Supernovae Ia in 2019 (review): a rising demand for spherical explosions
我回顾了2019年以来对Ia型超新星（SNe Ia）的新研究，并利用这些研究来改进五种Ia型超新星双星情景之间的比较。新的低偏振测量结果证实了大多数超新星Ia爆炸是全球球对称的（团块是可能的）。由动力学过程引起的爆炸，例如发生在双简并（DD）场景中的两颗白矮星（WD）合并过程中的爆炸，或者发生在双爆轰（DDet）场景和单简并（SD）场景中的吸积过程中的爆炸，导致非球形爆炸，与正常的Ia超新星的观测相矛盾。我认为，这些（DD，DDet，SD）的情况下，主要占奇特的超新星Ia。一个Mch的爆炸WD（爆燃到爆轰过程）有一个全球性的球形结构，这是与观测兼容。为了达到球形爆炸，Ia型超新星的设想方案应考虑到Mch-WD形成与爆炸之间的时间延迟。因此，我将DD方案拆分为没有合并到爆炸延迟（MED）时间的通道（其主要形成特有的SNe Ia），以及具有MED的通道，DD-MED通道（方案）。我推测，正常的超新星Ia的主要贡献者是核心简并（CD）的情况下，DD-MED的情况下，都有Mch的球形爆炸，和DD的情况下，亚Mch的非球形爆炸。
2020-05-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-rising Type II Supernovae in the Zwicky Transient Facility Census of the Local Universe
本研究基于ZTF CLU实验识别13颗长上升期II型超新星，给出光变与光谱特征，并首次测得体积率为总核心坍缩超新星率的1.4%。
2024-03-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
What Can We Learn from the Rising Lightcurves of Radioactively-Powered Supernovae?
半径小于10- 100 Rsun的恒星爆炸的光变曲线主要由放射性衰变提供动力。在观测上，这类事件主要是由缺氢的祖先所主导，并被归类为I型超新星：白矮星热核爆炸（Ia型）和氢剥离的大质量恒星的核心坍缩（Ibc型）。瞬变测量发现SNe I的数量越来越多，时间也越来越早，这使得人们可以对它们的早期发射进行前所未有的详细研究。受这些发展的启发，我们总结了产生它们上升光变曲线的物理学，并讨论了如何利用观测来研究这些爆炸的恒星。早期的放射性动力光变曲线探测了最浅的56 Ni矿床。如果可以推断出56 Ni的混合量，那么它将限制炸药燃烧的起源和性质。在实践中，我们发现很难理清爆炸是最近发生的，人们看到56 Ni加热靠近表面，还是爆炸在过去开始，56 Ni加热更深。在后一种情况下，在爆炸的瞬间和从最浅的56 Ni层观察到的第一束光之间有一个“暗相”。正因为如此，简单地从56 Ni的光变曲线推断时间并不是估算爆炸时间的可靠方法。最好的解决方案是直接识别爆炸的时刻，通过观察冲击波爆发或冲击波加热的表面冷却，因此上升的光变曲线探测的深度是已知的。由于这通常是不可用的，我们确定其他诊断，有助于破译最近发生爆炸。作为示例，我们将这些参数应用于SN Ic PTF 10 vgv。我们证明，只有一个单一的测量光球的速度和温度在上升的地方限制其爆炸时间，半径和56镍混合。
2012-10-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Rising Light Curves of Type Ia Supernovae
我们提出了一个分析的早期，上升的光变曲线的18 Ia型超新星（SNe Ia）发现的帕洛玛瞬态工厂（PTF）和La Silla-QUEST变异调查（LSQ）。我们使用简单的幂律$(f(t) = {α\times t^n})$来拟合这些早期数据通量，以确定第一光的时间$({t_0})$，从而确定从第一光到峰值亮度的上升时间$({t_{rise}})$，以及幂律上升的指数（$n$）。我们发现平均未校正上升时间为$18.98 {\pm} 0.54$天，单个SN上升时间范围为$15.98$至$24.7$天。指数n显示出明显偏离文献中通常假设的$n = 2$（或${f(t) \propto t^2}$）的简单“火球模型”。平均值为$n = 2.44 {\pm} 0.13$，我们的数据也显示了事件之间的显著差异。这种偏差对整个SN喷出物中56 Ni的分布有影响，较高的指数表明56 Ni混合程度较低。发现的n的范围也证实了56 Ni分布在整个超新星Ia的人口中不是标准的，与早期通过光谱建模测量这种丰度的工作一致。我们还表明，非常早期的光变曲线的持续时间，之前的光度已经达到其最大值的一半，不相关的光变曲线的形状或拉伸，用于在宇宙学应用中的超新星Ia。这对超新星Ia光变曲线的宇宙学拟合有影响。
2014-11-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Constraints on Shallow 56Ni from the Early Lightcurves of Type Ia Supernovae
正在进行的瞬态调查正在提出一个前所未有的帐户上升的Ia型超新星（SNe Ia）的光变曲线。这种早期的发射探测了爆炸中的白矮星最浅的层，这可以提供对祖星和爆炸燃烧性质的限制。我们使用半解析模型的放射性供电的上升光变曲线来分析这些意见。正如我们在以前的工作中所总结的那样，确定56 Ni表面分布的主要限制因素是缺乏明确的爆炸时间，这可以通过检测冲击破裂或冲击加热冷却来提供。如果没有这一点，SN原则上可能会表现出几个小时到几天的“暗相”，其中唯一的发射是来自冲击加热冷却，太暗而无法检测到。我们表明，通过假设一个理论上动机随时间变化的速度演化，爆炸时间可以更好地约束，虽然与潜在的系统的不确定性。这种技术是用来推断表面56镍分布的三个最近的超新星Ia，特别是在其上升早期被抓获。在这三种情况下，我们发现56 Ni的分布相当相似。SN 2011 fe和SN 2012 cg的观测比SN 2009 ig探测到的深度更浅，在这两种情况下，56 Ni仅存在于距离WD表面约0.01 Msun的地方。考虑到精确限制爆炸时间的困难，这一结果的不确定性高达一个数量级。我们还利用我们关于爆发时间的结论来重新评估SN 2011 fe前身的半径约束，并讨论了许多观测到的上升光变曲线所推断的大致t^2幂律。
2014-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Physical properties of long-rising type II supernovae -- Bayesian analytic modeling and spectrophotometric correlations
Università degli Studi di Catania（卡塔尼亚大学）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）；Cardiff University（卡迪夫大学）；INFN - Laboratori Nazionali del Sud（意大利国家核物理研究所南部分部）
本研究通过贝叶斯方法分析1987A型I型II超新星的爆炸参数及物理特性，揭示其能量、镍产量和扩展特性之间的相关性，强调需扩展分析框架以更准确建模特殊暂现源。
2026-02-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Long-rising Type II supernovae from PTF and CCCP
超新星（SN）1987A是一个特殊的富氢事件，具有长上升（LR）的光变曲线（LC），起源于一颗紧凑的蓝超巨星（BSG）。只有少数类似的事件已在文献中。我们提供了6个LR II型SNe（SNe II）样本的新数据，其中3个是由Palomar Transient Factory（PTF）发现和观察到的，3个是由加州理工学院核心塌陷项目（CCCP）观察到的。我们的目标是扩大LR SNe II的家族，表征其特性。给出了这些SNe的光谱、LC和宿主星系（HG）。与已知的SN 1987 A类事件的比较显示，强调绝对的大小，颜色，膨胀速度，和HG金属丰度。测辐射热性质来自多波段LC。通过模拟早期LC的标度关系来自超新星爆炸代码（SNEC）模型的MESA祖星，我们估计这些SNe和其他祖星参数的祖星半径。我们提出了PTF12kso，这是一个LR SN II，具有最大的56Ni质量。PTF09gpn和PTF12k50在该SN组的最低HG金属丰度处被发现。早期LC光度的变化取决于其前身星的半径范围，从几十个太阳半径（SN 2005 ci）到几千个太阳半径（SN 2004 ek），中间的情况是在100个太阳半径（PTF 09 gpn）到300个太阳半径（SN 2004 em）之间。我们确认，LR SNe II与LC形状非常相似的SN 1987 A一般产生于BSG。然而，其中一些可能有更大半径的祖先（约30…
