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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
A possible mechanism for over luminous type Ia supernovae explosions inspired by dark matter
暗物质被认为是我们宇宙的主要组成部分。本文提出了一种新的基于暗物质激发的超拉塞卡质量白矮星的机制来解释最近观测到的超亮Ia型超新星爆炸。计算表明，当白矮星吸积足够多的暗物质时，由于费米子暗物质粒子之间的泡利互斥原理，相应的暗白矮星（即白矮星与暗物质的混合物）的质量可以大大超过费米子极限。此外，我们还研究了暗白矮星的红移和转动惯量等物理观测量，发现这些物理观测量对暗物质粒子的分布很敏感，因此，这些物理观测量在未来可能被用来探测暗物质粒子的相关信息。
2016-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
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
Electron scattering wings on lines in interacting supernovae
我们认为，电子散射线发射的超新星与星周介质的相互作用的结果，假设散射发生在电离气体中的震前星周介质的影响。单次散射的情况下，给出了广泛的组成部分，在低光学深度的限制，示出了接近于电子的热速度的速度半峰全宽。线的形状在低速时近似为指数，在高速时变陡。在较高的光学深度，线轮廓保持指数在低速度，但翅膀加强与增加光学深度。除了线宽之外，窄与宽（散射）线强度的比率是气体的可能诊断。结果取决于拱星气体的密度分布，特别是如果散射和光子产生发生在不同的区域。我们将散射模型应用到一些超新星，包括IIn型和Ia-CSM型事件。在某些情况下发现的红色的不对称性可以解释为在一个快速的风区，这是由观测表明散射。
2017-12-04 astro-ph.HE
Jets in Hydrogen-poor Super-luminous Supernovae: Constraints from a Comprehensive Analysis of Radio Observations
氢剥离超亮超新星（SLSNe-I）的极端光学亮度的能量来源尚不清楚，但最近的研究强调了中央引擎的情况。无线电和/或X射线观测最适合跟踪最快的喷出物，并探测中央发动机流出物的存在。我们收集了迄今为止所有已发表的SLSNe-I的射电观测资料，并提出了两个新SLSNe-I的三个新观测资料。未检测到。通过模拟射电辐射，我们限制了SLSNe-I的亚秒差距环境和可能的外流。在这个例子中，我们排除了在伽马射线暴（GRB）中检测到的同轴准直相对论喷流。我们约束离轴射流与5 \arcdeg \（30 \arcdeg）的能量$\rm{E_k<4\times10^{50}\,erg}$（$\rm{E_k<10^{50}\,erg}$）在环境中形成的祖先与质量损失率$\dot{M}<10^{-4}\,M_{\odot}\,{\rm yr}^{-1}$（$\dot{M}<10^{-5}\,M_{\odot}\,{\rm yr}^{-1}$）的所有离轴角，假设基准值$ε_e=0.1$和$ε_B=0.01$。最深的极限排除了在微弱的未准直的GRB（GRB 060218除外）和相对论性超新星中看到的那种发射。最后，对于最近的SLSN-I SN 2017 egm，我们将未准直的非相对论流出的能量限制为$E_{\rm k}\lesssim10^{48}$ erg，就像在正常SNe中观察到的那样。
2018-02-26 astro-ph.HE
1991T-like Supernovae
本文通过分析17颗文献中的1991T型超新星和10颗CSP-II样本，发现其紫外、光学、近红外性质及宿主星系参数与缓慢衰减的Branch核心正常和1999aa型超新星形成连续体，差异源于$^{56}$Ni混合程度，但可能构成独立子类。
