[Ca~II] $λλ$ 7291，7324发射线。我们测量了发射线通量，估算了核心氧的质量，并与其他超新星的[O~I]/[Ca~II]线比值进行了比较。结果超新星前身的核心氧质量估计为$\lesssim$ 0.7 M $_\odot$，这意味着最初的前身质量不超过$\sim$ 15 - 17 M $_\odot$。由于推导出的质量太小，不可能使一颗恒星成为沃尔夫-拉叶星，这一结果更支持iPTF 13 bvn的祖星的双星性质。[O~I]/[Ca~II]线比值与其他超新星的比较也表明iPTF 13 bvn似乎与剥离包层和II型超新星的低质量祖先密切相关。
2015-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impact of Axions on the Minimum Mass of Core Collapse Supernova Progenitors
在这项研究中，我们包括在恒星演化模型轴子采用目前最严格的限制，他们的耦合到光子和电子。结果表明，核心坍缩超新星（CCSN）前身星的最小恒星质量上移了近2Mo。这一结果似乎与观测得到的CCSN祖细胞的最小质量存在矛盾。
2017-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ibn supernovae from ultra-stripped supernova progenitors
本研究揭示极剥离超新星前身星在核心坍缩前因剧烈硅燃烧损失质量并形成致密星周物质，导致其爆发被观测为Type Ibn超新星，为这类超新星起源提供新解释。
2025-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of Precursor LBV Outbursts in Two Recent Optical Transients: The Fitfully Variable Missing Links UGC 2773-OT and SN 2009ip
我们目前的祖星检测，光变曲线，光谱的SN 2009 ip和2009年的光学瞬态UGC 2773（U2773-OT），这不是真正的SNe。在爆发前十年的前兆变化表明，这两个祖星都是LBV。它们爆发前的光变曲线类似于船底座η星和SN 1954 J（NGC 2403中的V12）巨大爆发之前的剑鱼座S阶段，具有中间的祖先光度。在发现前10年的HST探测表明，SN 2009 ip和U 2773-OT的前身是超巨星，其初始质量可能分别为50-80 Msun和$\ga$ 20 Msun。这两次爆发的光谱符合已知的LBV，虽然在不同的物理状态。SN 2009 ip的LBV光谱特征速度为550 km/s，加上更快的物质，速度可达5000 km/s，类似于缓慢的侏儒和船底座η星的快速冲击波。U2773-OT显示了一个狭窄的吸收和发射线森林，与S Dor在其冷却状态下的吸收和发射线相当，加上[CaII]发射和指示尘埃的红外过量，类似于SN 2008 S和N300-OT。[CaII]排放可能与一个充满灰尘的预爆发环境，而不是爆发机制。SN 2009 ip和U2773-OT可能提供历史LBV爆发之间的关键联系，而U2773-OT可能提供LBV与SN 2008 S和N300-OT之间的联系。未来的研究将发现更多这种前体LBV变异性的例子，提供关键线索，可能有助于解开驱动LBV的不稳定性。
2010-01-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
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 Collapse and Three-Dimensional Explosion of Three-Dimensional, vis à vis One-Dimensional, Massive-star Supernova Progenitor Models
核心坍缩超新星的爆炸结果和诊断敏感地依赖于恒星祖先的性质，但迄今为止，大多数研究都只集中在一维，球对称的大质量恒星祖先。我们提出了一些第一个核心坍缩超新星模拟的三维大质量恒星超新星的祖先，一个12.5-和15-M $_{\odot}$模型，在三维演化从崩溃反弹通过爆炸与辐射流体动力学代码F{ \sc{ornax} }。我们比较使用那些从三维祖细胞的三维模拟的球对称，一维祖细胞相同的质量。我们发现，在大质量恒星演化的最后阶段，三维演化的模型更容易发生爆炸。在这些多维初始模型中产生的湍流作为种子湍流，促进激波复活。对引力波和中微子信号的探测可以揭示反弹前湍流的特征。
2022-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Investigation of the Progenitors of the Type Ia Supernovae Associated With the LMC Supernova Remnants 0505-67.9 and 0509-68.7
虽然Ia型超新星由于其在宇宙学距离估计中的用途而受到了严格的审查，但我们仍然无法确定整个种群的祖先。虽然已经为某些特定系统提供了答案，但仍然难以找到完整的解决方案。我们观测了大麦云云中的两个超新星遗迹（SNR），SNR 0505-67.9和SNR 0509-68.7，我们已经确定了遗迹的中心和99.73%的包容中心区域，超新星爆发后留下的任何伴星都必须位于该区域。这两个遗迹在其中心附近都有一些潜在的前伴星;所有可能的单和双退化祖先模型仍然适用于这两颗超新星。未来的观察可能能够识别这两种残留物的真正前伴侣。
2015-01-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Common envelope jets supernova with thermonuclear outburst progenitor for the enigmatic supernova remnant W49B
本文提出热核共包层喷流超新星（CEJSN）模型解释超新星遗迹W49B，指出中子星坍缩为黑洞发射的喷流与红超巨星核心热核爆发共同塑造了其非球形形态和高铁丰度。
2023-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor Mass Distribution for 22 Historic Core-Collapse Supernovae
