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
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
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
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
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
Black Hole Accretion Discs and Luminous Transients in Failed Supernovae from Non-Rotating Supergiants
我们表明，对于超巨星，净角动量是不是一个必要条件，形成吸积盘在核心坍缩。即使没有净旋转，超巨星外部的对流运动也会产生给定半径的平均水平流，速度约为1 km/s;平均流的方向会随着对流区高度的变化而变化。我们确认这些分析估计使用笛卡尔Boussinesq对流模拟。这些平均水平流导致超巨星对流区的随机角动量超过黑洞最后一个稳定圆形轨道的角动量的10倍。因此，超巨星的失败爆炸--中子星上的吸积激波不会复活，导致黑洞形成--可能经常产生吸积盘，可以通过风和喷流为日-周（蓝超巨星）或周-年（黄超巨星和红超巨星）的非热和热瞬变提供动力。这些瞬变将是特别随时间变化的，因为吸积物质的角动量将随时间变化很大。观测到的源，如斯威夫特J1644+57，iPTF 14 hls和SN 2018 cow，以及高能II型超新星（OGLE-2014-SN-073）可能是由这种机制产生的。
2018-11-29 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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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 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
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
Search for gamma-ray emission from super-luminous supernovae with the Fermi-LAT
我们提出了第一个个人和堆叠系统搜索$γ$射线的GeV波段的{ \it费米}大面积望远镜（LAT），在45个超亮超新星（SLSNe）的方向。没有多余的\gam射线从SLSN的位置被发现。我们报告$γ$ -射线光度上限，并讨论这些结果的SLSNe的起源，特别是在中央紧凑的对象辅助SNe的情况下的含义。从堆叠搜索，我们推导出一个上限在95\%的置信水平（CL）的$γ$ -射线光度（600 MeV以上）$L_γ<9.1\times10^{41}$ \，erg\，s $^{-1}$为一个假设的$E^{-2}$光子光谱，为我们的全部SLSN样本。我们得出结论，具有毫秒自转周期{ $P\lesssim 2\,$ ms和$B\sim10^{12-13}\,$ G}的中子星的诞生率一定低于观测到的SLSNe的诞生率。在单个光源上获得的亮度极限也是有限制的：特别是，SN 2013 fc、CSS 140222、SN 2010 kd和PTF 12 dam只有在$B\lesssim 10^{13}\,$ G.
2018-01-24 astro-ph.HE
X-Ray Luminous Supernovae: Threats to Terrestrial Biospheres
本文综合Chandra等X射线观测，评估与稠密星周介质相互作用的超新星持久X射线辐射，发现IIn型等事件可在约50 pc内造成致命电离剂量并收紧银河系宜居带。
2023-04-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Hydrogen-Poor Circumstellar Shells from Pulsational Pair-Instability Supernovae with Rapidly Rotating Progenitors
