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
Radiative shock waves and their role in solving puzzles of Superluminous Supernovae
本文以教学综述形式介绍超亮超新星的基础物理，重点推导辐射激波相关的重要公式，以帮助理解其背后的物理机制。
2025-04-10 astro-ph.HE
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
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
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
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
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
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
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
本文综述了超亮超新星的观测特性与四种主要光度来源模型，指出未来高红移巡天发现将有助于揭示其本质。
2024-07-18 astro-ph.CO 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
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
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
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
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
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
Are Superluminous Supernovae Powered By Collision Or By Millisecond Magnetars?
使用我们以前推导出的超新星的热光变曲线的简单解析表达式，我们证明了普通超新星爆炸的快速碎片与超新星爆发前相对缓慢移动的外壳的碰撞可以产生所观察到的所有类型的超亮超新星（SLSNe）的热光变曲线。这些包括两种，那些可以解释为由自旋下降的毫秒磁星提供动力的，以及那些不能解释的。这一点以及观测到的SLSNe和普通相互作用SNe的热光度曲线之间的密切相似性表明，SLSNe主要是由超新星爆发前相对缓慢移动的星周壳层碰撞提供动力，而不是由核心坍缩超新星爆炸中诞生的毫秒磁星的自旋下降提供动力。
2013-12-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
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
Detailed spectrophotometric analysis of the superluminous and fast evolving SN 2019neq
本文利用多设施分光光度后续观测数据，对快速演化的超亮超新星SN 2019neq进行了详细分析，发现毫秒磁星自转减慢辐射可解释其高亮度。
2023-11-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
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
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 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
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
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
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
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
Spectra of supernovae in the nebular phase
当超新星在几个月后进入星云阶段时，它们揭示了其内部深处的光谱指纹，由爆炸产生的放射性发光。我们有一个独特的机会来看看爆炸的恒星内部是什么样子。线的轮廓和光度编码的信息，物理条件，爆炸和流体静力学核合成，和喷出物的形态，这链接到祖属性和爆炸机制。本文综述了超新星星云相光谱形成的基本性质。喷出物的形态和线轮廓形状之间的形式主义推导，包括散射和吸收的影响。线光度表达式推导出各种物理限制，从文献中的应用程序的例子。在超新星喷出物的工作，包括伽马射线沉积，非热电子降解，电离和激发，和辐射转移的物理过程进行了说明，并与先进的光谱模型的计算和应用。一些结果来自迄今为止的星云相超新星分析进行了讨论。
2017-02-22 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
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
Bumpy Superluminous Supernovae Powered by a Magnetar-star Binary Engine
本文提出“磁星-恒星双星引擎”模型，指出新生磁星风蒸发伴星物质可加热加速超新星抛射物，从而在贫氢超亮超新星光变曲线中产生峰后凸起，该模型成功重现了多波段观测数据并解释了光谱特征与偏振演化。
2024-07-31 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
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
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
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
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
Nebular Models of Sub-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernovae: Clues to the Origin of Ca-rich Transients
