First release of high-redshift superluminous supernovae from the Subaru HIgh-Z sUpernova CAmpaign (SHIZUCA). I. Photometric properties
我们报告了我们从斯巴鲁HIGH-Z sUpernova CAmpaign（SHIZUCA）首次发现的高红移超新星，使用斯巴鲁/Hyper Suprime-Cam进行的瞬态调查。我们报告了三颗超新星的发现，光谱确认的红移为2.399（HSC 16 adga），1.965（HSC 17 auzg）和1.851（HSC 17 dbpf），以及两颗超新星候选者的主星系光度红移分别为3.2（HSC 16 apuo）和4.2（HSC 17 dsid）。在本文中，我们介绍了它们的光度特性，并在随附的论文中介绍了已确认的高红移超新星的光谱特性（Curtin et al. 2019）。红移为z ~ 2的超新星，其余紫外峰的亮度接近-21等，它们可能是超亮超新星。在z ~ 2处发现的3颗超新星，其事件率约为900 +/- 520 Gpc-3 yr-1（含泊松误差），这与根据宇宙恒星形成历史外推局部速率估算的总超亮超新星事件率一致。加入未经证实的超亮超新星候选者将增加事件发生率。我们在红移约为3和4的超亮超新星候选者表明，超亮超新星的近似速率为~ 400 +/- 400 Gpc-3 yr-1（z ~ 3）和~ 500 +/- 500 Gpc-3 yr-1（z ~ 4），具有泊松误差。我们的初步结果证明了Hyper Suprime-Cam发现高红移超新星的杰出能力。
2019-02-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
Revealing the binary origin of Type Ic superluminous supernovae through nebular hydrogen emission
我们认为在Ic型超亮超新星iPTF 13 ehe中观测到的星云H-α辐射来自于超新星喷出物与伴星碰撞时从伴星上剥离的物质，辐射的时间演化、谱线展宽和整体蓝移与这一解释是一致的。我们缩放星云的H-α光度预测Ia型超新星在单简并系统中，以获得剥离的质量需要解释的H-α光度的iPTF 13 ehe。我们发现剥离质量为0.1 - 0.9太阳质量，假设超新星光度是由放射性或磁星自旋下降。由于需要一个中央加热源来激发H-α发射，如果H-α发射来自剥离物质，则相互作用动力模型不适合iPTF 13 ehe。我们推导出一个超过20个太阳质量的伴星质量和一个小于20个伴星半径的双星分离的基础上的剥离效率在碰撞过程中，表明超新星的祖先和伴星形成了一个巨大的紧密的双星系统。如果Ic型超亮超新星通常发生在大质量的近距离双星系统中，那么先前在几颗Ic型超亮超新星中观察到的早期增亮也可能是由于与近距离伴星的碰撞。对未来Ic型超亮超新星中星云氢发射的观测将使我们能够检验这一解释。
2015-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Physics of Superluminous Supernovae
理解大质量恒星如何以超新星的形式消亡是现代天体物理学中的一个关键问题。超新星是强大的恒星爆炸和宇宙重子循环的关键驱动力，通过将其爆炸能量和重元素注入形成新恒星的星际介质。经过几十年的努力，天体物理学家已经建立了一个大质量恒星爆炸机制的标准模型。然而，这一模型受到了最近凌日观测中发现的新型恒星爆炸的挑战。特别是，被称为超亮超新星的新种群，比典型的超新星亮一百倍，正在彻底改变我们对超新星的理解。新的研究表明，超亮超新星与超大质量恒星的不寻常消亡有关，它们的极端超新星由爆炸后形成的放射性同位素或致密物体提供动力。研究这些超新星填补了大质量恒星死亡和爆炸之间的知识空白;此外，我们可以利用它们的强烈亮度照亮遥远的宇宙。本文旨在对超亮超新星物理学进行及时的回顾，重点关注其理论模型的最新发展。
2021-03-09 astro-ph.HE
Exploring GRBs and supernovae connection: does a superluminous hypernova population exist?