2016-01-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
A systematic study of magnetar-powered hydrogen-rich supernovae
背景：有人认为，一些超新星（SNe）可能是由爆炸时形成的磁星提供动力的。虽然这种情况主要适用于无氢事件，但它也可能适用于富氢物体。目的：探讨磁星对富氢超新星光变曲线的影响。研究方法：我们已经应用了一个版本的一维LTE辐射流体动力学代码，考虑到由磁星提供的额外能量引起的喷出物的相对论运动。对于一个固定的红超巨星（RSG）的祖先，我们已经得到了一组光变曲线，对应于不同的值的磁星初始旋转能量和自旋下降的时间尺度。该模型被应用于SN~ 2004 em和OGLE-2014-SN-073，这两个特殊的II型SNe具有类似SN 1987 A的长上升光变曲线，尽管光度要大得多。结果如下：无论是普通超新星还是超亮超新星，即使磁星持续不断地向喷出物注入能量，平台期的出现也是一种可能的结果。在其他情况下，光变曲线显示出峰值而不是平台期。此外，也有中间事件的第一个高峰，其次是一个缓慢的下降和后期休息的下降斜率。我们的模型表明，即使假设RSG结构，明亮和长期上升的形态是可能的。结论：每年发现的大量超新星揭示了意想不到的新型爆炸。根据我们的研究结果，SLSNe II-P是可以预期的，以及各种各样的光变曲线形态，都可能是新诞生的磁星的迹象。
2018-09-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rapidly Rising Optical Transients from the Birth of Binary Neutron Stars
我们研究了PSR J 0737 - 3039 A/B等双中子星系统中新生脉冲星的光学对应体。这个系统被认为在第二颗核心坍缩的超新星中喷射出少量质量的$\mathcal{O}(0.1M_{\odot})$。我们认为，新诞生的脉冲星的初始自旋可以确定的轨道周期时，第二个超新星发生。其前身星的自旋角动量预计与氦燃烧核心的自旋角动量相似，与轨道运动潮汐同步，然后第二个遗迹可能作为毫秒脉冲星诞生。如果新生脉冲星的偶极磁场强度与PSR J 0737 - 3039 B当前的自旋下降速率相当，那么初始自旋下降光度与超亮超新星的光度相当。我们认为热辐射所产生的超新星喷出物驱动的相对论风从这样一个新生的脉冲星。所得到的光学光变曲线具有上升时间$\sim 10$天和峰值光度$\sim 10^{44}$ erg/s。由于X射线和紫外光子通过光电吸收进行再处理，光发射可能持续一个月到几个月。这些特征与快速上升的光学瞬变基本一致。高的自旋光度和小的喷出物质量有利于重复快速射电暴的前身FRB 121102。我们讨论了新生双射电星和快速射电暴之间的可能联系。
2017-11-08 astro-ph.HE
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
The Most Luminous Supernovae
十多年前，一组超新星爆炸的峰值亮度远远超过（通常超过100）正常事件，已经被确定。这些超亮超新星（SLSNe）一直是深入研究的焦点。我回顾了累积的观测结果，并讨论了这些极端爆炸对物理学的影响。SLSNe可分为贫氢事件（SLSNe-I）和富氢事件（SLSNe-II）。结合对附近SLSNe-I和低光度事件样品的光度和光谱分析，峰时M_g<-19.8 mag的阈值似乎是区分SLSNe-I和正常群体的阈值。SLSN-I光变曲线可能相当复杂，既有早期的颠簸，也有后期的峰后波动。SLSNe-I的光谱演化从早期的热光球阶段与蓝色的连续谱和弱吸收线，通过一个冷光球阶段类似的光谱SNe Ic，并进入后期星云阶段。SLSNe-II没有得到很好的研究，缺乏基于大样本研究的信息。SLSN电源的建议模型的挑战，以解释所有的意见。SLSNe起源于大质量的祖先，有些事件与超大质量恒星（M>40太阳）有关。近宇宙中SLSNe的宿主星系往往具有低质量和亚太阳金属丰度。SLSNe是罕见的，其发生率低于普通SNe的100倍。SLSN宇宙学及其作为研究高红移宇宙的信标的用途提供了令人兴奋的未来前景。
2018-11-28 astro-ph.HE
Early UV emission from disk-originated matter (DOM) in type Ia supernovae in the double degenerate scenario
我们发现，蓝色和紫外线的过量发射在头几天的一些Ia型超新星（SNe Ia）可以占在双简并（DD）的情况下，碰撞的SN喷出物与拱星物质，吹的吸积盘在合并过程中形成的两个白矮星（WD）。我们假设，在过量的早期光的情况下，盘会在爆炸前几小时到几天吹走星周物质，我们称之为盘源物质（DOM）。为了进行我们的分析，我们首先提供了一个基于模型的定义为早期过剩的光，取代定义过剩的光相对于一个幂律拟合上升的光度。然后，我们研究了SNe Ia iPTF14atg和SN 2012cg的光变曲线，发现在DD情景的框架下，喷出物与DOM的碰撞可以解释它们早期的过量排放。因此，早期的过剩光并不一定意味着在单简并场景的框架中存在恒星伴星。我们的研究结果进一步增加了DD情景可以解释的各种现象，并强调在解释观测结果时需要考虑所有不同的超新星Ia情景。
2017-06-01 astro-ph.HE
Failed-Detonation Supernovae: Sub-Luminous Low-Velocity Ia Supernovae and Their Kicked Remnant White Dwarfs with Iron-Rich Cores
Ia型超新星（SNe Ia）起源于碳氧（C-O）白矮星（WD）的热核爆炸。单简并的情况下是一个很好的探索模型的超新星Ia不稳定的热核燃烧开始在吸积，rasekhar质量WD，并形成一个前进的火焰。通过几个提议的物理过程，上升的燃烧物质引发爆炸，随后消耗并释放WD。然而，如果爆炸没有被触发，并且爆燃太弱而无法解开恒星，则会出现完全不同的情况。我们探讨了重力约束爆轰（GCD）机制的SNe Ia的失败，并通过二维和三维模拟演示了失败的爆轰SNe的性质。我们发现，失败的爆炸SNe驱逐几个0.1太阳质量的燃烧和部分燃烧的材料，一小部分的材料回落到WD，污染残留WD与中间质量和铁族元素，可能隔离的核心形成WD的核心是富铁。剩余的材料以与WD的逃逸速度相当的速度不对称地喷射，并且作为响应，WD被踢到几百km/s的速度。这些反冲可能会使双星脱离束缚，并弹出一个失控/超高速WD。虽然爆炸失败的超新星的能量和喷射质量是典型热核超新星的一小部分，但它们很可能是亚发光的低速超新星Ia。因此，这种失败的爆炸可能解释或与所观察到的特殊超新星Ia的分支有关，例如低速亚发光超新星家族（SN 2002 cx/SN 2008 ha-like SNe）。
2012-11-20 astro-ph.HE
Building spectral templates and reconstructing parameters for core collapse supernovae with CASTOR
本文提出 CASTOR 软件，结合高斯过程与机器学习，利用多波段测光数据构建核坍缩超新星光谱模板并估计其抛射物、前身星及事件参数，通过 SN2015ap 数据验证了方法的有效性。
2024-08-07 astro-ph.HE
The New Status Qvo? SN 2021qvo is Another 2003fg-like Type Ia Supernova with a Rising Light-Curve Bump
University of Hawai‘i（夏威夷大学）；University of Rhode Island（罗德岛大学）；Lancaster University（兰卡斯特大学）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯玻尔研究所）；University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）
SN 2021qvo是一颗具有上升光变曲线突起的Ia型超新星，其特征与2003fg-like子类一致，通过建模发现其突起可由恒星周围物质与超新星抛射物的相互作用解释。
2026-02-06 astro-ph.HE
A Luminous, Fast Rising UV-Transient Discovered by ROTSE: a Tidal Disruption Event?
