Seeing double: the frequency and detectability of double-peaked superluminous supernova light curves
在一些超亮超新星中发现双峰光变曲线，为它们的起源提供了重要的新线索。我们研究了已公布的所有Ic型SLSNe的测光，发现14个对象的约束数据或限制周围的爆炸时间。其中，8个（包括已经识别的SN 2006 oz和LSQ 14 bdq）在最早的时期显示出合理的通量过剩，这与多项式拟合的上升光变曲线有显著偏离（2-9 $σ$）。LSQ 14 bdq数据的简单标度表明，它们都与类似的双峰结构一致。PS1- 10 pm提供多色UV数据，表明早期“碰撞”阶段的温度为$T_{\rm bb}=25000\pm5000\,$ K。我们发现，一个双峰不能排除在任何其他6个对象，这种行为可能是普遍存在的。所观察到的凸点的均匀性对于相互作用动力模型是出乎意料的。引擎动力模型可以解释观测结果，如果所有的祖先都有扩展的半径，或者中心引擎在超新星爆炸后几天驱动冲击爆发。
2016-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectropolarimetry of superluminous supernovae: insight into their geometry
我们提出了第一次分光偏振观测的无氢超亮超新星在z = 0.1136，即SN 2015bn。瞬态显示显着的偏振在两个观察到的时期：一个24天前的最大光在休息帧，随后在27天后的峰值亮度。对Q-U平面的分析表明存在一个主轴，并且在任何一个时期都没有物理偏离主轴。沿主轴的偏振光谱的特征在于强的波长依赖性和从第一至第二时期的信号的增加。我们使用蒙特卡罗代码来证明，这些属性是一致的一个简单的玩具模型，采用轴对称的椭球形配置的喷出物。我们发现，偏振的波长依赖性可能是由于一个强大的波长依赖性的线不透明度，而在第二个时代的偏振水平较高的是一个后果的非球面性的内层的喷出物的增加或事实，即光球后退到较少的球形层。超亮超新星的几何结构结果类似于与GRB相关的剥离包层核心坍缩SNe，而喷出物形状的整体演化可能与中央引擎一致。
2016-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comparative Spectral Analysis of the Superluminous Supernova 2019neq
我们对最近发现的快速演化的I型超亮超新星（SLSN-I）SN 2019 neq（红移z = 0.1059）进行了详细的光谱分析，并将其与经过充分研究的缓慢演化的SLSN-I SN 2010 kd（z = 0.101）进行了比较。我们的调查集中在光球阶段的光谱。SN 2019 neq的观测是由麦克唐纳天文台的10米霍比-埃伯利望远镜（HET）低分辨率摄谱仪2（LRS 2）进行的。我们应用SYN++代码来模拟从最大光照开始的-4天、+5天和+29天的光谱。我们研究的化学演变和喷出物组成的SLSN通过识别其光谱中的元素和电离状态。我们的分析证实SN 2019 neq是一个快速发展的SLSN-I。我们推导出在这三个观测的时期，每个电离态的数密度。最后，我们给出了喷出物质量下限的约束条件，并找到了SLSNe-I演化时间尺度和喷出物质量之间可能存在的关系的线索。
2020-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
A possible relation between flare activity in superluminous supernovae and gamma-ray bursts
最近发现的超亮超新星（SLSN）SN 2015bn在第一个峰值之后的光变曲线中出现了显著的波动，而光变曲线的基本轮廓可以很好地解释为来自中央引擎的持续能量供应，可能是毫秒磁星的自旋下降。我们认为这些波动是由间歇性脉冲能量供应引起的，表明SLSN中心引擎的高能耀斑活动。在对伽马射线暴（GRB）的X射线余辉观测中发现了许多暴后耀斑。我们发现，这里描述的SLSN耀斑近似服从GRB耀斑的光度和时间尺度之间的经验相关性，外推到SLSN耀斑的相关更长的时间尺度。这证实了先前提出的这两种不同现象之间的可能联系。
2017-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can pair-instability supernova models match the observations of superluminous supernovae?
越来越多的所谓的超亮超新星（SLSNe）被发现。据信，至少有一些具有缓慢衰减光变曲线的恒星起源于由对不稳定机制引起的恒星爆炸。最近的恒星演化模型自然地预测了来自大质量恒星的对不稳定超新星（PISNe），其金属丰度范围很广（Z=0.006，Yusof et al. 2013）。在这项研究的范围内，我们分析PISN模型是否可以匹配SLSNe的观测特性与各种光变曲线形状。具体来说，我们探讨了不同程度的宏观化学混合PISN爆炸产物的观测性能的影响。我们人为地将混合应用于Kozyreva等人（2014）的250 Msun PISN演化模型，并使用一维辐射流体动力学代码STELLA探索其超新星演化。在匹配SLSN观测中取得的最大成功是在极端宏观混合的情况下，所有放射性物质都被喷射到氢氦外层。这种极端宏观的化学物质重新分布产生了具有更快的光变曲线的事件，具有高光球温度和高光球速度。这些性质比非混合PISN模型更适合SLSNe。我们的混合模型匹配的光变曲线，色温和光球速度演化的两个观测良好的SLSNe PTF12dam和LSQ12dlf。然而，这些模型的极端化学再分布可能很难在大规模PISNe中实现。因此，替代模型，如磁星机制或风的相互作用可能仍然是有利的解释迅速上升SLSNe。
2015-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the ellipticity of strongly magnetized neutron stars powering superluminous supernovae
超亮超新星（SLSNe）被认为是由强烈磁化的快速旋转的中子星提供动力的，中子星通常被称为磁星。在这个过程中，磁星的旋转能量通过磁偶极辐射辐射，并加热超新星喷出物。然而，如果磁星的几何形状高度扭曲，旋转能量主要作为引力波辐射损失，因此这样的磁星不能为SLSNe提供动力。通过简单地比较电磁波和引力波的发射时间尺度，我们约束上限的磁星的椭圆率，假设他们的权力所观察到的SLSNe。我们发现，它们的椭圆率通常需要小于约几个1 e-3。这表明，在这些磁星的环形磁场强度通常小于几个1 e 16 G，使其失真保持小。由于SLSNe的光变曲线模型表明，它们的偶极磁场强度为1 e14 G的量级，极向与环向磁场强度的比值被发现在为SLSNe供电的磁星中大于~ 0.01。
2016-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Superluminous supernovae: diverse rise times explain diverse spectra
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）
研究通过分析超亮超新星的光谱多样性，发现其光谱特征与喷射物温度及光曲线上升时间相关，提出新的诊断方法解释其光谱差异。
2026-01-08 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
A Type Ia supernova at the heart of superluminous transient SN 2006gy
超亮超新星辐射的能量是普通超新星的100倍。这种能量的起源和它们的恒星祖先的性质知之甚少。我们确定中性铁线的频谱中的一个这样的瞬态，SN 2006 gy，并表明，他们需要一个大质量的铁（>~0.3 Msun）以1500 km/s的速度扩展。我们证明了一个标准的Ia型超新星模型击中壳的拱星材料产生的光变曲线和后期的铁为主的光谱，匹配SN 2006 gy。在这种情况下，共同的包络演化的祖先系统可以同步包络喷射和超新星爆炸，并可能解释这些明亮的瞬变。
2020-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extreme Supernova Models for the Superluminous Transient ASASSN-15lh
