A very luminous magnetar-powered supernova associated with an ultra-long gamma-ray burst
最近有人提出了一类新的超长持续时间（> 10，000 s）伽马射线暴。它们可能起源于半径比正常长伽马射线暴大得多的恒星爆炸，或者起源于恒星的潮汐破裂。迄今为止，还没有明确的超新星与超长伽马射线暴联系在一起。在这里，我们报告了一颗超新星（2011kl）与超长持续时间爆发111209A有关，z=0.677。这颗超新星的亮度是与长伽马射线暴相关的Ic型超新星的3倍多，其光谱也明显不同。连续光谱的斜率类似于超亮超新星的斜率，但延伸到静止坐标系的紫外线，意味着金属含量较低。光变曲线的演化比超亮超新星快得多。高光度和低金属线不透明度的组合不能与典型的Ic型超新星相协调，但可以通过一个模型来重现，其中强磁化的中子星（磁星）注入了额外的能量，这也被认为是超亮超新星的解释。
2015-09-10 astro-ph.HE
Discovery and Observations of the Unusually Luminous Type-Defying II-P/II-L Supernova ASASSN-13co
ASASSN-13 co是一颗异常明亮的II型超新星，也是全天超新星自动巡天（ASAS-SN）发现的第一颗核心坍缩超新星。第一次发现超新星是在UT 2013年8月29日，所提供的数据在发现后大约3.5个月。我们使用Pejcha & Prieto（2015）最近开发的模型来模拟ASASSN-13 co的多波段光变曲线，并推导出热光度曲线。我们将ASASSN-13 co与其他II型超新星进行了比较，结果表明它对于II型超新星来说异常明亮，并且它表现出非典型的光变曲线形状，与标准的II-L型或II-P型超新星不完全匹配。
2016-08-29 astro-ph.HE
A possible mechanism for over luminous type Ia supernovae explosions inspired by dark matter
暗物质被认为是我们宇宙的主要组成部分。本文提出了一种新的基于暗物质激发的超拉塞卡质量白矮星的机制来解释最近观测到的超亮Ia型超新星爆炸。计算表明，当白矮星吸积足够多的暗物质时，由于费米子暗物质粒子之间的泡利互斥原理，相应的暗白矮星（即白矮星与暗物质的混合物）的质量可以大大超过费米子极限。此外，我们还研究了暗白矮星的红移和转动惯量等物理观测量，发现这些物理观测量对暗物质粒子的分布很敏感，因此，这些物理观测量在未来可能被用来探测暗物质粒子的相关信息。
2016-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The peculiar case of the "double-humped" super-luminous supernova SN2006oz
SN 2006 oz是一颗超级发光的超新星，它有一个神秘的明亮的前兆，在标准模型中无法解释。然而，这样的前兆已经在超亮超新星的双激波夸克新星（dsQN）模型中被预测--前兆是SN事件，而SLSN的主要光变曲线是由夸克新星（QN;中子星到夸克星的爆炸性转变）提供动力的。当SN逐渐消失时，QN重新激发SN喷出物，产生“双峰”光变曲线。在本文中，我们展示了dsQN模型成功地再现了观测到的SN 2006 oz的光变曲线。
2012-02-11 astro-ph.HE hep-ph
Optical observations of the luminous Type IIn Supernova 2010jl for over 900 days
发光的IIn型超新星（SN）2010 jl显示了SN喷出物与致密星周物质（CSM）相互作用的强有力证据。我们提供了SN 2010 jl在最早探测到$t \sim 900$ d后的观测结果，包括从$t = 55$到$909$ d的一系列光谱。我们还补充了我们的晚时间光谱和光度测量的文献中的新的，晚时间$BVRI$光度学的一个额外的时代。结合现有的光度和光谱数据，我们推导出一个半测辐射热的光学光变曲线，并计算出总辐射能量的$\sim 3.5\times10^{50}$尔格的SN 2010 jl的光学。我们还详细研究了H $α$发射线轮廓的演变，并找到了$t \gtrsim 775$ d轮廓不对称的证据，这是不容易解释的任何建议的情况下，这个迷人的事件。最后，我们讨论了光学和近红外线曲线的文献解释，并提出最有可能的解释，他们的演变是形成新的尘埃在密集的，预先存在的CSM风后，$\sim 300$ d。
2015-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Absolute Magnitudes of 1991T-like Supernovae
1991类T超新星（英语：1991 T-like supernovae）是Ia型超新星中浅硅分支（SS）的一个发光、缓慢衰减的极端。它们的光谱特征是极弱的Ca II H & K和Si II $\lambda6355$，以及在极大值前阶段强烈的Fe III吸收特征，并且长期以来一直被怀疑与正常的Ia型超新星相比过于明亮。在本文中，赝等效宽度的Si II $λ$ 6355吸收光变曲线阶段获得的$\leq+10$天结合的形态的$i$ -波段光变曲线，以确定1991年的样本T类超新星在卡内基超新星计划-II。哈勃图残差显示，在光学和近红外波长，这些事件是过度发光的$\sim$ 0.1-0.5等相对于不太极端的分支SS（1999 aa类）和分支核心正常超新星具有类似的$B$波段光变曲线下降率。
2022-09-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a rapid, luminous nova in NGC 300 by the KMTNet Supernova Program
我们提出了韩国微透镜望远镜网络超新星计划（KSP）的一个快速演变的瞬态的发现。KSP是一种新的高节奏超新星调查，提供深（$\sim21.5$磁在$BVI$波段）几乎连续的宽视场监测，发现早期和/或快速的光学瞬变。KSP-OT-201509 a于2015年9月27日在KSP调试运行期间在附近星系NGC~300的方向上被发现，并在探测极限以上停留了$\sim$ 22天。我们使用$BVI$光变曲线来约束上升速率、$-3.7(7)$ mag day $^{-1}$（在$V$中）、衰变时间尺度、$t^{V}_{2}=1.7(6)$天和峰值绝对震级、$-9.65\leq M_{V}\leq -9.25$ mag。我们还发现了所有波段中短暂的最大前停止的证据。KSP-OT-201509 a的峰值光度和光变曲线演化使其与明亮、快速衰减的新星爆发相一致。我们讨论了限制的性质的祖细胞和它的环境，使用档案HST/ACS图像，并得出结论与广泛的讨论系统的性质。
2017-04-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Super-Chandrasekhar-Mass Light Curve Models for the Highly Luminous Type Ia Supernova 2009dc
几个高亮度的Ia型超新星（SNe Ia）已经被发现。它们的高亮度很难用质量为1000亿克拉塞卡的白矮星（WD）的热核爆炸来解释。在本研究中，我们估计SN 2009 dc，一个非常明亮的SNe Ia，使用流体动力学模型的祖先质量如下。建立了超克拉塞卡质量（super-Ch-mass）爆炸模型，计算了多色光变曲线（LC）。我们的计算和SN 2009 dc的观测结果之间的比较表明，爆炸的WD具有2.2-2.4太阳质量的超Ch质量，产生1.2-1.4太阳质量的Ni-56，如果其宿主星系的灭绝可以忽略不计。如果灭绝是显著的，爆炸的WD的质量是\sim 2.8太阳质量，而\sim 1.8太阳质量的Ni-56是解释观测所必需的。无论宿主星系的灭绝是否显著，前身WD在最外层区域（WD质量的20-30%）必须具有厚的碳氧层，这解释了所观察到的喷出物的低膨胀速度和碳的存在。我们对前体WD质量的估计，特别是对校正过的病例，对Ia型超新星的当前情况具有挑战性。祖场景的影响进行了讨论。