本文回顾了超长伽马射线暴与超亮超新星之间可能存在的联系，重点分析了GRB 111209A/SN 2011kl等关键事件、前身星与宿主星系的作用以及磁星中心引擎等模型，指出需进一步观测和理论研究以确定是否存在超亮超新星族群。
2025-05-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Related progenitor models for long-duration gamma ray bursts and Type Ic superluminous supernovae
我们在质量范围$5\,\rm{M}_{\odot}\dots 100\,\rm{M}_{\odot}$内模拟了快速旋转的沃尔夫-拉叶星的晚期演化和质量损失历史。我们发现，准化学均匀演化的单星计算增强混合保留非常少或没有氦，并与类型\，Ic超新星兼容。在我们的低质量模型中，更有效地去除核心角动量和预期的更小的紧凑物体质量，导致核心自旋在磁星驱动的超亮超新星的范围内。我们的更大规模的模型保留了更大的特定核心角动量，预计长时间的伽马射线暴在银河系的情况。由于没有明显的氦包层，核心氦耗尽后迅速增加的中微子发射导致整个恒星加速收缩，导致强烈的自旋上升，并在核心坍缩前的最后几年到几十年以高达$10^{-2}\,\rm{M}_{\odot}~\rm{yr^{-1}}$的速度离心驱动质量损失。由于我们的低质量模型中的角动量输运增强了包络自旋，因此它们显示了离心强制质量损失的最大相对量，即，高达预期喷出物质量的25%。我们最大的质量模型演化到脉动对不稳定状态。因此，对于喷出物质量低于$\sim 10\,\rm{M}_{\odot}$的~Ic型超亮超新星和喷出物质量高于$\sim 30\,\rm{M}_{\odot}$的最大质量的发动机驱动爆炸，我们可以预期它们与富含C/O的星周介质相互作用的特征。这种相互作用的迹象应该在超新星爆发的早期就可以观察到，并且可能与在超亮超新星的光变曲线中观察到的隆起有关…
2018-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Systematic investigation of the fallback accretion powered model for hydrogen-poor superluminous supernovae
后退吸积释放的能量被认为是一种可能的引擎，为贫氢的超亮超新星提供动力。我们系统地研究了这个模型，使用贝叶斯光曲线拟合代码MOSFiT（模块化开源拟合器瞬态），拟合光曲线的37氢贫超亮超新星假设一个后备吸积中央引擎。我们发现，这个模型可以产生很好的适合他们的光变曲线，与适合的质量，竞争对手流行的磁星发动机模型。检查我们导出的后退模型的参数，我们发现吸积盘的总能量需求估计为0.002 ~ 0.7 Msun c^2。如果我们采用典型的转换效率~ 1 e-3，则吸积所需的质量为2 - 700 Msun。因此，许多超亮超新星需要一个不切实际的吸积质量，因此只有一小部分这些事件可以由后备吸积提供动力，除非真正的效率比我们的基准值大得多。需要最小量的回退质量的超亮超新星仍然是回退吸积动力超新星候选者，但它们很难仅仅通过它们的光变曲线特性来区分。
2018-09-29 astro-ph.HE
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
Magnetar-powered superluminous supernovae must first be exploded by jets
我们分析了最近的磁星光变曲线建模的38个贫氢超亮超新星（SLSNe），并发现爆炸本身的能量，发生在磁星能量释放，超过中微子驱动的爆炸机制可以提供约一半的系统。这些SLSNe的爆炸过程肯定与延迟中微子机制不同，很可能是喷流反馈机制（JFM）。SLSNe磁星模型的结论是，磁星诞生时发射的喷流不能被忽略，而不是在爆炸本身，也不是在质量回落可能发生的时候。更一般地说，目前的分析加强了从中微子驱动的所有核心坍缩超新星喷流驱动的爆炸模型的范式转变的呼吁。
2017-11-20 astro-ph.HE
Magnetar-Powered Supernovae in Two Dimensions. I. Superluminous Supernovae
以前的研究表明，嵌入年轻超新星中的快速旋转磁星发出的辐射可以大大放大其亮度。这些一维的研究还揭示了超新星内部深处的薄而致密的壳层中存在着由辐射加速物质堆积而产生的不稳定性。在这里，我们在两个维度上研究这个问题，并发现，虽然不稳定性导致混合和破裂，这个壳成非线性结构，减少密度对比，在一个空心壳的物质浓度持续存在。混合的程度取决于磁星输入的相对能量和内部喷出物的动能。由此产生的超新星的光变曲线和光谱将发生明显的变化，超新星遗迹的外观也会发生明显的变化，它将是无细胞的和无细胞的。类似的堆积和混合可能是其他事件的特征，其中能量是由中心集中源在一段时间内输入的，例如脉冲星，放射性衰变，中微子风或碰撞壳。我们的模型的相关性，最近的发光瞬态ASASSN-15 lh进行了简要讨论。
2016-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Forecast of cosmological constraints with superluminous supernovae from the Chinese Space Station Telescope
本研究探讨了中国空间站望远镜（CSST）超亮超新星（SLSNe）的宇宙学应用，预测其在2.5年内可观测约360颗SLSNe，并利用峰值-颜色关系严格约束宇宙学参数，揭示高红移暗能量本质。
2024-06-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Properties of magnetars mimicking 56Ni-powered light curves in Type Ic superluminous supernovae
许多Ic型超亮超新星在其光度峰值后的光变曲线衰减率接近于56 Co的核衰变率，这与它们由56 Ni和可能的对不稳定超新星提供动力的解释一致。然而，它们的上升时间通常短于对不稳定超新星的预期，并且Ic型超亮超新星通常被认为是由磁星自旋下降提供动力。如果磁星自旋下降实际上是驱动Ic型超亮超新星的主要机制，那么它应该能够相当容易地产生类似于56 Co衰变率的下降率。在这项研究中，我们调查磁星的条件下，他们的自旋下降的能量输入可以表现得像56 Ni核衰变能量输入。我们发现，在一定范围内的初始磁场强度足以保持磁星的能量沉积在几个因素的56 Co衰变能量为几百天。磁星自旋下降需要通过几乎纯的偶极辐射，制动指数接近3，以在宽的参数范围内模拟56Ni。磁星不仅可以再现56 Co衰变光变曲线，而且可以再现大多数56 Ni动力光变曲线的上升时间和峰值亮度。需要超过700天的辐射热光变曲线来区分这两种能源。我们预计，如果它们主要由磁星自旋下降提供动力，那么应该会发现更多上升时间短的缓慢下降的超亮超新星。
2016-12-20 astro-ph.HE
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
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
Thermonuclear explosions of rapidly differentially rotating white dwarfs: Candidates for superluminous Type Ia supernovae?