最近发现的前所未有的超亮瞬变ASASSN-15 lh（或SN 2015 L），其紫外光明亮的第二峰挑战了所有的功率输入模型，已提出的超亮超新星。在这里，我们研究一些ASASSN-15 lh在恒星爆炸的背景下，涉及一个或多个功率输入的组合的几个可行的解释。我们用一个混合模型模拟了ASASSN-15 lh的光变曲线，该模型包括磁星自旋下降能和贫氢星周相互作用的贡献。我们还研究了纯拱星相互作用与大量缺氢壳的模型，并讨论了所观察到的光谱中缺乏相互作用的功能。我们发现，作为一个超新星ASASSN-15 lh可以最好地模拟的能量核心崩溃的~40 Msun的恒星与氢贫壳~20 Msun。拱星壳和前身质量与最后超新星爆炸后强相互作用所需的快速旋转脉动对不稳定超新星前身一致。初始周期为1-2 ms、磁场为0.1 ~ 1 x 10^14 G的磁星注入额外的能量，可以提供克服单分量模型不足所需的额外亮度，但这需要对磁星进行更多的微调和极端参数，以及假设磁星能量有效地转化为辐射。因此，我们倾向于一个单输入模型，在一个非常强大的核心坍缩SN爆炸后，在一个强大的SN喷出物CSM相互作用形成的反向冲击可以提供重现后期UV亮高原所需的光度。
2016-06-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-collapse Properties of Superluminous Supernovae and Long Gamma-Ray Burst Progenitor Models
我们分析了42个快速旋转、低金属丰度、准化学均匀演化的恒星模型在核心坍缩时质量范围在4到45 $\,\mathrm{M}_\odot$之间的性质。这种模型被认为是超亮超新星（SLSNe）和长持续时间伽马射线暴（IGRB）以及与它们相关的Ic-BL型超新星（SNe）的祖先。我们的研究结果表明，无论这些模型产生磁星驱动的SLSN爆炸或近临界旋转的黑洞（BH）是不是初始质量的单调函数。相反，一旦化学均匀性被打破，它们的爆炸性根据晚期核心演化而非单调地变化。使用不同的爆炸性标准，我们发现，我们的模型有一个明显的偏好，以产生SLSNe在较低的质量，和IGRB在较高的质量，但发现几个例外，预计IGRB形成的恒星低至10 $\,\mathrm{M}_\odot$，和SLSNe的祖先质量为30 $\,\mathrm{M}_\odot$。在一般情况下，我们的模型再现预测的角动量，喷出物的质量和磁场强度在核心崩溃推断SLSNe和IGRB，并建议显着的相互作用与他们的拱星介质，特别是低喷出物质量的爆炸。
2020-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
An ultraviolet excess in the superluminous supernova Gaia16apd reveals a powerful central engine
自从在过去十年中发现超亮超新星（SLSNe）以来，人们已经知道这些事件比其他超新星亚型表现出更蓝的光谱能量分布，在紫外线中有显着的输出。然而，事件Gaia 16 apd似乎比其他SLSNe在静止帧波长低于$\sim 3000$ λ时更亮。Yan等人（2016）最近提出了HST UV光谱，并将UV通量归因于低金属含量，因此减少了线覆盖。在这里，我们提出了一个较长的基线时间的紫外线和光学光变曲线，揭示了一个快速下降的紫外波长，尽管一个典型的光学演变。结合我们自己的光学数据公布的紫外光谱，我们表明，Gaia 16 apd有一个更热的连续比几乎任何SLSN在最大的光，但它冷却迅速之后，是无法区分的$\sim 10$ -15天后，从其他。比较与其他事件的紫外吸收线的等效宽度，我们表明，多余的紫外连续是一个更强大的中央电源的结果，而不是缺乏紫外吸收相对于其他SLSNe或与周围介质相互作用的额外组件。这些发现有力地支持了贫氢SLSNe的中央发动机假说。爆发喷射出$M_{\rm ej} = 4 (0.2/κ)$ M $_\odot$，其中$κ$是以cm $^2$ g $^{-1}$为单位的不透明度，并形成自旋周期为$P=2$ ms和$B=2\times10^{14}$ G（低于具有可比上升时间的其他SLSNe）的磁星，可以一致地解释光变曲线演化和峰值高温。宿主金属丰度$Z=0.18$ Z $_\o…
2017-01-20 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
A puzzle solved after two decades: SN 2002gh among the brightest of superluminous supernovae
我们目前的光学光度学和光谱学的超亮SN 2002gh从最大的光$+204$天，作为卡内基II型超新星（CATS）项目的一部分。SN 2002gh是有史以来发现的最明亮的超新星之一，但近二十年来一直未被注意到。使用暗能量相机档案图像，我们确定潜在的SN宿主星系作为一个微弱的矮星系，大概具有低金属丰度，并在一个明显的合并过程中与其他附近的矮星系。我们发现SN 2002 gh是最明亮的贫氢SLSNe与$M_{V} = -22.40 \pm 0.02$，估计峰值热光度为$2.6 \pm 0.1 \times 10^{44}$ erg s $^{-1}$。我们折扣放射性镍的衰变作为主要的SN电源机制，并假设SN是由磁星的自旋下降，我们得到两个替代的解决方案。第一种情况的特征在于显著的磁星功率泄漏，并且$M_{\mathrm{ej}}$在0.6和3.2 $M_{\odot}$、$P_{\mathrm{spin}} = 3.2$ ms和$B = 5 \times 10^{13}$ G之间。第二种情况不需要功率泄漏，导致大约30 $M_{\odot}$的巨大喷出物质量，$P_{\mathrm{spin}} \sim 1$ ms的快速旋转周期和$B\sim 1.6 \times 10^{14}$ G。我们估计第一个病例的零年龄主序列质量在14和25 $M_{\odot}$之间，第二个病例约为135 …
2022-05-17 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Primary and secondary source of energy in the superluminous supernova 2018ibb
本文通过对超亮超新星2018ibb进行对不稳定性超新星建模与辐射转移模拟，提出含34倍太阳质量56Ni的模型可解释其主要光变与光谱特征，并用星周物质相互作用解释观测到的额外能量来源。
2024-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Superluminous supernova 2015bn in the nebular phase: evidence for the engine-powered explosion of a stripped massive star
我们提供了贫氢超亮超新星SN 2015 bn的星云相位成像和光谱学，红移z=0.1136，最大光后跨越+250-400 d。光变曲线的下降速率从1.4 mag/（100 d）变陡到1.7 mag/（100 d），表明不透明度显著降低。这种变化伴随着从一个蓝色的连续光谱叠加光球吸收线的星云光谱占主导地位的氧，钙和镁的发射线的过渡。没有明显的星周相互作用或大镍质量的迹象。我们发现，在+400 d的光谱几乎是相同的一些充满活力的Ic型超新星，如SN 1997 dq，SN 2012 au，SN 1998 bw，表明类似的核心条件和加强之间的联系“hypernovae”/长伽马射线暴和超亮超新星。一个单一的爆炸机制可能统一这些事件的绝对震级跨度为-22 < M_B <-17。SN 2015 bn的光变曲线和光谱都与发动机驱动的爆炸一致，喷射出7-30 M $_\odot$的氧占主导地位的喷出物（在温度和不透明度方面进行合理选择）。一条强而相对窄的O II $λ$ 7774线，在许多这样的高能事件中可以看到，但在正常的超新星中看不到，可能指向一个内壳，这是一个中央引擎的标志。
2016-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
ALMA and NOEMA constraints on synchrotron nebular emission from embryonic superluminous supernova remnants and radio-gamma-ray connection
快速旋转的磁星和磁星被认为是超亮超新星（SLSNe）和快速射电暴的中心发动机，这种情况自然地预测了来自新生脉冲星风星云（PWNe）的非热同步辐射。本文报道了用ALMA和NOEMA对SN 2015 bn、SN 2016 ard和SN 2017 egm三个SLSNe的高频射电观测结果，并提出了一个详细的理论模型来计算PWNe的非热辐射，年龄约为1-3年。我们发现，ALMA数据不利于PWN模型的蟹状星云SN 2015 bn和SN 2017 egm的动机，并认为，这种紧张局势可以解决，如果星云的磁化是非常高或非常低。这种模型可以通过未来的MeV-GeV伽马射线望远镜（如AMEGO）进行测试。
2021-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Late-Phase Spectropolarimetric Observations of Superluminous Supernova SN 2017egm to Probe the Geometry of the Inner Ejecta