我们推断的祖先质量分布的22个历史核心坍缩超新星（CCSNe）使用贝叶斯分层模型。对于这个推论，我们使用本地恒星形成历史来估计每个超新星（SN）的年龄。这些恒星形成的历史往往表现出多个恒星形成的爆发，我们的模型假设，一个爆发是与SN祖和其他恒星形成的随机爆发。主要的推论是祖先的年龄分布。由于有限的历史SNe和高度不确定的恒星形成在年轻的年龄，我们限制我们的推断的年龄分布的斜率和最大年龄的CCSNe。使用单星演化模型，我们将祖先的年龄分布转化为祖先的质量分布。在这些假设下，CCSNe的最小质量为${M_\textrm{min}}~=~8.60^{+0.37}_{-0.41} \ M_\odot$，祖细胞质量分布的斜率为$α= -2.61^{+1.05}_{-1.18}$。祖细胞质量分布的幂律斜率与标准Salpeter初始质量函数（$α= -2.35$）一致。这些值与以前使用前兆成像和年龄测定技术的估计是一致的，进一步证实了使用SN和超新星遗迹周围的恒星星族是推断祖星质量的可靠方法。
2021-06-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
KSP-OT-201611a: A Distant Population II Dwarf Nova Candidate Discovered by the KMTNet Supernova Program
我们提出了一个多色，高节奏的测光研究遥远的矮新星KSP-OT-201611 a发现的韩国微透镜望远镜网络超新星计划。从2016年10月到2017年5月，在$BVI$波段探测到两次爆发，其中包括一次超长爆发和一次正常/短爆发，相隔$\sim$ 91天。爆发的形状和幅度揭示了KSP-OT-201611 a是SU Uma或U Gem型矮新星的性质。KSP-OT-201611 a在超长爆发中周期性峰的颜色变化可能表明它是一颗SU UMa型矮新星。超级爆发和正常爆发在爆发过程中表现出明显不同的颜色演化，很可能是由于冷却波在吸积盘中形成的时间不同。爆发峰值的星等和矮新星的轨道周期表明，它与银心的距离（$\sim$ 13.8 kpc）和高度（$\sim$ 1.7 kpc）都很大。因此，KSP-OT-201611 a可能为研究星族II矮新星的吸积盘过程提供了一个难得的机会。
2019-06-17 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
Possible detection of the progenitor of the Type II supernova SN2023ixf
通过哈勃太空望远镜的爆炸前成像，探测到SN2023ixf的前身星为红超巨星，初始质量约8-10太阳质量，并存在大量尘埃。
2023-06-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The disappearance of the helium-giant progenitor of the type Ib supernova iPTF13bvn and constraints on its companion
我们报告和讨论超新星iPTF 13 bvn爆炸后的观测。我们发现SN在+740天的亮度低于爆炸前的亮度，从而证实了祖星已经消失。我们估计，后期的亮度仍然是由超新星主导的，这限制了可能的伴星的大小和质量低于约10 Msun。反过来，这意味着祖先的初始质量被限制在10到12 Msun之间的狭窄范围内。iPTF 13 bvn的前身可能是一颗氦巨星，而不是沃尔夫-拉叶星。此外，我们认为，2016年获得的足够深的观测现在有机会直接观测伴星。
2016-04-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explaining the supernova impostor sn 2009ip as mergerburst
我们认为，2012年9月超新星（SN）冒名顶替者SN 2009 ip的能量大爆发（爆发2012 b）是一个合并爆发事件，其中两颗大质量恒星合并。2009年和2011年的爆发可能发生在双星系统合并前的近星点附近，类似于19世纪巨型双星系统船底座伊塔大爆发的光度峰值。2012年b的主要爆发和2012年a的预爆发类似于合并爆发事件V838 Mon的光变曲线。SN 2009 ip的能量和喷出气体的高速度可以用一颗质量为M1~60- 100 Mo的演化恒星和一颗质量为M2~0.2-0.5M1的次级主序星的合并来解释。预计喷射出的星云将具有非球形结构，例如双极或甚至更复杂的形态。
2013-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
A database of spectral energy distributions of progenitors of core-collapse supernovae
本文介绍了一个数据库的光谱和光度光谱能量分布（spec-SED和photo-SED）的祖先的核心坍缩超新星（CCSNe）。双星和单星祖先都包括在数据库中。该数据库包括初始金属丰度（$Z$）范围0.0001- 0.03，质量范围8- 25 \dsm{}，二元质量比范围0- 1，轨道周期范围0.1- 10000天。数据库中包括单星和双星CCSN祖星的低分辨率光谱SED和光SED。这些数据可用于研究基本参数，例如，CCSN祖细胞的金属丰度、年龄、初始和最终质量。该方法也可用于研究不同因素对CCSN祖细胞参数测定的影响。利用该数据库拟合双星CCSN祖星的SED时，建议事先确定其金属丰度和轨道周期，而对单星祖星则不需要。
2021-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
A binary scenario for the pre-explosion outburst of the supernova 2010mc
我提出的可能性，爆炸前爆发（PEO）的类型IIn超新星2010 mc（PTF 10 tel）是由质量吸积到O主序星伴星。根据这一推测，超新星起源在爆炸前几个月内经历了一次快速膨胀。膨胀是由核心的能量泄漏驱动的，在爆炸前一年内发生了剧烈的氧核燃烧。这种膨胀引发了质量转移到二级恒星上。爆发的大部分额外能量来自~0.1Mo在次级恒星上的吸积。同样，以v~2000 km/s的速度流出的气体是从吸积的次级恒星发射的，很可能是在双极流出中。这个双星模型可以解释在较早的时间喷射出的较慢的星周介质，并解释在爆炸后5.8天的H α发射的红移峰值。我比较了SN 2010 mc的PEO的一些属性，其他恒星爆发，如恒星合并事件V838 Monocerotis和十九世纪的大规模恒星双星系统船底座伊塔大爆发。我推测，所有的IIn型超新星都把它们稠密的星周气体归功于双星的相互作用。
