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
An Early & Comprehensive Millimeter and Centimeter Wave and X-ray Study of Supernova 2011dh: A Non-Equipartition Blastwave Expanding into A Massive Stellar Wind
只有少数超新星（SNe）在爆炸后几天开始在从无线电到X射线的多波长中进行了研究。在M51附近发现和分类IIb型SN 2011 dh/PTF 11 eon提供了一个独特的机会来进行这样的观测。我们提出了在有史以来最年轻的阶段的核心坍缩超新星（爆炸后3至12天）在无线电，毫米和X射线的详细数据;当与光学数据相结合，这使我们能够探索SN冲击波及其周围环境的早期演变。我们的分析表明，膨胀中的超新星激波并没有表现出均分现象（e_e/e_B ~ 1000），而是膨胀到星周物质中，这与密度分布像R^-2一样下降是一致的。在建模的不确定性，我们发现一个平均速度的快速部分的喷出物的15,000 +/- 1800公里/秒，与以前的分析相反。这个速度将SN 2011 dh置于先前定义的紧凑型和扩展型SN IIb亚型之间的中间爆炸波状态。我们的研究结果强调了早期（~ 1天）高频观测未来事件的重要性。此外，我们还指出了射电/X射线联合观测对确定微物理比e_e/e_B的重要性。
2012-09-05 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
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
SN 2015U: A Rapidly Evolving and Luminous Type Ibn Supernova
超新星（SN）2015 U（也称为PSN J 07285387 +3349106）于2015年2月11日在NGC 2388中发现。这是一个快速发展和发光的事件，它显示出有效的无氢光谱，主要是相对狭窄的氦P-Cygni光谱特征，并被归类为SN Ibn。在本文中，我们提出了SN 2015 U的光度，光谱和分光偏振观测，包括凯克/DEIMOS光谱（分辨率$\approx$ 5000），它完全解决了光学发射和吸收功能。我们发现SN 2015 U最好通过扩展和致密的星周物质（CSM）的冲击爆发模型来理解，可能是由前身的质量损失历史造成的，在核心坍塌的$\sim$ 1-2年内发生了极端的爆发（但我们在NGC 2388的档案图像中没有检测到任何爆发）。我们认为，SN 2015 U的高亮度不是通过$^{56}$ Ni衰变，而是通过沉积到喷出物/CSM冲击界面的动能。虽然我们的分析受到强烈的宿主星系尘埃遮蔽（可能具有多个成分）的阻碍，但我们的数据集使SN 2015 U成为研究最好的Ibn型超新星之一，并为理解其他快速衰落的瞬变提供了桥梁，无论是明亮的还是相对暗淡的。
2016-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Most Luminous Supernovae
最近的观测揭示了极其明亮的超新星的惊人多样性，似乎辐射能量无限制地增加。我们在这里考虑现有模型可以为非相对论性、各向同性恒星爆炸提供峰值亮度和总辐射能量的物理限制。最明亮的超新星是由亚毫秒磁星驱动的I型爆炸。这样的模型可以达到$\rm 2\times10^{46}\ erg\ s^{-1}$的峰值亮度，并且辐射$\rm 4 \times10^{52}\ erg$的总能量。其他不太明亮的模型也被探索，包括在红超巨星，脉动对不稳定超新星和对不稳定超新星的瞬时高能爆炸。给出了每种情况下的近似解析表达式和极限。不包括磁星，最亮的模型的峰值亮度接近$\rm 1\times10^{44}\ erg\ s^{-1}$。总辐射功率的相应限值为$\rm3 \times 10^{51}\ erg$（I型）和$\rm1 \times 10^{51}\ erg$（II型）。最近的瞬态事件，ASASSN-15 lh的磁星为基础的模型提出的应变，但不超过该模型可以提供的限制。
2016-03-13 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 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
A luminous, blue progenitor system for a type-Iax supernova