利用斯巴鲁望远镜对邻近星系NGC 3191中的一颗I型超亮超新星SN 2017 egm进行了g波段最大光后185.0天的偏振光谱观测。这是SLSNe在晚期阶段的第一次光谱偏振观测。我们发现，在后期阶段的偏振度显着改变，从早期阶段的测量。在后期阶段的光谱显示出一个强大的钙发射线，因此，我们可靠地估计星际偏振分量假设发射线本质上是非偏振的。通过减去估计的星际偏振，我们发现在早期阶段的本征偏振只有~ 0.2%，这表明一个几乎球形的光球，轴比~ 1.05。在后期阶段的内在偏振增加到~ 0.8%，这对应于光球与轴比1.2。偏振的位置角几乎恒定，表明内部喷出物几乎是轴对称的。通过这些观察，我们得出结论，内部喷出物比外部喷出物更非球面。这可能表明存在一个中心能源产生非球面内部喷出物。
2020-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the nature of Hydrogen-rich Superluminous Supernovae
本文介绍了两颗富氢超亮超新星（SLSNe），即SN 2013hx和PS 15br。这些天体和SN 2008 es是唯一一个在光球阶段显示出明显的、广泛的H α特征的SLSNe，并且在它们的早期光谱中也没有显示出快速移动的喷出物和星周壳层之间的强相互作用的任何迹象。尽管PS15br的峰值光度比其他两个天体更暗，但其分光光度演化与SN 2013hx相似，并且与类似光度空间中的任何其他超新星都不同。我们把它们都归类为SLSNe II，因此与已知的SLSN IIn类不同。这两个瞬变显示了强大的，多组分的Halpha发射后，200天过去的最大值，我们解释为一个不对称的，cluerous拱星材料的喷出物的相互作用的指示。这两个天体的光谱和光度演化类似于II型超新星，尽管它们的光度要高得多，并且在较慢的时间尺度上演化。这在性质上与SLSNe I与正常Ic型的比较相似，前者更亮，演化更慢。我们应用磁星和相互作用的半解析代码来拟合我们的两个对象和SN2008es的光变曲线。整体观测数据集倾向于磁星或中央引擎模型作为峰值亮度的来源，尽管后期相互作用的清晰特征表明相互作用在SLSNe II的光度演化中可以发挥作用。
2017-12-05 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
A Mid-infrared Study of Superluminous Supernovae
利用WISE观测数据，计算了10颗超亮超新星（SLSNe）在$z<0.12$的3.4和4.6 $μ$ m的中红外光变曲线（LC）。其中包括PS15 br，SN 2017 ens和SN 2017 err在内的三个显示出在200- 400天开始并在600- 1000天结束的再亮，表明存在尘埃。在剩下的七个SLSNe中的四个，尘埃排放被检测到的单色光度$10^7\sim10^8\ L_\odot$在100- 500天的时期的基础上，MIR颜色$W1-W2\sim1$。在三种显示再亮的SLSNe中，我们进一步分析了PS15 br和SN 2017 ens。我们模拟了500- 700天的SEDs，给出了600- 1100 K的尘埃温度，$\gtrsim 10^{-2}\ M_\odot$的尘埃质量和$10^8\sim10^9$ $L_\odot$的光度。考虑到时间延迟和释放的巨大能量，发射的尘埃很难是预先存在的尘埃，无论是通过冲击或辐射的峰值SLSN光度或冲击发射碰撞加热。相反，它可能是新形成的尘埃，通过星周介质的相互作用而被加热，这可以通过它们的光谱特征和缓慢下降的热LC来表示。这些尘埃质量似乎是在类似时期的正常核心坍缩超新星中形成的尘埃质量的十倍。结合Chen et al.（2022）对SN 2018 bsz的分析，我们认为SLSNe具有更高的尘埃形成效率，但需要未来的观测才能得出最终结论…
2022-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light curves of hydrogen-poor Superluminous Supernovae from the Palomar Transient Factory
我们研究了在Palomar瞬变工厂（PTF）调查中26个光谱证实的贫氢超亮超新星（SLSNe-I）的光变曲线特性。这些事件平均比SNe Ib/c和SNe Ic-BL亮约4等和2等。静止帧$g$带中SLSNe-I的峰值绝对幅度跨度为$-22\lesssim M_g \lesssim-20$ ~mag，并且这些峰值不受放射性$^{56}$ Ni的影响，除非存在强不对称性。SLSNe的上升时间尺度比正常SNe Ib/c长，大约10天，对于具有类似衰变时间的事件。因此，SLSNe-I可以被认为是一个单独的人口的光度特性的基础上。峰后，SLSNe-I衰减的斜率范围很广，快速下降和缓慢下降事件之间没有明显的差距。后面的事件在任何时候都显示出光变曲线中更多的不规则性（凸起）。在后期，SLSN-I的光变曲线减慢，并聚集在$^{56}$ Co放射性衰变率附近。用放射性衰变为后期光变曲线提供动力需要1到10个${\rm M}_\odot$的Ni质量。或者，一个简单的磁星模型可以合理地拟合大部分SLSNe-I的光变曲线，除了四个例外，并且可以模拟$^{56}$ Co的放射性衰变，从爆炸到$\sim400$天。由此产生的自旋值与宿主星系的金属丰度无关。最后，对我们样本的分析并不能加强将SLSNe-I用于宇宙学的理由。
2018-05-29 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The magnetar model for Type I superluminous supernovae I: Bayesian analysis of the full multicolour light curve sample with MOSFiT
我们使用新的模块化开源瞬态滤波器（MOSFiT）来模拟38个贫氢超亮超新星（SLSNe）。我们拟合他们的多色光变曲线与磁星自旋下降模型，并提出后验分布的磁星和喷出物参数。颜色演变可以与简单的吸收黑体很好地匹配。我们发现以下中值（1个$σ$范围）：自旋周期2.4 ms（1.2-4 ms）;磁场$0.8\times 10^{14}$ G（0.2-1.8 $\times 10^{14}$ G）;喷出物质量4.8 Msun（2.2-12.9 Msun）;动能$3.9\times 10^{51}$ erg（1.9-9.8 $\times 10^{51}$ erg）。与我们的先验相比，这显着缩小了参数空间，表明尽管模型是灵活的，但与SLSNe相关的参数空间受到现有数据的约束。瞬时发动机功率在光变曲线峰值处为$\sim 10^{44}$ erg的要求需要大的旋转能量（P<2 ms），或者更常见地需要自旋下降和扩散时间尺度良好匹配。我们没有发现单独的人口的快速和缓慢下降SLSNe，而不是形成一个连续的光变曲线宽度和推断参数的证据。在光谱的变化很好地解释了通过在最大光的自旋功率和光球半径的差异。我们没有发现任何模型参数和SLSN宿主星系的属性之间的相关性。比较我们的后验恒星演化模型，我们表明SLSNe需要快速旋转（最快10%）的大质量恒星（> 20 Msun），这是与观测到的SLSN率一致。高质量、…
2018-01-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The superluminous supernova SN 2017egm in the nearby galaxy NGC 3191: a metal-rich environment can support a typical SLSN evolution
在红移z=0.03时，最近发现的SN 2017 egm是迄今为止距离最近的I型超亮超新星（SLSN），也是第一个靠近大质量螺旋星系（NGC 3191）中心的超新星。利用NGC 3191的SDSS光谱，我们发现其核的金属丰度为~2 Z $_\odot$，而在与SN 2017 egm相似的径向偏移量上，恒星形成区的金属丰度为~ 1.3Z $_\odot$。存档的无线电-紫外测光显示恒星形成速率约为15 M $_\odot$ yr $^{-1}$（约70%被尘埃遮蔽），这可以解释斯威夫特X射线探测，恒星质量约为$10^{10.7}$ M $_\odot$。我们使用贝叶斯光曲线拟合工具MOSFiT，用磁星中心引擎模型模拟早期的紫外光光曲线。拟合表明，喷出物质量为2-4 M $_\odot$，自旋周期为4-6 ms，磁场为（0.7-1.7）$\times 10^{14}$ G，动能为1-2 $\times10^{51}$ erg。这些参数与Nicholl等人（2017）建模的SLSNe的总体分布一致，尽管导出的质量和自旋接近低端，可能表明爆炸前质量和角动量的损失增加。这有两个含义：（i）SLSNe可以发生在太阳的金属丰度，虽然有一个低分数~10%;和（ii）金属丰度最多有适度的影响，他们的属性。这两个结论都与长伽马射线暴的结果一致。假设一个单调上升给出一个爆炸日期MJD $57889\pm1…