2012-07-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The luminous type Ia supernova 2022ilv and its early excess emission
我们目前的观察和分析的主机和发光的Ia型超新星2022 ilv，说明它是2003年的fg类家庭的一部分，通常被称为超级克拉塞卡（Ia-SC）爆炸。ATLAS的光变曲线显示了一个短暂的脉冲状早期过剩的证据，类似于另一颗明亮的Ia型超新星（SN 2020 hvf）。它的光变曲线很宽，早期的光谱与SN 2009 dc非常相似。采用基于光谱匹配的SN 2022 ilv的红移$z=0.026 \pm 0.005$，我们的模型光变曲线需要在$0.7-1.5$ M $_{\odot}$范围内的大的$^{56}$ Ni质量和在$1.6-2.3$ M $_{\odot}$范围内的大的喷出物质量。早期的过剩可以解释为快速移动的SN喷出物与靠近祖星（$\sim 10^{13}$ cm）的星周物质薄而致密的壳层相互作用，爆炸后几个小时。这可以在双简并的情况下实现，其中白矮星合并之前会喷出少量（$\sim 10^{-3}-10^{-2}$ M $_{\odot}$）的氢和贫氦潮汐剥离物质。爆炸前的Pan-STARRS 1堆栈表明没有宿主星系达到$r \sim 24.5$的极限星等。这意味着任何$M_r \gtrsim -11$的宿主都有一个令人惊讶的微弱极限，这进一步证明了这些类型的爆炸主要发生在低金属含量的环境中。
2023-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar Tidal Disruptions by Newborn Neutron Stars or Black Holes: A Mechanism for Hydrogen-poor (Super)luminous Supernovae and Fast Blue Optical Transients
本文提出新生中子星或黑洞受natal kick撞击并潮汐瓦解双星伴星，通过超爱丁顿吸积风与超新星抛射物碰撞转化为辐射，从而解释贫氢（超）亮超新星与快速蓝色光学暂现源的机制。
2025-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Luminous and Fast-Expanding Type Ib Supernova SN 2012au
本文报道了一颗明亮的Ib型超新星SN 2012 au的光度和光谱观测结果，观测时间为极大值后-6 ~+150d。它的早期R波段光变曲线的形状与一般的Ib/c型超新星相似。峰值绝对星等为M_R=-18.7+-0.2等，表明该超新星属于Ib型超新星中一个非常明亮的类群。He I λ5876的线速度在最大值附近约为15，000 km/s，比典型的Ib型超新星快得多。根据准测辐射热峰值光度（6.7+-1.3 x10 ^（42）erg/s），我们估计爆炸过程中产生的\Ni质量约为0.30 Msun。我们也给出了一个粗略的约束，喷出物的质量为5-7 Msun和动能为（7-18）× 10 ^（51）erg。我们发现Ib型超新星的峰值绝对星等与He I速度之间存在弱相关。根据光变曲线模型推断，SN 2012 au与SN 1998 bw在密度结构上的相似性，以及大的峰值热光度，都表明SN 2012 au具有类似于高能Ic型超新星的性质。
2013-06-24 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Two-dimensional radiation-hydrodynamics simulations of super-luminous interacting supernovae of type IIn
一些相互作用的超新星（SNe）的类型IIn显示出一个相当大的连续极化暗示大规模的不对称性在拱星介质（CSM）和/或SN喷出物。在这里，我们扩展了Dessart等人最近关于超发光SNe IIn的工作，并进行轴对称（即，2D）多群辐射流体动力学模拟，以探索强加的大尺度密度不对称的影响。当CSM是不对称的，径向光学深度$τ$的纬度变化介绍了一个强大的流量重新分配从高密度的CSM地区，在那里的冲击光度较大，对低密度的CSM地区，光子逃逸更自由-这种重新分配时停止$τ<$ 1。沿着CSM密度较大的方向，激波减速更强，其进展更慢，产生非球形冷密壳层（CDS）。对于扁圆CSM密度分布，光球（CDS）具有扁圆（长）形态时，$τ>$ 1。当CSM是对称的和喷出物不对称的，CSM内的流量重新分配现在往往阻尼的亮度在冲击的纬度变化。然后，它需要一个更大的喷出物不对称性产生相当大的纬度变化的紧急流量。当相互作用是在SN喷出物和遗迹盘之间时，早期的亮度提升与盘的张开角成比例-形成超亮的SN I。相比之下，与中等厚度/质量的盘的相互作用可以产生与标准SN II在星云时代的放射性衰变相媲美的功率。
2016-02-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2015bq: A Luminous Type Ia Supernova with Early Flux Excess
我们目前的光学和紫外（UV）观测的发光Ia型超新星（SN Ia）SN 2015bq的特点是早期的流量过剩。这个SN在$M_B = -19.68 \pm 0.41$等处达到B波段绝对星等，在$L = (1.75 \pm 0.37) \times 10^{43}$ erg s $^{-1}$处达到最高辐射热光度，最大值后下降率相对较小[ $Δm_{15}(B) = 0.82 \pm 0.05$等]。爆炸后几天，在SN 2015 bq的光变曲线中观察到的通量过剩，特别是在紫外波段，可能是由于混入表面的$^{56}$ Ni的放射性衰变造成的。来自表面$^{56}$ Ni的衰变的辐射加热该SN的外层。它产生蓝色的$U-B$颜色，随后在早期阶段单调变红，占主导地位的铁族线，和弱的中等质量元素的吸收功能的早期光谱。表面中增强的$^{56}$ Ni的情况与爆炸期间合成的大量$^{56}$ Ni（$M_{ \rm ^{56}{\rm Ni}}$ = 0.97 $\pm 0.20$ $M_{\odot}$）一致。SN 2015bq的性质位于SN 1991 T和SN 1999 aa之间，表明SN 1999 aa和SN 1991 T可能有共同的起源。
2021-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Most Luminous Supernova ASASSN-15lh: Signature of a Newborn Rapidly-Rotating Strange Quark Star
在本文中，我们表明最近发现的最明亮的超新星ASASSN-15 lh可能是由一颗新生的超强磁化脉冲星提供动力的，该脉冲星最初在开普勒极限附近旋转。我们发现，如果这颗脉冲星是一颗中子星，它的旋转能量可能很快失去的结果，引力辐射驱动的r-模式的不稳定性;然而，如果它是一个奇怪的夸克星，这种不稳定性是高度抑制，由于大的整体粘度与夸克之间的非轻子弱相互作用，因此它的大部分旋转能量可以提取驱动ASASSN-15 lh。因此，我们得出结论，这种超高能超新星为奇异夸克星的诞生提供了可能的签名。
2015-12-23 astro-ph.HE
ASASSN-15nx: A luminous Type II supernova with a "perfect" linear decline