Iax型超新星（SN Iax）是一种恒星爆炸，在最大亮度下的光谱与某些Ia型超新星（SN Ia）相似，只是喷出物的速度较低。它们也以较低的光度区分。在晚期，它们的光谱性质与其他SN不同，但它们的组成（主要由铁族和中等质量元素组成）表明它们与正常的Ia型SN有物理联系。这些并不罕见; SN Iax的发生率为正常SN Ia发生率的5%至30%。SN Iax的主要模型是碳氧白矮星的热核爆炸，这并没有完全解除恒星的束缚，这意味着它们是正常SN Ia的“不太成功”的表亲，在那里观察到完全的破坏。在这里，我们报告的发光，蓝色祖系统的类型Iax SN 2012 Z在深爆炸前成像检测。SN 2012 Z的光度、颜色、环境，以及与银河系氦新星船尾座V445的相似性，都表明SN 2012 Z是一颗白矮星从氦星伴星吸积而来的爆炸。在SN 2012 Z消失后的几年里，观测可以验证这一假设，或者表明这颗超新星实际上是一颗大质量恒星的爆炸死亡。
2014-08-05 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
Quark Nova Signatures in Super-luminous Supernovae
最近的观测发现了超亮超新星（SLSNe）的存在。虽然已经提出了几种可能的解释，一个共识的描述SLSNe还没有found. In这项工作中，我们研究了8 SLSNe的双激波夸克新星的背景下的光变曲线。我们发现，在25-35 $M_{\sun}$范围内的祖星提供了充足的能量来驱动每个光变曲线。研究了双激波夸克新星的物理性质变化对光变曲线组成的影响。我们的结论是各种各样的SLSN光变曲线形态可以解释主要是由超新星和夸克新星之间的时间长度的变化。我们的分析表明，一个奇异的H $α$光谱轮廓中发现的三个SLSNe可以很自然地描述在双激波夸克新星的情况。双激波夸克新星独特的光谱特征的预测。
2012-06-29 astro-ph.HE
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 Progenitors of Type Ia Supernovae: Are They Supersoft Sources?
在经典模型中，Ia型超新星（SNe Ia）的前身是吸积的、核燃烧的白矮星（NBWD），当白矮星达到克拉塞卡质量M_C时，NBWD爆炸。这种大质量的NBWD是热的（kT ~100 eV），发光的（L ~ 10^{38} erg/s），并且可能作为发光的超软X射线源（SSS）被观察到。在过去几年中，对星系外的软X射线源进行了调查。本文表明，结果证伪的假设，即大部分的祖细胞是NBWD，目前可观察到的SSS。这些数据也限制了亚M_C模型。虽然Ia型超新星的祖先可能会经历一个或多个SSS活动阶段，但这些阶段远远短于吸积大部分物质所需的时间，使它们接近M_C。
2009-12-04 astro-ph.CO 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
The nearby luminous transient AT2018cow: a magnetar formed in a sub-relativistically expanding non-jetted explosion
快速上升的蓝色光学瞬态AT 2018 cow表明不寻常的早期阶段的特点，不像相对较好的研究爆炸瞬态。它的余辉可能是由相对论光束（喷射）或固有发光（非喷射）的喷出物产生的，并带有祖先和环境的观测特征。高分辨率监测可以区分这些情况，并澄清祖先的性质。我们提出了很长的基线干涉测量（VLBI）的观察AT 2018 cow在5 GHz的21个射电望远镜从欧洲VLBI网络的5个会议跨越~ 1年。在每历元25微弧秒的天体测量精度下，发现快速衰减的紧凑毫弧秒尺度源是非喷流的，自行<= 0.15 mas/yr（0.14 c）。这和一个密集（数密度~ 10^4 - 10^5/cm ^3）的磁化环境（磁场强度>= 0.84 G）是一个新形成的磁星驱动的中央引擎的特征，起源于一颗低质量恒星的成功爆炸。
2020-01-17 astro-ph.HE
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
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 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
Over-Luminous Type Ia Supernovae and Standard Candle Cosmology