2013-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inferring Type II-P Supernova Progenitor Masses from Plateau Luminosities
将核心坍缩超新星爆炸的观测结果与其大质量恒星祖先的性质联系起来是超新星科学长期寻求的一个具有挑战性的目标。最近，Barker等人（2022）使用一个有效的模型，从球对称中微子驱动的核心坍缩超新星（CCSN）模拟中提出了一幅祖星景观的热光变曲线。他们发现II-P型CCSN光变曲线的平台光度与祖先的终末铁核质量之间存在密切关系。值得注意的是，这使我们能够单独用光度法来限制祖细胞的性质。我们分析了II-P型CCSN光变曲线的大量观测样本，并使用Barker等人2022的关系估计了铁核质量的分布。推断的分布与恒星演化模型中的铁核质量分布非常匹配，即包含高质量的铁核，表明观测数据中非常大的祖先的贡献。我们使用这种分布的铁核心质量推断的最小和最大质量的祖先的观测数据。使用贝叶斯推断方法来定位最佳的初始质量函数参数，我们发现M $_{\mathrm{min}}=9.8^{+0.37}_{-0.27}$和M $_{\mathrm{max}}=24.0^{+3.9}_{-1.9}$太阳质量的观测数据。
2023-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Synthetic observables for electron-capture supernovae and low-mass core collapse supernovae
质量在8到10个太阳质量之间的恒星预计会产生两种类型的超新星（SNe），电子捕获超新星（ECSNe）或核心坍缩超新星（CCSNe），这取决于它们以前的演化。任何一个相关联的祖保留扩展和大量的富氢信封，这些SNe的可观测性，因此，预计是相似的。在这项研究中，我们探讨了这两种类型的SNe的差异。具体来说，我们调查了三种不同的祖模型：一个太阳金属丰度ECSN祖与8.8太阳质量的初始质量，一个零金属丰度祖与9.6太阳质量，和一个太阳金属丰度祖与9太阳质量，进行辐射转移模拟这些祖。我们提出了这些模型的光变曲线。这些模型表现出非常低的光球速度变化约2000公里/秒，因此，这可能是一个方便的指示低质量SNe。ECSN在宽波段有非常独特的光变曲线，特别是U波段，与目前观察到的SN不相似。这个ECSN祖先是双星的一部分，将失去它的包络，因此光变曲线变得很短，无法检测。来自9.6太阳质量祖先的SN也表现出相当不寻常的光变曲线，这可以解释为初始成分中没有金属。人工铁污染的9.6太阳质量模型表明光变曲线更接近正常的SNe IIP。来自9个太阳质量祖先的SN仍然是所谓的低光度SNe IIP的最佳候选者，如SN 1999 br和SN 2005 cs。
2021-02-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass-loss histories of Type IIn supernova progenitors within decades before their explosion
我们提出的IIn型超新星的祖先在几十年内，他们的爆炸前的质量损失特性的系统研究结果。本文应用解析光变曲线模型对11个Ⅰ_n型超新星的辐射热光变曲线进行了计算，导出了星周介质的性质。我们重建的质量损失历史的基础上估计的星周介质的属性。估算的质量损失率大多高于1 e-3 Msun/yr，与其它方法得到的结果一致。在爆炸前的几十年内，质量损失率经常很高。这表明存在某种机制来维持IIn型超新星祖先的高质量损失率至少在爆炸前几十年。因此，在一些IIn型超新星祖先中观察到的较短的爆发性质量损失事件并不总是造成其致密的星周介质。此外，我们发现，IIn型超新星的祖先可能倾向于增加他们的质量损失率，因为他们接近爆炸的时间。我们还展示了我们的分析预测和数值结果之间的详细比较。
2014-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Testing Progenitor Models Using the Late-Time Light Curve of Supernova 1992A
Ia型超新星光变曲线的主要放射性能量源预计将在非常晚的时期从$^{56}$ Co衰变到$^{57}$ Co。我们使用爆炸后900多天获得的SN 1992 A的档案HST图像来限制其钴同位素丰度比，并将其与经过充分研究的事件SN 2011 fe进行比较。我们确认了arXiv发现的$0.026\pm 0.004$的SN 2011 fe的$^{57}$ Co / $^{56}$ Co比：1608.01155，与“双简并”祖先情况一致。对于SN 1992 A，我们发现了$0.034\pm 0.010$的比值，但较大的不确定性使我们无法区分祖细胞模型
2020-11-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
How much hydrogen is in Type Ib and IIb supernova progenitors?
核心坍缩的超新星只有很少或没有氢（分别用IIb型和Ib型表示），是大质量恒星失去部分或大部分外层的爆炸。它们如何失去质量尚不清楚，但可能涉及二元相互作用。到目前为止，在爆炸前的成像中已经确定了七个这样的超新星的祖先（五个是IIb型事件，两个是Ib型事件）。在这里，我们发展详细的二进制恒星演化模型，以更好地了解这些祖先的性质。我们发现，在爆炸时留在信封中的氢的量很大程度上取决于后相互作用的质量损失率。剩余的氢反过来又以非平凡的方式强烈影响祖先的性质，如温度和光球半径。再加上前体数据中的消光和距离不确定性，很难从爆炸前成像中推断出准确的前体氢质量。我们量化了这种不确定性，并发现现有的数据是一致的，提出的Ib-IIb型氢质量阈值约为0.033 Msun，这意味着即使是Ib型祖先不是纯氦星。这些结果缓解了SN 2019 yvr的Ib型分类与其候选祖先属性之间的紧张关系。我们还估计了幸存的2019 yvr祖先伴星的亮度，这可能会在未来的观测中被发现。