本文报道了一颗高亮度的II型超新星ASASSN-15 nx，其峰值亮度M_V=-20等，介于典型的核塌缩超新星和超亮超新星之间。峰后光学光变曲线显示出具有2.5 mag/100天的陡峭斜率的长的线性下降（即，通量呈指数下降），直至约260天阶段的观察结束。相比之下，富氢超新星（SNe II-P/L）的光变曲线总是在相位约100天时出现中断，然后以约1 mag/100天的下降率沉降到Co 56放射性衰变尾。ASASSN-15 nx的光谱没有表现出I型In SNe的窄发射线特征，而I型In SNe的光变曲线形状多种多样，通常归因于与致密的星周介质（CSM）的强相互作用。ASASSN-15 nx具有许多光谱特性，包括相对较弱的三角形H-α发射轮廓，没有吸收成分。这些特征的物理起源尚不清楚，但没有中断的长而线性的峰后光曲线表明存在单一的主导动力机制。大量Ni 56（M_Ni56 = 1.6 +/- 0.2 M_sun）的衰变可以为ASASSN-15 nx的光变曲线提供动力，而陡峭的光变曲线斜率需要大量的伽马射线从喷出物中逃逸，这是可能的，因为原始物质的氢包层质量较低。另一种可能性是强烈的CSM相互作用为光变曲线提供动力，但CSM需要被雕刻以产生独特的光变曲线形状，并避免产生类似SN IIn的窄发射线。
2018-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical simulations of super-luminous supernovae of type IIn
我们提出的数值模拟，包括1-D欧拉多群辐射流体动力学，1-D非LTE辐射转移，和2-D偏振辐射转移的超亮相互作用超新星（SNe）。我们的参考模型是一个~ 10 Msun的内壳层，10^51尔格撞击到~ 3 Msun的冷外壳层（环星介质，CSM），后者从10^15厘米延伸到2x10^16厘米，以100公里/秒的速度移动。我们讨论了光变曲线的演变，这不能充分捕捉与灰色的方法。在这些相互作用中，激波穿过光学厚度CSM的时间比光子扩散时间长得多。因此，辐射是不断泄漏的冲击通过CSM，在不同意的炮弹休克模型，这是经常调用。我们的光谱随着时间的推移而变红，第一个月的近紫外峰分布在第二年逐渐转移到光学范围。最初的巴耳末线表现出一个狭窄的线芯和宽线翼，这是在SNe IIn大气（CSM）中的电子散射的特征。在稍后的时间，他们也表现出广泛的蓝移的组成部分，这是来自冷致密壳层。我们的模型结果与SN 2010 jl观测到的辐射热光变曲线和光谱演化基本一致。在CSM中，我们也可以重现在SN 2010 jl中观察到的~2%连续偏振和线去偏振。通过改变内壳层的动能和外壳层的质量和范围，可以产生大范围的峰值亮度和持续时间，与2010 jl或2006 gy等超发光SNe IIn广泛兼容。
2015-03-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
A magnetar model for the hydrogen-rich super-luminous supernova iPTF14hls
瞬变测量最近揭示了富氢超亮超新星（SLSN;例如，iPTF 14 hls，OGLE-SN 14 -073），其特征在于具有异常大的时间积分热光度、持续的蓝色光学颜色和多普勒增宽的HI线。在这里，我研究了磁星（初始旋转能为4x10^50 erg，场强为7x10^13 G）对典型的II型SN喷出物（质量为13.35 Msun，动能为1.32x10^51 erg，0.077 Msun的56 Ni）的性质的影响富氢蓝超巨星的终端爆炸。我提出了一个非LTE的时间相关的辐射转移模拟所产生的光度和光谱的演变，从1天，直到600天后爆炸。有了磁星的能量，模型的光度和亮度都得到了增强，喷出物到处都更热，电离程度更高，光谱形成的区域也扩大了很多。这个磁星驱动的SN喷出物再现了SLSN iPTF 14 hls的大部分观测特性，包括R波段持续亮度为-18等，蓝色光学颜色，以及600天的宽HI线。非极端磁星的属性，结合标准的II型SN喷出物的属性提供了一个有趣的替代最近提出的对不稳定的超大质量恒星模型，其中涉及一个高能量和超大质量的喷出物。因此，这种II型SLSNe可能仅通过磁星的影响而不同于标准的II型SNe。
2018-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Sub-luminous type Ia supernovae from the mergers of equal-mass white dwarfs with M~0.9 M_sun
Ia型超新星（SNe Ia）被认为是碳氧白矮星的热核爆炸的结果。现有的模型一般解释了观测到的性质，除了亚发光的1991-bg类超新星。长期以来，人们一直怀疑两颗白矮星的合并可能会引起Ia型事件，但迄今为止的模拟未能产生爆炸。在这里，我们报告的两个等质量的白矮星合并，导致一个underlighting爆炸的模拟，虽然在需要一个单一的共同包络相的代价，和组件的质量~0.9 M_太阳。光变曲线太宽，但合成光谱、红色和低膨胀速度都接近于亚发光的1991 bg类事件。虽然质量比可以略小于1，但仍然会产生欠光事件，但质量必须在0.83-0.9 M太阳的范围内。
2009-11-05 astro-ph.HE
Luminous Supernovae: Unveiling a Population Between Superluminous and Normal Core-collapse Supernovae
剥离包层的核心坍缩超新星可以分为两大类：常见的Ib/c型超新星（SNe Ib/c），由$^{56}$ Ni的放射性衰变提供动力，以及罕见的超亮超新星（SLSNe），最有可能由磁星中央引擎的自旋下降提供动力。到目前为止，这两个群体之间的中间政权仍然大多未被探索。在这里，我们提出了一个全面的研究40 \textit{luminous supernovae}（LSNe），SNe的峰值幅度为$M_r = -19$到$-20$ mag，由SLSNe的亮端和暗端的SNe Ib/c的约束。在光谱上，LSNe似乎形成Ic型SNe和SLSNe之间的连续体。考虑到它们的中间性质，我们使用组合的磁星加放射性衰变模型模拟所有LSNe的光变曲线，发现它们确实是中间的，不仅在它们的峰值亮度和光谱方面，而且在它们的上升时间，电源和物理参数方面。我们将LSNe细分为不同的组，这些组要么像SNe Ib/c那样快速发展，要么像SLSNe那样缓慢发展，并且似乎分别是放射性或磁星供电的。我们的研究结果表明，LSNe是由过度丰富的生产$^{56}$镍或弱磁星引擎，并可能作为两个人口之间的缺失环节。
2022-04-18 astro-ph.HE
Initial Flash and Spectral Formation of Type Ia Supernovae with An Envelope: Applications to Over-luminous SNe Ia
过亮的Ia型超新星（SNe Ia）显示出特殊的观测特征，基于它们的高光度和缓慢的光变曲线演化，有人认为这是一颗超过经典的克拉塞卡极限质量的超大质量白矮星（WD）的爆炸。然而，它们的观测特征是多种多样的，有几个非常特殊的特征，其起源尚未澄清;强烈和持续的C II线，晚时间加速光度下降和红色光谱，以及一个亚日时间尺度的初始闪光，到目前为止，至少有三个过亮的Ia型超新星被清楚地识别出来。在目前的工作中，我们提出了一个方案，提供了一个统一的解决方案，这些特点，通过流体动力学和辐射传输模拟与分析的考虑;一个C+ O丰富的信封（~0.01 - 0.1 Msun）连接到爆炸WD。强的C II线在冲击包络内产生。尘埃的形成是可能的，在后期阶段，提供了足够的光学深度之后。这里考虑的包层质量的范围预测初始闪光的时间尺度为~0.5 - 3天。因此，该方案可以通过不同的包络量来解释一些关键的不同观测特性，但还需要其他因素;我们认为包络分布在盘状结构中，并且喷出物的特性，例如，WD的质量起着关键作用。在假设的背景下，超amerasekhar质量WD的情况下，我们推测提出了一个祖先WD的演变，包括自旋吸积阶段，然后由自旋下降的质量喷射阶段。