2024-05-23 astro-ph.HE
Shock Breakout in Dense Mass Loss: Luminous Supernovae
我们研究的情况下，一个环绕恒星的超新星周围的介质是足够不透明的辐射占主导地位的冲击波传播的拱星区域。冲击波阵面最初传播到星周区域的过程可以用一个确定冲击壳层辐射能量的自相似解来近似;这个能量的最终逃逸给出了超新星的最大光度。如果星周密度在半径R_w外用ρ=Dr^{-2}来描述，其中D是一个常数，那么激波爆发辐射的性质取决于R_w和R_d \equiv κ Dv_{sh} /c，其中κ是不透明度，v_{sh}是激波速度。如果R_w>R_d，则在~ R_d/ v_{sh}处开始上升到最大亮度;上升的持续时间也是~ R_d/ v_{sh} ;在达到峰值亮度时，不透明介质的外部以低速扩展;形成致密的壳层，其与致密质量损失的持续相互作用给出了下降的光变曲线的特征性平坦部分。如果R_w<R_d，则上升到最大光开始于R_w/ v_{sh} ;上升的持续时间为R_w^2/ v_{sh} R_d;不透明介质的外部没有延伸，而是在最大亮度时被辐射压加速到高速;形成致密的壳层，但不影响最大附近的光变曲线。我们认为SN 2006 gy是第一种事件的例子，而SN 2010 gx和相关的超新星是第二种事件的例子。
2011-01-25 astro-ph.HE
The Unusual Super-Luminous Supernovae SN 2011kl and ASASSN-15lh
最近发现的两个非常明亮的超新星（SNe）目前刺激的情况下，探索现有的理论模型的范围。SN 2011 kl代表了首次探测到与超长持续时间伽马射线暴相关的超新星爆炸。ASASSN-15 lh甚至被认为是有史以来发现的最明亮的SN，挑战了迄今为止提出的恒星爆炸场景。在这里，我们使用我们的辐射流体动力学代码，以模拟磁星供电的SNe。为了避免明确假设中子星的性质，我们采用磁星光度和自旋下降时标作为模型的自由参数。我们发现SN 2011 kl的光变曲线（LC）与先前提出的磁星电源一致，但我们注意到需要一定量的56^Ni（> 0.08 M_sun）来解释LC峰和尾之间的低对比度。对于ASASSN-15 lh的情况下，我们发现物理上合理的磁星参数，复制的LC提供的祖质量是相对较大的（喷出物的质量约6 M太阳）的整体形状。这次事件的喷出物流体动力学是由磁星输入的影响，而对SN 2011 kl的影响是比较温和的。我们的结论是磁星模型可用于解释这些事件，流体动力学建模是必要的，以获得强大的磁星和它们的祖先的属性。
2016-01-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Ultraviolet Colors of Type Ia Supernovae and their Photospheric Velocities
我们比较紫外线（UV）和光学颜色的样本29 Ia型超新星（SNe Ia）观察与雨燕卫星的紫外线光学望远镜（UVOT）的理论模型的不对称爆炸从不同的角度从卡森和Plewa。这包括中紫外（1600-2700埃; uvw 2和uvm 2）和近紫外（2700-4000埃; uvw 1和u）过滤器。我们发现观测到的颜色比模型预测的要红得多，而且这些偏移不太可能是由尘埃变红引起的。我们证实了以前的结果，高速超新星Ia有红色的紫外光学颜色。当通过假设一个恒定的b-v颜色来校正尘埃变红的颜色时，我们发现uvw 1-v或u-v颜色与25超新星Ia的喷出物速度之间没有相关性，这些超新星Ia具有已公布的速度和/或光谱。当假设一个光学的颜色速度关系，2和3.6西格玛的相关性被发现为uvw 1-v和u-v。然而，我们发现，相关性是由红化校正驱动，并可以再现与红化校正的随机颜色。因此，UV颜色和速度之间的相关性的重要性取决于光学颜色-速度关系的假定斜率。经过这样的修正后，uvw 1-v与速度的斜率比模型预测的要浅，并偏移到更红的颜色。在uvw 1-v颜色中仍然存在显著的散射，包括低速时的大的扩散。这表明NUV蓝/红扩散不仅仅是由光球速度引起的。uvm 2-uvw 1的颜色也显示出与速度无关的大的色散。