2022-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
The lowest metallicity type II supernova from the highest mass red-supergiant progenitor
红超巨星已经被证实是大多数富氢II型超新星的祖先。然而，虽然这些恒星的质量大于25 M $_\odot$，但探测到大于18 M $_\odot$的祖先仍然难以捉摸。红超巨星也有望在所有金属丰度下形成，但从低金属丰度祖先爆发的发现很少。在这里，我们报告的II型超新星，SN 2015 bs的观测，我们推断的祖先金属丰度$\leq$ 0.1 Z $_\odot$通过比较光球相光谱模型，和零年龄主序列质量17- 25 M $_\odot$通过比较星云相光谱模型。SN 2015 bs显示出正常的“平台”光变曲线形态和典型的光谱特性，暗示着它是一颗红超巨星的前身。这是第一个这样的高质量祖先的“正常”II型超新星的例子，表明高质量红超巨星爆炸和低金属量祖先之间的联系。
2018-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Immediate dense circumstellar environment of supernova progenitors caused by wind acceleration: its effect on supernova light curves
IIP型超新星的前身通常被致密的星周介质所包围，这可能是由于前身在爆炸前不久的质量损失增强。以前的光变曲线研究表明，质量损失率提高到约0.1 Msun/年，假设风速恒定。然而，在恒星附近的星周介质的密度可以远高于以前推断的一个给定的质量损失率，如果考虑到风的加速度。以SN 2013 fs为例，我们发现风加速度对从IIP型超新星早期光变曲线估算质量损失率有很大的影响。我们进行数值计算的超新星喷出物和拱星介质之间的相互作用，具有恒定的质量损失率，但与β法风速剖面。我们发现，SN 2013 fs的前身的质量损失率在爆炸前不久，这是推断为~ 0.1 Msun/yr的恒定风速为10 km/s的光变曲线模型，可以低至~ 1 e-3 Msun/yr的相同的终端风速为10 km/s，但风速剖面β ~ 5。在这两种情况下，星周介质的质量是相似的（~ 0.5 Msun）。因此，在我们的解释中，祖先的质量损失增加的开始是在爆炸前100年左右，而不是几年。我们的结果表明，II型超新星祖先的直接致密环境可能会受到风加速的显著影响。
2017-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova 2009ip outbursts in 2012: From scenario to model
对超新星2009ip在2012年的两次爆发给出了球面和非球面模型。模型是基于一种假设，即2012年8月的爆发是由LBV前超新星的爆炸性外壳喷射造成的。该模型预测，在2012年7月下旬出现了一个未观测到的爆发，与冲击爆发和随后的扩散辐射冷却的喷射信封。2012年8月观测到的第一次爆发的光度可能是由中央源提供的，而2012年9月下旬的第二次更强大的爆发是由喷出物与星周包层的相互作用引起的。模型提供了对喷出物能量和质量以及拱星壳质量的估计。
2022-09-12 astro-ph.HE
On the nature and detectability of Type Ib/c supernova progenitors
许多II型超新星的祖先已经被观测确认，但对Ibc型超新星（SN Ibc）祖先的搜寻迄今为止还没有成功，尽管人们期望它们是明亮的沃尔夫-拉叶星（WR）。我们研究了大质量氦星的演化如何影响它们的视觉外观，并讨论了SN Ibc祖先的可探测性的影响。大质量WR星通过星风质量损失迅速失去氦包层，当其有效温度（与流体静力表面相关）超过150 kK时，它们的生命结束。在超新星爆发前阶段，它们的表面性质类似于WO亚型的热银河系WR星。与银河系WR星（Mv < -4）相比，尽管它们的热光度（log L/Lsun = 5.6 ~ 5.7）很高，但它们的窄波段视星等Mv = -1.5 ~-2.5，在视觉上是暗淡的。相比之下，相对低质量的氦星保留了厚厚的氦包层，在光学波段看起来相当明亮，这取决于最终的质量和在演化后期的包层膨胀历史。我们的结论是，SNE IBC观测到目前为止还没有提供强有力的约束祖先测辐射热光度和质量，即使最深的搜索。我们还认为，在任何光学图像中，识别Ic祖细胞比识别Ib祖细胞更具挑战性。
2012-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Erratum: Progenitor-explosion connection and remnant birth masses for neutrino-driven supernovae of iron-core progenitors (2012, ApJ, 757, 69)
对流体动力学结果的错误解释导致Ugliano等人（2012）对后备质量的错误确定，这也（在较小的水平上）影响了该论文中提供的中子星质量。Ertl et al.（2015）和Sukhbold et al.（2015）在后续工作中已经解决并纠正了这个问题。因此，建议读者使用后两篇出版物的新数据。在本勘误表的其余部分，我们详细介绍了新旧回退结果的差异，并解释了Ugliano等人（2012）原始分析中错误的起源。
2016-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary progenitor systems for Type Ic supernovae
本文通过比较II型与Ic型超新星所处环境的分子气体密度，推断Ic型超新星前身星大多经历双星相互作用，而非单一极高质量恒星坍缩，为改进宇宙学模拟中的反馈与化学混合提供了依据。
2024-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revisiting the progenitor of the low-luminosity type II-plateau supernova, SN 2008bk