2023-03-01 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
The environmental dependence of mid-IR luminous dusty Supernovae
Hebei University（河北大学）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（ICE，CSIC））；University of Szeged（塞格德大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）
研究发现尘埃超新星的环境特性与典型超新星不同，其尘埃生成过程可能不受金属licity和宿主环境影响。
2026-02-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Carnegie Supernova Project-II: Using Near-Infrared Spectroscopy to determine the location of the outer $^{56}$Ni in Type Ia Supernovae
本文给出了14颗过渡型和亚亮型Ia型超新星（SNe Ia）的30个极大值后近红外光谱的$H$波段波长范围，相对于$B$波段极大值的历元，从$+$ 5 d延伸到+20 d。我们介绍了一个新的观察，蓝边速度，$v_{edge}$，突出的Fe/Co/Ni峰$H$带的发射特征，这是定量测量。发现$v_{edge}$参数在过渡型超新星Ia的$-$ 13，000 km/s到亚亮型超新星Ia的$-$ 5，000 km/s之间缓慢减小。此外，对+10 $\pm$ 3d光谱的检查表明，$v_{edge}$与颜色拉伸参数s $_{BV}$相关，因此与峰值亮度相关。这些结果遵循先前的发现，即较亮的超新星Ia倾向于有$^{56}$ Ni位于更高的速度相比，次发光的对象。由于$v_{edge}$是一个独立于模型的参数，我们建议它可以与传统的观测诊断相结合，以提供一个新的途径来鲁棒区分领先的超新星Ia爆炸模型。
2019-04-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Anisotropic magnetized white dwarfs: Unifying under- and over-luminous peculiar and standard type Ia supernovae
自从观测到奇异的超亮Ia型超新星以来，探索经典的超亮Ia型超新星质量极限（CML）的可能性就成为现代天体物理学中一个紧迫的研究领域。自2003年首次发现以来，已经发现了十几种奇特的过亮SNeIa，但其潜在祖先的真实性质仍存在争议。此外，也有发光不足的SNeIa，其祖细胞质量似乎远低于CML（亚细胞）。这些观察结果让人质疑CML的神圣性。我们最近在论文I中已经表明，强磁场的存在、致密物质的各向异性以及磁场本身的方向对中子星和夸克星的性质有着显著的影响。在这里，我们研究了白矮星的这些效应，这表明它们的性质也受到了严重的影响。最重要的是，我们得到了各种各样的质量半径关系的白矮星，其中包括次超拉塞卡质量限制。这就促使人们在使用与SNeIa相关的白矮星作为标准烛光时要谨慎。
2021-12-07 astro-ph.HE
The Energy Sources of Double-peaked superluminous supernova PS1-12cil and luminous supernova SN 2012aa
本文对超亮超新星PS1- 12 aa和发光超新星SN 2012 aa的光变曲线（LC）的能量库进行了研究。这两个SNe的多波段和测辐射热LC在主峰之后显示出不寻常的次级凸起。双峰LC不能用任何简单的能源模型来解释（例如，$^{56}$ Ni级联衰变模型、磁星自旋下降模型和喷出物-星周介质相互作用模型）。因此，我们分别采用$^{56}$ Ni+喷射物-星周介质相互作用（CSI）模型、磁星+CSI模型和双CSI模型对它们的热测量LC进行拟合，发现这两种SNe都可以用双CSI模型和磁星+CSI模型来解释。在此基础上，计算了母星抛射出壳层的时间：如果母星由CSI双抛射壳层提供动力，则内壳层和外壳层可能分别在SNe爆炸前$\sim 0.2-3.6$和$\sim 2-25$年被抛射出壳层;如果母星由磁星和CSI双抛射壳层提供动力，则母星抛射出壳层的时间比SNe爆炸前提前$\sim 2-20$年。
2020-01-26 astro-ph.HE
Broad-emission-line dominated hydrogen-rich luminous supernovae
本文研究了6颗Hα轮廓特殊的富氢高光度II型超新星，发现其光变曲线和光谱特征支持超新星抛射物与低密度星周物质相互作用驱动机制，证明此类暂现源不一定具有持久窄发射线。
2023-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Dip after the Early Emission of Super-Luminous Supernovae: A Signature of Shock Breakout within Dense Circumstellar Media
超亮超新星（SLSNe）的起源，特别是其巨大光度的来源，至今还没有弄清楚。虽然SN喷出物和致密的星周介质（CSM）之间的强相互作用是一个领先的方案，替代模型已经提出。在这封信中，我们提出了新的诊断方法来区分强SN-CSM相互作用的情况下，从其他：在光度下降（“下降”）之前的主峰的光曲线。这种下降是一个不可避免的后果，有一个密集的CSM内发生的冲击突破。如果一个致密的CSM壳层位于远离内部原始物质的大半径处，那么SN喷出物到达它需要时间，早期的光变曲线可以在碰撞前由SN喷出物提供动力。一旦SN喷出物与致密的CSM碰撞，电子密度和汤姆逊散射不透明度突然增加。即使内部有发射源，光子也无法离开激波，这导致了光变曲线的下降。这种下降是从强相互作用情景中得出的可靠预测，与早期发射的动力源无关。最后，前向激波从致密的CSM内部爆发出来，由于连续的强SN-CSM相互作用，亮度增加，导致SLSN。在贫氢SLSN 2006 oz中观察到的可能的下降可能是这种特征的第一个例子，并支持SN-CSM相互作用作为SLSN 2006 oz的电源。
2012-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Analytical Light Curve Models of Super-Luminous Supernovae: chi^2-Minimizations of Parameter Fits
我们提出了适合的广义半解析超新星（SN）光变曲线（LC）模型的各种功率输入，包括Ni-56和Co-56放射性衰变，磁星自旋下降，以及由于超新星喷出物-拱星物质（CSM）相互作用的正向和反向冲击加热。我们将我们的模型应用到观测到的LCs的富氢超亮超新星（SLSN-II）SN 2006 gy，SN 2006 tf，SN 2008 am，SN 2008 es，CSS 100217，H-贫SLSN-I SN 2005 ap，SCP 06 F6，SN 2007 bi，SN 2010 gx和SN 2010 kd以及相互作用SN 2008 iy和PTF 09 uj。我们的目标是确定这些异常事件的LC的主导机制以及每种情况下所涉及的物理条件。我们还提出了一个比较我们的半分析结果与最近的结果从数值辐射流体动力学计算的特殊情况下，SN 2006 gy，以探索我们的模型的优点和缺点。我们发现，CS冲击加热所产生的喷出物CSM相互作用提供了一个更好的适合我们研究的大多数事件的LC。我们讨论了超新星喷出物与缺氢CSM碰撞的可能性，解释了一些缺氢SLSNe（SLSN-I），并可能是一个合理的解释SN 2007 bi的爆炸机制，对不稳定超新星（PISN）的候选人。我们的特点和讨论的问题参数退化。