2018-07-26 astro-ph.HE
Double-Detonation Models for Type Ia Supernovae: Trigger of Detonation in Companion White Dwarfs and Signatures of Companions' Stripped-off Materials
利用高分辨率光滑粒子流体动力学（SPH）方法模拟Ia型超新星（SNe Ia），研究了具有不同伴白矮星（WD）的双简并（DD）系统中的双爆轰。我们发现，在某些DD系统中只有主WD爆炸，而在其他DD系统中，主WD的爆炸会引起伴随WD的爆炸。前一种情况是所谓的动态驱动双简并双爆轰（D $^6$）爆炸，或氦点燃的猛烈合并爆炸。主WD的超新星喷出物从伴星WD中剥离物质，伴星WD的质量为$\sim 10^{-3}M_\odot$。当伴随WD是具有He壳层$\lesssim 0.04M_\odot$的碳-氧（CO）WD时，剥离的材料包含碳和氧。由于它们对iPTF 14 atg的低速喷出物成分有贡献，因此D $^6$爆炸可能是亚发光超新星Ia的对应物。剥离的物质可能有助于在几个超新星Ia中看到的低速C。在后一种情况下，如果是He WDs，则伴随WDs通过He爆轰发生爆炸，如果是CO WDs，则通过双爆轰机制与He壳发生爆炸。我们根据爆炸次数将这些爆炸命名为“三重”和“四重”爆炸（TD/QD）。量子点爆炸可能是明亮的Ia型超新星的对应物，如SN 1991 T和SN 1999 aa，因为它们产生大量的$^{56}$ Ni，并且它们的He爆轰产物有助于伴随这种明亮的Ia型超新星的早期发射。另一方面，TD爆炸可能不会产生足够量的$^{56}$ Ni来解释发光的Ia超新星。
2019-09-26 astro-ph.HE
A statistical study of super-luminous supernovae in the magnetar engine model and implications for their connection with gamma-ray bursts and hypernovae
利用磁星引擎模型拟合了31颗超亮超新星的辐射热光变曲线，得到了它们的喷出物质量和磁星参数。SLSN磁星的磁场强度下限可以设定在电子朗道量子化的临界场强$B_{\rm c}$附近。更详细地说，SLSN磁星可以进一步分为两个磁场子类，分别为$\sim(1-5)B_{\rm c}$和$\sim(5-10)B_{\rm c}$。结果表明，这两类磁星与SLSNe的慢演化和快演化的热光变曲线有关。相比之下，在伽马射线暴（GRB）和相关的超新星中的磁星通常被推断具有更高的磁场，其下限约为$\sim10B_{\rm c}$。这有力地表明，磁场在区分SLSNe和伽玛暴/超新星中起着至关重要的作用。SLSN磁星的转动能与超新星喷出物的质量相关，这为探索其祖先的性质提供了线索。此外，SLSNe的喷出物质量分布基本上介于正常的核心坍缩超新星和超新星之间。这可能表明这些不同的恒星爆炸之间存在内在联系。
2017-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Diversity of Luminous Supernovae from Non-Steady Mass Loss