2017-07-27 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical Observations and Modeling of the Superluminous Supernova 2018lfe
本文介绍了SN\，2018 lfe的光学成像和光谱学，我们将其归类为一颗I型超亮超新星（SLSN-I），红移为$z = 0.3501$，峰值绝对星等为$M_r\approx -22.1$等，是已发现的最亮的SLSN e之一。使用我们的FLEET机器学习管道确定SN\，2018 lfe进行随访。SN 1，2018 lfe的光变曲线和光谱与SLSNe的广泛分布一致。用磁星中心引擎模型拟合光变曲线，得到了$M_{\rm ej}\approx 3.8$ M $_\odot$的喷出物质量，$P\approx 2.9$ ms的磁星自旋周期和$B_{\perp}\approx 2.8\times 10^{14}$ G的磁场强度。磁场强度接近SLSNe分布的顶部，而自旋周期和喷出物质量接近SLSNe分布的中值。通过对SN\，2018 lfe的后期成像和光谱分析，我们发现其主星系的绝对星等为$M_r\approx -17.85$，（$L_B \approx 0.029$ $L^*$），推测的金属丰度为$Z\approx 0.3$ Z $_\odot$，恒星形成率为$\approx 0.8$ M $_\odot$ yr $^{-1}$ .
2021-09-14 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Pre-maximum spectroscopic diversity of hydrogen-poor superluminous supernovae
我们寻找背后的贫氢超亮超新星（SLSNe-I）的光谱多样性在极大前阶段的原因。我们的分析是\citet{ktr21}的论文的延续，\citet{ktr21}揭示了SLSNe-I的两种新亚型，其特征在于在4000和5000 nm之间的前最大光谱中存在/不存在W形吸收特征（分别称为~W型和~ 15 bn型）。然而，这种双峰的物理原因仍然不确定。在这里，我们提出了前极大光谱合成的27 SLSNe-I特别注意光球温度（$T_{ \rm phot}$）和速度（$v_{ \rm phot}$）的演变。我们发现12000~K的$T_{\rm phot}$极限将W型和15 bn型SLSNe-I分开：W型倾向于显示$T_{\rm phot}\geq$ 12000~K，而15 bn型则有$T_{\rm phot} \leq$ 12000~K。这与研究对象的化学成分一致。这两组天体之间的另一个区别可能是它们的喷出物几何形状：W型SLSNe-I可能显示零偏振，意味着球对称，而15 bn型天体的偏振可能会随着时间的推移而增加。这表明一个双组分模型，具有球形的外碳-氧层和含有较重离子的不对称内层。这两个子群也可能有不同的光变曲线演化，因为6个W型天体显示出早期的隆起，而不像15 bn型SLSNe-I。然而，这一特征需要进一步研究，因为它目前仅基于少数对象。
2022-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pair-Instability Supernova Simulations: Progenitor Evolution, Explosion, and Light Curves
近年来，对不稳定超新星（PISN）解释超亮超新星的可行性几乎消失了，除了一些缓慢发展的例子。然而，PISN在其大部分质量范围内都不会超发光。事实上，我们看到的第一个PISN（如果我们还没有看到的话）更有可能不是超发光的。在这里，我们提出了流体动力学模拟PISNe四个恒星模型具有独特的信封属性跨越PISN质量范围。此外，我们计算合成的光变曲线与当前和未来的观察。我们还调查，在我们最大规模的模型的背景下，混合在超新星喷出物减轻目前的PISN模型和剩余的超亮候选事件之间的差异的前景。为此，我们提出了第一个出版的3D流体动力学模拟PISNe。在实现1D，2D和3D模拟之间的收敛后，我们研究了超新星喷出物中的混合及其对测辐射热光变曲线的影响。我们观察到轻微的偏离球对称，增加的维数。我们没有发现显着的影响，但我们得出结论，瑞利-泰勒不稳定性引起的富硅和富氧层之间的混合可能会影响光谱。
2017-08-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the early-time excess emission in hydrogen-poor superluminous supernovae
我们提出的光变曲线的贫氢超亮超新星（SLSNe-I）PTF 12 dam和iPTF 13 dcc，发现（中间）Palomar瞬态工厂。两者都显示出早期的过量发射和后期的缓慢下降的光变曲线。PTF 12 dam的早期撞击在持续时间（约10天）和相对于主峰的亮度（2-3等）方面与其他SLSNe-I观测到的非常相似。相比之下，iPTF 13 dcc中的长持续时间（>30天）早期过量发射，其亮度与主峰的亮度竞争，似乎具有不同的性质。我们为这两个目标构建了测热光变曲线，并将各种光变曲线模型与早期凸起和主峰拟合，试图了解这些爆炸的性质。尽管两个SLSNe的后期光变曲线下降的斜率与$^{56}$ Ni和$^{56}$ Co放射性衰变的预期斜率非常接近，但考虑到估计的喷出物质量，为整个光变曲线提供动力所需的镍量太大。磁星模型包括一个不断增加的逃逸分数提供了一个合理的描述PTF 12 dam的观测。然而，无论是基本模型还是双峰磁星模型都无法重现iPTF 13 dcc的光变曲线。一个模型相结合的冲击爆发在一个扩展的信封与后期磁星能量注入提供了一个合理的适合iPTF 13 dcc的观测。最后，我们发现PTF 12 dam和iPTF 13 dcc的光变曲线都可以用星周介质（CSM）相互作用模型进行适当的拟合。
2016-11-30 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetar Models of Superluminous Supernovae from the Dark Energy Survey: Exploring Redshift Evolution
超亮超新星（SLSNe）是一种发光的瞬变现象，可以通过即将到来的光学时域测量（如Vera C。Rubin Observatory Legacy Survey of Space and Time（鲁宾天文台时空遗产巡天）一个有趣的问题是SLSNe的性质是否会随着宇宙时间的推移而演变。为了解决这个问题，在本文中，我们模拟的多色光变曲线的所有21型I SLSNe从暗能量调查（DES）与磁星自旋下降引擎，实现模块化的开源滤波器瞬态（MOSFiT）。由于红移高达$z\approx 2$，该样本包括一些最高红移的SLSNe。我们发现，DES SLSNe跨越一个类似的范围内的喷出物和磁星发动机参数，以前的样本大多是较低的红移SLSNe（自旋周期$P\approx 0.79-13.61$毫秒，磁场$B\approx (0.03-7.33)\times10^{14}$ G，喷出物质量$M_{\rm ej}\approx 1.54-30.32$ M $_{\odot}$，和喷出物速度$v_{\rm ej}\approx (0.55-1.45)\times 10^4$公里秒$^{-1}$）。DES SLSN样品本身表现出先前发现的$M_{\rm ej}$和$P$之间的负相关性，明显缺乏SLSNe，喷出物质量低，自旋快。结合我们的结果与60个以前的SLSNe以同样的方式建模的DES SLSNe，我们没有发…
2021-11-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spatially resolved MaNGA observations of the host galaxy of superluminous supernova 2017egm
超亮超新星（SLSNe）主要在矮星系中发现，这表明它们的祖先具有低金属丰度。然而，到目前为止，最近的SLSN SN SN 2017 egm发生在螺旋星系NGC 3191中，它具有相对较高的恒星质量和相应的高金属丰度。在本文中，我们提出了详细的分析SN 2017 egm使用MaNGA IFU数据，它提供了千秒差距尺度的光谱数据的附近环境。从速度图中我们没有发现SN 2017 egm发生在中间卫星星系中的证据，在SN位置，大多数金属丰度诊断结果都是太阳和太阳以上的金属丰度（12 + log（O/H）= 8.8-9.1）。此外，我们在SN位置测量到一个小的H-α等效宽度（EW），仅为34 Angs，这是在任何SLSN或伽马射线暴位置测量到的最低EW之一，表明祖星相对较老。我们还比较了NGC 3191与其他SLSN宿主星系的观测性质。SN 2017 egm位置的太阳金属丰度环境对我们的理论理解提出了挑战，我们的空间分辨光谱分析对SLSNe的祖先提供了进一步的限制。