本文通过分析15颗超亮Ia型超新星，发现其绝对星等增加导致H_0估计值降低，为缓解哈勃张力提供了新视角。
2025-11-22 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
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
Expanding Ejecta Method: I. Mapping Supernova Morphology with Intensity Interferometry
本文提出膨胀抛射物方法（EEM）作为经典膨胀光球面方法的稳健替代，利用未来强度干涉仪对超新星进行高信噪比观测，以约2%精度测量角直径距离，为宇宙距离阶梯校准提供几何锚点。
2025-04-28 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
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
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
Pan-STARRS1 Discovery of Two Ultra-Luminous Supernovae at z ~ 0.9
本文介绍了Pan-STARRS 1中深巡天在z ~ 0.9处发现的两颗超亮超新星（SNe）。这些SNe，PS1- 10 ky和PS1-10awh，是有史以来发现的最明亮的SNe之一，与不寻常的瞬变SN 2005 ap和SCP 06 F6相当。像SN 2005 ap和SCP 06 F6一样，它们显示出特征性的高光度（M_bol ~ -22.5等），蓝色光谱和一些宽吸收线，没有H或He的证据。我们已经构建了一个完整的多色光变曲线敏感的光谱能量分布的峰值在休息帧的紫外线，我们已经获得了这些SNe的时间序列光谱。鉴于SNe之间的相似性，我们结合它们的光变曲线，估计爆炸过程中的总辐射能量为（0.9-1.4）x 10^51尔格。我们发现光球的速度为12，000 - 19，000 km/s，在光变曲线峰值附近的约3个静止帧周内没有减速的证据，这与光学厚度的物质壳的膨胀一致。我们表明，与其他超亮SNe在这一类的研究结果一致，放射性衰变是不足以供电PS1- 10 ky，我们讨论了这些事件的两个合理的起源：一个新生磁星的核心坍缩SN，或SN冲击从周围的沃尔夫-拉叶星密集的星周风爆发的初始自旋下降。
2011-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA 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
Bright Supernovae from Magnetar Birth
在最初的爆炸（可能是由磁相互作用或中微子引发的）之后，根据经典的偶极子公式辐射的旋转磁星可以为非常明亮的超新星提供动力。虽然在最初的爆炸中可能会产生一些56镍，但I型超新星的光变曲线峰值与其质量没有直接关系。事实上，峰值亮度对磁星的偶极场强度最为敏感。光变曲线的尾部可能在一段时间内类似于放射性衰变，但假设脉冲星的辐射被完全捕获，最终会更亮。根据初始爆炸能量的不同，高速度和中等速度都可能伴随着非常明亮的光变曲线。
2009-11-03 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
Recent VLBI Results on SN 1986J and the Possibility of FRBs Originating from Inside the Expanding Ejecta of Supernovae
本文讨论了超新星1986J的VLA和VLBI观测，它的特征是在膨胀的喷出物壳层中有一个致密的射电亮分量。没有其他超新星（SN）在厘米波长处有这样的中心成分。因此，中心组件提供了一个独特的探头的传播的无线电信号在厘米波长通过喷出物的年轻SN。这种探测器在快速射电暴（FRB）的背景下非常重要，在许多模型中，FRB被认为是由年轻的磁星或中子星产生的。因此，FRB信号必须通过扩展的SN喷出物传播。我们对II型SN 1986J的观测表明，在爆炸后的至少几十年内，喷出物将像FRB一样对厘米波发射保持不透明，当喷出物变得透明时，喷出物对色散测量的贡献可能很小。
2019-05-16 astro-ph.HE
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