我们提出了一个光学瞬变（OT）的后续观察发现的ROTSE在2009年1月21日。光度监测进行了ROTSE-IIIb在光学和雨燕在紫外线+70天后发现。光变曲线显示约10天的快速上升时间，随后在接下来的60天内急剧下降，这比56 Ni-56 Co放射性衰变所暗示的要快得多。SDSS DR 10数据库在OT的位置包含一个微弱的红色物体，它似乎稍微延伸。这一证据和其他证据表明，OT是河外起源，这个暗淡的物体很可能是宿主星系。在发现后+8天到+45天之间，由9.2米霍比-埃伯利望远镜（HET）获得的一系列光谱显示了一个没有可见光谱特征的热蓝色连续光谱。+30天后出现的一些弱特征可能来自底层宿主。将合成模板与宿主星系观测到的光谱拟合，发现红移z = 0.19。在这个红移下，OT的峰值接近-22.5，类似于最明亮的超亮超新星;然而，缺乏可识别的光谱特征使得大质量恒星死亡假说不太可能。一个更合理的解释似乎是中央超大质量黑洞对类太阳恒星的潮汐破坏。我们认为，这种瞬态可能属于一类超爱丁顿潮汐中断事件。
2014-10-31 astro-ph.HE
The delay of shock breakout due to circumstellar material seen in most Type II Supernovae
II型超新星（SNe）起源于富含氢的超巨星大质量恒星的爆炸。它们的第一个电磁特征是冲击爆发，这是一种短暂的现象，根据冲击出现时的密度，这种现象可以持续几个小时到几天。我们提出了26个上升的SN II的候选人发现爆炸后不久的高节奏瞬态调查（HiTS）的光学光变曲线，并推导出物理参数的基础上使用贝叶斯方法的流体动力学模型。我们观察到26个SN II候选者中的24个中有几天的急剧上升，这表明在与质量损失率$\dot{M} > 10^{-4} M_\odot yr^{-1}$或致密大气一致的致密星周物质中系统地检测到了冲击爆发。这意味着恒星包络SBO的特征小时时标签名可能是罕见的性质，并可能延迟到更长寿命的拱星物质冲击爆发在大多数II型超新星。
2018-09-17 astro-ph.HE
SN 2020acat: A purr-fect example of a fast rising Type IIb Supernova
本文介绍了SN 2020 acat在爆炸后几天覆盖$\sim \! \! 250$的紫外和近红外光度和光学光谱观测结果。使用快速上升的光度观测，从紫外到近红外波长，伪测辐射热光变曲线被构建，并与其他几个观测良好的IIb型超新星（SNe IIb）进行比较。SN 2020 acat的上升时间非常短，仅在$\sim \! \! 14.6 \pm 0.3$天内达到峰值亮度$\mathrm{Log_{10}}(L) = 42.49 \pm 0.15 \, \mathrm{erg \, s^{-1}}$。根据伪测辐射热光变曲线的建模，我们估计SN 2020 acat合成的$^{56} \mathrm{Ni}$的总质量为$0.13 \pm 0.02 \, \mathrm{M_{\odot}}$，喷出物质量为$2.3 \pm 0.3 \, \mathrm{M_{\odot}}$，动能为$1.2 \pm 0.2 \times 10^{51}$ erg。SN 2020acat的光谱显示氢的信号进入过渡期（$\gtrsim 100$天），在光球和星云阶段之间。光谱还显示出$4900 \, Å$周围的强特征，其不能仅由$\mathrm{Fe_{II}}$ $5018$线的存在来解释。我们认为，$\mathrm{Fe_{II}}$的功能是由$\mathrm{He_{I}}$ $5016$和可能的$\math…
2022-01-18 astro-ph.HE
OGLE-2014-SN-131: A long-rising Type Ibn supernova from a massive progenitor
Ibn型超新星（SNe Ibn）被认为是大质量恒星的核心坍缩爆炸，其喷出物与富含He的星周物质（CSM）相互作用。我们发现了一个SN Ibn，具有有史以来观察到的最长上升时间，OGLE-2014-SN-131。我们讨论了潜在的供电机制和祖先的性质，这种特殊的剥离信封（SE），拱星相互作用SN。光学光度学和光谱学是用包括VLT、NTT和GROND在内的多个望远镜获得的。我们比较光曲线和光谱与其他已知的SNe伊本和IBC。CSM速度来自频谱分析。SN光变曲线在关于其供电机制（${^{56}}$ Ni衰变、CSM相互作用、磁星）的不同假设下建模，以估计SN祖参数。OGLE-2014-SN-131在光谱上类似于SN 2010 al。它的峰值亮度和峰值后的颜色也与其他SNe Ibn相似。然而，与其他SNe Ibn相比，它显示出前所未有的长上升时间和更宽的光变曲线。它的辐射热光变曲线可以用磁星和CSM相互作用模型再现，但不能用${^{56}}$ Ni衰变供电模型再现。为了解释异常长的上升时间，宽的光变曲线，光变曲线下降，和光谱特征在于窄的发射线，我们赞成供电机制，SN喷出物与密集的CSM相互作用。OGLE-2014-SN-131的前身星可能是一颗沃尔夫-拉叶星，其质量大于一颗典型的伊本SN前身星，它驱逐了与SN相互作用的CSM。
2017-03-23 astro-ph.HE
Four (Super)luminous Supernovae from the First Months of the ZTF Survey
我们目前的光度学和光谱学的四个贫氢发光超新星发现在两个月的科学调试和早期操作的Zwicky瞬态设施（ZTF）的调查。其中三个天体，SN 2018 bym（ZTF 18 aapgrxo）、SN 2018 avk（ZTF 18 aaisyyp）和SN 2018 bgv（ZTF 18 aavrmcg）在光谱上类似于典型的SLSN-I，而SN 2018 don（ZTF 18 aajqcue）可能是一个类似于SN 2007 bi的天体，经历了相当大的宿主星系变红，或者是一个内在长寿、明亮和红色的SN Ic。我们分析了这四个对象的光变曲线，光谱和宿主星系的属性，并把它们放在SLSN-I的人口背景下。SN 2018 bgv是迄今为止观测到的上升速度最快的SLSN-1，从爆炸到峰值的静止框架g带上升时间仅为10天-如果它由磁星自旋下降提供动力，则隐含的喷出物质量仅为~1 M $_{\odot}$。SN 2018 don还显示出不寻常的特性-除了它的红色和相对大质量的宿主星系，光变曲线经历了SLSN-I中最强烈的光变曲线波动，我们推测这可能是由于与星周物质的相互作用。我们讨论了在ZTF等大规模调查中发现SLSNe的承诺和挑战，因为观察到的人口多样性。
2020-09-28 astro-ph.HE
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
HSC16aayt: Slowly evolving interacting transient rising for more than 100 days
我们报告了我们对HSC 16 aayt（SN 2016 jiu）的观测结果，这是由斯巴鲁/Hyper Suprime-Cam（HSC）瞬态调查发现的，作为斯巴鲁战略计划（SSP）的一部分。它的光度演化非常缓慢，上升时间超过100天。400天内的光学星等变化保持在0.6等以内，光谱显示出一条很强的窄发射线，我们把它归类为IIn型超新星。从光谱中可以看出HSC 16 aayt的红移为0.6814 +/- 0.0002。它的宿主星系中心距离超新星位置5 kpc，HSC 16 aayt可能是另一个孤立的IIn型超新星的例子，尽管不排除宿主星系在超新星位置可能存在潜在的恒星形成活动。
2019-07-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
ZTF Early Observations of Type Ia Supernovae I: Properties of the 2018 Sample