我们使用非本地的热平衡辐射传输模型来研究观测到的签名sub-Bracrasekhar质量双爆轰在星云阶段。结果范围从光谱看起来像典型的和亚发光的Ia型超新星（SNe）的高质量的祖先的光谱看起来像钙丰富的瞬变较低的质量的祖先。这种点火机制产生了固有的关系之间的发射功能和祖质量的比率的星云[Ca II]/[Fe III]发射线的增加与减少白矮星质量。通过检查观测到的超新星样本中的[Ca II]/[Fe III]星云谱线比率，我们发现了进一步的证据，证明Polin等人通过Si II速度和B带星等之间的关系（都是在峰值亮度时）确定了两种不同的Ia超新星。这表明Ia型超新星起源于一个以上的祖先通道，并提供了一种基于物理起源对事件进行分类的经验方法。此外，我们提供洞察力的神秘起源的富钙瞬变。低质量的双爆轰模型，只有一个小的质量分数的钙（1%）产生星云光谱，主要通过禁止[钙II]排放冷却。
2021-01-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
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
Hydrogen-Poor Superluminous Supernovae in the Nebular Phase: Spectral Diversity Due to Ejecta Ionization as a Probe of the Power Source
The NSF AI Institute for Artificial Intelligence and Fundamental Interactions（美国国家科学基金会人工智能基础相互作用研究所）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；University of Florida（佛罗里达大学）；Rutgers, the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）
该研究分析了39条贫氢超亮超新星（SLSNe-I）星云相光谱，发现其光谱多样性源于抛射物电离，线比L₇₃₀₀/L₆₃₀₀可诊断能源类型（如磁星或星周介质相互作用）及前身星性质。
2025-11-13 astro-ph.HE
Monte Carlo radiative transfer for the nebular phase of Type Ia supernovae
我们扩展了ARTIS 3D辐射转移代码的有效性范围，直到爆炸后数百天，当Ia型超新星处于星云阶段时。为了实现这一目标，我们添加了一个非局部热力学平衡（非LTE）人口和电离求解器，一个新的多频辐射场模型，和一个新的原子数据集与禁戒跃迁。我们处理碰撞与非热轻子产生的核衰变，以占其贡献的激发，电离和加热。我们验证了我们的方法与各种测试，包括比较我们的合成星云光谱的著名的一维W7模型与其他研究的结果。作为一个说明性的应用程序的代码，我们提出了合成星云光谱的爆炸sub-martrasekhar白矮星，其中可能的影响的重力沉降的Ne 22爆炸前进行了探讨。具体来说，我们比较合成星云光谱的1.06 M $_\odot$白矮星模型时，得到5.5陀螺仪的非常有效的解决是假设一个类似的模型没有解决。我们发现，这种程度的Ne 22沉降只有一个温和的影响所产生的星云光谱，由于Ni 58丰度增加。由于在次Neprasekhar模型中的高电离，星云[Ni II]发射仍然可以忽略不计，而[Ni III]线强度增加，整体电离平衡在Ne 22沉降的模型中略有降低。与以前的研究一样，在星云时代，这些模型过度产生[Fe III]相对于[Fe II]的发射，与正常的Ia型超新星的观测相比。
2019-12-04 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
FLEET: A Redshift-Agnostic Machine Learning Pipeline to Rapidly Identify Hydrogen-Poor Superluminous Supernovae
在过去的十年中，宽场光时域调查增加了瞬变的发现率，以至于$\lesssim 10\%$被光谱分类。尽管如此，这些调查使新的和罕见的瞬变类型的发现，最显着的是贫氢超亮超新星（SLSN-I），约150个事件已被证实的日期。在这里，我们提出了一种机器学习分类算法，旨在快速识别SLSN-I的纯样品，以实现光谱和多波长的后续工作。该算法是FLEET（寻找明亮和奇异的河外瞬变）观测战略的一部分。它利用光变曲线和上下文信息，但不需要红移，为每个新发现的瞬变分配一个SLSN-I的概率。当观察SLSN-I候选物的选择时，该分类器可以实现约85%的最大纯度（具有20%的完整性）。此外，我们提出了两种替代分类器，使用红移或完整的光变曲线，可以实现更高的纯度和完整性。以目前的发现率，FLEET算法每年可以提供大约85%纯度的$20$ SLSN-I候选物用于光谱跟踪;随着空间和时间的遗产调查，我们预计这将上升到每年超过$\sim 10^3$事件。
2020-09-03 astro-ph.HE
SN 2023gpw: exploring the diversity and power sources of hydrogen-rich superluminous supernovae
University of Turku（图尔库大学）；Aalto University（阿尔托大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Aarhus University（奥胡斯大学）；Northwestern University（西北大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（ICE，CSIC））；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Trinity College Dublin, The University of Dublin（都柏林三一学院，都柏林大学）；Universidad Arturo Prat（阿图罗·普拉特大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究研究所（IEEC））；University of Warwick（华威大学）
SN 2023gpw是一颗富含氢的超亮超新星，其高辐射能量和缺乏整体减速表明可能有额外能量来源，如中心引擎或黑洞吸积。
2025-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetar Flare-Driven Bumpy Declining Light Curves in Hydrogen-poor Superluminous Supernovae
本文通过改进含耀发活动的磁星模型，对五个贫氢超亮超新星的起伏光变曲线进行拟合，揭示其耀发可能是伽马射线暴耀发的暗淡长时延伸，为理解二者关联提供依据。
2023-05-29 astro-ph.HE
The bolometric light curve modeling of 98 Type I superluminous supernovae using the magnetar- and the circumstellar interaction models reveals surprisingly high ejecta masses
本研究通过磁星与星周相互作用模型对98颗I型超亮超新星热光变曲线建模，发现其抛射物质量显著高于此前研究结果，证实这类超新星源自极大质量恒星的爆发。
2025-01-18 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