在一定的质量范围内，大质量恒星可以经历由电子/正电子对不稳定性引发的剧烈脉动，这种不稳定性会使物质膨胀，但不会完全破坏恒星。在一次或多次这样的脉动之后，这些恒星预计会经历核心坍缩，引发超新星爆炸。如果母星的金属丰度非常低，并且旋转速度足够快，可以进行几乎均匀的演化，那么对这种脉动现象敏感的质量范围可能低至50-70 Msun。脉动中喷射出的物质的质量、动力学和成分是决定爆炸后续观测特征的重要方面。我们研究了恒星模型和旋转速率的样本的动态，并讨论了第一批恒星的影响，LBV样的现象，和超亮超新星。我们发现，快速旋转的先驱体（>30%的临界值）的脉动对不稳定事件喷射的壳层是贫氢和氦和氧丰富。
2012-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Slowly fading super-luminous supernovae that are not pair-instability explosions
最近在红移为0.1-4的暗星系中发现了超亮超新星，其峰值亮度超过每秒10^44尔格。有些演化缓慢，类似于“对不稳定”的超新星模型。这些模型涉及原始质量为太阳140-260倍的恒星，现在有65-30太阳质量的碳氧核心。在这些恒星中，阻止引力坍缩的光子被转换成电子-正电子对，引起快速收缩和热核爆炸。许多太阳质量的56 Ni被合成;这种同位素通过56 Co衰变为56 Fe，提供明亮的光变曲线。这种巨大的祖先预计是在早期宇宙中由贫金属气体形成的。最近，在一个红移为0.127（大爆炸后约120亿年）的星系中的超新星2007 bi，其金属丰度是太阳的三分之一，被观察到看起来像一颗衰落的对不稳定超新星。在这里，我们报告了两个缓慢褪色的超亮超新星的观测结果，它们显示出相对较快的上升时间和蓝色，这与对不稳定模型不相容。它们的后期光变曲线和光谱与超新星2007 bi相似，这让人们对该事件的性质产生了疑问。我们早期的光谱非常类似于典型的快速下降的超亮超新星，它们不是由放射性提供动力的。用10-16个太阳质量的磁星激发的喷出物模拟我们的观测，证明了一种共同爆炸机制的可能性。附近没有明确的成对不稳定事件表明，它们的局部发生率小于核心坍缩率的6 × 10 ^-6倍。
2016-10-10 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Luminous Type II Short-Plateau Supernovae 2006Y, 2006ai, and 2016egz: A Transitional Class from Stripped Massive Red Supergiants
II型超新星（SNe II）的多样性被认为主要是由其祖先的富氢（H-丰富）包络质量的差异驱动的，SNe IIP具有长的平台（$\sim100$天）和最大的富氢包络。然而，这是一个持续的谜，为什么SNe II与短期高原（数十天）很少看到。在这里，我们提出了发光的II型短高原SNe 2006 Y，2006 ai和2016 egz的光学/近红外光度和光谱观测。它们的平台约$50$ - $70$天和发光的光学峰（$\lesssim-18.4$ mag）表明显着的爆炸前质量损失，导致部分剥离的富氢包层和早期的星周物质（CSM）相互作用。我们计算了一个大网格的MESA+STELLA单星祖和光变曲线模型与各种祖零龄主序（ZAMS）的质量，质量损失效率，爆炸能量，$^{56}$镍质量，和CSM密度。我们的模型网格显示了一个连续的人口SNe IIP-IIL-IIb类光变曲线形态的降序富氢信封质量。由于$^{56}$ Ni质量较大（$\gtrsim0.05\,M_\odot$），短平台SNe II位于有限的参数空间中，作为SNe IIL和IIb之间的过渡类。对于SNe 2006 Y，2006 ai和2016 egz，我们的研究结果表明，高质量红超巨星（RSG）的祖先（$M_{\rm ZAMS} \simeq 18$ - $22\,M_{\odot}$）具有小的富氢包层质量（$M_{\rm H_{\rm…
2021-05-26 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
Luminous Late-time Radio Emission from Supernovae Interacting with Circumbinary Material
本文通过正演模拟研究短周期双星中剥离包层恒星非保守质量转移形成的星周物质与超新星抛射物相互作用产生的晚期射电辐射，发现其亮度与观测到的氢贫乏超新星相当，并解释了早期光变曲线的复杂性。
2025-10-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fluid Instabilities of Magnetar-Powered Supernovae