2013-06-18 astro-ph.HE
A Unified Energy-Reservoir Model Containing Contributions from $^{56}$Ni and Neutron Stars and Its Implication to Luminous Type Ic Supernovae
大多数Ic型核心坍缩超新星（CCSNe）产生$^{56}$ Ni和中子星（NS）或黑洞（BH）。新生超新星的偶极辐射在解释任何带的峰值绝对星等$M_{\rm peak}$为$\gtrsim -19.5$ ~mag的超新星（SNe）时通常被忽略，而$^{56}$ Ni在解释大多数任何带的$M_{\rm peak}$为$\lesssim -21$ ~mag的Ic型超亮超新星（SLSNe Ic）时可以忽略，因为磁星（高度磁化的NS）的光度可以超过中等量的$^{56}$ Ni。然而，对于$-21 \lesssim M_{\rm peak}\lesssim -19.5$ ~mag的发光SNe Ic，如果不进行认真的建模，就不能忽略$^{56}$ Ni和NS的贡献，因为它们不是SLSNe，并且$^{56}$ Ni的质量可能高达$\sim 0.5 M_{\odot}$。在本文中，我们提出了一个统一的模型，包含从$^{56}$ Ni和新生NS的贡献。我们选择了三个发光的SNe Ic-BL，SN~ 2010 ay，SN~ 2006 nx和SN~14475，并表明，如果这些SNe由$^{56}$ Ni供电，则$M_{\rm Ni}$与$M_{\rm ej}$的比率是不现实的。另外，我们调用磁星模型和混合（$^{56}$ Ni + NS）模型，并发现它们可以拟合的观测，表明我们的模型是有效的和必要的发光…
2015-04-18 astro-ph.HE
The Carnegie Supernova Project II. Observations of the luminous red nova AT 2014ej
我们目前的光学和近红外宽带测光和光谱的AT 2014 ej从卡内基超新星项目-II。这些观测得到了来自智利自动超新星搜索、公共ESO瞬态天体光谱调查和后院天文台超新星搜索的数据的补充。AT 2014 ej的观测特征表明，它与被称为发光红新星（LRNe）的间隙瞬态子类的其他成员相似，包括普遍存在的双峰光曲线和类似于LRN SN 2017 jfs的光谱特性。麦哲伦粘土望远镜拍摄的AT 2014 ej的中等色散可见波长光谱显示出天鹅座P H $α$特征，其特征是在零强度下的蓝色速度为$\approx 110$ km s $^{-1}$，天鹅座P的最小速度为$\approx70$ km s $^{-1}$，我们将其归因于星周风的辐射。对爆发前哈勃太空望远镜图像的检查没有得出结论性的祖先检测。与文献中的LRNe样本相比，AT 2014 ej位于光度分布的较亮端。比较紫外，光学，红外（UVOIR）光变曲线的观测良好的LRNe共同包络演化模型从文献中，表明模型下预测的亮度的比较样品在所有阶段，也产生不一致的时间尺度的第二峰。未来对LRNe模型的研究应该扩展目前探索的参数空间，因此可能会考虑更大规模的系统和更广泛的动态时间尺度。
2020-08-24 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
Super Luminous Supernova and Gamma Ray Bursts
我们使用一个简单的分析模型推导出一个封闭形式的表达式的热光变曲线的super-luminus超新星（SLSNe）供电的快速喷出物之间的塑性碰撞核塌缩超新星（SNe）的类型Ib/c和IIn和较慢的大规模的拱星壳，在生命的后期阶段，他们的祖星之前的SN爆炸喷出。我们证明，这个表达式再现以及SLSNe的热光度与观测到的伽马射线暴（GRB），并只需要一个适度的量（$M < 0.1\,M_\odot$）的放射性$^{56}$镍合成的SN爆炸，以解释其后期的光度。长持续时间的伽玛暴可以由普通的Ic型超新星产生，而不是由超高能超新星Ib/c的一个子类“超新星”产生。
2012-11-08 astro-ph.HE hep-ph
Multi-Wavelength Identification of a Luminous Mid-Infrared Supernova Powered by Circumstellar Interaction with Binary-Driven Pre-supernova Mass Loss
Columbia University（哥伦比亚大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（西蒙斯基础研究所计算天体物理中心）；California Institute of Technology（加州理工学院）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构天文台）
本研究通过多波段观测SN 2022yyz，利用红外测光选择发现晚期星周物质相互作用，结合模型揭示双星驱动的超新星前质量损失增强，为绘制大质量恒星终局质量损失奠定基础。
2026-09-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Unexpected, Long-Lasting, UV Rebrightening of the Super-Luminous Supernova ASASSN-15lh
鉴于其峰值亮度和早期光谱，ASASSN-15 lh被归类为有史以来发现的最明亮的超新星（SN）（Dong et al. 2016）。在这里，我们报告了在我们的后续活动中观察到的ASASSN-15 lh的紫外线再增亮。在主峰值后90天（观测者坐标系），$t \simeq$开始重新变亮，随后是$\sim 120$ -天的热光度稳定期，然后在$t\simeq 210$天再次开始衰减。ASASSN-15 lh在Swift UV带中通过$Δm_{UVW2} \simeq -1.75$ mag、$Δm_{UVM2} \simeq -1.25$ mag和$Δm_{UVW1} \simeq -0.8$ mag再增亮，但在光学带中没有再增亮。在其最初的下降，随后的再亮，并重新下降，光谱没有显示出的证据之间的相互作用的喷出物和星周介质（CSM），如狭窄的发射线。在晚期有微弱的H $α$发射的迹象，但Margutti等人（2016）已经表明它是与宿主核中的恒星形成一致的窄线发射。通过对黑体的拟合，我们发现在再增亮过程中，有效光球温度从$T_{BB} \simeq 11000$ K增加到$T_{BB} \simeq 18000$ K。在$\sim$被发现后的550天里，ASASSN-15 lh已经辐射了$\sim 1.7 - 1.9 \times 10^{52}$ ergs。虽然它的物理性质仍然不确定，A…
2017-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Analyzing the Largest Spectroscopic Dataset of Hydrogen-Poor Super-Luminous Supernovae