Ia型超新星（SNe Ia）的早期观测对于限制其祖先属性至关重要。在本文中，我们展示了2018年由Zwicky Transient Facility（ZTF）发现的127个SNe Ia的高质量光变曲线。我们描述了我们的方法来执行强制点扩散函数（PSF）测光，它可以应用于其他类型的河外瞬变。在计划的每晚6次观测（$3g+3r$）的节奏下，在$g$波段最大光出现之前超过10天（在静止帧中），在$g$和$r$波段中检测到所有127个Ia超新星。这些天体的红移范围从$z=0.0181$到0.165;红移的中位数是0.074。在127个SNe中，50个在最大光之前至少14\，d被检测到（在静止帧中），其中9个对象的子集在$g$带峰值之前超过17\，d被检测到。这是迄今为止收集到的最大的年轻Ia超新星样本;它可以用来研究上升光变曲线的形状和颜色演化，其细节是前所未有的。我们讨论了这个例子中的六个特殊事件，包括一个类似02 cx的事件ZTF 18 abclfee（SN\，2018 crl），一个Ia-CSM SN ZTF 18 aaykjei（SN\，2018 cxk），以及四个可能具有超拉塞卡质量祖先的物体：ZTF 18 abhpgje（SN\，2018 eul），ZTF 18 abdpvnd（SN\，2018 dvf），ZTF 18 aawpcel（SN\，2018 cir）和ZTF 18 …
2019-10-07 astro-ph.HE
Shock Breakout in Type II Plateau Supernovae: Prospects for High Redshift Supernova Surveys
激波爆发是超新星中最亮的辐射现象，但由于持续时间短，X射线/紫外（UV）光谱峰化，很难被观测到。在2008年首次观测到上升相后，它在高红移的可观测性引起了极大的关注。我们对具有不同主序质量$M_{\rm MS}$、金属丰度$Z$和爆炸能量$E$的进化前超新星模型进行了爆炸的多群辐射流体动力学计算。我们给出了II型坪型超新星中激波爆发的光变曲线，这是最常见的核心坍缩超新星，并预测了不同红移$z$下激波爆发的表观光变曲线。通过考虑初始质量函数、宇宙恒星形成历史、星系际吸收和宿主星系消光，我们推导出了可观测的SN率和可达红移作为滤波器$x$和极限星等$m_{x,{\rm lim}}$的函数。我们提出了一个现实的调查策略优化冲击突破。例如，$m_{g',{\rm lim}}=27.5$ mag的$g'$波段可观察SN率为3.3 SNe度$^{-2}$ day $^{-1}$，其中一半位于$z\geq1.2$。显然，冲击波爆发是探测高$z$堆芯坍缩SNe的有益线索。我们还建立了方法来识别冲击爆发和约束SN属性的冲击爆发，亮度，时间尺度和颜色的观察。我们强调，在$\sim$小时间隔的蓝色光学波段上的连续观测，最好是在连续的$\geq2$夜晚，对于有效地探测、识别和解释冲击爆发是必不可少的。
2011-03-01 astro-ph.HE
Wave-driven mass loss of stripped envelope massive stars: progenitor-dependence, mass ejection, and supernovae
由星周相互作用提供动力的快速上升和衰减的超新星的发现表明，超新星爆发前阶段是大质量恒星演化中的一个临界现象。从理论上预测的物质抛射机制来理解星周介质的质量和径向范围是非常重要的。在这项工作中，我们研究了大质量贫氢恒星的波加热过程，运行一套恒星模型，以预测波能量和预爆炸的时间尺度的表面能沉积。我们调查恒星模型的主序星祖质量从20- 70 $M_{\odot}$和金属丰度从0.002到0.02。这些模型中的大多数预测，只有不到$\sim \! 10^{47} \, {\rm erg}$的能量沉积在包层中，大部分能量沉积在恒星演化的最后一周。这意味着CSM的质量小于$\sim \! 10^{-2} \, M_\odot$，延伸到小于$\sim \! 10^{14} \, {\rm cm}$，太小而不会对后续超新星的光变曲线或光谱产生很大影响，除非是在冲击爆发阶段。然而，一些模型预测有点较高的波能通量，我们进行流体动力学模拟的质量喷射过程。对后续超新星的辐射转移模拟预测了一个明亮但短暂的冲击冷却阶段，如果在爆炸后几天内发现某些Ib/c型超新星，就可以在其中检测到。
2021-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Speed Bump: SN 2021aefx Shows that Doppler Shift Alone can Explain Early-Excess Blue Flux in Some Type Ia Supernovae
本文介绍了Ia型超新星（SN Ia）2021 aefx的早期光度和光谱观测。早期的u波段光变曲线显示出与正常的Ia超新星相比的过剩通量。我们认为，早期过量的蓝色通量可能是由于在爆炸后的头几天光谱速度的快速变化，产生的钙II H&K功能的发射通过从U带到B带的时间尺度上的几天。这一效应可能对所有具有广泛吸收特征和早期速度超过25，000 km/s的Ia型超新星都起主导作用。这很可能是Ia超新星早期超u带通量的主要原因之一。这种效应在UV滤光器中以及在SN光谱能量分布快速上升到较长波长的地方也可能是主要的。速度的快速变化只能在u波段产生单调变化（在通量空间中）。对于以较低速度爆炸的物体，在早期过量发射中具有更有结构的形状，还必须有一个产生早期多样性的附加参数。需要更多的早期观测，特别是早期光谱，以确定这种效应在超新星Ia中有多突出。
2022-05-23 astro-ph.HE
Revival of the Fittest: Exploding Core-Collapse Supernovae from 12 to 25 M$_{\odot}$
我们目前的二维轴对称核心坍缩超新星模拟的结果，采用FORNAX代码，九个祖先模型跨越12至25 M $_{\odot}$和超过20,000公里的网格演变。我们发现九个模型中有四个模型的电子和中子的非弹性散射以及中微子-核子散射不透明度的多体修正。我们发现，这四个模型的特点是尖锐的硅-氧界面在其密度分布，以及相应的倾角密度降低吸积率周围的失速冲击波和提示爆炸。非爆炸模型没有这种陡峭的特征，表明Si-O界面是爆炸的关键之一。此外，我们表明，所有的非爆炸模型可以轻推到爆炸与宏观物理输入的适度变化，包括适度的旋转和扰动，以及微物理输入，包括中微子-核子相互作用率的变化，这表明所有的模型可能接近临界。爆炸模型在我们的模拟结束时具有几个$\times$ 10 $^{50}$尔格的能量，并且正在上升，这表明需要在更大的网格上继续这些模拟，并且需要更长的时间来重现自然中看到的能量。我们发现，爆炸的形态有助于爆炸能量，更多的各向同性喷出物产生更大的爆炸能量。然而，我们没有发现轻子数发射自维持不对称性的证据。最后，我们看看PNS属性，并探讨在我们的模拟尺寸的作用。我们发现，在原中子星（PNS）的对流产生更大的PNS半径以及更大的“$ν_μ$“的光度在2D相比，1D。
2018-03-28 astro-ph.HE
Rapidly Rising Transients in the Supernova - Superluminous Supernova Gap
我们目前的观测四个快速上升（t_{rise} ~ 10 d）瞬变与超新星（SNe）和超亮SNe（M_{peak} ~-20）之间的峰值亮度-一个发现，并随后由帕洛玛瞬态工厂（PTF）和三个超新星遗产调查（SNLS）。光变曲线类似于SN 2011 kl，最近被证明与超长持续时间的伽马射线暴（GRB）有关，尽管没有看到GRB伴随着我们的SNe。快速上升到发光峰将这些事件放置在SN相空间的独特部分中，挑战标准SN发射机制。PTF事件的光谱正式将其归类为II型SN，因为它有广泛的H α发射，但也观察到一个不寻常的吸收特征，可以解释为高速H α（尽管比以前已知的情况更深）或Si II（如Ia型SNe所见）。我们发现，现有的白矮星爆炸，CSM相互作用，冲击爆发风（或陡峭的CSM）和磁星自旋下降的模型不能很容易地解释的意见。我们认为“1.5型超新星”情景可能是我们事件的起源。更详细的这类瞬变模型和对未来这类事件更有约束力的观测应有助于更好地确定其性质。