观测到的“超亮”Ia型超新星的子类缺乏令人信服的理论解释。如果这类天体的辐射完全是由爆炸中形成的镍-56放射性衰变提供动力，那么就需要一颗不旋转的白矮星的母星质量接近或甚至超过克拉塞卡极限。显著超过该极限的质量可以通过差动旋转来支撑。因此，我们探索爆炸和预测不同的情况下产生的差异旋转的碳氧白矮星接近各自的稳定极限的观测值。具体来说，我们已经研究了一个提示爆震模型，爆炸后的初始爆燃阶段（“延迟爆震”模型），和一个纯爆燃模型。在后处理步骤中，我们进行了核合成和三维辐射转移计算，这使我们能够第一次从我们的模型中一致地获得合成观测值。我们发现，所有涉及爆炸的爆炸场景产生非常明亮的事件。然而，对它们的观测预测与任何已知的Ia型超新星的子类都不一致。纯粹的爆燃类似于2002 cx型超新星，可能是这类超新星的一部分。我们讨论了我们的发现的爆炸机制和差异旋转的白矮星作为超新星祖先的存在的影响。
2018-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Complexity in the light curves and spectra of slow-evolving superluminous supernovae
一小群新发现的超亮超新星显示出广泛和缓慢演变的光变曲线。在这里，我们提出了广泛的观测数据，缓慢演变的超亮超新星LSQ 14 an，这使得这组瞬态在低红移宇宙（z $<$ 0.2; SN 2007 bi，PTF 12 dam，SN 2015 bn）总共四个。我们特别关注从峰值50天到400天期间的光学和近红外演化，表明它们在光变曲线和光谱演化方面都非常相似。LSQ 14 an显示宽的蓝移[O III] $λλ$ 4959、5007线，以及蓝移[O II] $λλ$ 7320、7330和[Ca II] $λλ$ 7291、7323。此外，这四个对象的样本显示了共同的特征。半禁发射线和禁发射线在50-70天出现得令人惊讶地早，并且直到400天仍然可见，几乎没有变化。光谱在400天内保持蓝色。所有这些都有小的，但可辨别的光变曲线波动。在150天后，每一种的光变曲线显示出比$^{56}$ Co更快的下降，并且在300天后其进一步变陡。我们还扩展了我们的分析，提出了LSQ 14 an和SN 2015 bn的X射线极限，并讨论了它们在解释其共同特征时的诊断能力。这些特徴与快速演化的超亮超新星截然不同，而且仅以喷出物质量的变化来解释并不容易。虽然中央引擎仍然是最有可能的光度来源，但似乎喷出物的结构很复杂，有多个发射区，并且膨胀的喷出物与周围物质之间至少有一些相互作用。
2017-04-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
The Progenitors of Superluminous Type Ia Supernovae
本研究针对超钱德拉塞卡Ia型超新星的前身星问题，通过一维数值模拟对比磁化白矮星与白矮星并合模型，发现并合模型能更好重现观测的低抛射速度与光变特征，为后续观测和高维建模提供基础。
2023-06-14 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Analytical Expressions For Light-Curves Of Ordinary And Superluminous Supernovae Type Ia
Ia型超新星（SNeIa）可以由缓慢旋转的碳氧白矮星爆炸产生，白矮星的质量通过质量吸积增加到临界值以上。在光球和早期星云阶段与星周物质的碰撞可以增强普通SNeIa的热光度，使其成为超亮的。几个简化的假设导致一个简单的解析主公式，它很好地描述了普通SNeIa和超亮SNeIa的辐射热光变曲线的几个初始物理参数。SNeIa的其他主要性质，包括经验的“更亮-更慢”菲利普斯关系，该关系用于标准化普通SNeIa作为距离指标，并导致宇宙加速膨胀的发现，被再现
2015-06-25 astro-ph.HE hep-ph
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
First release of high-redshift superluminous supernovae from the Subaru HIgh-Z sUpernova CAmpaign (SHIZUCA). II. Spectroscopic properties
我们提出了三个可能的高红移超亮超新星（SLSNe）从斯巴鲁高Z sUpernova CAmpaign（SHIZUCA）的凯克光谱观测，确认红移为1.851，1.965和2.399。从多波段光度红移中选择宿主星系进行瞬态监测。超新星是在其上升过程中被探测到的，而经典的光谱是在接近最大光的时候收集的。的restframe远紫外（FUV; $\sim$ 1000 A-2500 A）光谱包括一个显着的主机星系流量的贡献，我们比较我们的主机星系减去光谱的紫外发光SNe的文献。虽然这里给出的光谱的信噪比足以确认红移，超新星光谱类型的确认仍然没有定论。第一个SHIZUCA Keck光谱后续计划的成功表明，像SHIZUCA这样的活动能够以足够的精度，速度和深度识别高红移SLSNe，以便快速，节奏良好和信息丰富的后续行动。