磁星驱动的超新星爆炸是解释非常明亮的光学凌日的有竞争力的模型。然而，这些爆炸模型主要是在一维计算。从磁星发射的辐射进入以前的超新星喷出物，并导致在以前的一维研究中发现的非物理致密壳（尖峰）。这表明，强烈的流体不稳定性可能已经在磁星驱动的超新星中发展起来。这种流体不稳定性出现在后来发生明亮凌日的区域，因此它们可以影响随后的观测特征。我们用二维流体力学模拟研究了磁星驱动的超新星，发现一维致密壳层转变为二维瑞利-泰勒和薄壳层不稳定性的发展。由此产生的混合能够破碎整个壳层，打破超新星喷出物的球形对称性。
2017-06-21 astro-ph.HE
Spectral sequences of Type Ia supernovae. I. Connecting normal and sub-luminous SN Ia and the presence of unburned carbon
Ia型超新星通常被认为是由碳氧白矮星的热核爆炸产生的。然而，爆炸的实际路径仍然难以捉摸，有许多可能的母系统和爆炸机制。在观测上，Ia型超新星有多个子类，以它们的光变曲线和光谱来区分。这就提出了一个问题，即这些现象是否反映了自然界中存在多种机制，或者爆炸具有广泛但连续的物理性质。我们重新审视的想法，正常和91 bg类超新星可以被理解为光谱序列的一部分，其中温度的变化占主导地位。具体来说，我们发现，一个单一的喷出物结构是足够的，以提供合理的拟合的正常Ia型超新星SN~ 2011 fe和91 bg类SN~ 2005 bl，只要光度和喷出物的温度进行适当的调整。这表明喷出物的外层是相似的，从而为共同的爆炸机制提供了一些支持。我们的光谱序列也有助于阐明在前极大SN~Ia光谱中可以检测到碳的条件-我们发现铁的发射可以“填充”冷SN~Ia中的碳槽。这可能表明，与未检测到碳的事件相比，检测到碳的事件的喷出物的外层相对贫金属。
2017-07-26 astro-ph.HE
Highly Luminous Supernovae associated with Gamma-Ray Bursts I.: GRB 111209A/SN 2011kl in the Context of Stripped-Envelope and Superluminous Supernovae
GRB 111209 A是有史以来观测到的最长的伽马射线暴（GRB）之一，与SN 2011 kl有关，SN 2011 kl是迄今为止探测到的最明亮的GRB超新星（SN），它显示出由磁星中央引擎提供动力的证据。我们将SN 2011 kl置于SNe大样本的背景下，更详细地解决了它是否可以被放射性供电的问题，以及它是否代表GRB-SN或欠发光超亮SN（SLSN）的极端版本。我们使用SN 1998 bw作为模板对SN 2011 kl进行建模，并推导出包含近红外数据的热光度曲线。我们比较SN 2011 kl的属性，剥离信封和超亮超新星的文献结果。在k，s上下文中的比较，即，在光度和光变曲线拉伸方面将其与SN 1998 bw模板进行比较，清楚地表明SN 2011 kl是迄今为止最明亮的GRB-SN，并且它与其他事件的光谱非常不同，显着更蓝/更热。虽然SN 2011 kl没有达到SLSNe的经典光度阈值，并且比它们中的任何一个都演化得更快，但它在几个方面比经典的GRB关联的宽线Ic型SNe更像SLSNe。GRB 111209 A是一个非常活跃的事件，在早期（瞬发）和非常晚（SN）的时间。我们在另一个出版物中表明，除了极端的持续时间，伽玛暴和余辉参数与这些参数的已知分布一致。另一方面，SN 2011 kl在光度和光谱特性方面都非常出色，这表明GRB 111209 A可能不是由标准模型的中央引擎提供…
2019-03-08 astro-ph.HE
Over-Luminous Type Ia Supernovae and Standard Candle Cosmology
The Institute of Mathematical Sciences（马蒂默科学研究所）；Krea University（克雷亚大学）；University of Warsaw（华沙大学）
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
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
Luminous Late-time Radio Emission from Supernovae Detected by the Karl G. Jansky Very Large Array Sky Survey (VLASS)
