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 $太阳质量以上的RSG不会爆炸形成IIP SNe型。
2014-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Disparity between Hα and Hβ in SN 2008in: inhomogeneous external layers of type IIP supernovae?
研究了SN 2008的早期光谱中Hα和Hβ的不一致性。问题是，这些线不能在具有光滑密度分布的球对称模型中同时描述。它示出的一个cluberous结构的外层的信封的假设解决了这个问题。我们得到了非均匀带内边界的速度（\approx 6100 km s^{-1}）、非均匀填充因子（\leq 0.5）和非均匀层质量（~ 0.03 M_{\odot}）的估计值。Hα早期谱中的通量涨落幅度（ΔF/F ~ 10^{-2}）对不均匀性的大小（\leq 200 km s^{-1}）施加了限制。对IIP型超新星早期Hα波动的探测可能成为对其包层不均匀结构的观测检验。我们还提出了外层团块结构的间接检验：研究由激波爆发引起的初始辐射爆发的性质。IIP型超新星外层的不均匀结构可能是前超新星红超巨星外层对流层密度扰动和密度反转的结果。
2013-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-band optical light-curve behavior of core-collapse supernovae
我们介绍了2002-2012年期间使用印度奈尼塔尔阿雅巴塔观测科学研究所（缩写为ARIES）运营的1 m级光学望远镜对19个明亮的核心塌陷SNe进行UBVRI光学光度跟踪获得的调查结果。这组均匀的数据已被用来研究光学光/色曲线的行为，并深入了解对象到对象的特性。我们推导出IIP、Ibc和发光SNe型的积分亮度。两个特殊类型的IIP事件的光度性质类似于正常的IIP和光谱性质类似于亚发光IIP已被确定。
2013-04-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring the effect of mixing in Low-Luminosity Type IIp Supernovae by modeling SN 2024abfl
Purdue University（普渡大学）
研究通过对SN 2024abfl建模，利用含MESA和STELLA的定制管道，探讨低光度IIp型超新星喷射物质混合受抑制与平台期后光度急剧下降的关系，为了解其与典型IIp型超新星差异提供新思路。
2026-07-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling the Progenitor Stars of Observed IIP Supernovae
本文利用MESA一维恒星演化代码建模IIP型超新星前身星，系统研究恒星质量、金属丰度、自转、爆炸能量和56Ni产量对光变曲线的影响，揭示其物理联系。
2024-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Excavating the Explosion and Progenitor Properties of Type IIP Supernovae via Modelling of their Optical Lightcurves
IIP型超新星（SNe）的前身是红超巨星，但它们的性质还没有很好的确定。我们采用流体动力学模型研究了八个IIP型超新星的爆炸特征，以及它们的祖先星的性质。我们使用{ \sc MESA}恒星演化程序建立演化模型，将这些模型分解，并使用{ \sc STELLA}程序模拟光学光变曲线。我们拟合的光学光变曲线，Fe II 5169日冕速度，光球速度，观测数据。最近的研究表明，IIP SNe型的祖细胞具有不超过$\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
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
Cosmological Distance Measurement of 12 Nearby Supernovae IIP with ROTSE-IIIB
本文利用ROTSE-IIIb望远镜观测12颗近邻IIP型超新星，提出新图像相减技术提升测光精度，并结合膨胀光球法估计宿主星系距离，测得哈勃常数为72.9，与标准ΛCDM模型一致。
2023-08-04 astro-ph.CO 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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
Evidence for bipolar explosions in Type IIP supernovae
本研究通过对SN 2021yja等多颗IIP型超新星的多波段观测分析，发现其偏振等特征符合双极爆炸模型，为揭示核心坍缩超新星的爆炸机制提供了观测证据。