2017-09-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Superluminous Type IIn Supernova ASASSN-15ua: Part of a continuum in extreme precursor mass loss
本文通过地基测光和光谱观测分析了超亮IIn型超新星ASASSN-15ua，发现其前身星在死前约12年经历了极端质量损失，其各项物理特征介于SN 2006tf和SN 2010jl之间，揭示了超亮SNe IIn行为的连续谱。
2023-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
A superluminous supernova in high surface density molecular gas within the bar of a metal-rich galaxy
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）对一个Z=0.03994的棒旋星系--超亮超新星PTF 10 tpz的富金属宿主星系进行了观测。我们发现CO（1-0）的发射被限制在银河系的酒吧。主星系中分子气体的分布和运动学类似于沿着两条通道从棒的尖端向星系中心流动的气体。这些气体通道在星系内部区域的气体结构中结束，可能与内部Lindblad共振有关。棒中的大尺度气流与内部区域的气体之间的相互作用可能导致大质量分子云的形成，从而形成大质量团簇。这反过来又会导致大质量恒星的形成，因此可能是年轻的大质量星团中SLSN的祖先。这张照片与SLSN PTF 10 tpz位于内部结构附近一致。我们发现在SLSN附近的分子气体具有高的表面密度，与那些在相互作用的星系或附近星系的星暴区域。这支持高密度是形成SLSNe祖细胞的有利条件。
2019-06-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A simple analysis of Type I superluminous supernova peak spectra: composition, expansion velocities, and dynamics
我们提出了一个简单的和定义良好的处方比较超新星（SN）光谱中的吸收线与从美国国家标准与技术研究所（NIST）数据库中提取的转换列表。该方法的目的是适用于简单的光谱，光球可以主要描述从一个单一的光球速度单跃迁的吸收。这些条件对于爆炸后不久获得的SN谱是合理的。在这里，我们表明，该方法也适用于贫氢（I型）超亮超新星（SLSNe-I）峰附近的光谱。高信噪比光谱的分析导致清楚地识别出由碳和氧离子产生的许多光谱特征，这些光谱特征占在光学范围内检测到的吸收特征的大部分，这表明SLSN-I祖细胞的外包络由这些元素主导。我们发现，在蓝色中看到的突出的吸收功能占主导地位的OII的许多线，如前所述，和表观吸收功能的宽度占主导地位的线密度，而不是多普勒展宽。事实上，我们发现，虽然SLSNe-I在峰值附近的膨胀速度与正常SNe的膨胀速度相似，但表观速度分布（表现为单个过渡特征的宽度）要低得多（约1500 km/s），这表明在速度空间中非常狭窄的光球层的辐射仍然在迅速膨胀。我们考察了ASASSN-15 lh这一有争议的天体，发现它的早期光谱与SLSNe-1的早期光谱并不一致。我们还表明，SLSNe最初缺乏氢的功能，但在后期发展这些，如iPTF 15 esb和iPTF 16 bad，也不同，在其早期光谱从标准SLSNe-I。
2019-07-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nebular-phase spectra of superluminous supernovae: physical insights from observational and statistical properties
我们研究了超亮超新星（SLSNe）在极大光之后100天内的光谱演化。我们提供了Gaia 16 apd和SN 2017 egm的新数据，并使用包含12个事件的41个光谱的更大样本分析这些数据。光谱在光变曲线峰后2-4个$e$折叠时间内变为星云状，光谱演化速率与光变曲线时间尺度相关。发射谱线与氧、钙、镁、钠和铁的众所周知的跃迁相一致。SLSNe与其他Ic型SNe的区别在于突出的O I $λ$ 7774线和较高的氧电离状态。在5000欧姆附近的铁占主导地位的区域更类似于宽线SNe Ic，而不是正常的SNe Ic。主成分分析表明，5 'eigenspectra'捕获75%的方差，而聚类分析显示，没有明确的证据多SLSN子类。线速度为5000- 8000 km/s，并显示出喷出物的分层。O I $λ$ 7774可能产生于也产生钙排放的致密内部区域，而[O I] $λ$ 6300来自更远的外部，直到300- 400天。O I $λ$ 7774和Ca II的光度表明显著的聚集，与先前的研究一致。[Ca II] $λ$ 7300/[O I] $λ$ 6300的比率有利于具有相对大质量氦核的祖细胞，可能是$\gtrsim 6$ M $_\odot$，尽管这里需要更多的建模。具有宽光变曲线的SLSNe显示出最强的[O I] $λ$ 6300，表明喷出物质量较大。我们将展示如何推断的速度，密度和电离结构…
2018-11-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Lightcurve Features of Magnetar-Powered Superluminous Supernovae with Gravitational-Wave Emission and High-Energy Leakage
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Central China Normal University（华中师范大学）；Institute of Astrophysics, Central China Normal University（华中师范大学天体物理研究所）；Education Research and Application Center, National Astronomical Data Center（国家天文台教育研究与应用中心）
本研究探讨了引力波发射和高能泄漏对超亮超新星光变曲线的影响，发现毫秒磁星的联合作用会抑制早期亮度并增强晚期发射。
2025-12-15 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Ejector and propeller spin-down: How might a superluminous supernova millisecond magnetar become the 6.67 hr pulsar in RCW103
超新星遗迹RCW 103中的X射线源1 E 161348-5055最近表现出磁星的典型X射线活动，即磁场> 10 ^14 - 10 ^15 G的中子星。然而，1 E 161348-5055的观测周期为6.67小时，而磁星的自旋周期为秒。在这里，我们描述了一个简单的模型，它可以解释1 E 161348-5055的自旋演化，以及其他磁星，从一个初始的毫秒，将需要发电机产生的磁场强度磁场。我们认为，1 E 161348-5055与其他磁星的关键区别在于其残留盘的总质量较小。这个圆盘导致1 E 161348-5055在其生命中经历了喷射器和螺旋桨阶段，在此期间，强大的扭矩导致其自旋周期迅速增加。通过匹配观测到的自旋周期和1-3 kyr的年龄，我们发现1 E 161348-5055在所有已知的磁星中具有（略）最高的磁场，B~ 5 × 10^15 G，其盘的质量约为10^24 g，与小行星谷神星相当。
2016-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Zwicky Transient Facility phase I sample of hydrogen-rich superluminous supernovae without strong narrow emission lines
我们展示了2018年至2020年期间来自Zwicky Transient Facility（ZTF）的14颗富氢超亮超新星（SLSNe II）的样本。我们包括所有分类SLSNe的峰值$M_{g}<-20$ mag和观测到的\emph{broad}，但没有窄的巴耳末发射，对应于大约20%的所有富氢SLSNe在ZTF阶段I。我们研究了SLSNe II的光变曲线和光谱，并试图使用光变曲线模型来约束它们的电源。最明亮的事件在光度和光谱上与SN 2008 es原型相似，而其他事件在光谱上更像是非超亮的SNe II，特别是SNe II-L。$^{56}$ Ni衰变作为主要动力源被排除。光变曲线模型一般不能区分拱星相互作用（CSI）和磁星中央引擎，但过量的紫外线（UV）发射表明CSI被认为是在大部分的SNe与UV数据，在广泛的光度特性。同时，最亮的SLSNe II的宽H $α$分布可以通过对称拱星介质（CSM）中的电子散射来解释。在其他没有窄线的SLSNe II中，CSM可能被喷出物限制并完全溢出。CSI，可能涉及在最近的喷发质量损失，被认为是占主导地位的电源在大多数SLSNe II，和属性的多样性可能是不同的质量损失历史的结果。然而，根据它们的辐射能量，最亮的SLSNe II可能需要一个额外的电源--可能是一个与CSI结合的中央引擎。