更新的红超巨星大气模型的可用性和单星和双星恒星演化模型的改进，以及以前未发表的数据，促使我们重新审视低光度II型高原超新星SN 2008 bk的祖先。利用中红外数据结合尘埃模型，我们发现高温（4250-4500 K），高消光（E（B-V）>0.7）的解决方案与数据不兼容。因此，我们倾向于一个凉爽的（~3500-3700 K）的祖先与亮度的log（L/Lsun）~4.53。通过与演化轨迹的比较，我们推断出祖先的质量在8-10 Msun范围内，这与前人的一些研究结果一致。这一质量与观测到的低光度IIP型超新星的模式一致，该模式来自RSG在核心坍缩的下极值处的爆炸。我们还提出了多时代的数据的祖先，但没有找到明确的证据的变化。
2020-12-01 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
Formation pathway for lonely stripped-envelope supernova progenitors: implications for Cassiopeia A
我们探索一种新的方案，生产剥离信封超新星的祖先。在我们的假设中，剥离包层超新星是双星中的第二颗超新星，其中次级超新星的包层在其红超巨星阶段被第一颗超新星的撞击所移除。通过二维流体动力学模拟，我们发现只要超新星爆发前的轨道间距是恒星半径的$\lesssim5$倍，包层的$\sim$ 50-90 $\%$就可以被解开。重组能在解结合中起着重要作用，尤其是对于相对高质量的系统（$\gtrsim18M_\odot$）。我们预测，超过一半的未结合质量应该分布在大约$\sim$ 10- 100 pc远离第二个超新星站点作为一个单侧壳。我们讨论了可能的应用已知的超新星遗迹，如仙后座A，RX J1713.7-3946，G11.2-0.3，并找到有前途的协议。预测发生率为核心塌陷人群的$\sim$ 0.35-1 $\%$。这种新的情况可能是一个主要的通道，为剥离信封或IIL型超新星的子类，缺乏同伴检测像仙后座A。
2020-08-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Type Ibn Supernova 2019kbj -- Indications for Diversity in Type Ibn Supernova Progenitors
Ibn型超新星（SNe）是一类罕见的恒星爆炸，其祖先系统尚未很好地确定。我们提出并分析了Ibn SN 2019 kbj的观测结果，并对其光变曲线进行了建模，以限制其祖先和爆炸参数。SN 2019 kbj在达到峰值后的第一个月内显示出大致恒定的温度，这表明有一个动力源（可能是星周物质相互作用）使连续辐射保持在约15，000 K的高温。事实上，我们发现，Ni 56的放射性衰变是不利的，作为唯一的功率源的辐射热光变曲线。另一方面，一个放射性衰变+环星物质（CSM）相互作用模型，没有再现辐射热发射。由于稳定的质量损失风，拟合更喜欢均匀密度的CSM外壳，而不是CSM，类似于其他类型的Ibn SNe。均匀密度CSM壳模型需要约0.1太阳质量的Ni 56和约1太阳质量的总喷出物来重现光变曲线。SN 2019 kbj与另一个具有导出物理参数的Ibn型SN SN SN 2019 uo不同，后者的Ni 56质量低一个数量级，喷出物质量更大。这表明SN Ibn祖系统和爆炸可能存在多样性。
2023-02-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia Supernova Explosions from Hybrid Carbon-Oxygen-Neon White Dwarf Progenitors That Have Mixed During Cooling
有人提出了“混合”白矮星的产生，它是由一个在O-Ne壳层中的C-O核心组成的，研究表明，富C中心区域的点火使这些可行的热核（Ia型）超新星的祖先。最近的研究发现，当白矮星在吸积之前冷却时，C-O核心与周围的O-Ne混合，这导致大质量祖星中的中心C分数低于先前的假设。为了进一步研究混合白矮星作为热核超新星祖先的有效性，我们从一系列新的混合祖先中模拟了热核超新星，其中包括冷却过程中的混合效应。前身白矮星模型是用一维恒星演化程序MESA建立的，它代表了一颗恒星经过不稳定的内部混合阶段，然后是吸积，直到达到碳燃烧的点火条件。然后将MESA模型映射到FLASH模拟爆炸的二维初始条件。为了比较，对传统的C-O祖先白矮星进行了类似的模拟。通过比较爆炸的产率，我们发现，与早期的研究一样，与传统的C-O祖先相比，混合祖先中较低的C丰度导致56 Ni的平均产率较低。虽然未混合的混合WD也表现出类似的减少，在总铁族产率，混合的情况下，不和产生一个较小的分数的铁族元素的形式56镍。我们把这归因于点火所需的较高的中心密度和爆燃点火的中心或偏离中心的位置。
2019-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors of Supernovae Type Ia
尽管Ia型超新星（SNeIa）在天体物理学的许多领域都具有重要意义，但SNeIa缺乏理论解释。标准的场景包括碳/氧白矮星接近克拉塞卡质量的热核爆炸;要么是来自伴星的吸积，要么是两颗白矮星的合并。我们调查的贡献，从两个渠道的SNIa率与二进制人口合成（BPS）代码SeBa，以约束二进制过程，如质量保留效率的WD吸积和共同的信封演变。我们确定的理论速率和延迟时间分布的SNIa祖细胞，特别是研究假设如何影响预测率。
2013-02-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrogen-Poor Circumstellar Shells from Pulsational Pair-Instability Supernovae with Rapidly Rotating Progenitors
在一定的质量范围内，大质量恒星可以经历由电子/正电子对不稳定性引发的剧烈脉动，这种不稳定性会使物质膨胀，但不会完全破坏恒星。在一次或多次这样的脉动之后，这些恒星预计会经历核心坍缩，引发超新星爆炸。如果母星的金属丰度非常低，并且旋转速度足够快，可以进行几乎均匀的演化，那么对这种脉动现象敏感的质量范围可能低至50-70 Msun。脉动中喷射出的物质的质量、动力学和成分是决定爆炸后续观测特征的重要方面。我们研究了恒星模型和旋转速率的样本的动态，并讨论了第一批恒星的影响，LBV样的现象，和超亮超新星。我们发现，快速旋转的先驱体（>30%的临界值）的脉动对不稳定事件喷射的壳层是贫氢和氦和氧丰富。
2012-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolutionary Models for Type Ib/c Supernova Progenitors