超亮超新星（英语：Super-luminous supernovae，SLSNe）是一种非常明亮的爆炸，其能量来源和前身是高度争议的。宽线超新星Ic（SNe Ic-bl）是唯一与长持续时间伽马射线暴（GRB）有关的超新星。研究贫氢SLSNe（SLSNe Ic）和贫氢剥离包络核心塌陷SNe（特别是SNe Ic和SNe Ic-bl）的总体之间的光谱相似性和差异，可以提供关键的观察结果，以测试基于各种电源模型和祖模型的理论预测。在本文中，我们收集了所有已发表的光谱的32 SLSNe Ic，21 SNe Ic-bl，以及17 SNe Ic，量化他们的光谱特征，构建平均光谱，并比较它们在一个系统的方式使用新的工具，我们已经开发。我们发现，SLSNe Ic和SNe Ic-bl，包括那些与伽玛暴，具有可比的宽度，其光谱特征和平均吸收速度在所有阶段。因此，我们的研究结果加强了SLSNe Ic和GRB之间的联系。特别地，SLSNe Ic在峰值后10天具有$-15,000 +/- 2,600$ \kms ~的平均\FeII吸收速度，其平均比SNe Ic高$\sim7,000$ \kms ~。SLSNe Ic也具有比SNe Ic显著更宽的\FeII线。此外，我们发现SLSNe Ic如此高的吸收速度和宽度速度可能很难用相互作用模型来解释，并且在13个SLSNe Ic中，没有一个观测到的吸收速度跨度超过10…
2017-06-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Super-luminous X-ray Emission from the Interaction of Supernova Ejecta with Dense Circumstellar Shells
对于由动能转化为辐射的超新星供电，由于与致密的拱壳的喷出物的相互作用，我们表明，可能有X射线类似物的光学超亮SNe具有可比的光度和能量。我们认为X射线发射的前冲击SNe喷出物碰撞到一个光学薄的CSM壳，推导出简单的表达式作为拱壳特性的函数的X射线光度，并讨论了不同的制度，在其中的冲击将是辐射或绝热的，以及是否发射将占主导地位的自由辐射或线冷却。我们发现，即使在正常超新星爆炸能量为10^51 erg的情况下，也存在CSM壳层结构，它可以将大部分爆炸能量释放为X射线，产生未吸收的X射线亮度，接近10^44 erg/s的事件持续几个月，甚至10^45 erg/s的闪光持续几天。虽然星周壳层的大柱密度可以吸收来自初始冲击的大部分通量，但最明亮的事件产生的硬X射线不太容易被光电吸收，并且可以通过完全电离中间物质来抵消这种损失。无论如何，一旦冲击波穿过整个星周壳层，观测者就可以获得完整的光度。
2013-03-27 astro-ph.HE
A Massive Progenitor of the Luminous Type IIn Supernova 2010jl
最近在附近发现的明亮超新星SN 2010 jl是罕见的相对明亮的IIn型事件的一员。在这里，我们报告档案HST观测其宿主星系UGC 5189 A采取大约10年前爆炸，以及早期的光谱SN。HST图像显示SN位置处有一个明亮的蓝色点源，在F300 W滤波器中绝对星等为-12.0。如果这不是一个偶然的排列，那么SN位置的源可能是（1）SN所在的大质量年轻（小于600万年）星团，（2）一颗静止的明亮蓝色恒星，其视温度约为14，000 K，（3）一颗在类似于LBV的明亮爆发期间捕获的恒星，或者（4）选项1和选项2或3的组合。虽然我们无法在这些可能性中做出选择，但它们都意味着SN 2010 jl的原始质量超过30 Msun。这加强了越来越多的证据，即许多SNe IIn是由非常大质量的恒星产生的，大质量的恒星可以产生可见的SNe而不会安静地坍缩成黑洞，并且大质量的恒星可以保留它们的H包层直到爆炸前不久。标准的恒星演化模型无法解释这些观测到的性质。
2010-11-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Significantly super-Chandrasekhar limiting mass white dwarfs as progenitors for peculiar over-luminous type Ia supernovae
自2012年以来，我们已经开始系统地开发从简单到严格的模型，以证明高度超白矮星和高度亚白矮星，限制质量的白矮星可能存在。我们表明，高度磁化或修改的爱因斯坦引力诱导的白矮星的质量可能显着超钱德拉塞卡，并且此类白矮星可能完全具有不同的质量极限。另一方面，Ia型超新星（SNeIa）是解开宇宙演化历史的关键，被认为是在质量接近克拉塞卡极限的白矮星中触发的。然而，对几个特殊的、过亮和欠亮的SNeIa的观测表明，爆炸的质量与这个极限有很大的不同。我们认为，爆炸的超拉塞卡极限质量的白矮星的结果，在过度发光的SNeIa。我们得到这个启示，首先考虑简单的，球形的，牛顿的白矮星与恒定的磁场。然后，我们放松牛顿假设，考虑变化的领域，但得到类似的结果。最后，我们考虑了一个全尺度的广义相对论磁流体动力学描述的白矮星允许他们的自洽离开从一个球体到椭球。随后，我们还探讨了修改后的爱因斯坦引力的影响。我们的发现质疑的唯一性的Ekrasekhar极限。它进一步论证了可能的第二个标准蜡烛，这有许多深远的影响。
2015-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
SN 2017ens: The Metamorphosis of a Luminous Broad-lined Type Ic Supernova into an SN IIn
我们目前对超新星（SN）2017 ens的观测，该超新星是由ATLAS巡天发现的，并通过GREAT计划被确定为热蓝色天体。红移z=0.1086意味着峰值亮度M_g=-21.1等，将该天体置于超亮超新星的范围内。我们观察到了一个戏剧性的光谱演化，从最初的蓝色和无特征，到后来发展出类似于宽线Ic型SN 1998 bw的特征，最后显示出约2000 km s^-1宽的H-α和H-β发射。相对窄的巴耳末发射（让人想起SN IIn）始终存在。我们还检测到日冕线，表明一个密集的星周介质。我们根据天鹅座P星的剖面，将原始恒星的风速限制在50-60 km/s，这比沃尔夫-拉叶星的风速要慢得多。这可能意味着这颗恒星的前身经过了一个明亮的蓝色变星相，或者这颗恒星风是来自一颗红超巨星的伴星。在后期，我们看到了约2000 km/s的H-α辐射在高光度（约3x10^40 erg/s）下持续了至少100天，这可能表明了高速下额外的质量损失，这些损失可能是由脉冲对不稳定性喷射出来的。
2018-12-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2011fu: A type IIb Supernova with a luminous double-peaked light curve
本文介绍了IIb型超新星（SN）2011 fu爆炸后几天到$\sim300$ d的光学和近红外观测结果。SN呈现出类似于SN 1993 J的双峰光变曲线（LC），但在主峰之后更明亮且冷却阶段更长。光谱演化也与SN 1993 J相似，氢在$\sim40$ d的光谱中占主导地位，然后氦增强，星云发射线出现在爆炸后的$\sim60$ d。从天鹅座P-SNe的速度推导出的速度总体上与其他IIb型SNe的速度相似。我们已经发现了一个很强的相似性之间的氧和镁线的轮廓在晚些时候，这表明这些线是在喷出物内的同一位置形成的。流体动力学模拟的伪测热LC和观测到的光球速度表明，SN 2011 fu是一个扩展恒星（$\rm R\sim450$ R $_\odot$）的爆炸，其中释放了1.3 $\times 10^{51}$尔格的动能，并合成了0.15 M $_{\rm \odot}$的$^{56}$ Ni。此外，如果考虑比其他IIb型SNe更大质量的富氢包络（0.3 M $_{\rm \odot}$），则可以更好地再现所观察到的早期伪测辐射热LC。LC的流体动力学模型和我们的后期光谱与IIb型SNe星云光谱模型的比较，指向SN 2011 fu的祖先，ZAMS质量为13-18 M $_{\rm \odot}$。