Luminous supernovae associated with ultra-long gamma-ray bursts from hydrogen-free progenitors extended by pulsational pair-instability
我们发现与超长伽马射线暴（GRB）相关的发光超新星（SNe）可能与脉动对不稳定性扩展的无氢祖先爆炸的缓慢冷却有关。在随附的论文（Marchant & Moriya 2020）中，我们已经证明，一些经历脉动对不稳定性的快速旋转的无氢GRB祖细胞可以保持由脉动对不稳定性引起的扩展结构，直到核心崩溃。这些先驱体的半径超过10朗日，有时在核心坍缩时超过1000朗日。因此，它们是有希望的超长伽玛暴的祖先。在这里，我们执行的光变曲线模拟的一个扩展的无氢祖半径为1962 Rsun的爆炸。由于大的原始半径，当爆炸能量大于1 e52 erg时，即使没有56 Ni核衰变的能量输入，喷出物在冲击波爆发后也经历缓慢冷却，并在光学上迅速演化（<~ 10天）发光（>~ 1 e43 erg/s）SNe。当~（56）Ni质量在1 Msun左右时，~（56）Ni衰变能量输入可以影响光变曲线峰值后的光变曲线，使光变曲线衰减变慢。它们也有超过10，000 km/s的快速光球速度和超过10，000 K的高温光球温度。我们发现SN 2011 kl的光学光变曲线中的快速上升和发光峰，这与超长GRB 111209 A有关，可以解释为扩展的祖先的冷却阶段。Marchant & Moriya（2020）提出的超长GRB祖先可以解释超长GRB持续时间和伴随的SN特性。当伽玛暴喷流离轴或被阻塞时，可以观察到发光的SNe作为快速的蓝色光…
2020-09-04 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
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
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
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
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
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
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
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
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
Multi-dimensional simulations of the expanding supernova remnant of SN 1987A
SN 1987 A的膨胀残骸是研究超新星爆炸物理学的绝佳实验室。仍然有大量的悬而未决的问题，如不对称的无线电形态的原因，前超新星环境的结构，以及在超新星冲击粒子加速的效率。我们使用超新星爆发后820天至10，000天之间膨胀残骸的三维模拟来探索这些问题。我们结合流体动力学模拟与半解析处理的扩散冲击加速和磁场放大，以获得无线电发射作为反问题的一部分。模拟显示，不对称爆炸，结合磁场放大在扩大冲击波，是能够复制持久的单边无线电形态的残骸。我们使用不对称的Truelove & McKee原核，其包络质量为$10 M_{\sun}$，能量为$1.5 \times 10^{44} J$。在距离$0\farcs43-0\farcs51$的恒星风中，一个终止激波提供了一个很好的拟合，在1200天左右打开无线电发射。对于H \textsc{ii}区域，最小距离$0\farcs63\pm0\farcs01$和最大粒子数密度$(7.11\pm1.78) \times 10^7$ m $^{-3}$与爆炸后2000天到7000天膨胀激波的平均半径和速度的演变有很好的拟合。该模型预测了一个显着的减少，并可能是一个暂时的逆转，在不对称的无线电形态的残留后7000天，当前向冲击离开东叶的赤道环。
2014-09-14 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
NTT, Spitzer and Chandra spectroscopy of SDSSJ095209.56+214313.3: the most luminous coronal-line supernova ever observed, or a stellar tidal disruption event ?