2022-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutron stars colliding with binary companions: formation of hypervelocity stars, pulsar planets, bumpy superluminous supernovae and Thorne-Żytkow objects
我们进行了超新星爆炸后新生中子星与主序星伴星碰撞的三维流体动力学模拟。基于这些流体动力学模型，我们构建了一个半解析公式，描述了恒星内部的阻力与陡峭的密度梯度。然后，我们计算结果NS-同伴碰撞在很宽的参数范围内使用半解析公式。根据本征踢的方向和大小，我们发现碰撞可能会导致各种结果。对于相对较快的反冲和较高的碰撞参量，NS可能穿透伴星包层而不合并。通过让NS穿过伴星，伴星可以被加速到比经典双星破裂情景中考虑的理论上限高出$\sim10$ %的逃逸速度。NS在逃逸时可以捕获并带走高达百分之几的伴星包层，这可能会形成脉冲星行星，或者通过吸积导致外流，从内部加热喷出物，并为超新星光变曲线提供动力。对于较低的碰撞参量，中子星将直接与伴星合并，形成索恩-迪伊特科夫天体。在中间的情况下，NS在合并之前会穿透伴星的包层几次，可能会导致超新星光变曲线的多次颠簸，就像SN 2015 bn和SN 2019 stc。
2022-08-01 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Formation of the W-shaped O II Lines in Spectra of Type I Superluminous Supernovae
本文通过系统计算八颗I型超亮超新星的合成光谱，发现W形O II线的形成无需强烈偏离星云近似，且其出现对温度敏感（约14,000–16,000 K），并据此约束了非热电离率，为SLSNe-I能量来源提供了独立限制。
2024-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type I Superluminous Supernovae as Explosions inside Non-Hydrogen Circumstellar Envelopes
最近发现了一些I型（无氢）超亮超新星（SLSN）事件。然而，其性质仍有争议。其中最有前途的想法是冲击相互作用机制，但只有简化的半解析模型已被应用到目前为止。我们模拟光变曲线的几个I型SLSN（SLSN-I）的模型覆盖的密集，非氢拱星信封，使用多组辐射流体动力学代码，预测不仅测辐射热，但也可调光变曲线。我们证明，大部分SLSNe-I，包括那些相对较窄的光变曲线，如SN 2010 gx或广泛的，如PTF 09 cnd可以解释的SN喷出物与CS信封的相互作用，虽然这些模型的参数范围是相当宽的。中等爆炸能量（$\sim (2 - 4)\cdot 10^{51}$尔格）足以解释窄和宽的SLSN-I光变曲线，但这两种情况下的喷射质量和包络质量不同。只需要5到10个$M_\odot$的非氢物质就可以重现SN 2010 gx的光变曲线，而PTF 09 cnd的最佳模型非常庞大：它在CS包层中几乎包含$ 50 M_\odot $，而在喷出物中只包含$ 5 M_\odot $。每种情况下的CS包络从10 $R_\odot$延伸到$\sim 10^5R_\odot$（$7\cdot 10^{15} $ cm），这比标准SNe在最大光附近的典型光球半径大约大一个数量级。我们简要地讨论可能的方式来形成这种不寻常的信封。
2016-09-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Far-Ultraviolet to Near-Infrared Spectroscopy of A Nearby Hydrogen Poor Superluminous Supernova Gaia16apd
本文报道了贫氢超亮超新星Gaia 16 apd的第一个最大光远紫外-近红外光谱（1000 A- 1.62um，其余）。在z=0.1018时，它是距离太阳最近且紫外线亮度最高的事件之一，在雨燕紫外线波段（1928 A）的-11天前达到17.4（AB）等。假设是指数形式，我们推导出上升时间为33天，峰值辐射热光度为3 × 10 ^{44}尔格^-1。在最大光照下，估计光球温度和速度分别为17，000 K和14，000 km ^-1。推断的辐射能和动能约为1x 10 ^{51}和2x 10 ^{52}尔格。Gaia 16 apd是非常紫外发光的，在1000 - 2500 A下发出其总光度的50%。与已被充分研究的SN 1992 A（Ia）、SN 2011 fe（Ia）、SN 1999 em（IIP）和SN 1993 J（IIb）的紫外光谱（在3100 A处归一化）相比，它具有多个数量级的远紫外发射。这种过剩被解释为主要是由于较弱的金属线覆盖，由于低得多的丰富的铁族元素在外部喷出物。由于这些元素要么来自恒星的出生金属丰度，要么是新产生的，我们的观测提供了直接证据，表明这些新合成的材料，包括56 Ni，很少混合到外部喷出物中，并且祖先金属丰度可能是太阳下的。这不利于氦核质量>= 90 Msun的对不稳定超新星（PISN）模型，其中产生大量的56 Ni材料。较高的光球温度的Gaia 16 ap…
2017-04-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectra of Hydrogen-Poor Superluminous Supernovae from the Palomar Transient Factory
迄今为止，大多数I型超亮超新星（SLSNe-I）都是通过它们的高峰值光度和光谱来识别的，没有明显的氢迹象。我们证明，这些事件可以区分正常光度SNe（包括Ic型事件），仅从它们的光谱在很宽的光变曲线阶段。我们使用这种区别，以选择19 SLSNe-I和4个可能的SLSNe-I从帕洛玛瞬态工厂档案（包括7个以前公布的对象）。我们提出了127个新的光谱，这些对象和39个以前公布的光谱相结合，我们用这些来讨论SLSNe-I在不同的光谱相位的平均光谱特性。我们发现，Mn II最有可能有助于紫外光谱功能后，最大的光，我们给了一个详细的研究O II功能，往往表征早期的光谱SLSNe-I。我们讨论了O II的速度分布，发现对于一些SLSNe-I，这可以被限制在一个狭窄的范围内相比，相对较大的系统速度变化。Mg II和Fe II比O II和C II更倾向于更高的速度，我们简要地讨论了这可能会限制电源模型。我们尝试性地将对象分组，它们与SN 2011 ke或PTF 12 dam的匹配程度如何，并讨论了物理上不同的事件可能先前在SLSN-I标签下被分组在一起的可能性。
2018-02-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Superluminous Light Curves from Supernovae Exploding in a Dense Wind
过去十年的观测表明存在一类超亮超新星（SLSNe），其峰值亮度超过10^{44} erg/s。在这里，我们关注这些事件的一个子类，其中的光变曲线也是几十天宽，因此总辐射能量是10^{51}尔格量级。如果这些SLSNe的起源是大质量恒星的核心坍缩驱动的爆炸，那么将爆炸能量转化为辐射的机制必须非常有效（比典型的核心坍缩SNe高得多，这种效率约为1%）。我们研究的情况下，辐射亮度是由于有效的转换的动能的弹射恒星信封到辐射的相互作用与光学厚，预先存在的拱星材料（CSM），大概是一个稳定的风的产品从祖。我们基于一个简单的，数值求解，流体动力学扩散模型，这使我们能够识别可观察到的光变曲线的定性行为的分析，并将它们与风的参数。我们特别表明，一个广泛的和超发光的超新星需要相关的风物质的质量是可比的，从爆炸的祖先喷出的物质。我们找到了解释三个特殊SLSNe（SN 2005 ap、SN 2006 gy和SN 2010 gx）的峰值光度和热光变曲线宽度的风参数，并表明它们与半径为10^{15} cm量级的风最佳拟合。这些结果作为一个额外的指示，至少有一些SLSNe是由喷射的材料与类似质量的稳定风的相互作用提供动力的。
2012-05-15 astro-ph.SR
The nearby He-rich superluminous supernova SN 2021bnw during photospheric phases