2024-06-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
After the Fall: Late-Time Spectroscopy of Type IIP Supernovae
在这里，我们分析了低红移（z < 0.016）、富氢的IIP型超新星（SNe IIP）的晚期（后平台期; 103 < t < 1229 d）光谱。我们新构建的样本包含38 SNe IIP的91个星云光谱，这是有史以来在一项研究中分析的同类数据集中最大的数据集，许多对象都有互补的光度数据。我们确定了峰值和总光度，峰值的速度，HWHM强度，和许多发射线的轮廓形状。这些值和各种流量比的时间演变进行了研究。我们还研究了这些测量和光度观测值之间的相关性，如峰值和平台的绝对幅度和后期的光变曲线下降率在各个光学波段。我们发现的最强和最稳健的结果是，所有光谱特征（除了氦）的光度往往是更高的对象与陡峭的晚时间V波段下降率。陡峭的后期V带斜率可能是由于伽马射线和正电子的捕获效率较低，这可能是由多维效应引起的，例如喷出物的聚集或爆炸本身的非球面性。此外，如果伽马射线和正电子可以更容易地逃逸，那么光子也可以通过观察到的发射线逃逸，从而导致更明亮的光谱特征。它还表明，SNe IIP与较大的祖星有喷出物与更多的物理扩展的氧层，以及与氢层混合。此外，我们发现一个子集的对象与证据不对称镍-56喷射，可能双极的形状。我们还比较了我们的观察到的理论晚时间光谱模型的SNe IIP从两个不同的群体，并找到中度到良好的协议与这两套模型。我们的SNe IIP光谱与12-15 M太阳的祖先星具有相对低的金属丰度（Z $\le$…
2016-12-08 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Between Plateaus and Slopes: A Data-Driven Exploration of Spectral Diversity Across Type IIP/L Supernovae
Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
本文通过数据驱动分析探讨IIP/L型Ia超新星光谱连续性，发现其光谱多样性随时间减弱，提出新的标准化方法揭示光谱相关性，支持IIP与IIL子类的连续分布。
2026-02-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2020bij and a Possible Slow-Rise High-Velocity Subclass of Type IIP Supernovae
The School of Physics and Astronomy, Tel Aviv University（特拉维夫大学物理与天文学学院）；McGovern Institute for Brain Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院麦戈文脑研究所）；LSSTC Catalyst Fellow（LSSTC催化剂研究员）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校天体物理学系）；The Oskar Klein Centre, Department of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文学奥谢·克莱因中心）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（CSIC））；Astrophysics Division, National Centre for Nuclear Research（国家核研究中心天体物理部）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Astronomical Observatory, University of Warsaw（华沙大学天文台）；Department of Particle Physics and Astrophysics, Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所粒子物理与天体物理学系）
研究IIP型超新星爆发特性与前身星特性的关系，通过观测分析SN 2020bij等，发现其光变曲线缓慢上升且速度高，用模型解释，提出这是新子类，未来观测将进一步明确。
2026-07-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Low-Luminosity Type IIP Supernovae from the Zwicky Transient Facility Census of the Local Universe. I: Luminosity Function, Volumetric Rate