星系SDSSJ 0952 +2143显示出显着的发射线特性，这是2008年首次报道的（论文I），这是一个强大的高能耀斑的结果。在这里，我们报告的后续观测SDSSJ 0952 +2143，并讨论爆发的情况下，恒星潮汐中断的SMBH，一个活动星系核的特殊变化，和超新星爆炸。SDSSJ 0952 +2143的光谱具有几个特点：[FeVII]跃迁与[OIII]跃迁的比率异常高，最高电离线的10倍急剧减少，非常不寻常和可变的巴耳末线轮廓，包括具有两个未分辨角的三峰窄分量，以及大的巴耳末衰减。用斯皮策IRS在10- 20 μ窄波段测量的MIR辐射非常明亮（3.5 x 10^{43} erg \s）。IRS光谱显示约11 μ的凸起和向更长波长的增加，让人想起硅酸盐发射。强烈的MIR超过NIR意味着相对冷的尘埃占主导地位。钱德拉测量的10^{41} erg \s的X射线光度低于活动星系核的典型观测值。SDSSJ 0952 +2143与一些极端超新星的相似性表明它是一颗IIn型超新星的爆炸。然而，低光度活动星系核或不活跃星系中的极端吸积事件，特别是恒星潮汐破裂，仍然存在可能性，这可能会产生非常相似的发射线响应。如果SDSSJ 0952 +2143确实是一颗超新星，它是迄今为止已知的最遥远的X射线和MIR探测到的SNe之一，最明亮的MIR，也是最明亮的X射线之一。它也是迄今为止在高电离日冕线中最明亮的…
2009-07-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Early phase observations of extremely luminous Type Ia Supernova 2009dc
我们目前的光学和近红外波长的非常明亮的Ia型超新星（SN Ia）2009 dc的早期阶段的观测。光变曲线的下降速率为$Δm_{15}(B)=0.65\pm 0.03$，是Ia超新星中最慢的。即使宿主消光为$A_{V}=0$ mag，$V$带峰值绝对星等也为$M_{V}=-19.90\pm 0.15$ mag。从观测到的宿主Na { \sc i} D线吸收推断，当宿主消光为$A_{V}=0.29$ mag时，其达到$M_{V}=-20.19\pm 0.19$ mag。我们的$JHK_{s}$波段测光表明，SN是最明亮的Ia超新星之一，也在近红外波长。这些结果表明，SN 2009 dc与SN 2003 fg和SN 2006 gz一样，属于最明亮的超新星Ia。我们估计出的$^{56}$ Ni质量的$1.2\pm 0.3$ $\Msun$没有主机灭绝的情况下（或1.6 $\pm$ 0.4 M $_{\odot}$的主机灭绝的$A_{V}=0.29$等）。C { \sc ii} $λ$ 6580的吸收线在最大亮度后一周内一直可见，在SN 2006 gz中，它在最大亮度前减弱。Si { \sc ii} $λ$ 6355的线速度在最大值附近约为8000 km s $^{-1}$，比SN 2006 gz慢得多，但与SN 2003 fg相当。C { \sc ii}线的速度几乎与Si { \sc ii…
2009-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
New Observations of the Very Luminous Supernova 2006gy: Evidence for Echoes
超新星（SN）2006 gy是一颗富含氢的核心坍缩SN，至今仍是观测到的最明亮的光学超新星之一。总能量收支（光辐射大于2 × 10^51尔格）对标准SN理论提出了许多挑战。我们提出了新的地面近红外（NIR）观测SN 2006 gy，以及哈勃太空望远镜（HST）的一个单一的时代的成像后两年多的爆炸。我们的近红外光谱数据在峰值光发射附近显示出与冷却黑体基本一致的演变，初步证据表明，从第100天开始，近红外过量增加。我们在第723天拍摄的最新凯克自适应光学（AO）近红外图像显示，与之前在第400天左右拍摄的近红外观测结果相比，几乎没有变化。此外，光学HST观测显示在第400天后下降率降低，并且SN在第810天比峰值时更蓝。这种后期的衰减与钴56衰变不一致，因此对于用来解释SN 2006 gy性质的各种对不稳定性SN模型来说是有问题的。近红外辐射的缓慢下降可以用光回波来解释，我们证实，晚时间的近红外过量是由SN峰值亮度加热的大规模（>10 Msun）尘埃壳的结果。后期光学观测需要散射光回波的存在，这可能是由贡献于近红外回波的相同尘埃产生的。近红外回波和光学回波都起源于母星附近，近红外回波的距离约为10^18 cm，光学回波的距离小于10-40 pc，这进一步证明SN 2006 gy的母星是一颗非常大的恒星。
2011-01-26 astro-ph.CO 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
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
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
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
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
