Observations and modelling of an optical transient counterpart to a gravitational-wave event and γ-ray burst reveal that neutron-star mergers produce gravitational waves and radioactively powered kilonovae, and are a source of heavy elements. Merging neutron stars are potential sources of gravitational waves and have long been predicted to produce jets of material as part of a low-luminosity transient known as a 'kilonova'. There is growing evidence that neutron-star mergers also give rise to short, hard gamma-ray bursts. A group of papers in this issue report observations of a transient associated with the gravitational-wave event GW170817—a signature of two neutron stars merging and a gamma-ray flash—that was detected in August 2017. The observed gamma-ray, X-ray, optical and infrared radiation signatures support the predictions of an outflow of matter from double neutron-star mergers and present a clear origin for gamma-ray bursts. Previous predictions differ over whether the jet material would combine to form light or heavy elements. These papers now show that the early part of the outflow was associated with lighter elements whereas the later observations can be explained by heavier elements, the origins of which have been uncertain. However, one paper (by Stephen Smartt and colleagues) argues that only light elements are needed for the entire event. Additionally, Eleonora Troja and colleagues report X-ray observations and radio emissions that suggest that the 'kilonova' jet was observed off-axis, which could explain why gamma-ray-burst detections are seen as dim. Gravitational waves were discovered with the detection of binary black-hole mergers1 and they should also be detectable from lower-mass neutron-star mergers. These are predicted to eject material rich in heavy radioactive isotopes that can power an electromagnetic signal. This signal is luminous at optical and infrared wavelengths and is called a kilonova2,3,4,5. The gravitational-wave source GW170817 arose from a binary neutron-star merger in the nearby Universe with a relatively well confined sky position and distance estimate6. Here we report observations and physical modelling of a rapidly fading electromagnetic transient in the galaxy NGC 4993, which is spatially coincident with GW170817 and with a weak, short γ-ray burst7,8. The transient has physical parameters that broadly match the theoretical predictions of blue kilonovae from neutron-star mergers. The emitted electromagnetic radiation can be explained with an ejected mass of 0.04 ± 0.01 solar masses, with an opacity of less than 0.5 square centimetres per gram, at a velocity of 0.2 ± 0.1 times light speed. The power source is constrained to have a power-law slope of −1.2 ± 0.3, consistent with radioactive powering from r-process nuclides. (The r-process is a series of neutron capture reactions that synthesise many of the elements heavier than iron.) We identify line features in the spectra that are consistent with light r-process elements (atomic masses of 90–140). As it fades, the transient rapidly becomes red, and a higher-opacity, lanthanide-rich ejecta component may contribute to the emission. This indicates that neutron-star mergers produce gravitational waves and radioactively powered kilonovae, and are a nucleosynthetic source of the r-process elements.

We present an analysis of the diversity of V-band light-curves of hydrogen-rich type II supernovae. Analyzing a sample of 116 supernovae, several magnitude measurements are defined, together with decline rates at different epochs, and time durations of different phases. It is found that magnitudes measured at maximum light correlate more strongly with decline rates than those measured at other epochs: brighter supernovae at maximum generally have faster declining light-curves at all epochs. We find a relation between the decline rate during the 'plateau' phase and peak magnitudes, which has a dispersion of 0.56 magnitudes, offering the prospect of using type II supernovae as purely photometric distance indicators. Our analysis suggests that the type II population spans a continuum from low-luminosity events which have flat light-curves during the 'plateau' stage, through to the brightest events which decline much faster. A large range in optically thick phase durations is observed, implying a range in progenitor envelope masses at the epoch of explosion. During the radioactive tails, we find many supernovae with faster declining light-curves than expected from full trapping of radioactive emission, implying low mass ejecta. It is suggested that the main driver of light-curve diversity is the extent of hydrogen envelopes retained before explosion. Finally, a new classification scheme is introduced where hydrogen-rich events are typed as simply 'SNII' with an s2 value giving the decline rate during the 'plateau' phase, indicating its morphological type.