我们提出了一个人口的19个射电发光超新星（SNe）的发射达到$L_ν{\sim}10^{26}-10^{29}\,\rm{erg\,s^{-1}Hz^{-1}}$在甚大阵巡天（VLASS）在$2-4$ GHz的第一个时代。我们的样本包括一个长的伽马射线暴，SN 2017 iuk/GRB 171205 A，和18个核心塌陷SNe在爆炸后$\approx (1-60)$年检测。没有热核爆炸显示出明亮的无线电发射的证据，并且贫氢的祖先在爆炸时的光谱分类的核心坍缩事件的子样本中占主导地位（79\%）。我们解释这些发现的背景下，预期的无线电发射的前向冲击波与星周介质（CSM）的相互作用。我们的结论是，这些观测需要偏离单一的风样密度分布（即，$ρ_{\rm{CSM}}\propto r^{-2}$），预计围绕大质量恒星和/或偏离球形牛顿激波。可行的替代方案包括激波与一个分离的、致密的CSM壳层的相互作用，CSM壳层是由一个大的有效祖质量损失率$\dot M \sim (10^{-4}-10^{-1})$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$（假设风速为$1000\,\rm{km\,s^{-1}}$）形成的;来自一个离轴相对论喷流的发射进入我们的视线;或者来自一个新诞生的脉冲风星云的发射。相对论SN 2012 ap是在大质量恒星爆发后5.7年和8.5年用$L_ν{\sim}10^{28…
2021-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modified Einstein's gravity to probe the sub- and super-Chandrasekhar limiting mass white dwarfs: a new perspective to unify under- and over-luminous type Ia supernovae
Ia型超新星（SNeIa），被用作天体物理学中的标准烛光之一，被认为是当白矮星的质量接近卡拉塞卡质量极限时形成的。然而，在过去的几十年里，观测发现了一些特殊的SNeIa，它们被预测来自质量远小于或远高于乌拉塞卡质量极限的白矮星。虽然我们的小组早些时候试图统一SNeIa的这两个子类，但在这项工作中，我们首次，用白矮星的一个特性来解释这个现象，那就是它的中心密度。因此，我们不改变基本的重力模型的基本参数，与早期的尝试相反。我们有效地考虑高阶修正的Starobinsky- $f(R)$重力模型，揭示统一。我们证明了在相同的模型参数下，对于中心密度为$ρ_c \sim 1.4\times10^8$ g/cc的白矮星，其极限质量为$\sim M_\odot$;对于中心密度为$ρ_c \sim1.6\times 10^{10}$ g/cc的白矮星，其极限质量为$\sim 2.8M_\odot$.我们进一步证实，这些模型是可行的，相对于太阳系的测试。这可能非常强烈地启发了长期存在的难题在于预测的SNeIa祖细胞质量的变化。
2018-09-07 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The Extremes of Thermonuclear Supernovae
宇宙中的大多数热核爆炸似乎都是以一种相当标准化的方式进行的，比如双星系统中的碳氧（CO）白矮星爆炸，导致“正常”的Ia型超新星（SNe Ia）。然而，多年来，已经发现了许多偏离正常Ia超新星观测性质的天体，它们需要不同的、甚至更极端的祖先系统。虽然自20世纪90年代初以来，“传统”类的奇特SNe Ia -发光的“91 T样”和暗淡的“91 BG样”物体-已经被发现，但其他类别的更不寻常的瞬变直到20年后才被确定，这是由于新的宽场SN调查的出现，如Palomar Transient Factory。这些包括微弱但缓慢下降的'02 es-like' SNe，'富钙'瞬变存在于经典新星和超新星之间的光度差距，非常短暂，快速下降的瞬变，以及非常明亮的所谓的'super-Ehrasekhar' SNe Ia。并不是所有的爆炸都必然是热核爆炸，但是有很好的论据支持它们中的大多数起源于热核爆炸。本章的目的是提供一个潜在的热核瞬变动物园的概述，审查其观测特性，并讨论可能的爆炸场景。
2017-03-01 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
Are Super-Luminous supernovae and Long GRBs produced exclusively in young dense star clusters?