我们发现，由于非稳态质量损失的密度梯度的密集风的多样性可以解释光谱多样性的II型发光超新星（LSNe）的一种方式。SN喷出物与周围风的相互作用被认为是照亮LSNe的动力源，因为许多LSNe在其光谱中显示风特征（LSNe中的I型）。然而，也存在没有由风引起的光谱特征的LSNe（类型IIL LSNe）。我们表明，即使LSNe被照亮的相互作用，这是可能的，他们不显示从风的窄光谱，如果我们考虑到非稳态质量损失的祖先。当激波爆发发生在具有密度结构ρ \propto r^{-w}的稠密风中时，风光学厚区的扩散时标（td）与激波爆发后整个风的激波传播时标（ts）之比强烈地依赖于w。对于w<~1的情况，两个时间尺度是相当的（td/ts \simeq 1），并且td/ts随着w变大而变小。对于td/ts \simeq 1的情况，激波刚好在光变曲线（LC）峰值之后穿过整个风，并且在LC峰值之后不能观察到来自风的窄谱线（IIL型LSNe）。如果td/ts小得多，则冲击波在LC峰值之后继续在风中传播，并且保持无冲击风（类型IIn LSNe）。这种差别只有通过对密集风中激波爆发条件的仔细处理才能得到。在LC峰之前，IIL型LSNe中缺乏窄的洛伦兹线轮廓也可以通过密度斜率的差异来解释。此外，我们将我们的模型应用于类型IIn的LSN 2006 gy和类型IIL的LSN 2008 es，发现我们的模型是与观测相一…
2012-01-23 astro-ph.HE
A Fast-Evolving, Luminous Transient Discovered by K2/Kepler
几十年来，光学时域搜索一直被用来寻找普通的超新星，这些超新星的亮度在几周内上升和下降。最近，超新星搜索已经改善了它们的节奏，并且已经确定了一些快速演变的发光瞬变（FELTs）。FELT的峰值亮度与Ia型超新星相当，但在$<10$天达到最大值，并在$<$月从视野中消失。在这里，我们提出了迄今为止这类最极端的例子，KSN 2015 K，上升时间只有2.2天，超过半最大值（$t_{1/2}$）的时间只有6.8天。在这里，我们表明，与Ia型超新星不同，KSN 2015K的光变曲线不是由放射性元素的衰变提供动力的。我们进一步认为，它不太可能是由中央遗迹（磁星或黑洞）持续的能量沉积提供动力的。使用数值辐射流体动力学模型，我们表明，KSN 2015 K的光变曲线是很好的拟合模型，其中超新星运行到外部物质推测驱逐在前超新星质量损失插曲。因此，KSN 2015 K的快速上升探测了当高超音速冲击波从致密的扩展介质中爆发时光子的排出。
2018-04-12 astro-ph.HE
Surface Radioactivity or Interactions? Multiple Origins of Early-excess Type Ia Supernovae and Associated Subclasses
早期Ia型超新星（SNe Ia），特别是那些在爆炸的最初几天内亮度增强的超新星（“早期过剩的SNe Ia”），在解决长期存在的SNe Ia的前身和爆炸问题方面发挥着不可替代的作用。在本文中，我们系统地研究了11个早期过剩超新星Ia从次发光到发光的子类。其中8个是从23个具有极早相光学光变曲线（“黄金”早相SNe Ia）的SNe Ia中选出的，另外3个是从40个具有早相UV/NUV光变曲线（包括14个黄金样品）的SNe Ia中选出的。我们发现，以前发现的早期过剩的Ia型超新星表现出明确的偏好特定的Ia型超新星亚类。特别是，早期过剩的功能显示在所有六个发光（91 T和99 aa类）超新星Ia是在冲突的视角依赖预测的同伴喷出物相互作用的情况。相反，如此高的早期过量分数可能与发光Ia超新星的爆炸物理学有关;即，发光Ia超新星的前身中发生的更有效的爆炸可能因此解释了由来自$^{56}$的辐射提供动力的早期过量特征镍丰富的外层。不同的Ia型超新星亚类中早期过剩特征的多样性表明，发现的早期过剩Ia型超新星有多个起源，这对它们作为一个强大的祖先指标的适用性提出了挑战。对早期过剩多样性的进一步理解不仅依赖于单个早期过剩Ia型超新星的多波段测光和光谱响应，而且还依赖于对每个Ia型超新星子类的一般早期相位光变曲线行为的研究，这可以通过正在进行的/即将进行的瞬态调查项目在不久的将来实现。
2018-10-04 astro-ph.HE
Quark-Novae in Neutron Star-White-Dwarf Binaries: A model for luminous (spin-down powered) sub-Chandrasekhar-mass Type Ia Supernovae ?