2015-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling the Light Curves of the Luminous Type Ic Supernova 2007D
SN~ 2007 D是一颗近距离（红移$z = 0.023146$）的明亮Ic型超新星（SN），具有窄的光变曲线（LC）和高的峰值光度。先前的研究假设它是由$^{56}$ Ni级联衰变提供动力的，这表明推断的$^{56}$ Ni质量和喷出物质量分别为$\sim 1.5$ M $_{\odot}$和$\sim 3.5$ M $_{\odot}$。本文采用多带LC模型模拟SN~ 2007 D的$R$带LC和$V-R$带色演化，研究其可能的能量来源。我们发现，纯$^{56}$ Ni模型是不可取的，SN~ 2007 D的多带LC可以由一个初始旋转周期$P_{0}$和磁场强度$B_p$分别为$7.28_{-0.21}^{+0.21}$（或$9.00_{-0.42}^{+0.32}$）ms和$3.10_{-0.35}^{+0.36}\times 10^{14}$（或$2.81_{-0.44}^{+0.43}\times 10^{14}$）G的磁星再现。通过比较SN~ 2007 D和某些超发光SN（SLSNe）的光谱，我们发现它可能是一个发光SN，类似于几个发光的“间隙填充物”光学瞬变，连接着普通SN和SLSNe，而不是一个真正的SLSN。
2019-04-13 astro-ph.HE
A plausible (overlooked) super-luminous supernova in the SDSS Stripe 82 data
我们在斯隆数字巡天（SDSS）Stripe 82的档案数据中发现了一颗可能的超亮超新星（SLSN），称为PSN 000123+000504。这颗超新星在2005年9月下半月达到了M_g<-21.3等的峰值，但被实时超新星搜寻所错过。光变曲线的观测部分（17个时期）显示，上升到最大值需要30多天，而下降时间至少持续70天（观测帧），与SN 2007 bi型的其他SLSNe非常相似。主星系的光谱显示红移z=0.281，距离模μ=40.77等，结合SDSS测光结果，我们确定主星系是一个类大麦哲伦星云的不规则矮星系，绝对星等M_B=-18.2+/-0.2等，氧丰度12+log[O/H]=8.3+/-0.2。我们的SLSN遵循的关系，最有活力/超亮SNe爆炸在低金属丰度的环境中，但我们没有发现明确的证据SLSNe爆炸低光度（矮）星系。关于PSN 000123+000504光变曲线的可用信息表明，磁星供电型号可能是该事件的一种情况。这SLSN是一个新的除了一个快速增长的家庭超发光SNe。
2013-08-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
Radio Emission from Embryonic Super-Luminous Supernova Remnants
人们普遍认为，I型超亮超新星（SLSNe-I）是由强大的中央发动机驱动的，在大质量祖星的核心坍缩后持续注入能量。其中一个流行的假设是，隐藏的引擎是快速旋转的磁场为$B\sim{10}^{13}-{10}^{15}$ G的恒星。Murase，Kashiyama & Meszaros（2016）表明，新生脉冲星风星云中非热电子-正电子对的准稳态无线电/亚毫米波发射可以用作这种脉冲星驱动的超新星（SNe）的对应物。在这项工作中，专注于新生SLSN-I残留物，我们研究的限制，可以放置无线电发射。我们表明，阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）可以检测到的射电星云从SNe在$D_{\rm L} \sim 1 \ \rm Gpc$在爆炸后的几年，而Jansky甚大阵列（VLA）也可以检测到在几十年的对口。建议的射电跟踪观测可以解决脉冲星驱动SN模型中光学/紫外光变曲线的参数简并，也可以为我们提供线索，年轻中子星的SLSNe-I和快速射电暴的情况。
2017-10-18 astro-ph.HE
iPTF16asu: A Luminous, Rapidly-Evolving, and High-Velocity Supernova
广泛的调查发现了越来越多的罕见瞬变现象，其物理起源尚未得到很好的理解。在这里，我们提出了光学和紫外数据和分析iPTF 16 asu，一个发光的，快速发展的，高速，剥离信封超新星。静止帧上升时间仅为4天，峰值绝对星等为$M_{\rm g}=-20.4$ mag，iPTF 16 asu的光变曲线比以前的快速瞬变更快，更明亮。iPTF 16 asu的光谱在峰值附近显示出无特征的蓝色连续谱，其在下降时发展成Ic-BL型光谱。我们表明，虽然后期光变曲线似乎可以由$^{56}$ Ni衰变提供动力，但早期发射需要不同的能量源。X射线和射电中的未探测强烈地限制了任何相关的伽马射线暴是低光度的。我们认为，早期的发射可能是由一个快速自旋的磁星，或由冲击爆发在一个非常活跃的爆炸扩展信封。在这两种情况下，都需要一个中央引擎，使iPTF 16 asu成为超亮超新星、Ic-BL型超新星和低能伽马射线暴之间有趣的过渡天体。
2018-01-09 astro-ph.HE
Dust Formation and the Binary Companions of Supernovae
超新星（SNe）在死亡时应该经常有一个双星伴星，并形成大量的尘埃。这意味着任何双星伴星都必须位于膨胀的尘埃云的中心，随着超新星遗迹（SNR）的膨胀，伴星的变暗将明确地标记伴星，并允许在爆炸后的几十年内通过吸收而不是发射来测量尘埃含量。然而，足够热和发光的同伴可以通过快速光电离喷出物中的可冷凝物质来抑制尘埃的形成。这提供了一种方法来调和IIb型SNe Cas A，它缺乏发光的伴星，并形成了大量的尘埃（Md > 0.1 Msun），与IIb型SNe 1993 J和2011 dh，这两个似乎都有发光的伴星，并形成了可以忽略不计的尘埃（Md < 0.001 Msun）。蟹状星云和SN 1987 A与这张照片一致，因为两者都没有发光的伴星，并形成了大量的尘埃。尘埃形成对双星性质的依赖性可能有助于解释为什么SNe尘埃形成的证据看起来如此矛盾。
2017-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Revealing Dusty Supernovae in High-Redshift (Ultra-)Luminous InfraRed Galaxies Through Near-Infrared Integrated Light Variability
明亮和超亮红外星系（（U）LIRGs）今天很少见，但在高红移处越来越丰富。它们被认为是尘埃星暴，因此应该有很高的超新星发生率（每年多个事件）。然而，由于它们的尘埃环境，这种超新星只能在红外和更长的波长下被探测到，我们目前的设施缺乏在本地宇宙之外单独发现它们的能力。我们提出了一种新的技术，更高的红移，这是搜索超新星的存在，通过整个主机的整体休息帧红外线的变化。我们提出了一个试点研究，以评估这种技术的可行性。我们利用一个独特的区域，“IRAC暗场”（IDF），斯皮策太空望远镜已经观察了超过14年的3- 5微米。以色列国防军还拥有来自赫歇尔空间天文台的深远红外数据（200- 550微米），使我们能够选择高红移（U）LIRG。我们获得了具有安全光学对应物的（U）LIRGs样品，并检查了它们在3- 5微米范围内的光变曲线。虽然变化也可能是由活动星系核引起的，但我们发现这种污染是可以识别的。我们提出了两种情况下，在他们的光变曲线的不同功能是一致的多个超新星重叠的时间。以这种方式搜索超新星将与詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）相关，以探测高红移（U）LIRG进入其核区域，JWST将受到其分辨率的限制。