Ib/c型超新星（SNe Ib/c）标志着缺氢大质量恒星的死亡。SNe Ib/c祖先的演化情景涉及许多重要的物理过程，包括风引起的质量损失及其金属丰度依赖性、恒星自转和双星相互作用。这使得SNe Ib/c成为恒星演化理论的一个极好的试验平台。我们回顾了文献中SN Ib/c祖细胞进化模型的主要结果及其与最近观察的对抗。我们认为，SN Ib/c祖细胞的性质可以显着不同的单和二进制系统，和二进制演化模型可以解释喷出物的质量来自SN Ib/c光变曲线，SN Ib/c网站在其宿主星系的分布，和光学幅度的暂定祖候选人的iPTF 13 bvn。我们强调的重要性，早期观测的光变曲线和光谱，准确测量的氦质量在SN Ib/c喷出物，和系统的研究SN Ib/c属性的金属丰度依赖，以更好地约束理论。
2015-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Signature of a Windy Radio Supernova Progenitor in a Binary System
II型超新星的前身预计会在爆炸前在密集的恒星风中释放出大量的物质。当前身星是双星的一员时，轨道运动调节了这股风的密度。当原始物质爆炸时，高速喷出物与调制风碰撞，从而产生调制无线电信号。本文导出了在大杆件质量比极限下无线电信号调制参数与二进制参数之间的一般解析关系。我们使用这些关系来推断SN 1979c的半长轴和伴星质量的下限。我们进一步约束的分析估计使用AMUSE框架的数值模拟。在这些计算中，我们模拟的祖先双星系统，包括风和伴星的引力效应。模拟输出与超新星SN 1979C中观测到的无线电信号进行了比较。我们发现它一定是一个轨道周期约为2000年的双星。如果爆炸的恒星是从太阳金属度下的$\sim 18 M_{\odot}$零年龄主序星演化而来，我们推导出轨道离心率低于0.8的伴星质量为$5$到$12 M_{\odot}$。
2019-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Matter Mixing in Aspherical Core-collapse Supernovae: Three-dimensional Simulations with Single Star and Binary Merger Progenitor Models for SN 1987A
我们对SN 1987A的非球面核坍缩超新星进行了三维流体动力学模拟。研究了四种前超新星模型和参数化非球面爆炸的影响。四个超新星前模型包括一个蓝超巨星（BSG）模型，该模型基于最近为SN 1987A的祖先开发的缓慢合并场景（Urushibata et al. 2018）。另外两个是基于单星演化的BSG模型和两个红超巨星（RSG）模型。在调查的爆炸（模拟）模型中，一个模型与二进制合并祖模型和不对称的双极爆炸，它调用一个喷流爆炸，最好的再现约束的质量高速$^{56}$镍，推断从观察到的[Fe II]线配置文件。二元并合先驱体模型的优点是C+O核和氦层的$ρ\,r^3$轮廓平坦且延伸较少，这可能是由于氦核质量小。从最佳爆炸模型出发，预测了双极爆炸轴的方向（最强爆炸方向）、中子星（NS）反冲速度及其方向。其他相关的影响和未来的展望也被给出。
2019-12-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ib/c supernovae in binary systems I. Evolution and properties of the progenitor stars
我们调查的Ib/c型超新星（SN Ib/c）的祖先在近距离双星系统的演化，使用新的演化模型，包括旋转的影响，初始质量为12 - 25 Msun的主要组成部分，和单氦星的初始质量为2.8 - 20 Msun。我们发现，尽管潮汐相互作用对主恒星的旋转的影响，在不同的二元模型序列中的超新星前阶段的核心中保留的角动量的量收敛到一个类似于以前的单星模型中发现的值。这个量大到足以产生毫秒磁星，但太小了，不能产生磁星或长伽马射线暴。我们采用最新的估计沃尔夫-拉叶质量损失率，其影响SN Ib/c祖详细讨论。在恒星结构方面，在双星系统中的SN Ib/c祖星被预测有很大的最终质量范围，甚至可以达到7 Msun，氦包层为0.16 - 1.5 Msun。我们的研究结果表明，如果缺乏氦线的光谱中的SNe Ic是由于少量的氦，分布的初始和最终的质量的SNIc祖细胞应该是双峰。此外，我们发现，薄的氢层（0.001 - 0.01 Msun），预计将存在于许多SN Ib祖在presupernova阶段。我们表明，氢的存在下，连同一个相当厚的氦信封，可以导致一个显着的膨胀的一些SN Ib/c祖超新星爆炸的时间。这可能对冲击爆发和超新星光曲线产生重要影响。我们还认为，通过AB/B转移产生的薄氢层的一些SN祖细胞可能与IIb型超新星祖细胞相对较小的半径约为10 Rsun。
2010-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Finding Supernova Ia Progenitors with the Chandra X-ray Observatory
我们检查前超新星钱德拉图像找到X射线光度Ia型超新星的祖先。目前，我们有一个可能的直接检测和上限的X射线光度的其他超新星祖先的数量。该方法还产生了一个可能的检测X射线双沃尔夫-拉叶系统作为一个Ib型超新星的祖先。
2011-01-31 astro-ph.HE
An outburst from a massive star 40 days before a supernova explosion
各种各样的证据表明，超大质量恒星在爆炸成为超新星之前不久会经历极端的质量损失。有趣的是，有几个模型预测了这种爆炸前的爆发。在这些质量损失事件和最终的超新星爆炸之间建立因果关系将为研究超新星爆发前的恒星演化提供一种新的方法。在这里，我们报告了一个显着的质量损失事件的观测发现40天前爆发的IIn型超新星SN 2010 mc（PTF 10 tel）。我们的光度和光谱数据表明，这一事件是一次高能爆发的结果，辐射出至少6 × 10^47尔格的能量，并以2000 km/s的典型速度释放出约0.01太阳质量的物质。我们表明，时间接近的质量损失爆发和超新星爆炸意味着它们之间的因果关系。此外，我们发现爆发的光度和速度与波驱动脉动模型的预测是一致的，不赞成替代的建议。
