闪(超新星)光谱的物理
太阳与恒星天体物理
2018-12-19 v1 高能天体物理现象
摘要
我们考察了由超新星(SN)涌现激波产生的硬辐射脉冲电离的星周介质(CSM)的闪光谱。我们首先发现 Hα 发射的上升和下降时间约束了 CSM 的位置，其峰值在 tpeak=Rstar sqrt(2/c vshock)(对应恒星半径 Rstar 与激波速度 vshock)。瞬态发射温度的下降自然地再现了具有不同电离能谱线的演化。其次，对于红超巨星(RSGs)，激波突破辐射加速 CSM 产生宽的早期谱线翼，与 CSM 的汤姆孙光学深度无关。最后，双星中 CSM 的复合率可由致密、冷的星风碰撞界面主导，如 Wolf-Rayet 双星中所见，而非单个恒星星风。结合这三点结果，正常 IIp 型 iPTF13dqy (SN 2013fs) 的闪光谱观测自然地由处于分离度 ~10^4 Rsun 双星中、具有正常汤姆孙光学薄星风的 RSG 解释，无需任何 SN 前爆发。类似地，IIb 型 iPTF13ast (SN 2013cu) 中看到的宽谱线翼——其前身星通常为双星中的黄超巨星——很可能源于 CSM 的辐射加速，而非原先存在的 Wolf-Rayet 类星风。
引用
@article{arxiv.1807.09778,
title = {The Physics of Flash (Supernova) Spectroscopy},
author = {C. S. Kochanek},
journal= {arXiv preprint arXiv:1807.09778},
year = {2018}
}
备注
12 pages, 8 figures, submitted to MNRAS