2018-10-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
ALMA, ATCA, and Spitzer Observations of the Luminous Extragalactic Supernova SN 1978K
只有三颗河外超新星在毫米波段被探测到：SN 1987 A、SN 1978 K和SN 1996 cr。SN 1978 K是一颗非常明亮的IIn型超新星，在爆炸后40年仍然保持明亮。在这里，我们介绍了2016年使用波段3，4，6和7进行的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）观测，这些观测显示了光谱的陡峭化。一个吸收的单一的幂律模型广泛地适合所有的无线电和毫米波观测，但需要显着的色彩变化。或者，破幂律符合射电毫米波频谱：这可以用具有冷却中断的风尺度中的超相对论球形冲击波来解释，就像伽马射线暴的余辉一样。使用更新的澳大利亚望远镜紧凑型阵列（ATCA）的光变曲线，我们显示的非热无线电连续不断衰减为$t^{-1.53}$，在火球模型，这独立定义的幂律指数中发现的无线电毫米波频谱。像SN 1978 K这样的超新星可能是宇宙尘埃收支的重要贡献者：只有SN 1978 K在寻找超新星中的温暖尘埃时被发现在过渡阶段（年龄10-100年）。利用斯皮策太空望远镜的观测，我们发现，在过去的十年中，至少有一些尘埃排放物已经迅速衰减为$t^{-2.45}$，这表明它正在被摧毁。根据同步辐射的模型，ALMA的观测表明可能有来自冷尘埃成分的辐射。
2018-11-27 astro-ph.HE
Luminous Supernovae
超新星（SNe），即恒星的发光爆炸，自古以来就被观测到，典型的峰值光度不超过1.2x10^{43} erg/s（绝对星等>-19.5等）。只是在过去的十几年里，大量的超新星超级发光（> 7 x10 ^{43} erg/s; <-21 mag绝对值）的例子才被很好地记录下来。回顾积累的证据，我们定义了三大类超亮SN事件（SLSNe）。富氢事件（SLSN-II）辐射出的光子从厚的氢层中扩散出来，这些氢层是由强烈的冲击沉积的，并且经常显示出与星周物质相互作用的迹象。SLSN-R是一种罕见的贫氢事件，由大量的放射性56 Ni提供动力，可以说是由于对不稳定性导致的超大质量恒星爆炸。第三种，独特的贫氢事件从分布在大半径上的快速膨胀的贫氢物质中发射光子，并且不受放射性影响（SLSN-I）。这些可能是SLSN-II的贫氢类似物。
2012-08-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
On the Energy Sources of the Most Luminous Supernova ASASSN-15lh
本文研究了最亮超新星ASASSN-15 lh的能量来源模型。我们重新考察了\cite{Chatzopoulos16}采用的抛射物-星周介质（CSM）相互作用（CSI）模型和CSI+磁星自旋下降加γ射线/X射线全俘获模型，发现这两个模型不能拟合ASASSN-15 lh的测辐射热LC。因此，我们考虑一个CSI加磁星模型与γ射线/X射线泄漏效应，以消除后期过剩的理论LC。我们发现这个修正的模型可以重现ASASSN-15 lh的测热LC。此外，我们构造了一个新的混合模型（即，CSI plus fallback模型），并发现它也能再现ASASSN-15 lh的测辐射热LC。假设回退吸积到外流的转换效率（$η$）为典型的$\sim10^{-3}$，我们推导出回退吸积的总质量为$\sim3.9~M_\odot$ .在这两个模型中推断出的CSM质量相当大，表明其前身可能经历了贫氢物质的爆发，然后是高能核心坍塌爆炸，留下磁星或黑洞。
2020-07-27 astro-ph.HE
Massive star evolution: Luminous Blue Variables as unexpected Supernova progenitors
质量大于8 Msun的恒星以超新星（SN）的形式结束了它们的生命，这是一个对整个宇宙都至关重要的事件。理论上，这些恒星在爆炸前可能是红超巨星、蓝超巨星或沃尔夫-拉叶阶段。我们进行了耦合的恒星演化和初始质量在20 Msun和120 Msun之间的恒星的大气建模。我们发现，20 Msun和25 Msun旋转模型，在爆炸为SN之前，光谱不像任何上述类别的大质量恒星。相反，它们与罕见的、不稳定的大质量恒星有着惊人的相似之处，这些恒星被称为发光蓝变星（LBV）。虽然观测结果显示，一些超新星似乎有LBV作为祖先，但还没有理论模型预测恒星会在这个阶段爆炸。我们的模型在单颗恒星演化的框架下为相对低光度的LBV爆发为SN提供了理论支持。这是一个重大的范式转变，意味着一小部分LBV可能是大质量恒星演化的结束阶段，而不是短暂的演化阶段。我们认为IIb型SN可能有LBV作为祖先，一个主要的例子可能是SN 2008 ax。
2013-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Highly Luminous Type Ibn Supernova ASASSN-14ms
我们提出了对高度发光的Ibn型超新星ASASSN-14 ms的光度和光谱跟踪观测，该超新星于UT 2014-12-26.61在$m_V \sim 16.5$发现。ASASSN-14 ms的峰值绝对$V$带星等比$-20.5$亮，峰值辐射热光度为$1.7 \times 10^{44}$尔格s $^{-1}$，总辐射能量为$2.1 \times 10^{50}$尔格，是迄今发现的最明亮的Ibn型超新星之一。在简单的模型中，这一事件最有可能的动力来源是$^{56}$ Ni和$^{56}$ Co在晚期的放射性衰变以及超新星喷出物与祖先的星周介质在早期的相互作用，尽管我们不能排除磁星动力光变曲线的可能性。一个致密的星周介质的存在下，表明在光谱中的中间宽度的He I功能。暗星系SDSS J130408.52+521846.4的氧丰度低于$12+\log(O/H) \lesssim 8.3$，恒星质量为$M_* \sim 2.6 \times 10^8 M_{\odot}$，恒星形成速率为$\textrm{SFR} \sim 0.02$ $M_{\odot}$ yr $^{-1}$。
2020-01-17 astro-ph.HE
SN2008am: A Super-Luminous Type IIn Supernova
本文介绍了ROTSE超新星验证计划（RSVP）发现的IIn型超新星SN 2008 am的观测和解释。SN 2008 am的峰值约为-22.3等，红移z=0.2338，使其峰值亮度达到3 x 10^{44}erg/s，成为有史以来观测到的最明亮的超新星之一。总辐射能量约为2 x 10^{51} erg。在紫外，光学和红外波段（J，H，Ks）的光度观测约束SED的演变。我们获得了超新星的六个光谱，五个在最大光的早期下降，第六个在近一年后加上宿主星系的一个非常晚的时间光谱（~2年）。SN 2008 am的光谱在光学极大值后的最初~40天内显示出强的Balmer线和中等宽度（~ 25 A）的He I λ 5876 A发射。我们研究了各种模型的线翼，并得出结论，多次散射是最有可能的，这意味着我们的光谱不包含具体的信息的散装流速。我们研究了各种模型的ROTSE光变曲线的上升时间和光谱的性质，包括放射性衰变，冲击光学厚和光学薄的星周介质（CSM）和磁星。最成功的模型是一个CSM是光学厚，其中向前冲击波沉积光度的扩散引起了观察到的光变曲线。从向前冲击波的冲击沉积的能量的扩散被认为是重要的占光变曲线的上升部分。虽然在细节上有差异，但SN 2008 am似乎与其他超亮的IIn型超新星SN 2006 gy、SN 2006 tf和SN 2008 iy密切相关，后者可能代表了非常大质量的LBV型祖先的死亡，…
2011-01-18 astro-ph.HE