2019-02-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
On the event rate and luminosity function of superluminous supernovae
本文根据泛STARRS 1中深巡天（PS1 MDS）发现的17个事件，计算了贫氢超亮超新星（SLSNe-I）的单位体积速率。假设两种形式的光度函数（LF）：对数正规形式和单一的幂律形式，分别。假设SLSNe-I的速率与宇宙恒星的形成速率成正比，并有额外的红移演化$(1+z)^α$。结果表明，单次幂形式比对数正态形式更能拟合数据，SLSNe-I的事件率与宇宙星形成率成正比（采用$α=0$）.我们测量的SLSNe-I率约为$40 ~\rm{yr^{-1}Gpc^{-3} }$在加权平均红移为$\overline z=0.89$，这是与以前的作品。
2020-09-29 astro-ph.HE
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
Long-duration superluminous supernovae at late times
本文介绍了Ic型超亮超新星的星云相观测和光谱模型。LSQ 14 an和SN 2015 bn都显示出与SN 2007 bi类似的晚期光谱，并且这类与SN 1998 bw等宽线Ic型SNe有很强的相似性。SN 2015 bn的近红外观测显示出很强的Ca II三重态，O I 9263，O I 1.13 μ m和Mg I 1.50 μ m，但没有明显的He，Si或S发射。Ca II NIR/[Ca II] 7291，7323比值高达2，表明n_e >~ 10^8 cm^{-3}的高电子密度。研究了氧区发射的光谱模型，对发射区进行了约束。模型需要M（O区）>~ 10 Msun才能产生足够的[O I] 6300，6364光度，与供电情况和密度无关。高氧区质量，由高估计镁质量支持，指向大规模CO核心的爆炸，需要M_ZAMS >~ 40 Msun。对不稳定脉动的碰撞不能提供足够的质量来解释发射。[O II]和[O III]线在许多模型中自然出现，这加强了在某些光谱中宽[O II] 7320，7330，[O III] 4363和[O III] 4959，5007的识别。O/Mg区需要一个小的填充因子f <~ 0.01才能在Mg I] 4571、Mg I 1.504 μ m和O I复合线中产生足够的亮度，这表明喷出物是成团的。我们审查的背景下提出的各种方案的超亮超新星的星云光谱建模的限制。
2017-01-25 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
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
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
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
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 Energy Sources of Superluminous Supernovae
超新星（SNe）是最明亮的光学恒星级爆炸。在过去的20年中，几个光学瞬变测量项目发现了超过$\sim 100$的所谓超亮超新星（SLSNe），其峰值亮度和辐射能量为$\gtrsim 7\times 10^{43}$ erg s $^{-1}$和$\gtrsim 10^{51}$ erg，至少比正常SNe大一个数量级。根据它们的光谱特征，SLSNe被分为两大类：缺氢的I型和富氢的II型。研究和确定SLSNe的能量来源对于理解恒星演化和爆炸机制具有重要意义。SLSNe的能量来源可以通过分析它们的光变曲线（LC）和光谱来确定。最流行的模型占SLSN LC的$^{56}$ Ni级联衰变模型，磁星自旋下降模型，喷出物-CSM相互作用模型，喷流-喷出物相互作用模型。在这个\textit{review}中，我们提出了几种能源模型和它们的不同组合。
2019-02-21 astro-ph.HE
Superluminous X-rays from a superluminous supernova
超亮超新星（SLSNe）的发现，其峰值亮度比普通超新星亮约100倍（通常SLSNe的M_V <-21），显示了核心坍缩超新星性质的意外多样性。对于这些事件的性质，人们提出了许多模型，包括冲击波与稠密的星周环境的强相互作用、通过中央引擎重新激发外流，或者由于在极其巨大的恒星核心产生对而导致压力损失后恒星灾难性毁灭的起源（所谓的对不稳定超新星）。在这里，我们考虑可以通过XMM-牛顿，钱德拉和斯威夫特的X射线观测对贫氢SLSNe（SLSNe-I）的爆炸机制进行限制，并表明至少有一个SLSNe-I可能是有史以来观测到的最明亮的X射线超新星，L_X ~ 10^45尔格/秒，在最初发现后约150天。这是一个亮度3个数量级高于其他X射线超新星通过拱星相互作用。如此高的X射线亮度足以覆盖喷出物，并显着降低光学深度，使人们有可能看到喷出物的深处以及任何存在于那里的发射源。另一种可能是，一台发动机可能为喷出物外部的适度相对论性喷流提供动力，类似于伽马射线暴中看到的情况。如果X射线的探测确实需要引擎，这意味着这些SNe确实会产生紧凑的物体，并且恒星不会在对不稳定事件中完全摧毁。未来的观测将确定这些机制中的哪些（如果有的话）在超亮超新星中起作用。