We present an extensive analysis of the optical and ultraviolet (UV) properties of AT 2023clx, the closest optical/UV tidal disruption event (TDE) to date ($z=0.01107$), which occurred in the nucleus of the interacting low-ionization nuclear emission-line region (LINER) galaxy, NGC 3799. After correcting for the host reddening ($ h $ = 0.179 mag), we find its peak absolute $g$-band magnitude to be $-18.03 0.07$ mag, and its peak bolometric luminosity to be L_ pk $. AT 2023clx displays several distinctive features: first, it rose to peak within $10.4 days, making it the fastest rising TDE to date. Our SMBH mass estimate of $ M BH ---estimated using several standard methods--- rules out the possibility of an intermediate-mass BH as the reason for the fast rise. Dense spectral follow-up reveals a blue continuum that cools slowly and broad Balmer and He II lines as well as weak He I emission features that are typically seen in TDEs. The early, broad (width $ $) profile of Halpha matches theoretical expectations from an optically thick outflow. A flat Balmer decrement ($L_ H alpha $/$L_ H beta 1.58$) suggests that the lines are collisionally excited rather than being produced via photoionisation, in contrast to typical active galactic nuclei. A second distinctive feature, seen for the first time in TDE spectra, is a sharp, narrow emission peak at a rest wavelength of sim 6353 This feature is clearly visible up to 10\,d post-peak; we attribute it to clumpy material preceding the bulk outflow, which manifests as a high-velocity component of Halpha ($-9\,584 $). Its third distinctive feature is the rapid cooling during the first sim 20 days after peak, reflected as a break in the temperature evolution. Combining these findings, we propose a scenario for AT 2023clx involving the disruption of a very low-mass star ($ with an outflow launched in our line of sight and with disruption properties that led to efficient circularisation and prompt accretion disc formation, observed through a low-density photosphere.

Abstract We present high-cadence photometric and spectroscopic observations of supernova (SN) 2024ggi, a Type II SN with flash spectroscopy features, which exploded in the nearby galaxy NGC 3621 at ∼7 Mpc. The light-curve evolution over the first 30 hr can be fit by two power-law indices with a break after 22 hr, rising from M V ≈ −12.95 mag at +0.66 day to M V ≈ −17.91 mag after 7 days. In addition, the densely sampled color curve shows a strong blueward evolution over the first few days and then behaves as a normal SN II with a redward evolution as the ejecta cool. Such deviations could be due to interaction with circumstellar material (CSM). Early high- and low-resolution spectra clearly show high-ionization flash features from the first spectrum to +3.42 days after the explosion. From the high-resolution spectra, we calculate the CSM velocity to be 37 ± 4 km s −1 . We also see the line strength evolve rapidly from 1.22 to 1.49 days in the earliest high-resolution spectra. Comparison of the low-resolution spectra with CMFGEN models suggests that the pre-explosion mass-loss rate of SN 2024ggi falls in the range of 10 −3 –10 −2 M ☉ yr −1 , which is similar to that derived for SN 2023ixf. However, the rapid temporal evolution of the narrow lines in the spectra of SN 2024ggi ( R CSM ∼ 2.7 × 10 14 cm) could indicate a smaller spatial extent of the CSM than in SN 2023ixf ( R CSM ∼ 5.4 × 10 14 cm), which in turn implies a lower total CSM mass for SN 2024ggi.