INAF - Osservatorio Astronomico d’Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Dipartimento di Fisica, “Sapienza” Università di Roma & Sezione INFN Roma1（罗马大学物理系及INFN罗马第一分所）；Caltech Optical Observatories, California Institute of Technology（加州理工学院光学观测站）；National Research Center, Kurchatov Institute（库尔恰托夫研究所国家研究中心）；Lebedev Physical Institute, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院列别杰夫物理研究所）；M.V. Lomonosov Moscow State University, Sternberg Astronomical Institute（莫斯科国立大学谢尔盖天文研究所）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（云南省超新星国际研究中心）；Graduate Institute of Astronomy, National Central University（中央大学天文学研究所）
研究通过光谱和光度数据揭示SN 2021bnw的发光机制，发现其能量主要来自喷流与富含氦的周际物质相互作用，扩展了超亮Ib型超新星的数据样本。
2026-06-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN~2015da: Late-time observations of a persistent superluminous Type~IIn supernova with post-shock dust formation
本文通过晚期测光和光谱研究超亮IIn型超新星SN 2015da，揭示其持续高光度、强CSM相互作用及大质量前身星，并发现激波后尘埃形成的明确证据，指出双星相互作用可能是其前身星剧烈质量损失的原因。
2023-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova 2020wnt: An Atypical Superluminous Supernova with a Hidden Central Engine
本文研究了贫氢贫氦超亮超新星SN 2020wnt，通过光学与近红外多波段观测及射电数据，揭示其由28倍太阳质量前身星核心坍缩并由磁星驱动，但磁星加热被较大爆炸动能隐藏至峰值后，表明峰值光谱不能排除中心引擎。
2022-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrogen-poor Superluminous Supernovae With Late-time H-alpha Emission: Three Events From the Intermediate Palomar Transient Factory
本文报道了两颗新的贫氢超亮超新星（SLSN-I）iPTF 15 esb和iPTF 16 bad的观测结果，它们显示出晚期H-α发射，线光度为（1-3）e+41 erg/s，速度宽度为（4000-6000）km/s。包括之前发布的iPTF 13 ehe，迄今为止共发生了三起此类事件。iPTF 13 ehe是最明亮和发展最慢的SLSNe-I之一，而其他两个则不那么明亮和快速下降。我们将其解释为喷出物进入半径为1.0e+16 cm的中性H壳层的结果。这意味着剧烈的质量损失一定发生在超新星爆炸前几十年。如此短的时间间隔表明，爆发质量损失可能是常见的大质量恒星死亡前不久作为SLSN。更重要的是，氦不太可能完全从祖星上剥离，而可能存在于喷出物中。这是一个谜，为什么氦的功能没有检测到，即使非热能源，能够电离氦原子，可能存在的建议，在早期的时间光谱的O II吸收系列。在后期（+240天），我们的光谱似乎有本质上低于SN 2015 bn和SN 2007 bi的[O I] 6300 A光度，可能是较小的氧质量（<10- 30 Msun）的指示。所有三个事件中相对于宿主的H-α发射的蓝移可能与为iPTF 13 ehe提出的双星模型存在紧张关系。最后，iPTF 15 esb具有独特的光变曲线，其中三个峰彼此相隔约22天。LC波动在较蓝的频带中较高。一种可能的解释是喷射-CSM相互作用。
2017-09-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Superlinear Type II Superluminous Supernovae 2017fck and 2019cmv: A Possible Origin from Interacting Thermonuclear Supernovae
University of Florida（佛罗里达大学）；Las Cumbres Observatory（拉斯坎伯斯天文台）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Monash University（莫纳什大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）；CIFAR（加拿大先进研究院）；Shady Side Academy（阴影边学院）；University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；University of California（加州大学）；University of Toronto（多伦多大学）
研究超亮超新星2017fck和2019cmv，通过光学测光和光谱分析，结合计算SNe Ia-CSM数值光变曲线模型网格，推断其高CSM质量，为超线性SLSNe-II提供可能的热核起源。
2026-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Luminous Radio Emission from the Superluminous Supernova 2017ens at 3.3 years after explosion
本研究通过多年射电观测在爆炸后约3.3年首次探测到超亮超新星2017ens的明亮射电辐射，推断其前身星在核坍缩前经历了双星共同包层演化并抛射出富氢星周介质。
2023-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2017gci: a nearby Type I Superluminous Supernova with a bumpy tail
我们提出并讨论了附近（z=0.087）I型超亮超新星（SLSN I）SN 2017 gci的光谱光度观测，其峰值K校正绝对星等达到Mg=-21.5马格。它的光度和光谱演化包括两个缓慢和快速演变SLSN I的功能，从而有利于SLSN-I两个子类之间的连续分布。特别是，与其他SLSNe I类似，SN 2017 gci的多波段光变曲线显示出在最大光照后约103天和142天的两次再亮。有趣的是，这与在最大光照51天后在6520 A左右出现的宽发射特征大致一致，随后是光变曲线中的尖锐拐点。如果我们将这一特征解释为Halpha，这可能支持这样一个事实，即这些凸起是喷出物与（富含氢的）星周物质后期相互作用的标志。然后，我们将磁星和CSM相互作用提供动力的合成光变曲线拟合到SN 2017 gci的测辐射热曲线上。在磁星的情况下，拟合表明极磁场Bp = 6 x 1 e 14 G，磁星的初始周期Pinitial=2.8 ms，喷出物质量Mejecta=9 Msun，喷出物不透明度k = 0.08 cm g^{-1}。CSM相互作用方案意味着CSM质量为5 Msun，喷出物质量为12 Msun。最后，模拟了相位187天的星云光谱，得出喷出物的质量为10 Msun。我们的模型表明，无论是磁星或CSM相互作用可能是SN 2017 gci的电源，它的祖先是一个大质量（40 Msun）的恒星。
2020-12-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
DES15E2mlf: A Spectroscopically Confirmed Superluminous Supernova that Exploded 3.5 Gyr After the Big Bang
我们介绍了暗能量调查（DES）发现的DES 15 E2 mlf，最遥远的超亮超新星（SLSN）光谱证实的日期。DES 15 E2 mlf的光变曲线和Gemini光谱表明它是一颗Z = 1.861的I型超亮超新星（SLSN-I（回看时间~10 Gyr），峰值在M_AB = -22.3 +/-0.1 mag.考虑到高红移，我们的数据探测了静止帧紫外（1400-3500 A）SN的特性，发现C III特征的速度在最大光附近的14天内变化约5600 km/s。我们发现DES 15 E2 mlf的宿主星系的恒星质量为3.5^+3.6_-2.4 x 10^9 M_sun，比典型的SLSN-I宿主星系质量更大。