2016-01-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Precursor Activity Preceding Interacting Supernovae I: Bridging the Gap with SN 2022mop
本文报道SN 2022mop，其前身活动与后续IIn型超新星爆发在约3秒差距内重合，提出致密天体与富氢伴星并合触发爆发的机制。
2025-03-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magneto-Hydrodynamical Effects on Nuclear Deflagration Fronts in Type Ia Supernovae
本文介绍了磁场对非分布的核燃烧锋的影响的研究，作为一个可能的解决方案的热核爆炸的一个基本问题的一个基本的质量为一个$M_{Ch}$的白矮星（WD），目前最受欢迎的方案为大多数Ia型SNe（SNe~Ia）。所有现有的三维流体动力学模拟预测强烈的全球混合的燃烧产物由于瑞利-泰勒（RT）的不稳定性，这是在矛盾的观测。作为第一步，并研究火焰物理，我们提出了一套计算磁流体动力学（MHD）模型在矩形通量管，类似一个小的内部区域的WD。我们考虑初始磁场高达$10^{12}\,\,\mathrm{G}$的各种取向。我们发现在大约$10^9\,\,\mathrm{G}$开始的RT不稳定性的抑制增加。前速度趋向于随着幅度的增加而减小，直到大约$10^{11}\,\,\mathrm{G}$。对于更高的领域，新的小规模的指状结构的发展，这增加了燃烧速度的3至4倍以上的无场RT为主的制度。我们认为，新的不稳定性可能会提供足够的加速能量生产过程中的分布式燃烧制度去超过查普曼-Jougey限制，并引发爆炸。最后，我们讨论了可能的起源高磁场在最后阶段的祖先的演变或爆炸。
2018-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can pair-instability supernova models match the observations of superluminous supernovae?
越来越多的所谓的超亮超新星（SLSNe）被发现。据信，至少有一些具有缓慢衰减光变曲线的恒星起源于由对不稳定机制引起的恒星爆炸。最近的恒星演化模型自然地预测了来自大质量恒星的对不稳定超新星（PISNe），其金属丰度范围很广（Z=0.006，Yusof et al. 2013）。在这项研究的范围内，我们分析PISN模型是否可以匹配SLSNe的观测特性与各种光变曲线形状。具体来说，我们探讨了不同程度的宏观化学混合PISN爆炸产物的观测性能的影响。我们人为地将混合应用于Kozyreva等人（2014）的250 Msun PISN演化模型，并使用一维辐射流体动力学代码STELLA探索其超新星演化。在匹配SLSN观测中取得的最大成功是在极端宏观混合的情况下，所有放射性物质都被喷射到氢氦外层。这种极端宏观的化学物质重新分布产生了具有更快的光变曲线的事件，具有高光球温度和高光球速度。这些性质比非混合PISN模型更适合SLSNe。我们的混合模型匹配的光变曲线，色温和光球速度演化的两个观测良好的SLSNe PTF12dam和LSQ12dlf。然而，这些模型的极端化学再分布可能很难在大规模PISNe中实现。因此，替代模型，如磁星机制或风的相互作用可能仍然是有利的解释迅速上升SLSNe。
2015-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Semi-analytical Light Curve Model for Transients Preceding Binary Mergers. I: Supernova Precursor Emission from Compact Object Companions
The NSF AI Institute for Artificial Intelligence and Fundamental Interactions（美国国家科学基金会人工智能基础相互作用研究所）
构建双星系统半解析光变曲线模型，应用于超新星前身，能推断质量转移历史、约束前身双星系统，其模型及参数推断框架封装在脚本中，可用于现有及未来发现的超新星前身。
2026-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for Supernova-Synthesised Dust from the Rising Afterglow of GRB 071025 at z~5
本文对雨燕GRB 071025的宽带余辉进行了观测和分析。使用光学和红外（RIYJHK）测光，我们得到了4.4 < z < 5.2的光度红移;在这个红移下，我们的同步多色观测开始于主框架中GRB触发后约30 s和余辉的初始上升阶段。我们将观测者坐标系中580 s处的光变曲线峰值与前向激波的形成联系起来，给出了初始洛伦兹因子γ_0 ~ 200的估计。红色光谱的能量分布（即使在没有受到莱曼-α突变影响的区域）提供了一个大尘埃柱的可靠证据。然而，推断出的消光曲线在2000-3000埃之间的静止框架中显示出一个突出的平坦部分，与任何当地观测到的模板不一致，但与超新星形成的尘埃模型非常吻合。与时间相关的消光曲线拟合显示没有尘埃破坏的证据，并将消光柱的减少限制在静止坐标系中t = 50 s后的Δ A_3000 < 0.54 mag。我们的观测结果提供了在z~5处尘埃性质转变的证据，与高z类星体的研究一致，并表明SN形成的尘埃继续主导典型星系在此红移处的不透明度。
2010-01-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Supernovae 2016bdu and 2005gl, and their link with SN 2009ip-like transients: another piece of the puzzle
超新星（SN）2016bdu是一个不寻常的瞬变，类似于SN 2009ip。SN 2009ip类事件的特征是一个长时间的不稳定变化阶段，以两次相隔几周的发光爆发结束。第二次爆发比第一次明显更明亮（约3等）。SN 2016bdu的第一次爆发（事件A）的绝对星等达到M（r）~-15.3等，而第二次爆发（事件B）发生在一个多月后，绝对星等达到M（r）~-18等。我们将这些探测解释为不稳定变化阶段的特征，类似于SN 2009 ip在2008年至2012年中期期间所经历的变化，并且类似于NGC 3432中亮蓝色变量SN 2000 ch的当前观察到的变化。光谱监测SN 2016bdu在第二个高峰期间最初显示SN IIn的典型特征。事件B极大值后一个月，光谱发展出宽巴耳末线，具有天鹅座P剖面和宽金属特征。在这些后期阶段，光谱类似于典型的II型SN。这个类SN 2009ip群的所有成员都与SN 2005gl的I型非常相似。对于这个天体，超新星爆发的说法得到了母星消失的支持。与SN 2005gl的相似性表明，这个家族的所有成员最终都可能以真正的SNe爆炸，尽管在它们的星云光谱中仍然没有明确的核合成元素。
2017-07-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Blue supergiants as a progenitor of intermediate-luminosity red transients
本研究探究蓝超巨星的其他爆发情景，通过模拟不同参数下的爆发光变曲线，发现其爆发可产生两类超新星，解释了相关观测与预期占比的差异，拓展了对蓝超巨星爆发多样性的认知。
2024-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Confined Circumstellar Material as a Dust Formation Site in Type II Supernovae
本研究提出II型超新星与受限星周物质相互作用的尘埃形成模型，通过CHIPS模拟证实冷致密壳可高效形成尘埃，质量范围为$10^{-3}M_\odot$至$0.1M_\odot$，其红外快速上升特征或可在千新星搜寻中被探测到。