2013-02-11 astro-ph.HE
Upper limits on bolometric luminosities of three type Ia supernova progenitors - New results in the ongoing Chandra archival search for type Ia supernova progenitors
我们目前分析钱德拉档案，爆炸前的三个附近（< 25 Mpc）Ia型超新星，SN 2011 iv，SN 2012 cu和SN 2012 fr的位置数据。在任何观察中都没有发现与祖细胞相对应的来源。将所有来源与明确的背景结合起来，也没有发现任何来自祖先的X射线发射的证据。我们计算了上的辐射热光度的祖先，假设它们是黑体有效温度在30和150 eV之间，对应于“典型的”超软X射线源。SN 2012 fr的上限跨越了典型超软源的爱丁顿光度，但这项研究不能排除更暗的典型超软源。我们还比较了我们的上限与已知的紧凑型二元超软X射线源。这项研究是直接检测或限制附近Ia型超新星祖先爆炸前观测的X射线特征活动的延续;根据尼尔森、沃斯和内勒曼斯报告的结果（见引言中的参考文献），Chandra档案中可获得爆炸前图像的附近Ia型超新星的数量现在是13颗，而且还在增加。
2013-08-27 astro-ph.HE
Observational constraints on the progenitors of core-collapse supernovae : the case for missing high mass stars
在过去的15年里，超新星社区一直在努力确定其星系的高分辨率档案图像的核心坍缩超新星的祖星。这篇评论汇编的结果（从1999年至2013年）在一个距离有限的样本，并讨论了影响。绝大多数探测到的祖星都是II-P、II-L或IIb型的，只有一个Ib型的祖星系统被探测到，而Ibc超新星的祖星则有更多的上限（14）。这45颗超新星祖先的数据表明，在LogL~= 5.1dex的表观极限以上的高光度恒星明显不足。对于一个典型的萨尔彼得IMF，人们会期望找到13个高亮度和高质量的祖先。在这个时间和体积有限的样品中，可能只有一个物体是明确的高质量（SN 2009ip的祖先）。综述了星周尘埃和样品选择方法对测量结果的影响。这似乎不太可能解释失踪的高质量祖星。本文的结论是，在本宇宙中观测到的超新星总体上不是由大质量（M>~18Msun）恒星产生的。模型星的理论爆炸也预言了黑洞的形成和超新星的失败倾向于发生在M>~18 Msun以上。模型还表明，在8 - 120 Msun范围内的恒星存在爆炸性岛屿。观测上的限制与M>~18 Msun以上的大部分恒星坍缩形成黑洞而没有可见的超新星是相当一致的。（节录）。
2015-05-08 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Seeking Core-Collapse Supernova Progenitors in Pre-Explosion Images
我总结了我们所知道的关于恒星的本质，最终爆炸为核心坍缩超新星从检查之前采取的爆炸图像。通过记录超新星爆发前和超新星爆发后的图像，通常使用天基光学探测器或配备激光导星自适应光学系统的地基红外探测器以高分辨率拍摄，现在已经有近36颗核心坍缩超新星的祖先恒星的性质被直接测量或（更常见的）通过建立光度上限来限制。这些研究可以直接与恒星演化模型进行比较，从而可以对祖星的物理特征进行估计。我回顾祖特性（或限制）推断，从这项工作中的每一个主要的核心坍缩超新星类型（II-高原，II-线性，IIb，IIn，Ib/C），特别侧重于所使用的分析技术和过程中，通过得出的结论。还提供了一些个别事件的简要讨论，包括SN 2005 gl，一个IIn型超新星，被证明有一个非常明亮的-因此非常巨大的-在一个暴力的，明亮的蓝色变星样喷发阶段后不久爆炸的祖先，与标准的理论预测相反。
2009-08-13 astro-ph.CO 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
Progenitor's signatures in Type Ia supernova remnants
Ia型超新星的遗迹可以提供有关其祖先历史的重要线索。我们讨论了两个观察到的超新星遗迹（SNR），据信它们是由Ia型超新星造成的，并使用各种工具来阐明可能的祖先历史。我们发现开普勒的信噪比与一个由白矮星和AGB星组成的共生双星祖先是一致的。我们的水力模拟可以重现所观察到的运动学和形态学特性。对于第谷的残骸，我们使用的X射线光谱和运动学的特点，表明喷出物可能与致密的拱星气体相互作用。
2011-11-03 astro-ph.HE
Are Models for Core-Collapse Supernova Progenitors Consistent with the Properties of Supernova Remnants?
最近的发现，在附近的SNR观测到的铁-钾线光度和能量质心是一个很强的判别祖星类型和拱星环境的影响，我们了解超新星的祖先演化。使用模型的核心塌陷超新星喷出物的化学成分，我们模拟的动力学和热X射线发射的冲击喷出物和拱星材料，建模为$r^{-2}$风，年龄为3000年。我们将这些模型的X射线光谱与朱雀卫星的观测结果进行了比较。我们还模拟了Ia型祖先模型的动力学和X射线发射。我们发现，在铁-钾线的能量质心之间的核心崩溃和Ia型模型有明显的区别。核心坍缩超新星模型预测更高的Fe-K线质心能量比Ia型模型，与观测一致。我们认为，更高的线质心的结果，发现在拱星环境中的缓慢移动的风从大规模的祖先的扩张所造成的密度增加。
2015-02-15 astro-ph.HE
Core Collapse Supernova Gravitational Wave Emission for Progenitors of 9.6, 15, and 25 Solar Masses
我们提出了引力波发射预测的基础上，三个核心坍缩超新星模拟对应于三个不同的祖质量。质量跨度很大，在9.6到25太阳质量之间，最初都是不旋转的，并且有两种金属丰度：零和太阳。我们计算了正极化和交叉极化下的引力波应变随时间的演化，以及它们的谱分解和特征应变。
2022-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Core-Collapse supernovae and its progenitors