2013-04-03 astro-ph.HE
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
Hydrogenless Superluminous Supernova PTF12dam in the Model of an Explosion inside an Extended Envelope
本文提出了一个在致密扩展的无氢包层内的超新星爆炸模型，用来解释超亮超新星PTF 12 dam的光变曲线的性质。在文献中，有人认为这颗超新星的通量上升得太快，无法用爆炸模型来解释，这是由于与电子-正电子对产生相关的不稳定性（对不稳定超新星，PISNe），但它可以用磁星能量输入的模型来描述。我们表明，PTF 12 dam型超新星可以解释没有磁星在一个模型中的辐射冲击在一个密集的拱星信封，不需要一个过大的爆炸能量。
2015-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Transitional events in the spectrophotometric regime between stripped envelope and superluminous supernovae
剥离包层超新星（SE-SNe）和超亮超新星（SLSNe）之间的划分在光度或光谱空间中都没有很好的定义。虽然已经提出了一个尖锐的光度阈值，但仍然有越来越多的过渡物体达到这个阈值，而没有SLSNe的光谱特征。在这项工作中，我们提供了SE-SNe和SLSNe之间的四个SNe过渡的数据和分析;贫氦SNe 2019 dwa和2019 cri，以及富氦SNe 2019 hge和2019 unb。每个对象显示长寿命和可变光度的演变与周围的SLSN阈值的$M_r < -19.8$马格光度。然而，光谱，这些对象是类似的SE-SNe，线速度低于任何SE-SNe和SLSNe，因此代表了一个有趣的情况下罕见的过渡事件。
2021-09-29 astro-ph.HE
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
The restframe ultraviolet of superluminous supernovae -- I. Potential as cosmological probes
超亮超新星（SLSNe）已经被探测到$z\sim4$，并且可以使用现有和即将到来的设施探测到$z\gtrsim15$。SLSNe是非常紫外发光的，因此$z\gtrsim7$上的物体只能通过它们的静止帧紫外线使用光学和红外设施来检测。SLSNe在恒星和星系演化的多个领域都有很大的用途。在这里，我们探讨了潜在的使用SLSNe I型高红移宇宙学距离指标，在其休息帧紫外线。使用SLSNe-I样品的红移范围内$1\lesssim z\lesssim 3$，我们调查的峰值绝对值之间的相关性在一个合成的紫外线过滤器中心在250 nm和上升时间，颜色和下降速率的SLSNe-I光曲线。我们观察到$M_0(250)$和上升时间之间的线性相关性，固有散射为0.29。有趣的是，通过消除在其光变曲线中显示出峰前凸起的那些SLSNe，这种相关性进一步收紧（$σ_{int} \approx 0.2$）。这一结果暗示了“颠簸”SLSNe可能属于不同种群的可能性。弱相关性之间观察到的峰值亮度和颜色指数。与通常在光学波段中发现的相反，在UV峰幅度和下降率之间没有发现任何关系。这里发现的相关性是有前途的，并提供了令人鼓舞的见解使用SLSNe宇宙学探测器在高红移使用标准化的关系在紫外线。我们还强调了早期的重要性，一致的，光度数据约束的光变曲线属性。
2023-02-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
A statistical approach to identify superluminous supernovae and probe their diversity
我们调查的氢贫超亮超新星（SLSNe I）的识别使用光度分析，不包括一个任意的震级阈值。我们组装一个均匀的样品，以前分类SLSNe我从文献中，并适合他们的光变曲线使用高斯过程。从拟合中，我们确定了四个相关时具有高统计显著性的光度参数，并将它们组合在一个参数空间中，以传达其光度和颜色演变的信息。该参数空间为SLSNe I提供了一个新的定义，可用于分析现有和未来的瞬态数据集。我们发现，90%以前分类SLSNe I符合我们的新定义。我们还研究了SLSNe I的两个子类的证据，结合他们的光度演化与光谱信息，即光球速度和梯度。聚类分析揭示了两个不同群体的存在。“快速”SLSNe显示快速的光变曲线和颜色演变，大速度和大速度梯度。“慢”SLSNe显示缓慢的光变曲线和颜色演变，小的膨胀速度，和几乎不存在的速度梯度。最后，我们讨论了我们的分析的影响，在SLSNe的动力引擎的理解，以及它们的实施作为宇宙学探测在当前和未来的调查。
2018-01-24 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