超级发光超新星（SLSN）几乎只发生在小星系（SMC/LMC类或更小）中，而在较大的恒星形成星系中观察到的少数SLSN总是发生在靠近其宿主的核中。另一种奇特的高能超新星是宽线型Ic SNe（SN Ic-BL），它与长时间的伽马射线暴（LGRB）有关。此外，这些都有强烈的偏好发生在小（SMC/LMC类或更小）的恒星形成星系，在这些星系中，LGRB总是发生在最亮的地方。对附近类似于LGRB宿主的恒星形成星系的研究表明，这些最亮的斑点是巨大的HII区域，由大量致密的年轻星团产生，其中有数百颗O型和沃尔夫-拉叶型恒星。在距离像我们这样的较大星系核几百秒差距的范围内，也能发现大量这样致密的年轻星系团。我们认为SLSN和SN Ic-BL/LGRB是致密年轻星团中两种动力学相互作用的唯一产物。在我们的模型中，高角动量的坍缩恒星的核心所需的“引擎”的SN IC-BL的结果从后主序合并的动态产生的集群双星几乎相等的质量组件。合并产生了一个临界旋转的单氦星，具有足够的角动量产生LGRB;观察到的LGRB的“金属平均”是模型的自然结果。我们认为，另一方面，SLSN可能是产品的失控的多个碰撞在密集的集群，我们提出（和sweep）合理的方案，如何不同类型的SLSN可以产生。
2013-10-28 astro-ph.HE
Simulating Hydrogen-poor Interaction-Powered Supernovae with CHIPS
本文介绍了更新后的开源代码 CHIPS，用于模拟由大质量星周介质相互作用产生的贫氢超新星，成功再现了 Type Ibn 和 Icn SNe 的光曲线特性，并探讨了喷发性质量损失的物理机制。
2023-11-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Four (Super)luminous Supernovae from the First Months of the ZTF Survey
我们目前的光度学和光谱学的四个贫氢发光超新星发现在两个月的科学调试和早期操作的Zwicky瞬态设施（ZTF）的调查。其中三个天体，SN 2018 bym（ZTF 18 aapgrxo）、SN 2018 avk（ZTF 18 aaisyyp）和SN 2018 bgv（ZTF 18 aavrmcg）在光谱上类似于典型的SLSN-I，而SN 2018 don（ZTF 18 aajqcue）可能是一个类似于SN 2007 bi的天体，经历了相当大的宿主星系变红，或者是一个内在长寿、明亮和红色的SN Ic。我们分析了这四个对象的光变曲线，光谱和宿主星系的属性，并把它们放在SLSN-I的人口背景下。SN 2018 bgv是迄今为止观测到的上升速度最快的SLSN-1，从爆炸到峰值的静止框架g带上升时间仅为10天-如果它由磁星自旋下降提供动力，则隐含的喷出物质量仅为~1 M $_{\odot}$。SN 2018 don还显示出不寻常的特性-除了它的红色和相对大质量的宿主星系，光变曲线经历了SLSN-I中最强烈的光变曲线波动，我们推测这可能是由于与星周物质的相互作用。我们讨论了在ZTF等大规模调查中发现SLSNe的承诺和挑战，因为观察到的人口多样性。
2020-09-28 astro-ph.HE
Early-time spectra of supernovae and their precursor winds: the luminous blue variable/yellow hypergiant progenitor of SN 2013cu
我们提出了第一个定量光谱建模的早期超新星与其祖先风相互作用。使用辐射转移程序CMFGEN，我们研究了最近报道的IIb型SN 2013 cu爆炸后15.5 h的光谱。这是第一次，我们能够直接测量SN祖先的化学丰度，并发现相对富含H的风，H和He丰度（按质量计）分别为X=0.46 +- 0.2和Y=0.52 +- 0.2。相对于太阳值，风在N中增强，在C中耗尽（质量分数为8.2e-3和1 e-5）。我们得到，一个稠密的风/星周介质，质量损失率Mdot= 3e-3 Msun/yr和风速vwind=100 km/s，围绕在前SN阶段的恒星。这些值低于以前的分析估计，虽然我们发现Mdot/vinf与以前的工作一致。我们还计算了CMFGEN模型，以约束祖光谱类型，并发现高Mdot和低vwind意味着恒星有一个有效的温度约8000 K之前立即SN爆炸。我们的模型表明，它的前身要么是一颗不稳定的发光蓝变星，要么是一颗正在经历爆发阶段的黄色超巨星，并排除了WR星的可能性。我们将爆炸后15.5 h的光谱归类为XWN 5（h），并主张使用前缀“X”（eXplosion），以避免爆炸后非恒星光谱与大质量恒星光谱之间的混淆。我们发现，由于SN事件前后电离结构的巨大差异，祖先光谱类型与爆炸后早期光谱类型有显着不同。结果表明：LBV/YHG -> XWN 5（h）-> SN IIb.未来的早期紫外光谱将提供额外…