无法维持引力坍缩的大质量恒星，在核燃烧阶段结束时，变成核心坍缩超新星，留下致密的物体，如中子星或黑洞。像质量和金属丰度的祖属性主要决定爆炸参数和紧凑的残留物的类型。在本文中，我们总结了ARIES和其他印度天文台严格观测到的三种核心塌陷类型IIP SNe 2012 aw、2013 ab和2013 ej的观测研究，并讨论了它们的起源和爆炸性质。
2016-03-08 astro-ph.HE
On the Progenitor of the Type Ic Supernova 2012fh
观测上对Ibc型超新星（SNe）的祖先或SNe祖先在最后几年的典型活动知之甚少。在这里，我们使用差分成像分析了Ic型SN 2012fh前后4年的深层大型双目望远镜成像数据。我们将探测到的祖先星的上限设置为1 $σ$，这些恒星位于$M_R>-4.0$、$M_V>-3.8$、$M_B>-3.1$和$M_U>-3.8$等磁区。这些限制是对Ic型超新星最严格的限制，它们在很大程度上排除了单星演化模型，而倾向于双星通道作为该超新星的起源。我们还限制了祖细胞的活性在绝对尺度上是小的，RMS $UBVR$光学变异性$<2500L_\odot$和长期变暗或变亮的趋势$<1000L_\odot/\text{year}$在所有四个波段。
2017-10-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Luminosity distribution of Type II supernova progenitors
我为你们展示祖先的光辉（$L$），直接从祖星光度测量和热辐射校正技术计算，或间接从祖星光度和[OI] $λλ$ 6300，6364线光度之间的经验相关性，自爆炸后350 d，$^{56}$ Ni质量，或爆炸后50 d的绝对$V$波段震级。为了校准这些相关性，我使用了12个SNe II，其原始光度是从原始光度测量得到的。我发现，上述的相关性是强大的，统计上显着的，并允许估计祖光度的精度在20%和24%之间。我校正SN样本的选择偏差和定义一个子样本的112 SNe II与祖光度之间的$\log(L/L_{\odot})=4.6$ dex，对应于完整性限制的校正后的样品，和最大观测到的祖光度的$\log(L/L_{\odot})=5.091$ dex。这个子样本的光度分布与LMC、SMC、M31和M33中的红超巨星（RSG）的光度分布在统计上是一致的，它们带有$4.6\leq\log(L/L_{\odot})\leq5.091$。这支持SN II祖细胞对应于RSG。相对于在RSG光度分布中观察到的，SN II祖细胞明显缺乏$\log(L/L_{\odot})>5.1$ dex，这被称为RSG问题，在$5.2\pm0.5\,σ$水平上是显著的。
2022-07-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Luminous Blue Variable eruptions and related transients: Diversity of progenitors and outburst properties
我们提出了新的光变曲线和光谱的一些河外的光学瞬变或“SN冒名顶替者”有关的巨型爆发的LBV，我们提供了一个比较讨论的LBV样的巨型爆发已知的日期。新的数据包括SNe 1999 bw、2000 ch、2001 ac、2002 bu、2006 bv和2010 dn的光度和光谱。SN 2010 dn类似于SN 2008 S和NGC 300-OT，而SN 2002 bu显示了从早期的正常LBV到晚期的这些较冷瞬变的孪生子的光谱演化。SN 2008 S、NGC 300-OT和SN 2010 dn似乎是更广泛的爆发现象的特例，其中祖先恒星被尘埃笼罩。检查完整的样本，SN冒名顶替者的时间范围从一天到几十年不等，可能遭受多次爆发。亮度分布的上端与最不明亮的SNe重叠。光度分布的低端很难定义，各种喷发之间的区别也不完全清楚。我们讨论了有关风或冲击的观测线索作为相关的质量损失机制，我们评估可能的想法的物理机制。虽然这些喷发的例子足以说明它们的多样性，但它们的统计分布将大大受益于即将进行的瞬态调查。根据喷发的分布，我们认为SN 1961 V不是这类冒名顶替者的成员，而是一个真正的核心崩溃SNIIn之前的一个巨大的LBV喷发。（节略）
2010-10-20 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova Remnants as Clues to Their Progenitors
超新星塑造了星际介质，化学上丰富了它们的宿主星系，并产生了强大的星际冲击，推动了未来几代恒星的形成。超新星事件产生的冲击波就像一台时间机器，探测到了前身系统的质量损失历史，可以追溯到爆炸前的$\sim$ 10 000年，而超新星遗迹则探测到了恒星演化的更早阶段，与前身系统更早演化过程中排出的物质相互作用。在本章中，我们将回顾超新星遗迹的观测如何使我们能够推断出祖先系统的基本性质。我们将提供详细的例子，说明残骸的整体特征，如化学成分和动力学，如何使我们能够推断祖先进化的性质。在本章的后半部分，我们将展示如何将这种练习从单个物体扩展到SNR作为物体的类别，以及如何在核心坍缩和热核超新星遗迹的动力学和光谱特征中存在明显的分叉。在本章结束时，我们将讨论大质量恒星建模的最新进展，以及超新星及其残余物的可观测性质的含义。
2017-02-10 astro-ph.HE
Type IIB Supernovae with Compact and Extended Progenitors
IIb型超新星的经典例子是SN 1993 J，它有一个被密集风包围的冷却扩展祖星。有证据表明另一类IIb型超新星有一个更紧凑的祖先，密度较低，可能是快速的风。致密类的显著特征是：早期来自激波加热包层的微弱光辐射;在星云晚期不存在或非常微弱的H辐射;快速演化的射电辐射;射电壳层的快速膨胀;以及预期的非热辐射，而不是热X射线辐射。IIb型超新星包括SNe 1996 cb、2001 ig、2003 bg、2008 ax和2008 bo。所有这些都有足够的无线电数据（最后四个）显示出超新星前风变率的证据。我们估计SN 2008 ax的祖先包络半径约为1 e11 cm，与紧凑的Wolf-Rayet祖先一致。SN 1993 J扩展类别的超新星包括SN 2001 gd，可能还有Cas A超新星。我们建议将紧凑型Ⅱ b型事件命名为cIIb型，将扩展型事件命名为eIIb型。划分这些类别的H包络质量约为0.1兆太阳。
2010-01-29 astro-ph.HE