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
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
The Volumetric Rate of Superluminous Supernovae at z~1
我们提出了一个测量的体积率的超亮超新星（SLSNe）在z~1，测量档案数据从第一个四年的加拿大-法国-夏威夷望远镜超新星遗产调查（SNLS）。我们开发了一种SLSNe的光度分类方法来构建我们的样本。我们的样本包括两个先前光谱识别的对象，以及使用我们的分类技术选择的另一个新候选对象。我们使用Perrett等人（2010）的点源回收效率和Monte Carlo方法来计算基于SLSN样本的速率。我们发现，在体积加权红移z=1.13时，从SNLS中识别出的三个SLSNe的速率为91（+76/-36）SNe/Yr/Gpc ^[3]。这相当于相同红移下体积核坍缩超新星速率的2.2（+1.8/-0.9）x10^-4。当结合其他速率测量从文献中，我们表明，SLSNe的速率增加红移的方式与宇宙恒星形成的历史。我们还估计了超长伽马射线暴（ULGRBs）的基础上发现的雨燕卫星的事件，并表明，它是可比的SLSNe的速率，提供了进一步的证据，这两类事件之间可能存在联系。我们还研究了在SNLS中发现的SLSNe的宿主星系，并发现它们与其他已发表的SLSNe样本的恒星质量分布一致。
2016-05-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Bumpy Declining Light Curves Are Common in Hydrogen-poor Superluminous Supernovae
最近的研究表明，贫氢（I型）超亮超新星（SLSNe）的光变曲线，被认为是由磁星中心引擎提供动力的，并不总是遵循简单的磁星自旋下降模型预测的平滑下降。在这里，我们提出了第一个系统的研究的患病率和性质的“颠簸”的峰后光变曲线的34 SLSNe。我们发现，大多数（44-76%）的事件不能单独用一个光滑的磁星模型来解释。我们没有发现有和没有碰撞的事件在超新星性质上有任何区别。通过拟合一个简单的高斯模型的光变曲线残差，我们的特征与振幅，温度，相位和持续时间的每个凸块。我们发现，大多数凸块对应于增加的光球温度的喷出物，虽然我们没有看到剧烈变化的光谱特征在凸块。我们还发现了一个适度的相关性（$ρ\approx0.5$ ; $p\approx0.01$）之间的阶段的颠簸和上升时间，这意味着这样的颠簸往往发生在某个“进化阶段”，$(3.7\pm1.4)t_\mathrm{rise}$。大多数突起都是从一个光度可变的中心源扩散出来的，尽管不排除喷出物中更远的源。有了这些证据，我们探索这些凸起的原因是否是超新星内在的（例如，可变中央引擎）或外部（例如，星周相互作用）。这两种情况都是合理的，需要磁星输入光度的低水平变化，喷出物不透明度的小幅度降低，或薄的拱壳或盘。
2022-06-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Gamma-ray Efficiency of Superluminous Supernovae: Potential Detections and Population-Level Constraints
Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg（埃尔朗根-纽伦堡大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）
研究通过分析17年费米-拉特数据，发现I型超新星的伽马射线效率显著低于预测，SN 2017egm显示可能的超额，但SN 2018bsz的未探测结果排除了简单统一效率模型，提示潜在的多样性。
2026-04-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Stellar Core-Merger-Induced Collapse: New Formation Pathways for Black Holes, Thorne-$\dot{\rm Z}$ytkow objects, Magnetars and Superluminous Supernovae
大多数中子星（NS）和黑洞（BH）被认为是大质量恒星演化过程中的最后残余。在这项研究中，我们提出了一个新的形成通道的形成BH和特殊的NS（特别是磁星和索恩- $\dot{\rm Z}$ ytkow对象[T $\dot{\rm Z}$ Os]），我们称之为核心合并诱导崩溃（CMIC）模型。这个模型涉及到氧/氖/镁组成的白矮星和富氢或富氦的非简并恒星的核心在共同包层阶段结束时的合并，导致产生特殊的新型物体。模拟结果表明，CMIC通道对（毫秒）类星体、T $\dot{\rm Z}$ Os、磁星和BH的布居有重要贡献.此外，还在研究通过CMIC模型形成的T $\dot{\rm Z}$ Os、磁星和BH驱动的超亮超新星的可能性。在CMIC之后形成的具有直接物质环境的磁星可能是快速射电暴的良好源。
2022-03-08 astro-ph.HE