2014-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Unveiling the Engines of Fast Radio Bursts, Super-Luminous Supernovae, and Gamma-Ray Bursts
年轻、快速旋转的磁星被称为各种瞬态天体物理现象背后的中心引擎，包括伽马射线暴（GRB）、超亮超新星（SLSNe）、快速射电暴（FRB）和双星中子星（NS）合并。然而，直接确认磁星假说的一个障碍是，由于周围密集的喷出物，在早期直接观察中央发动机的非热发射（当它最强大时，因此可以检测到）是一个挑战。我们提出的云计算的温度和电离结构的随时间变化的膨胀超新星或合并喷出物由于光电离的磁星发动机，为了研究逃逸的X射线（中性气体吸收）和无线电波（电离气体吸收），以及评估由于光电离的本地色散措施的演变。我们发现，如果发动机的电离光度迅速衰减，电离爆发不会发生，并且X射线通常只在$\sim 100 \, {\rm yr}$时间尺度上逃离SLSNe的富氧喷出物，与当前的X射线未检测到一致。我们应用这些结果来约束发动机驱动的模型的二进制NS合并GW 170817和发光瞬态ASASSN-15 lh。在无线电透明度和色散测量约束方面，重复FRB 121102与源自年轻的$\gtrsim 30-100 \, {\rm yr}$磁星一致，类似于推断为SLSNe提供动力的磁星。我们进一步表明，它的高旋转措施可以产生在同一个星云，建议电源的静态无线电源观察到位于FRB 121102。我们的结果强化了之前的工作，表明至少有一些FRB可能是由年轻磁星产生的，并激发了对发动机动力瞬变的进一步研究。
2018-06-14 astro-ph.HE
Relic proto-stellar disks and the origin of luminous circumstellar interaction in core collapse supernovae
一小部分的核心坍缩超新星（SNe）表明，传出的爆炸波遇到了相当大的质量约1-10 M_sun的星周物质（CSM）在半径约100-1000 AU，远远超过名义上可以解释的爆炸前恒星风。在极端情况下，这种相互作用可能会为迄今发现的最明亮、最具光学能量的SNe提供动力。到目前为止，对CSM起源的解释都集中在核心坍缩前几年到几十年的恒星爆炸性喷发上。在这里，我们考虑另一种可能性，推断CSM是一个遗留磁盘从恒星诞生。我们调查这一假设，通过计算大质量恒星周围的原恒星盘的演化后，他们的早期嵌入阶段使用自相似吸积模型。我们确定了一个初始的引力不稳定（“引力湍流”）阶段，其次是一个更长的时间内的辐射支持的吸积，在此期间，不太有效的非引力形式的角动量运输占主导地位。虽然外部的影响，如存在一个广泛的双同伴，可能会妨碍磁盘的生存在许多系统中，我们发现，大质量（~1-10 M_sun）磁盘可以优先生存周围的最大质量的恒星。这可能是违反直觉的原因，包括：（1）恒星寿命较短;（2）超大质量恒星的光蒸发半径较大（约1000 AU）;（3）由于屏蔽了外部电离源，磁旋转不稳定性受到抑制;（4）大质量盘相对不受低质量恒星碰撞和明亮的蓝色变星爆发的影响。由于非常明亮的超新星是罕见的，测试遗迹盘模型需要限制在一小部分超大质量恒星周围存在长寿盘。
2011-05-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Super Luminous Supernovae as standardizable candles and high redshift distance probes
我们调查使用Ic型超亮超新星作为可测量的蜡烛和距离指示器。它们作为宇宙学探测器的吸引力来自于它们非凡的峰值光度、热黑体温度和明亮的静止帧紫外线发射。我们提出了一个样本的16个已发表的SLSN，从红移0.1到1.2，并计算准确的K-校正，以确定统一的幅度在两个合成的静止框架过滤器的中心波长在400 nm和520 nm。在400 nm处，我们发现它们的未校正的原始平均幅度的低散射，对于16个物体的完整样本，M（400）=-21.70。我们研究了它们的下降率和峰值强度之间的相关性，发现较亮的事件似乎下降得更慢。我们定义了一个$ΔM(30)$衰减关系。这将峰值幅度和30天内的下降相关联，并可以将离散度降低到0.25。我们进一步表明，M（400）似乎有很强的颜色依赖性。使用这种颜色速率衰减关系，可以根据样本选择找到0.19和0.26之间的低散射。然而，我们要提醒的是，目前只有8到10个天体有足够的数据来测试这种色率下降关系。我们的结论是，SLSN Ic是有前途的距离指标，在高红移的制度超出了可能与SNe Ia。虽然经验关系是令人鼓舞的，未知的祖系统，以及它们如何可能与红移的演变是一些关注。两个主要的测量不确定性是测试这些关系的低红移物体的数量有限，以及宿主星系内部的尘埃消光。