2025-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Signatures of $^{56}$Ni Mixing and Neutron-rich Ejecta in Supernovae
Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge（卡弗里宇宙学研究所，剑桥大学）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（天文学研究所，剑桥大学）
本文通过多壳层模型研究$^{56}$Ni混合和r-process物质对超新星光变曲线的影响，发现混合导致快速明亮上升并改变参数推断，而r-process特征取决于镍背景、径向位置和观测角度。
2026-09-15 astro-ph.HE
Thermonuclear .Ia Supernovae from Helium Shell Detonations: Explosion Models and Observables
在AM CVn系统的早期演化过程中，氦在适合不稳定热核点火的条件下被吸积到白矮星的表面。由对流燃烧相在He包层中引起的湍流运动变得足够强，以影响燃烧锋的传播，并可能导致爆震的发生。这样的结果将产生放射性同位素和一个微弱的快速上升的热核“Ia”超新星。在本文中，我们提出了流体动力学爆炸模型和可观察到的结果，这些He壳爆炸的范围内的初始核心和信封群众。UVOIR辐射热光度计峰值的范围为10倍（从5e 41 - 5e 42 erg/s），R带峰值的范围为M_R，峰值= -15到-18。所有波段的上升时间都非常快（<10 d），但由于二次近红外增亮，红色波段的下降速率比蓝色波段慢。核合成主要产生重α链元素（40 Ca到56 Ni）和未燃烧的He。因此，峰值光周围的光谱缺乏中间质量元素的迹象，并占主导地位的钙和钛的功能，与警告，我们的辐射转移代码不包括非热效应必要的生产他的功能。
2010-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early Time Light Curves of Type Ia Supernovae Observed with TESS
我们提出了早期的时间光变曲线的Ia型超新星观测的前六个部门的TESS数据。这些超新星中有10颗是由ASAS-SN发现的，7颗是由ATLAS发现的，6颗是由ZTF发现的，1颗是由\textit{Gaia}发现的。对于9个具有足够动态范围（$>$ 3.0等从检测到峰值）的超新星，我们拟合幂律模型并搜索伴星的签名。我们发现早期光变曲线形状的多样性，虽然我们的大多数来源是一致的火球模型的流量增加$\propto t^2$。三个SN显示通量$\propto t$的平坦上升。我们没有发现任何证据的额外的结构，如多个幂律组件在早期上升的光变曲线。对于SN属性和观察者视角的假设，并进一步假设伴星将在罗氏瓣溢出，我们将限制的半径的同伴6 SNe与早期光变曲线的完整覆盖。这六颗超新星的上限为$\lesssim$\，32 R $_\odot$，其中五颗为$\lesssim$\，20 R $_\odot$，其中两颗为$\lesssim$\，4 R $_\odot$。小样本量并不限制单个退化Ia型SN祖细胞的发生率，但我们预计TESS在其主要任务（26个扇区）中观察到足够的SNe，以告知这一测量。我们还表明，TESS是能够检测发射1 \rsun \同伴的Ia型SN在50百万秒差距内，并可能这样做后约6年。
2020-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Relative Specific Type Ia Supernovae Rate From Three Years of ASAS-SN
我们分析了476个超新星的主星系从全天空超新星自动巡天（ASAS-SN）明亮的超新星目录，以确定观测到的相对Ia型超新星（SN）率作为光度和主星系属性的函数。我们发现，在我们的样品中的超新星Ia的光度分布是合理的，以及描述的Schechter函数与一个弱端斜率$α\approx 1.5$和膝盖$M_{\star} \approx -18.0$。我们的特定超新星Ia速率与以前的结果一致，但扩展到更低的宿主星系质量。我们发现总体发生率为$(M_{\star}/10^{10} M_{\odot})^α$与$α\approx -0.5$。这表明，即使在像$\log(M_{\star} / M_{\odot}) \lesssim 7.0$这样小的星系中，相对于恒星质量为$\sim10-20$的宿主星系，超新星Ia的比速率也会继续向低质量方向上升。我们发现没有强烈的依赖性的特定的超新星Ia速率的恒星形成活动的宿主星系，但需要额外的观测，以提高对恒星形成率的限制。
2019-02-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
SN 2023vbg: A Type IIn Supernova Resembling SN 2009ip, with a Long-Duration Precursor and Early-Time Bump
本文报道 SN 2023vbg 的观测，发现其作为 09ip-like IIn 型超新星具有百天前兆和独有的早期明亮隆起，并将差异归因于不同尺度的 CSM 结构。
2025-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2007bg: The Complex Circumstellar Environment Around One of the Most Radio-Luminous Broad-Lined Type Ic Supernovae
本文介绍了宽线Ic型SN 2007 bg的射电光变曲线和X射线观测结果。光变曲线显示了三个不同的阶段的光谱和时间的演变，这意味着SNe冲击可能遇到至少3个不同的星周介质制度。我们将其解释为SN 2007 bg的祖先至少有两次不同的质量损失事件（即，阶段1和3）在其演化的最后阶段，产生一个高度分层的星周介质。将相位1光变曲线模拟为一个自由膨胀的同步辐射壳层，由其自身的辐射电子自吸收，需要\dot{M} ~ 1.9 × 10 ^{-6}的前身质量损失率（v_{w} /1000 km s^{-1}）过去t~20年的太阳年质量（v_{w} /1000 km s^{-1}）yr，爆炸后10天射电发射物的总能量为E \sim 1 × 10 ^{48} erg。这使SN 2007 bg成为能量最高的Ib/c型事件之一。我们解释的第二阶段作为一个稀疏的“间隙”区域之间的两个风阶段。阶段3显示了在上升到比阶段1高2.6倍的峰值亮度之前的第二吸收开启。假设这种亮度跳跃是由于前一次更快的质量损失事件导致的星周介质密度增强，我们估计第三阶段的质量损失率可能高达每年\dot{M} <~4.3x10^{-4}（v_{w} /1000 km s^{-1}）太阳质量。对于约2的风速差，阶段3风将直接过渡到阶段1风。总而言之，射电光变曲线提供了强有力的证据，表明至少有一些Ic-BL祖先在爆炸前（约10-1000年）…
2012-10-08 astro-ph.HE
From Out of the Blue: Swift Links 2002es-like, 2003fg-like, and Early-Time Bump Type Ia Supernovae
本研究通过Swift紫外测光样本发现2002es型与2003fg型Ia型超新星有独特紫外颜色与早期隆起特征，提出二者可能属同一前身星连续序列，指出近红外观测对约束其爆炸模型关键。
2025-01-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
An imaging polarimetry survey of Type Ia supernovae: are peculiar extinction and polarization properties produced by circumstellar or interstellar matter?