California Institute of Technology（加州理工学院）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔大学）；MIT-Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院-卡弗里天体物理与空间研究所）；University of Washington（华盛顿大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Stanford University（斯坦福大学）
本文基于Zwicky瞬态设施本地宇宙普查数据，研究了IIP型超新星的光度函数和体积率，发现低光度IIP型超新星占总样本的19%左右，为理解核心坍缩型超新星的演化提供了新的数据支持。
2026-05-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Diversity in hydrogen-rich envelope mass of type II supernovae (I): $V$-band light curve modeling
本研究通过$\texttt{MESA}$和$\texttt{STELLA}$建模类银河系红超巨星前身星的IIP型超新星光变曲线，发现氢包层部分剥离会导致光变曲线多样性，结合观测样本揭示超新星爆发前存在超出标准模型的质量损失，凸显大质量恒星演化相关不确定性。
2024-09-13 astro-ph.HE
Low luminosity Type II supernovae -- IV. SN 2020cxd and SN 2021aai, at the edges of the sub-luminous supernovae class
本文给出了两颗低光度型IIP超新星（LL SNe IIP）的光度和光谱数据。SN 2020 cxd在爆炸后两天达到绝对星等峰值$M_{r}$ = -13.90 $\pm$ 0.05等，随后在$\sim$稳定120天。通过后期光变曲线尾部的光度，我们推断合成的$^{56}$ Ni质量为（1.8 $\pm$ 0.5）$\times$ 10 $^{-3}$ M $_{\odot}$。在早期的演化阶段，光谱显示了蓝色的连续（$T$ $>$ 8000 K）与广泛的巴耳末线显示P天鹅座配置文件，而在后期阶段钙II，铁II，钪II和钡II线占主导地位的光谱。流体动力学模型的观测产生$R$ $\simeq$ 575 $R_{\odot}$的祖星，与$M_{ej}$ = 7.5 M $_{\odot}$和$E$ $\simeq$ 0.097福在爆炸期间发出。这种低能量的事件起源于低质量的祖星，与红超巨星（RSG）的爆炸和超渐近巨星分支星产生的电子捕获超新星是相容的。SN 2021 aai的最大亮度为$M_{r}$ = -16.4等（修正$A_{V}$ =1.9等），并显示了一个非常长的平台期（$\sim$ 140天）。估计的$^{56}$ Ni质量为（1.4 $\pm$ 0.5）$\times$ 10 $^{-2}$ M $_{\odot}$。膨胀速度与其他LL SNe IIP（几个10 $^{3}…
2022-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectropolarimetry of the type IIP supernova 2021yja: an unusually high continuum polarization during the photospheric phase
本文介绍了IIP型超新星2021 yja爆发后$\sim$ 25 ~ 95天的6个时期的光谱偏振测量。一个不寻常的高连续线性偏振的$p \sim 0.9\%$的测量在早期光球阶段，其次是稳定的下降以及之前的星云阶段的开始。这种行为以前在IIP型超新星（SNe IIP）中没有观察到。观测到的连续偏振角在光球相期间没有显著变化。我们发现一个明显的对称轴，在全球喷出物，是共享的共同与H $α$和钙II近红外三线。这些观测结果与椭球体的几何形状一致。的连续极化的时间演化也是兼容的SN喷出物与非球面拱星物质相互作用，虽然没有光谱功能，可能与强相互作用可以确定。或者，我们认为高极化的来源是一个扩展的氢包层，这是无法区分的低密度拱星物质。
2023-03-11 astro-ph.HE
Low-luminosity type IIP supernovae: SN 2005cs and SN 2020cxd as very low-energy iron core-collapse explosions
SN 2020cxd是低能量、低亮度的IIP型超新星（SNe）家族的代表，Yang等人最近报告了对它的观测和分析。在这里，我们重新评估的诊断SN属性的观测数据，采用流体动力学爆炸模型的9 MSun红超巨星祖铁的核心和崩溃前的质量为8.75 Msun。恒星的爆炸是通过中微子驱动机制在三维（3D）中完全自洽模拟得到的。多波段光变曲线和光球的平台阶段的速度计算与一维辐射流体动力学程序STELLA，应用到球形平均的三维爆炸模型，以及在不同方向的3D模型的球形径向轮廓。我们发现，我们的SN模型可以很好地再现测辐射热光变曲线的整体演化、平台期的持续时间以及多带发射的基本性质，其爆炸能量仅为0.7 × 10^50 erg，喷出物质量为7.4 Msun。这些数值远低于先前报道的数值，但它们与解释SN 2005cs原型低光度的基本观测特性所需的数值是一致的。由于我们的光球速度与SN 2005cs确定的线速度具有良好的兼容性，我们得出结论，SN 2020cxd的线速度可能被高估了约3倍。SN 2005cs的线速度的演变与光球速度相比，在不同的爆炸方向可能指向SN喷出物的内在不对称性。