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
Millisecond Magnetar Birth Connects FRB 121102 to Superluminous Supernovae and Long Duration Gamma-ray Bursts
重复的快速射电暴FRB 121102的亚弧秒定位揭示了它与矮宿主星系和稳定（“静止”）非热射电源的重合。我们发现，宿主星系的性质与长持续时间的伽马射线暴（LGRB）和贫氢超亮超新星（SLSNe-I）的性质是一致的。LGRB和SLSNe-I都曾被假设是由新形成的强磁化中子星的电磁自旋提供动力，这些中子星具有毫秒级的诞生旋转周期（“毫秒磁星”）。这促使我们考虑这样一种情况，即FRB 121102的重复爆发源于一个年轻的磁星遗迹，它嵌入在一个年轻的贫氢超新星遗迹中。通过膨胀的超新星喷出物（占光电离的旋转供电的磁星星云）的GHz的自由-自由光学深度的要求，对爆发的能量约束，以及对静态源的大小的约束都指向一个年龄不到几十年到一个世纪。静止的射电源可以归因于超新星喷出物的快速外层与祖星周围的风之间的冲击相互作用或来自磁星风星云深处的同步加速器发射。或者，射电辐射可能是一个最初离轴的LGRB喷流的孤儿余辉，尽管这可能需要源太年轻。年轻的源的年龄可以通过搜索的时间导数的分散措施和预测的静态无线电源的衰落进行测试。我们建议未来的SLSNe-I/LGRB/FRB连接的测试，如搜索FRB从附近的SLSNe-I/LGRB的时间尺度上的几十年后，他们的爆炸。
2017-03-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
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 $_\o…
2017-01-20 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Testing the magnetar scenario for superluminous supernovae with circular polarimetry
超亮超新星（SLSNe）的亮度至少是普通超新星（SNe）的$\sim$ 5倍。特别是贫氢SLSN-I很难用传统的动力机制来解释。一种可能的解释是SLSNe-I由内部引擎提供动力，例如磁星或吸积黑洞。强磁场或准直喷流可以使光呈圆形。在这项工作中，我们测量了两个SLSNe-I的圆偏振与FOcal还原器和低色散摄谱仪（FORS 2）安装在ESO的甚大望远镜（VLT）。PS17 bek是一种快速进化的SLSN-I，在峰值附近观察到，而OGLE 16 dmu是一种缓慢进化的SLSN-I，在峰值后100天观察到。两颗SLSN都没有显示出圆偏振光的证据，然而，这些未探测到的情况并不排除磁星作为SLSNe-I的动力引擎的可能性。我们计算了磁场的强度和预期的圆极化作为与磁星距离的函数，它下降得非常快。此外，我们没有观察到显着的线偏振PS17 bek在四个历元，这表明光球附近的峰值接近球对称。
2018-04-30 astro-ph.HE
Simulations of light curves and spectra for superluminous Type Ic supernovae powered by magnetars
在过去的十年中，许多Ic型超亮超新星（SLSNe）被发现和监测。其起源的有利机制是来自磁星的持续能量注入。本研究提出了非局部热力学平衡的时间相关的辐射转移模拟的各种单一的富碳沃尔夫-拉叶星爆炸的影响磁星的不同属性和覆盖从几天到一个或两个爆炸后的年。非热处理过程中，规定的磁力沉积配置文件，动力学效应被忽略。在这种情况下，磁星功率的主要影响是在长达一周的时间尺度上提高喷出物的内能，提高喷出物的温度和电离，将光谱能量分布转移到近紫外线（即使对于采用的太阳金属丰度），产生蓝色光学颜色。不同的喷出物和磁星属性会导致光变曲线的不同延伸和移动（上升时间、峰值或星云光度、光变曲线宽度）。在最大限度上，所有模型都显示出光学中存在OII和CII线，而OIII和CIII线则更少。在高亮度阶段，非热效应可以忽略不计。在最大值之后，更高能量的爆炸更热，电离程度更高，产生的光谱在光学上更蓝。聚束是最大值之后的谱分集的来源。成团是必不可少的触发喷出物重组，并产生存在的OI，CaII和FeII线从几个星期后，直到星云的时间最大。Gaia 16 apd的紫外和光谱在最大值处或LSQ 14 an在+410 d处的星云光谱与一些假设没有成团的模型是一致的。然而，大多数观察到的SLSNe Ic似乎需要从早期极大后到星云时间的聚集（例如，SN 2007 bi在+46和+367d; Gaia 16 apd在+43d）。
2018-12-10 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
Selecting superluminous supernovae in faint galaxies from the first year of the Pan-STARRS1 Medium Deep Survey