一些高度红化的Ia型超新星（SNe Ia）与典型的银河系尘埃（$R_V \approx 3.3$）相比，显示出较低的全消光比（$R_V \lesssim 2$），偏振曲线在蓝色波长处急剧上升，与典型的银河系值（$λ_{\rm max} \approx 0.55$ $μ$ m）相比，在短波长处有峰值偏振值（$λ_{\rm max} < 0.4$ $μ$ m）。了解这些特性的来源可以提供对Ia型超新星祖先系统的深入了解。我们的目标是确定它们是否是宿主星系的星际尘埃或星周尘埃的结果。这是通过分析的连续偏振的66 SNe Ia在尘埃丰富的螺旋星系和13 SNe Ia在尘埃贫乏的椭圆星系作为一个函数的归一化银河系中心距离。我们发现，有一个总的趋势，SNe Ia在螺旋星系显示偏振值增加时，位于更接近宿主星系的中心，而SNe Ia在椭圆形的宿主星系显示低偏振。此外，所有高度偏振的超新星Ia在螺旋宿主星系显示偏振曲线上升向蓝色波长，而没有证据表明，这种偏振特性在椭圆形的宿主星系。这表明，奇特的偏振曲线的来源可能是星际物质的结果，而不是星周物质。对某些Ia超新星观测到的特殊的偏振和消光特性可以用超新星或星际辐射场引起的辐射力矩破坏机制来解释。
2021-11-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Production and Distribution of $^{44}$Ti and $^{56}$Ni in a Three-dimensional Supernova Model Resembling Cassiopeia A
在核心坍缩超新星的最内部区域合成的核物质的空间和速度分布可以提供关于爆炸不对称性和仍然有争议的爆炸机制的重要线索。最近用高能卫星望远镜（核光谱望远镜阵列[NuSTAR]，INTEGRAL）对放射性$^{44}$ Ti进行的观测测量了伽马射线线的细节，这提供了SN 1987 A和仙后座A（Cas A）大规模爆炸不对称性的直接证据，甚至通过绘制空间亮度分布（NuSTAR）。在这里，我们讨论了一个三维模拟的中微子驱动的爆炸，使用参数化的中微子引擎，其$^{44}$ Ti分布主要集中在一个半球指向相反的中子星（NS）踢速度。两者都与所观察到的Cas A残骸的形态表现出有趣的相似之处，尽管无论是祖先还是爆炸都没有被微调为完美匹配。我们的研究结果表明，在这个残余物中观察到的不对称性，原则上，可以解释为中微子驱动的爆炸，并在Cas A中的高$^{44}$ Ti丰度可以解释，而无需调用快速旋转或喷流驱动的爆炸，因为中微子驱动的爆炸通常会喷射出大量的高熵物质。NS的反冲加速度与质量喷射的不对称性有关，并且与更强的爆炸方向相反，与引力拖船机制完全兼容。我们的研究结果还表明，Cas A和SN 1987 A可能具有类似的“单侧”Ti和Fe不对称性，不同的是，Cas A是从与NS运动有大倾角的方向观察的，而SN 1987 A中的NS应该有一个主要的速度分量指向我们。
2017-06-13 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Characterisation of Supernovae Interacting with Dense Circumstellar Matter with a Flat Density Profile
本文研究了超新星与平坦密度轮廓致密星周介质相互作用的光变曲线，纳入光子扩散效应，识别出三个关键物理过程并将光变曲线分为五类，成功再现SN 2005bf等双峰超新星，揭示了CSM密度分布对光变曲线多样性的重要作用。
2024-08-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Physics-driven Explosions of Stripped High-Mass Stars: Synthetic Light Curves and Spectra of Stripped-Envelope Supernovae with Broad Lightcurves
本研究通过辐射转移模拟分析了剥离包层超新星，发现高抛射物质量模型的光变曲线与观测一致但峰值光度不符，且常用解析公式高估抛射物质量，而Haynie方法将误差降至20%，同时氦谱线强度受多种因素复杂影响。
2024-12-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Super-luminous Type II supernovae powered by magnetars
磁星能量被认为是许多Ic型超亮超新星（SNe）的起源，这些超新星是由紧凑的、缺氢的沃尔夫-拉叶型恒星产生的。在这里，我们调查的属性，磁星功率将与15- 20 Msun蓝或红超巨星（BSG/RSG）恒星的标准能量SNe。我们使用欧拉灰色辐射流体动力学和非LTE稳态辐射转移的组合来研究它们的动力学，光度学和光谱特性。采用1、3.5、7 × 10^14 G的磁场和0.4、1、3 × 10^51 erg的转动能，我们得到了辐射热光变曲线，其最大值范围为50- 150 d，星等为10^43- 10^44 erg/s。在最大光下的光谱与标准SNe II-P的光谱类似，但更蓝。虽然磁星能量在SN动能和SN光度之间的比例大致相等，但与标准SN II相比，后者可能会增加10-100倍。这种影响打破了观测到的标准II型超新星的亮度和膨胀率之间的关系。磁星能量注入也延迟复合，甚至可能导致再电离，使光球温度和速度逆转。磁星的能量沉积在喷出物底部的一个狭窄的质量壳层中，导致了一个密度为1000 km/s的致密壳层的形成，这导致了光球相末期的光变曲线隆起。将这种能量沉积在内部喷出物的广泛质量范围内，以模拟多维流体不稳定性的影响，防止形成致密的外壳，并产生更早上升和更平滑的光曲线。磁星对SN辐射的影响一般在20- 30天之前是不可见的，在此期间，人们可以从RSG祖先中辨别出BSG。我们提出了一个超亮II型SN …
2018-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Detonation Mechanism of the Pulsationally-Assisted Gravitationally-Confined Detonation Model of Type Ia Supernovae
我们描述的爆轰机制，包括“脉动辅助”引力约束爆轰（GCD）模型的Ia型超新星SNe Ia。这个模型是类似于以前的GCD模型报告在约旦等。（2008年）;然而，所选择的初始条件产生了实质上不同的爆炸机制，这是由于在爆燃阶段释放了更大的能量。由此产生的最终动能和镍-56产量符合更好的观测值比“经典”的GCD模型的情况。在目前的模型中，爆燃阶段的点火导致上升的燃烧的灰烬羽流。这些灰从白矮星的表面爆发出来，围绕恒星横向流动，并在爆发点的对跖点处的碰撞区域聚集。在爆燃阶段释放的能量足以使恒星迅速膨胀，因此当灰烬到达对跖点时，表面密度太低而无法引发爆炸。相反，当火山灰流入碰撞区域（同时与表面燃料混合）时，恒星达到最大膨胀状态，然后收缩。恒星收缩的作用是增加恒星的密度，包括碰撞区域的密度。这既提高了碰撞区域中燃料-灰混合物的温度和密度，又最终导致Zel'dovich梯度机制产生爆震所必需的热力学条件。我们证明了这种情况下的可行性与三个3维（3D），全明星模拟这个模型使用FLASH代码。我们的特点是在爆燃阶段释放的能量，范围从38%到78%的白矮星的结合能的模拟。我们表明，爆炸的必要条件，在所有三个模型实现。
2012-09-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Slowly fading super-luminous supernovae that are not pair-instability explosions