2022-05-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fallback accretion powered supernova light curves based on a neutrino-driven explosion simulation of a 40 Msun star
我们提出了基于中微子驱动的40 Msun零金属丰度恒星爆炸的后备动力超新星的合成光变曲线，该恒星具有显着的后备吸积到黑洞上，Chan等人（2018）之前模拟过直到冲击爆发。在这里，我们调查的光变曲线特性的冲击爆发后，各种回落模型。如果没有来自后退吸积的额外能量，光变曲线是IIP型超新星的光变曲线，其平台星等约为-14等，平台持续时间为40天。然而，随着回落吸积的光变曲线的额外功率，我们发现瞬态可以显着更明亮。光变曲线形状可以是SN 1987 A型或IIP型，这取决于后备引擎的效率。如果吸积盘在坍缩后很快形成，并且超过1%的吸积能量作为中心引擎被释放，则回退吸积动力超新星变得与超亮超新星一样明亮。我们认为，II型超亮超新星与广泛的氢功能可能与这种富氢超新星的后退吸积。在未来，这种由后退吸积提供动力的超亮超新星可能会在来自第一颗恒星的超新星中发现，除了对不稳定超新星和脉冲对不稳定超新星。
2019-06-01 astro-ph.HE
Modelling type IIP/IIL supernovae interacting with recent episodic mass ejections from their presupernova stars with MESA & SNEC
我们展示了红超巨星外部的星周气体的致密离散壳层如何影响以SN 2013 ej为例的II-P/II-L型SNe的光学光变曲线。早期的文献中使用了人造星周介质（CSM）缝合到演化恒星的表面，该恒星没有经历后期的严重质量损失阶段，本质上，这是CSM的来源。相比之下，我们允许增强的质量损失率从建模的明星在$^{16}$ O和$^{28}$ Si燃烧阶段，并构建CSM从由此产生的质量损失的历史，在一个自洽的方式。一旦这种演化的前SN恒星爆炸，我们发现，与冲击波和密集的CSM之间的早期相互作用的模型再现的光变曲线远远好于那些没有质量损失，因此没有密集的，附近的CSM。与没有CSM的那些相比，具有致密CSM的祖细胞所需的爆炸能量减少了几乎两倍。我们的模型，一个更现实的CSM配置文件和presupernova和爆炸参数，更好地拟合观测数据，在整个上升，高原和放射性尾阶段相比，以前的研究。这表明这是一种介于II-P/II-L型和II-n型SNe之间的超新星，具有同时出现紫外和光学峰、峰后缓慢下降和较长的平台期的特征。
2017-11-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrogen-rich Core Collapse Supernovae
富氢核坍缩超新星，被称为“II型”超新星，是自然界中最常见的恒星爆炸类型。它们的定义是在光谱中存在显著的氢线。II型超新星仅在恒星形成星系中观察到，并且有几个事件与大质量恒星祖先直接相关。确定了五个主要的亚类：IIP型（在其光变曲线中显示出平台），IIL型（显示出光变曲线下降），IIn型（显示出窄的发射线），IIb型（显示出随着时间的推移越来越强的He特征）和87A类（显示出类似于SN 1987 A的长上升光变曲线）。IIP型超新星已经被有力地确定为红超巨星的爆炸，而IIL型超新星的祖先仍然难以捉摸。IIn型可能与明亮的蓝色变星有关，IIb型的前身可能是相互作用的双星系统，而类87A的原型被观测到是一颗蓝色超巨星的爆炸。母星质量、金属丰度、双星和自转的多样性可能是导致观测到的爆炸类型多样性的原因，但是母星参数和超新星性质之间的联系在理论上还没有完全理解，也没有完全映射到观测上。目前正在实施限制这种联系的新的观测方法，包括分析大量事件样本，利用非常早期的数据（从爆炸后几小时到几天获得）和对宿主星系性质的统计研究。
2017-10-10 astro-ph.HE
Simulated 3D $^{56}$Ni Distributions of Type IIp Supernovae
本文首次对红超巨星前身星产生的 IIp 型超新星进行三维模拟，揭示 $^{56}$Ni 抛射物从爆炸初期到激波爆发的演化、混合及其与中子星反冲方向的关系。
2025-09-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early light curves of Type II supernovae interacting with a circumstellar disk
