SN 2017gmr: An Energetic Type II-P Supernova with Asymmetries
SN 2017gmr: An Energetic Type II-P Supernova with Asymmetries
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SN 2017gmr：一颗不对称的高能 II-P 型超新星
DOI：
10.3847/1538-4357/ab43e3
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发表时间：
2019-07
影响因子：
4.9
通讯作者：
Burk
中科院分区：
文献类型：
--
作者：
Andrews Jennifer E.;S;D. J.;Valenti S.;Smith Nathan;Dastidar Raya;Sahu D. K.;Misra Kuntal;Singh Avinash;Hiramatsu D.;Brown P. J.;Hosseinzadeh G.;Wyatt S.;Vinko J.;Anupama G. C.;Arcavi I.;Ashall Chris;Benetti S.;Berton Marco;Bostroem K. A.;Bulla M.;Burk
我们提供了发光 II-P 型超新星 SN 2017gmr 从发现后数小时到最初 180 天的高节奏紫外线、光学和近红外数据。 SN 2017gmr 在早期光谱中没有显示出狭窄、高电离发射线的迹象，但光学光曲线演化表明，来自星周介质 (CSM) 相互作用的额外能源必须在爆炸后至少 2 天存在。早期光变曲线的模型表明，其前身半径约为 500 R⊙，与相当致密的红超巨星一致，而晚期光度表明，如果光变曲线仅由放射性衰变提供动力，则存在高达 0.130 ± 0.026 M⊙ 的 56Ni，尽管如果 CSM 相互作用有助于稳定后的光度，则 56Ni 的质量可能会更低。由于 CSM 中的不对称爆炸或不对称，Hα 和 [O i] 的突出多峰发射线在第 154 天后出现。在可能存在 CSM 相互作用的情况下，爆炸的前 2 天内缺乏窄线，这可能是紧密、致密、不对称的 CSM 迅速被球形超新星喷射物包围的一个例子。
We present high-cadence UV, optical, and near-infrared data on the luminous Type II-P supernova SN 2017gmr from hours after discovery through the first 180 days. SN 2017gmr does not show signs of narrow, high-ionization emission lines in the early optical spectra, yet the optical light-curve evolution suggests that an extra energy source from circumstellar medium (CSM) interaction must be present for at least 2 days after explosion. Modeling of the early light curve indicates a ∼500 R⊙ progenitor radius, consistent with a rather compact red supergiant, and late-time luminosities indicate that up to 0.130 ± 0.026 M⊙ of 56Ni are present, if the light curve is solely powered by radioactive decay, although the 56Ni mass may be lower if CSM interaction contributes to the post-plateau luminosity. Prominent multipeaked emission lines of Hα and [O i] emerge after day 154, as a result of either an asymmetric explosion or asymmetries in the CSM. The lack of narrow lines within the first 2 days of explosion in the likely presence of CSM interaction may be an example of close, dense, asymmetric CSM that is quickly enveloped by the spherical supernova ejecta.
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DOI：
10.1007/978-3-319-21846-5_39
发表时间：
2017-10
期刊：
--
影响因子：
--
作者：
I. Arcavi
通讯作者：
I. Arcavi
DOI：
10.1007/978-3-319-21846-5_35
发表时间：
2016-11
期刊：
arXiv: High Energy Astrophysical Phenomena
影响因子：
--
作者：
A. Gal-yam
通讯作者：
A. Gal-yam
影响因子：
6.5
作者：
Joseph P. Anderson
通讯作者：
Joseph P. Anderson
DOI：
10.1007/978-3-319-21846-5_38
发表时间：
2016-12
期刊：
arXiv: High Energy Astrophysical Phenomena
影响因子：
--
作者：
N. Smith
通讯作者：
N. Smith
影响因子：
14.1
作者：
F. Förster;F. Förster;T. Moriya;J. Maureira;Joseph P. Anderson;S. Blinnikov;F. Bufano;G. Cabrera-Vives;G. Cabrera-Vives;A. Clocchiatti;A. Clocchiatti;T. D. Jaeger;P. Estévez;P. Estévez;L. Galbany;S. González-Gaitán;S. González-Gaitán;G. Gräfener;M. Hamuy;M. Hamuy;E. Hsiao;P. Huentelemu;P. Huijse;P. Huijse;P. Huijse;H. Kuncarayakti;J. Martínez;J. Martínez;G. Medina;G. Pignata;G. Pignata;A. Razza;A. Razza;I. Reyes;I. Reyes;J. S. Martín;R. C. Smith;E. Vera;A. K. Vivas;A. D. U. Postigo;A. D. U. Postigo;Sung-Chul Yoon;Sung-Chul Yoon;C. Ashall;M. Fraser;A. Gal-yam;E. Kankare;L. Guillou;P. Mazzali;P. Mazzali;Nick Walton;D. Young
通讯作者：
F. Förster;F. Förster;T. Moriya;J. Maureira;Joseph P. Anderson;S. Blinnikov;F. Bufano;G. Cabrera-Vives;G. Cabrera-Vives;A. Clocchiatti;A. Clocchiatti;T. D. Jaeger;P. Estévez;P. Estévez;L. Galbany;S. González-Gaitán;S. González-Gaitán;G. Gräfener;M. Hamuy;M. Hamuy;E. Hsiao;P. Huentelemu;P. Huijse;P. Huijse;P. Huijse;H. Kuncarayakti;J. Martínez;J. Martínez;G. Medina;G. Pignata;G. Pignata;A. Razza;A. Razza;I. Reyes;I. Reyes;J. S. Martín;R. C. Smith;E. Vera;A. K. Vivas;A. D. U. Postigo;A. D. U. Postigo;Sung-Chul Yoon;Sung-Chul Yoon;C. Ashall;M. Fraser;A. Gal-yam;E. Kankare;L. Guillou;P. Mazzali;P. Mazzali;Nick Walton;D. Young