最近在红移为0.1-4的暗星系中发现了超亮超新星，其峰值亮度超过每秒10^44尔格。有些演化缓慢，类似于“对不稳定”的超新星模型。这些模型涉及原始质量为太阳140-260倍的恒星，现在有65-30太阳质量的碳氧核心。在这些恒星中，阻止引力坍缩的光子被转换成电子-正电子对，引起快速收缩和热核爆炸。许多太阳质量的56 Ni被合成;这种同位素通过56 Co衰变为56 Fe，提供明亮的光变曲线。这种巨大的祖先预计是在早期宇宙中由贫金属气体形成的。最近，在一个红移为0.127（大爆炸后约120亿年）的星系中的超新星2007 bi，其金属丰度是太阳的三分之一，被观察到看起来像一颗衰落的对不稳定超新星。在这里，我们报告了两个缓慢褪色的超亮超新星的观测结果，它们显示出相对较快的上升时间和蓝色，这与对不稳定模型不相容。它们的后期光变曲线和光谱与超新星2007 bi相似，这让人们对该事件的性质产生了疑问。我们早期的光谱非常类似于典型的快速下降的超亮超新星，它们不是由放射性提供动力的。用10-16个太阳质量的磁星激发的喷出物模拟我们的观测，证明了一种共同爆炸机制的可能性。附近没有明确的成对不稳定事件表明，它们的局部发生率小于核心坍缩率的6 × 10 ^-6倍。
2016-10-10 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-Dimensional Simulations of Core-Collapse Supernovae: From Shock Revival to Shock Breakout
我们提出了3D模拟的核心坍缩超新星从爆炸波启动的中微子驱动的机制，从恒星表面的冲击爆发，考虑两个15 Msun的红超巨星（RSG）和两个蓝超巨星（BSG）的15 Msun和20 Msun。我们表明，富含金属的喷出物在同源扩张仍然进行指纹的不对称性在爆炸开始时，但最终的金属分布是大规模的影响，详细的祖结构。扩展最快的金属指状物和团块与中微子加热物质的最大和上升最快的羽流相关，因为这些羽流在SN激波通过后最有效地在C+O/He和He/H组分-壳层界面处播种瑞利-泰勒（RT）不稳定性的增长。径向混合的程度、富金属喷出物的全球不对称性、RT诱导的初始羽流碎裂成较小尺度的指状物以及最大Ni和最小H速度不仅取决于初始非球面度和爆炸能量（这决定了激波和初始Ni速度），而且还取决于C+O核和He壳的密度分布和宽度以及He/H转变处的密度梯度，这导致不稳定的激波传播和反向激波的形成。这两个RSG爆炸保留了一个伟大的全球金属不对称性与显着的块状和子结构，深入渗透的镍手指到H-信封（最大速度为4000-5000公里/秒的爆炸能量约1.5倍）和有效的向内H-混合。虽然15 Msun BSG具有这些特性（最大Ni速度高达~3500 km/s），但20 Msun BSG由于反向激波减速和He/H界面处没有足够的时间进行强RT增长和碎裂，因此形成了更圆的几何形状，没有明显的金属指（最大Ni速度仅~2200 km…
2015-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The early discovery of SN 2017ahn: signatures of persistent interaction in a fast declining Type II supernova
我们提供了附近（$D\simeq33\,\rm{Mpc}$）II型SN 2017 ahn的高节奏，全面的数据，在爆炸后的$\sim$ 1天内发现，从爆炸后的非常早期阶段到星云阶段。SN 2017 ahn的观测数据显示了我们后续活动的$\simeq470\,\rm{d}$的显着演变，首先显示出突出的窄巴耳末线和其他纯发射的高电离特征（即闪光光谱特征），这些特征逐渐消失并导致光谱演变类似于更典型的II型超新星。在同一时期内，所有波段的光变曲线都快速下降，类似于线性下降的富氢核心坍缩超新星的光度演化。光变曲线和早期闪光光谱的建模表明，在爆炸时，一个复杂的星周介质周围的祖星，与第一个致密的壳层在其演化的非常后期阶段被迅速扩大的喷出物内的第一个$\sim6\,\rm{d}$的超新星演化席卷，而互动的签名也观察到在以后的阶段。流体动力学模型支持线性下降的II型超新星被预测来自大质量的黄色超巨星，耗尽了大部分的氢层。
2020-11-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium-rich Superluminous Supernovae From the Zwicky Transient Facility
氦被认为存在于一些贫氢超亮超新星（SLSN-I）的喷出物中。然而，到目前为止，只有一个事件PTF 10 hgi在其光球光谱中被识别出具有He特征（Quimby等人，2018）。我们在$z=0.0866$上发现了一个新的富氦SLSN-Ⅰ，ZTF 19 aawfbtg（SN 2019 hge）。这一事件在相对于峰值的$-41$到$+103$ \天的相位上有10多个光谱，其中大部分与PTF 10 hgi的光谱匹配良好。确认来自于在$+34$天拍摄的近红外光谱，揭示了He I在1.083和2.058 $μ$ m处具有P-Cygni轮廓的特征。利用PTF 10 hgi和SN 2019 hge的光谱作为模板，我们研究了ZTF在前两年的运行中发现的70个SLSN-I，并发现了另外5个具有明显He特征的SLSN-I。正如以前的研究所提出的那样，正常核塌缩超新星中He，I原子的激发需要非热辐射。这些富He事件具有蓝光谱、高峰值亮度和缓慢上升的时间尺度，不能用传统的$^{56}$ Ni混合模型来解释。磁星模型提供了一个可能的解决方案，因为脉冲星风自然产生高能粒子作为非热激发源。另一种模型是喷出物与H-穷人CSM的相互作用，这可能是由所观察到的光变曲线波动的支持。这六颗SLSN-Ib似乎具有相对较低的峰值光度（静止帧$M_g = -20.06\pm0.16$ mag）。
2020-08-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-Dimensional Simulations of Neutrino-Driven Core-Collapse Supernovae from Low-Mass Single and Binary Star Progenitors
我们提出了一套7个三维超新星模拟的非旋转低质量的祖使用多群中微子输运。我们的模拟涵盖了单星祖先与零年龄的主序质量之间的$9.6 M_\odot$和$12.5 M_\odot$和（超）剥离信封的祖先与初始氦核心质量之间的$2.8 M_\odot$和$3.5 M_\odot$。我们发现爆炸能量在$0.1\,\mathrm{Bethe}$和$0.4\,\mathrm{Bethe}$之间，在模拟结束时仍在上升。虽然能量低于典型事件，但我们的模型与低质量祖细胞能量较低的爆炸的观测结果是相容的。在我们的六个模型中，质量流出率已经超过了原中子星的吸积率，致密残骸的质量和角动量已经接近它们的最终值，排除了以后回落的可能性。虽然原中子星仍然被不对称喷出物的引力牵引加速，但可以外推加速以获得最终反冲速度的估计。我们得到了在$1.22 M_\odot$和$1.44 M_\odot$之间的引力中子星质量，在$11\, \mathrm{km}\, \mathrm{s}^{-1}$和$695\, \mathrm{km}\, \mathrm{s}^{-1}$之间的反冲速度，以及从$20\, \mathrm{ms}$到$2.7\,\mathrm{s}$的自旋周期，这表明在中微子驱动的范例中可以自然地获得典型的中子星诞生特性。我们发现爆炸能量和反冲速度之间存在松散的相关性。没有迹象表明自旋反冲对齐，但反冲速度和中子…
2018-11-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