II型超新星（SNe）与盘状星周物质（CSM）的相互作用被认为是一些不寻常的II型超新星的解释，例如，所谓的“不可能”SN，iPTF 14 hls。有一些辐射流体动力学模拟这样的SNe与CSM盘相互作用。然而，迄今为止，这种盘相互作用模型还没有包括SN喷出物中的电离和复合过程的影响，即，在$\sim 10$ - $\sim 100$天之间的IIP SNe型光球层受氢复合前沿调节的事实。我们计算了IIP型SNe与CSM盘相互作用的光变曲线，并考察了盘密度和张角对其光变曲线的影响。本文将Moriya等人（2013）的激波相互作用模型嵌入Kasen & Woosley（2009）的IIP型SN模型中，以考虑SN喷出物中电离和复合的影响。我们证明，这种相互作用的SNe显示三个阶段，具有不同的光度和光谱特性，以下的能量来源的变化：爆炸后的第一个几十天（阶段1），$\sim 10 - \sim 100$天（阶段2）和天后（阶段3）。从计算中，我们得出结论，这种隐藏的CSM磁盘不能占过亮型IIP SNe。我们发现，相位1和相位2之间的光度比的信息上的CSM盘的张角。因此，我们鼓励早期的光度和光谱观测相互作用SNe调查其CSM几何。
2020-08-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Low-Luminosity Type IIP Supernovae from the Zwicky Transient Facility Census of the Local Universe. II: Lightcurve Analysis
California Institute of Technology（加州理工学院）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；SOKENDAI（日本综合研究大学院大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；National Institutes of Natural Sciences（国立自然科学研究院）；Monash University（蒙纳士大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；University of Washington（华盛顿大学）
本文研究了IIP型超新星的光变曲线特性，发现低光度IIP型超新星具有较小的前身半径和不同的密度分布，且其光变曲线特征与高光度IIP型超新星不同。
2026-05-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Type IIP SN 2024bch: Hydrodynamic model, shock breakout, and circumstellar interaction
NRC “Kurchatov Institute”（俄罗斯国家研究中心库尔恰托夫研究所）；Institute of Astronomy, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天文研究所）
Ia型超新星2024bch的爆发源于红超巨星爆炸，其特征包括高Ni-56扩展、恒星周围物质包层及风的显著质量损失率。
2025-12-01 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
The Effects of $r$-Process Enrichment in Hydrogen-Rich Supernovae
本研究修改辐射传输代码SNEC探究r过程富集对富氢超新星光变曲线的影响，发现Mr≳10^-2 M☉的产量在混合充分时可被探测，估计需观测数千至万颗超新星才能发现一例r富集事件。
2024-04-28 astro-ph.HE
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
The explosion energy of the type IIP supernova SN 2013fs with a confined dense circumstellar shell
最近对SN 2013 fs闪光光谱的研究表明SN IIP爆炸能量巨大，远远超出了中微子机制的可能性。利用早期超新星与致密星周壳层相互作用的影响，重新讨论了SN 2013fs的爆炸能量问题。反向和正向冲击之间的冷密壳层的速度是从对2.4天的宽\heii\，4686\\的分析中推断出来的。这个速度与其他可观测量一起为我们提供了另一种能量估计$\sim1.8\times10^{51}$，erg的首选质量的$\sim10$ \msun。推断值在中微子驱动爆炸的范围内。
2020-03-06 astro-ph.HE
Subluminous Type IIP SN 2024abfl as a Result of a Significantly Low-energy Fe-core Collapse
Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（李政道研究所，上海交通大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Oskar Klein Centre, Department of Astronomy, Stockholm University（奥斯卡·克莱因中心，斯德哥尔摩大学天文学系）；Pondicherry University（本地治里大学）；Academy of Scientific and Innovative Research (AcSIR)（科学与创新研究学院）
本文通过多波段测光和低分辨率光谱观测，研究了极低光度 IIP 型超新星 SN 2024abfl，发现其具有极平坦的光变平台和低膨胀速度，通过一维流体动力学模型得出其前身星质量上限为 10 太阳质量，爆发能量极低（≤0.05 foe），镍质量仅 0.003 太阳质量，为低能核坍缩爆炸提供了重要约束。
2026-07-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The aspherical explosion of the Type IIP SN 2017gmr
IIP型超新星（SNe IIP）是最常见的核心坍缩（CC）SNe类型，在进入尾相后，连续偏振迅速增加。这一特征可以用高度不对称的氦核来解释，当氢包层变得透明时，氦核就会暴露出来。在这里，我们报告的情况下，一个SN IIP（SN~ 2017 GMR），显示了一个不寻常的早期上升的极化，$\gtrsim 30$天前开始的尾相。这意味着SN~ 2017 gmr是一个具有非常扩展的非球面性的SN IIP。这种不对称性并不局限于氦核，而是延伸到了氢外壳的重要部分，因此清楚地表明CC爆炸的非球面结构具有明显的内在多样性。这些观测结果对爆炸机制提供了新的约束，可行的模型必须能够产生这种偏离球面对称的扩展偏差，并解释观测到的几何多样性。
2019-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revisiting short-plateau SN 2018gj
本研究针对短平台期IIP型超新星SN 2018gj建立流体动力学模型，推翻低抛射质量推论，明确Ni-56分布与运动的相关特征，并提出IIP型超新星的两类固有属性。
2024-05-21 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
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
Evidence for multiple origins of fast declining Type II supernovae from spectropolarimetry of SN 2013ej and SN 2017ahn
II型超新星（SNe）的不同光变曲线形状的起源，以及它们是否来自相似或不同的祖先，已经被积极讨论了几十年。在这里，我们报告了两个快速下降的II型（IIL型）SNe：SN 2013 ej和SN 2017 ahn的分光偏振。SN 2013 ej从爆炸后不久到放射性尾阶段表现出高连续极化，极化角随时间变化。这种偏振行为的起源可以解释为两种不同的非球面结构的组合，即SN喷出物与星周物质（CSM）的非球面相互作用和固有的非球面爆炸。非球形爆炸是缓慢下降的II型（IIP型）SNe的共同特征。相比之下，SN 2017 ahn不仅在光球相，而且在放射性尾相都显示出低偏振。这种在尾相的低偏振，以前从未在其他类型的IIP/L SNe中观察到，表明SN 2017 ahn的爆炸几乎是球形的。这些观测结果意味着IIL型超新星至少有两个不同的起源：它们来自具有不同爆炸性质和/或不同质量损失过程的恒星。这一事实可能表明，13 ej-like IIL型SNe起源于与伴随着非球面CSM相互作用的IIP型SNe相似的祖先，而17 ahn-like IIL型SNe来自更大质量的祖先，其包层中的氢更少。
2021-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The circumstellar material around the Type IIP SN 2021yja
大多数II型坪超新星（SNe IIP）的光变曲线与真空中的恒星爆炸不相容;相反，光变曲线要求祖先嵌入星周物质（CSM）中。我们报告成功拟合观测良好的SN IIP 2021 yja作为一个大质量恒星的核心坍缩爆炸，初始质量为15 Msun，爆炸前半径为631 Rsun。为了解释宽带光变曲线的早期行为，需要在~2x10^14 cm范围内存在0.55 Msun的CSM。像许多其他SNe IIP一样，SN 2021 yja表现出包括紫外波长在内的早期通量过剩。这与gri带中的短上升时间（<2天）一起表明CSM中存在致密组分，基本上与祖细胞相邻。我们讨论的起源预先存在的CSM，这是最有可能的一个共同的财产，高对流红超巨星信封。我们认为，在拟合整个光变曲线与一个球形分布的困难表明，周围的SN 2021 yja祖CSM是不对称的。
2022-07-25 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