ABSTRACT We present simulation-based cosmological wcold dark matter (wCDM) inference using dark energy survey year 3 weak-lensing maps, via neural data compression of weak-lensing map summary statistics: power spectra, peak counts, and direct map-level compression/inference with convolutional neural networks (CNN). Using simulation-based inference, also known as likelihood-free or implicit inference, we use forward-modelled mock data to estimate posterior probability distributions of unknown parameters. This approach allows all statistical assumptions and uncertainties to be propagated through the forward-modelled mock data; these include sky masks, non-Gaussian shape noise, shape measurement bias, source galaxy clustering, photometric redshift uncertainty, intrinsic galaxy alignments, non-Gaussian density fields, neutrinos, and non-linear summary statistics. We include a series of tests to validate our inference results. This paper also describes the Gower Street simulation suite: 791 full-sky pkdgrav3 dark matter simulations, with cosmological model parameters sampled with a mixed active-learning strategy, from which we construct over 3000 mock dark energy survey lensing data sets. For wCDM inference, for which we allow $-1< w< -\frac{1}{3}$, our most constraining result uses power spectra combined with map-level (CNN) inference. Using gravitational lensing data only, this map-level combination gives $\Omega _{\rm m}= 0.283^{+0.020}_{-0.027}$, ${S_8 = 0.804^{+0.025}_{-0.017}}$, and $w < -0.80$ (with a 68 per cent credible interval); compared to the power spectrum inference, this is more than a factor of two improvement in dark energy parameter ($\Omega _{\rm DE}, w$) precision.

We present results from a five-month-long observing campaign of the unusual transient AT 2022fnm, which displays properties common to both luminous red novae (LRNe) and intermediate-luminosity red transients (ILRTs). Although its photometric evolution is broadly consistent with that of LRNe, no second peak is apparent in its light curve, and its spectral properties are more reminiscent of ILRTs. It has a fairly rapid rise time of 5.3 ± 1.5 d, reaching a peak absolute magnitude of −12.7 ± 0.1 (in the ATLAS o band). We find some evidence for circumstellar interaction, and a near-infrared excess becomes apparent at approximately +100 d after discovery. We attribute this to a dust echo. Finally, from an analytical diffusion toy model, we attempted to reproduce the pseudo-bolometric light curve and find that a mass of ∼4 M ⊙ is needed. Overall, the characteristics of AT 2022fnm are consistent with a weak stellar eruption or an explosion reminiscent of low-energy type IIP supernovae, which is compatible with expectations for ILRTs.

We present optical and near-infrared photometry and spectroscopy of SN 2023aew and our findings on its remarkable properties. This event, initially resembling a Type IIb supernova (SN), rebrightens dramatically sim 90 d after the first peak, at which time its spectrum transforms into that of a SN Ic. The slowly evolving spectrum specifically resembles a post-peak SN Ic with relatively low line velocities even during the second rise. The second peak, reached 119 d after the first peak, is both more luminous ($M_r = -18.75 mag) and much broader than those of typical SNe Ic. Blackbody fits to SN 2023aew indicate that the photosphere shrinks almost throughout its observed evolution, and the second peak is caused by an increasing temperature. Bumps in the light curve after the second peak suggest interaction with circumstellar matter (CSM) or possibly accretion. We consider several scenarios for producing the unprecedented behavior of SN 2023aew. Two separate SNe, either unrelated or from the same binary system, require either an incredible coincidence or extreme fine-tuning. A pre-SN eruption followed by a SN requires an extremely powerful, SN-like eruption (consistent with sim 1051 erg) and is also disfavored. We therefore consider only the first peak a true stellar explosion. The observed evolution is difficult to reproduce if the second peak is dominated by interaction with a distant CSM shell. A delayed internal heating mechanism is more likely, but emerging embedded interaction with a CSM disk should be accompanied by CSM lines in the spectrum, which are not observed, and is difficult to hide long enough. A magnetar central engine requires a delayed onset to explain the long time between the peaks. Delayed fallback accretion onto a black hole may present the most promising scenario, but we cannot definitively establish the power source.