2015-05-20 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Highly luminous supernovae associated with gamma-ray bursts II. The luminous blue bump in the afterglow of GRB 140506A
本研究在典型伽马射线暴 GRB 140506A 的晚期余辉中发现异常明亮且偏蓝的突起，经消光校正后成为迄今最亮的 GRB 相关超新星，表明该群体多样性超乎预期。
2024-02-27 astro-ph.HE
Rapid decline in the lightcurves of luminous supernovae by jet-driven bipolar explosions
我们计算了喷射驱动的双极核心坍缩超新星（CCSN）爆炸成双极拱星物质（CSM）的光变曲线，并表明赤道观测者发现光变曲线具有快速，甚至是突然的下降。可能导致这种爆炸形态的情况是共同包络演化（CEE），在CCSN爆炸前不久，RSG祖先与一个更紧凑的伴星相互作用，后者螺旋进入并旋转核心。伴星可以是主序星、中子星或黑洞。双星相互作用通过强烈的风形成一个壳层，而CEE在赤道平面形成一个密度更大的气体。我们假设伴星吸积质量并发射喷流。我们进行三维（3D）流体动力学模拟，我们发射弱射流，成形射流，到致密的外壳，并表明，相互作用形成了双极CSM。塌缩前快速的核心旋转喷流驱动CCSN爆炸。我们模拟了射流与双极CSM的相互作用，并使用一个简单的方案来计算光变曲线。我们发现，不太接近极向的观测者的光变曲线的突然下降可以解释贫氢发光超新星SN 2018don的光变曲线。我们的研究加强了这样一种说法，即喷气驱动的爆炸占了许多甚至大多数CCSNe。
2022-11-30 astro-ph.HE
The Most Luminous Supernovae
十多年前，一组超新星爆炸的峰值亮度远远超过（通常超过100）正常事件，已经被确定。这些超亮超新星（SLSNe）一直是深入研究的焦点。我回顾了累积的观测结果，并讨论了这些极端爆炸对物理学的影响。SLSNe可分为贫氢事件（SLSNe-I）和富氢事件（SLSNe-II）。结合对附近SLSNe-I和低光度事件样品的光度和光谱分析，峰时M_g<-19.8 mag的阈值似乎是区分SLSNe-I和正常群体的阈值。SLSN-I光变曲线可能相当复杂，既有早期的颠簸，也有后期的峰后波动。SLSNe-I的光谱演化从早期的热光球阶段与蓝色的连续谱和弱吸收线，通过一个冷光球阶段类似的光谱SNe Ic，并进入后期星云阶段。SLSNe-II没有得到很好的研究，缺乏基于大样本研究的信息。SLSN电源的建议模型的挑战，以解释所有的意见。SLSNe起源于大质量的祖先，有些事件与超大质量恒星（M>40太阳）有关。近宇宙中SLSNe的宿主星系往往具有低质量和亚太阳金属丰度。SLSNe是罕见的，其发生率低于普通SNe的100倍。SLSN宇宙学及其作为研究高红移宇宙的信标的用途提供了令人兴奋的未来前景。
2018-11-28 astro-ph.HE
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
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
Binary neutron star merger in common envelope jet supernovae
我探讨了一个三星的情况下，一个紧密的中子星（NS）- NS双星系统进入一个红超巨星（RSG）的信封和螺旋向其核心。这两个NS通过吸积盘吸积质量，并发射喷流，为一个非常明亮和长的瞬态事件提供动力，一个共同的信封喷流超新星（CEJSN）事件。动力摩擦使两个NS在RSG包层或核心中合并。事件的总能量，辐射和动能，是>10^{52}尔格。光变曲线在几个月到几年的时间里保持发光，可能会探测到引力波的信号。喷出物中含有新合成的r-过程元素，不仅来自Kilonova事件中的NS-NS合并，而且可能来自NS在核心内部发射的合并前喷流，如在r-过程CEJSN情景中。与千新星相比，这种情况缩短了NS-NS合并的时间，并且可能在某种程度上缓解NS-NS r过程情况的问题，以解释早期宇宙中的r过程核合成。我估计CEJSN事件中的NS-NS合并与核心坍缩超新星（CCSN）事件的比值<10^{-6}-2 × 10 ^{-5}。然而，因为它们更明亮，我预计它们对CCSNe的检测分数要比这个数字大得多。这项研究呼吁在解释奇特和令人费解的超亮超新星时，考虑在双星和三星系统中的这种和类似的CEJSN场景。
2021-06-28 astro-ph.HE