我们表明，呼吁夸克新星（QN）在一个紧密的双星系统包含一个大质量的中子星和CO白矮星（WD），Ia型爆炸可能发生。QN喷出物与WD碰撞，驱动冲击，触发简并条件下的碳燃烧（QN-Ia）。在我们的模型中，压缩的低质量WD（M_WD < 0.9M_sun）中的条件模拟了一个Ekrasekhar质量WD的条件。来自QN致密残骸（夸克星）的下旋光度提供了额外的能量，使得QN-Ia的光变曲线比具有类似56 Ni产额的标准SN-Ia更亮更宽。在QNe-Ia中，光度测量和光谱测量并不一定有联系，因为喷出物的动能有来自自旋下降功率和核衰变的贡献。虽然QNe-Ia可能不服从菲利普斯关系，但它们的亮度和相对“正常”的光变曲线意味着它们可以被包括在宇宙学样本中。光变曲线拟合者会被光谱学峰值和光度学之间的差异所迷惑，并通过有效地调亮或调暗QNe-Ia的视星等来校正它。因此，高估或低估了这些自旋下降供电的SNe-Ia的真实大小。如果QNe-Ia在高红移处的数量足够多，那么用于宇宙学分析的SNe-Ia样本中的QNe-Ia污染可能会系统地使宇宙学参数的测量产生偏差。下旋风引起的强烈混合，加上QNe-Ia的56 Ni产额较低，意味着它们在i波段缺乏次极大值，尽管它们具有发光的性质。我们讨论可能的QNe-Ia祖先。
2012-11-14 astro-ph.HE
The Absolute Magnitudes of 1991T-like Supernovae
1991类T超新星（英语：1991 T-like supernovae）是Ia型超新星中浅硅分支（SS）的一个发光、缓慢衰减的极端。它们的光谱特征是极弱的Ca II H & K和Si II $\lambda6355$，以及在极大值前阶段强烈的Fe III吸收特征，并且长期以来一直被怀疑与正常的Ia型超新星相比过于明亮。在本文中，赝等效宽度的Si II $λ$ 6355吸收光变曲线阶段获得的$\leq+10$天结合的形态的$i$ -波段光变曲线，以确定1991年的样本T类超新星在卡内基超新星计划-II。哈勃图残差显示，在光学和近红外波长，这些事件是过度发光的$\sim$ 0.1-0.5等相对于不太极端的分支SS（1999 aa类）和分支核心正常超新星具有类似的$B$波段光变曲线下降率。
2022-09-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Over-Luminous Type Ia Supernovae and Standard Candle Cosmology
本文通过分析15颗超亮Ia型超新星，发现其绝对星等增加导致H_0估计值降低，为缓解哈勃张力提供了新视角。
2025-11-22 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
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
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
Discovery and Observations of the Unusually Luminous Type-Defying II-P/II-L Supernova ASASSN-13co
ASASSN-13 co是一颗异常明亮的II型超新星，也是全天超新星自动巡天（ASAS-SN）发现的第一颗核心坍缩超新星。第一次发现超新星是在UT 2013年8月29日，所提供的数据在发现后大约3.5个月。我们使用Pejcha & Prieto（2015）最近开发的模型来模拟ASASSN-13 co的多波段光变曲线，并推导出热光度曲线。我们将ASASSN-13 co与其他II型超新星进行了比较，结果表明它对于II型超新星来说异常明亮，并且它表现出非典型的光变曲线形状，与标准的II-L型或II-P型超新星不完全匹配。
2016-08-29 astro-ph.HE
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
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
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
The early evolution of magnetar rotation -- II. Rapidly rotating magnetars: Implications for Gamma-Ray Bursts and Super Luminous Supernovae