Pan-STARRS 1（PS1）勘测在10个中深勘测（MDS）区域获得了5个波段（grizy_P1）的成像，覆盖了总共70平方度。本文描述了在PS1 MDS数据的第一年内寻找明显无宿主的超新星（SNe），目的是发现新的超亮超新星（SLSNe）。在MAB ~ 23.5范围内共发现249个无宿主瞬变，其中76个为Ia型SNe。有57个SNe具有完整的光变曲线，可能是核心塌陷SNe（CCSNe）或SLSNe，其中12个已经拍摄了光谱。在这12个无宿主的非Ia型SNe中，有7个是Ic型的SLSNe，红移在0.5-1.4之间。这说明Ic型SLSNe的发现率可以通过集中于无宿主瞬变并去除正常SNe Ia而最大化。我们提供了两个新的可能的SLSNe的数据; PS1- 10 pm（z = 1.206）和PS1-10ahf（z = 1.1），并通过应用Monte-Carlo技术估计SLSNe-Ic的速率在CCSNe速率的3^{+3}_{-2} * 10^{-5}和8^{+2}_{-1} * 10^{-5}之间，在0.3 ≤ z ≤ 1.4范围内。据估计，缓慢演变的SN 2007 bi类爆炸的速度比这个范围低10倍。
2015-02-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Search for Late-Time Radio Emission and Fast Radio Bursts from Superluminous Supernovae
我们提出了一个I型超亮超新星（SLSNe-I）样本的晚期射电发射和快速射电暴（FRB）的搜索结果。我们使用了卡尔G。Jansky甚大阵列以3 GHz的频率观测10个超过5年的SLSN-I。我们搜索快速采样的Vibrium寻找FRB，并使用相同的数据对磁星动力超新星模型中预期的晚期无线电发射进行深度成像搜索。在深度成像中检测到一个SLSN-1，PTF 10 hgi，对应于$1.2\times10^{28}$ erg s $^{-1}$的亮度。Eftekhari等人（2019）最近对PTF 10 hgi的6 GHz探测表明，这种光度支持了这样的解释，即它是由年轻的快速旋转（$\sim$ ms自旋周期）磁星提供动力的，其中$\sim$ 15 Msun的部分电离喷出物。大体上，我们的观测结果与SLSNe-I是由具有快速自旋周期的中子星提供动力的最一致，尽管大多数需要比PTF 10 hgi推断的更多的自由吸收。我们预测，在更高的频率或在不久的将来，无线电观测将检测到这些系统，并开始限制年轻的恒星及其出生环境的属性。
2019-10-04 astro-ph.HE
A Multiple Ejecta-Circumstellar Medium Interaction Model and Its Implications for Superluminous Supernovae iPTF15esb and iPTF13dcc
本文研究了两颗贫氢超亮超新星iPTF 15 esb和iPTF 13 dcc，它们的光变曲线（LC）明显偏离平滑的上升和下降。iPTF 15 esb的LC显示出两个峰和一个峰后平台，此外，iPTF 15 esb的后期光谱显示出强、宽的H $α$发射线。iPTF 13 dcc的早期LC显示长持续时间的隆起，随后是第二个峰。在这里，我们提出了一个喷出物-星周介质（CSM）相互作用模型，涉及多个壳/风，并用它来解释的LC的iPTF 15 esb和iPTF 13 dcc。我们发现，该模型再现的理论LC可以很好地匹配iPTF 15 esb和iPTF 13 dcc的观察。根据我们的研究结果，我们推断，在SN爆炸之前，祖先经历了多次剧烈的质量损失过程。此外，我们还发现，我们推断的壳层密度的变化趋势与SN爆炸前恒星质量损失历史预测的一致。对其他凹凸不平的SLSNe/SNe的进一步研究将揭示它们的性质，并为其祖先的质量损失历史提供探针。
2018-02-20 astro-ph.HE
Predictions for signatures of the quark-nova in superluminous supernovae
[摘要]超亮超新星（SN 2006 gy，SN 2005 gj，SN 2005 ap，SN 2008 fz，SN 2003 ma）一直是用标准模型解释的一个挑战。我们提出了一个替代方案，涉及夸克新星（QN），爆炸过渡的新出生的中子星的夸克星，其中第二次爆炸（延迟）发生在已经扩大的喷出物的正常SN。与标准SN情况不同，重新加热的SN喷出物可以在更长的时间内以更高的水平辐射，这主要是由于绝热膨胀损失减少。我们的模型被成功地应用到SN 2006 gy，SN 2005 gj，SN 2005 ap，SN 2008 fz，SN 2003 ma与令人鼓舞的光变曲线拟合。在我们的模型中有四个预测：（i）超亮SN的光学光变曲线应该显示一个双峰，SN峰在较弱的震级发生在QN前几天到几周;（ii）两个冲击爆发应该观察到一个相对于一个正常SN。取决于时间延迟，这将表现为两个不同的尖峰在X射线区域或加宽的第一个尖峰极短的延迟;（iii）QN存款的质量数A> 130的重元素在前面的SN喷出物的基础。这些QN r-处理的元素应该是可见的后期光谱（几天几周的情况下，强烈的喷出物混合）的超亮SN;（iv）QN产量也将包含较轻的元素（氢和氦）。我们希望后期光谱包括H_α发射线，这些发射线的速度特征应该与标准H_α发射不同。
2009-11-28 astro-ph.HE