We present photometric and spectroscopic observations of and two hydrogen-poor superluminous supernovae (SLSNe-I) at z = 0.4296 and z = 0.3103, respectively, which show an additional set of broad Mg II absorption lines, blueshifted by a few thousands kilometer second^-1 with respect to the host galaxy absorption system. Previous work interpreted this as due to resonance line scattering of the SLSN continuum by rapidly expanding circumstellar material (CSM) expelled shortly before the explosion. The peak rest-frame g-band magnitude of is -22.30 ± 0.04 mag and of is -21.97 ± 0.05 mag, placing them among the brightest SLSNe-I. We used high-quality spectra from ultraviolet to near-infrared wavelengths to model the Mg II line profiles and infer the properties of the CSM shells. We find that the CSM shell of resides at ∼ 1.3 cm, moving with a maximum velocity of $4275 km $, and the shell of is located at ∼ 0.8 cm, reaching up to $4400 km $. These shells were expelled ∼ 11 and ∼ 5 months before the explosions of and respectively, possibly as a result of luminous-blue-variable-like eruptions or pulsational pair instability (PPI) mass loss. We also analyzed optical photometric data and modeled the light curves, considering powering from the magnetar spin-down mechanism. The results support very energetic magnetars, approaching the mass-shedding limit, powering these SNe with ejecta masses of ∼ 7-9 M_⊙. The ejecta masses inferred from the magnetar modeling are not consistent with the PPI scenario pointing toward stars $> 50 M_⊙$ He-core; hence, alternative scenarios such as fallback accretion and CSM interaction are discussed. Modeling the spectral energy distribution of the host galaxy of reveals a host mass of 10^7.8 rm M_⊙, a star formation rate of $ rm M_⊙ yr^-1, and a metallicity of ∼ 0.2 rm Z_⊙.

ABSTRACT Cosmological analyses using galaxy clusters in optical/near-infrared photometric surveys require robust characterization of their galaxy content. Precisely determining which galaxies belong to a cluster is crucial. In this paper, we present the COlor Probabilistic Assignment of Clusters And BAyesiaNAnalysis (Copacabana) algorithm. Copacabana computes membership probabilities for all galaxies within an aperture centred on the cluster using photometric redshifts, colours, and projected radial probability density functions. We use simulations to validate Copacabana and we show that it achieves up to 89 per cent membership accuracy with a mild dependence on photometric redshift uncertainties and choice of aperture size. We find that the precision of the photometric redshifts has the largest impact on the determination of the membership probabilities followed by the choice of the cluster aperture size. We also quantify how much these uncertainties in the membership probabilities affect the stellar mass–cluster mass scaling relation, a relation that directly impacts cosmology. Using the sum of the stellar masses weighted by membership probabilities ($\rm \mu _{\star }$) as the observable, we find that Copacabana can reach an accuracy of 0.06 dex in the measurement of the scaling relation at low redshift for a Legacy Survey of Space and Time type survey. These results indicate the potential of Copacabana and $\rm \mu _{\star }$ to be used in cosmological analyses of optically selected clusters in the future.

Aims. Recent observations of core-collapse supernovae (SNe) suggest aspherical explosions. Globally, aspherical structures in SN explosions are thought to encode information regarding the underlying explosion mechanism. However, the exact explosion geometries from the inner cores to the outer envelopes are poorly understood. Methods. Here, we present photometric, spectroscopic, and polarimetric observations of the Type IIP SN 2021yja and discuss its explosion geometry in comparison to those of other Type IIP SNe that show large-scale aspherical structures in their hydrogen envelopes (SNe 2012aw, 2013ej and 2017gmr). Results. During the plateau phase, SNe 2012aw and 2021yja exhibit high continuum polarization characterized by two components with perpendicular polarization angles. This behavior can be interpreted as being due to a bipolar explosion, where the SN ejecta is composed of a polar (energetic) component and an equatorial (bulk) component. In such a bipolar explosion, an aspherical axis created by the polar ejecta would dominate at early phases, while the perpendicular axis along the equatorial ejecta would emerge at late phases after the photosphere in the polar ejecta has receded. Our interpretation of the explosions in SNe 2012aw and 2021yja as bipolar is also supported by other observational properties, including the time evolution of the line velocities and the line shapes in the nebular spectra. The polarization of other Type IIP SNe that show large-scale aspherical structures in the hydrogen envelope (SNe 2013ej and 2017gmr) is also consistent with the bipolar-explosion scenario, although this is not conclusive.