2017-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Polarimetry of the superluminous supernova LSQ14mo: no evidence for significant deviations from spherical symmetry
我们提出了第一次偏振观测的I型超亮超新星（SLSN）。VLT/FORS 2在V波段的五个不同时期观测到LSQ 14 mo，观测从最大光照之前开始，在静止帧中持续26天（z=0.256）。在此期间，我们没有检测到Stokes参数的任何统计学显著性变化（< 2 $σ$）。我们得到的平均值，在银河系中的星际极化校正，是Q = -0.01%（$\pm$ 0.15%）和U =-0.50%（$\pm$ 0.14%）。这种低偏振可能完全是由于SN宿主星系的星际偏振。我们的结论是，至少在观测期间和探测的光学深度，LSQ 14 mo的光球层不存在显着的不对称性，不像大多数低光度的贫氢SNe Ib/c。或者，我们可能从一个特殊的视角观察到了LSQ 14 mo。支持光谱学和光度学证实LSQ 14 mo是一个典型的SLSN I。需要进一步研究I型SLSNe的极化，以确定低水平的极化是否是整个类别的特征，并研究拟议的爆炸模型的影响。
2015-12-18 astro-ph.SR
The Type I Superluminous Supernova PS16aqv: Lightcurve Complexity and Deep Limits on Radioactive Ejecta in a Fast Event
我们提出了PS16 aqv（SN 2016 ard）的紫外/光学观测，这是一颗I型超亮超新星（SLSN-I），被归类为我们寻找低$z$ SLSNe的一部分。PS16 aqv是一个快速演化的SLSNe-I，达到了$M_{r} \approx -22.1$的绝对峰值。光变曲线在峰值后的30个静止帧天表现出显著的波动，其行为类似于在缓慢衰落的SLSN-I SN 2015 bn中看到的波动。这种相似性加强了快和慢SLSNe-I形成具有共同起源的连续体的情况。在峰值后的$\approx\!80$天，光变曲线表现出向缓慢下降的过渡，随后显著变陡，指示平台期或第二个显著波动。峰值后$\approx280$天的深度极限意味着对镍质量$M_{\rm Ni} \lesssim 0.35$ M $_{\odot}$的严格限制（低于之前的SLSNe-I），并表明某些SLSNe-I不会产生比正常Ic型SNe显著更多的镍。使用MOSFiT，我们用磁星中心引擎模型模拟光变曲线，并找到$P_{\rm spin} \approx 0.9$ ms、$B \approx 1.5 \times 10^{14}$ G和$M_{\rm ej} \approx 16$ M $_{\odot}$。暗示快速的自旋时间和大水库的可用能量加上高喷出物的质量可以解释快速发展的光变曲线和缓慢的光谱演变。我们还研究了PS16 aqv在其宿主…
2018-05-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium superluminous SN 2021bnw : an explosion of a massive star with a pre-outburst
Sapienza Università di Roma（罗马第一大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能及替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（天体物理研究所与分子研究中心）；Institut d’Astrophysique de Paris（巴黎天文台）；INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Sternberg Astronomical Institute, Moscow State University（莫斯科国立大学斯登伯格天文研究所）；Astro Space Center（太空天文中心）
研究通过模拟发现，SN 2021bnw是由大质量恒星核心坍缩并受磁旋转效应影响形成的超光速超新星。
2026-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of Broad H$α$ Emission Lines in the Late-time Spectra of a Hydrogen-poor Superluminous Supernova
iPTF 13 ehe是一颗贫氢超亮超新星（SLSN），z=0.3434，具有缓慢演化的光变曲线和光谱特征，与SN 2007 bi相似。它在（83-148）天（静止坐标系）内上升，达到1.3 x $10^{44}$ erg/s的最高辐射热光度，然后在0.015等非常缓慢地衰减。每日实测喷出物速度为13000 km/s。推断出的爆炸特征，如喷出物质量（67-220 $M_\odot$），总辐射和动能（分别为$10^{51}$和2 x $10^{53}$ erg），是一个缓慢发展的贫H SLSN事件的典型特征。然而，在+251天拍摄的后期光谱揭示了巴尔末α发射特征，具有宽和窄的成分，这在其他贫氢SLSNe中从未被发现过。宽分量的速度宽度约为4500 km/s，相对于窄分量有约300 km/s的蓝移。我们解释了这种广泛的H $α$发射与$\sim$ 2 $\times10^{41}$ \，erg\，s $^{-1}$的亮度之间的相互作用产生的超新星喷出物和一个离散的富氢壳，位于距离$\sim4\times10^{16}$ \，cm的爆炸现场。这种喷射-CSM相互作用导致静止帧r带LC在后期变亮。后期光谱没有被激波电离的CSM壳层完全吸收这一事实意味着它的汤姆逊散射光学深度可能<1，从而设定了CSM质量<30 $M_\odot$和体积数密度<4 x $10^8cm^{-3}$的上限。在现有…
2015-10-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium-rich Superluminous Supernovae From the Zwicky Transient Facility
氦被认为存在于一些贫氢超亮超新星（SLSN-I）的喷出物中。然而，到目前为止，只有一个事件PTF 10 hgi在其光球光谱中被识别出具有He特征（Quimby等人，2018）。我们在$z=0.0866$上发现了一个新的富氦SLSN-Ⅰ，ZTF 19 aawfbtg（SN 2019 hge）。这一事件在相对于峰值的$-41$到$+103$ \天的相位上有10多个光谱，其中大部分与PTF 10 hgi的光谱匹配良好。确认来自于在$+34$天拍摄的近红外光谱，揭示了He I在1.083和2.058 $μ$ m处具有P-Cygni轮廓的特征。利用PTF 10 hgi和SN 2019 hge的光谱作为模板，我们研究了ZTF在前两年的运行中发现的70个SLSN-I，并发现了另外5个具有明显He特征的SLSN-I。正如以前的研究所提出的那样，正常核塌缩超新星中He，I原子的激发需要非热辐射。这些富He事件具有蓝光谱、高峰值亮度和缓慢上升的时间尺度，不能用传统的$^{56}$ Ni混合模型来解释。磁星模型提供了一个可能的解决方案，因为脉冲星风自然产生高能粒子作为非热激发源。另一种模型是喷出物与H-穷人CSM的相互作用，这可能是由所观察到的光变曲线波动的支持。这六颗SLSN-Ib似乎具有相对较低的峰值光度（静止帧$M_g = -20.06\pm0.16$ mag）。
2020-08-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2024afav: A Superluminous Supernova with Multiple Light Curve Bumps and Spectroscopic Signatures of Circumstellar Interaction
The NSF AI Institute for Artificial Intelligence and Fundamental Interactions（美国国家科学基金会人工智能与基本相互作用研究所）；Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文系）；Department of Astronomy, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文系）；Department of Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校物理系）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）
SN 2024afav是一颗具有多个光变曲线突起和光谱学特征的超亮I型超新星，其光谱学特征表明超新星喷射物与氢丰富的壳层之间存在相互作用。
2025-12-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