本研究通过2D磁流体动力学模拟和解析估计，证明自转周期极短且强磁场的磁星可在冷却早期释放足够能量驱动伽马射线暴，而中等磁场磁星则可能在数天至数周内通过磁偶极辐射增亮超亮超新星光变曲线。
2023-10-21 astro-ph.HE
Fallback accretion powered supernova light curves based on a neutrino-driven explosion simulation of a 40 Msun star
我们提出了基于中微子驱动的40 Msun零金属丰度恒星爆炸的后备动力超新星的合成光变曲线，该恒星具有显着的后备吸积到黑洞上，Chan等人（2018）之前模拟过直到冲击爆发。在这里，我们调查的光变曲线特性的冲击爆发后，各种回落模型。如果没有来自后退吸积的额外能量，光变曲线是IIP型超新星的光变曲线，其平台星等约为-14等，平台持续时间为40天。然而，随着回落吸积的光变曲线的额外功率，我们发现瞬态可以显着更明亮。光变曲线形状可以是SN 1987 A型或IIP型，这取决于后备引擎的效率。如果吸积盘在坍缩后很快形成，并且超过1%的吸积能量作为中心引擎被释放，则回退吸积动力超新星变得与超亮超新星一样明亮。我们认为，II型超亮超新星与广泛的氢功能可能与这种富氢超新星的后退吸积。在未来，这种由后退吸积提供动力的超亮超新星可能会在来自第一颗恒星的超新星中发现，除了对不稳定超新星和脉冲对不稳定超新星。
2019-06-01 astro-ph.HE
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
ALMA, ATCA, and Spitzer Observations of the Luminous Extragalactic Supernova SN 1978K
只有三颗河外超新星在毫米波段被探测到：SN 1987 A、SN 1978 K和SN 1996 cr。SN 1978 K是一颗非常明亮的IIn型超新星，在爆炸后40年仍然保持明亮。在这里，我们介绍了2016年使用波段3，4，6和7进行的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）观测，这些观测显示了光谱的陡峭化。一个吸收的单一的幂律模型广泛地适合所有的无线电和毫米波观测，但需要显着的色彩变化。或者，破幂律符合射电毫米波频谱：这可以用具有冷却中断的风尺度中的超相对论球形冲击波来解释，就像伽马射线暴的余辉一样。使用更新的澳大利亚望远镜紧凑型阵列（ATCA）的光变曲线，我们显示的非热无线电连续不断衰减为$t^{-1.53}$，在火球模型，这独立定义的幂律指数中发现的无线电毫米波频谱。像SN 1978 K这样的超新星可能是宇宙尘埃收支的重要贡献者：只有SN 1978 K在寻找超新星中的温暖尘埃时被发现在过渡阶段（年龄10-100年）。利用斯皮策太空望远镜的观测，我们发现，在过去的十年中，至少有一些尘埃排放物已经迅速衰减为$t^{-2.45}$，这表明它正在被摧毁。根据同步辐射的模型，ALMA的观测表明可能有来自冷尘埃成分的辐射。
2018-11-27 astro-ph.HE
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
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
The SPIRITS sample of Luminous Infrared Transients: Uncovering Hidden Supernovae and Dusty Stellar Outbursts in Nearby Galaxies
我们对2014年至2018年期间在附近星系（$D < 35$ Mpc）中由斯皮策红强瞬变巡天（SPIRITS）发现的最明亮（$M_{\mathrm{IR}}$ [织女星星等]比$-14$亮）红外（IR）瞬变进行了系统研究。该样本由9个事件组成，这些事件跨越$-14$和$-18.2$之间的$M_{[4.5],\mathrm{peak}}$的峰值IR光度，在$0.2 < ([3.6]{-}[4.5]) < 3.0$之间显示IR颜色，并且在$55$天$< t_{\mathrm{fade}} < 480$天之间的时间尺度上褪色。两个最红的事件（$A_V > 12$）显示了几年来多次明亮的红外爆发，并在档案成像中直接检测到大量的祖先。通过对大量多波长的后续分析，我们提出了以下可能的分类：五颗被遮蔽的核心坍缩超新星（CCSNe），两颗爆发的大质量恒星，一颗明亮的红色新星和一颗中等亮度的红色瞬变。我们定义了一个控制样本的所有光学发现的瞬态恢复SPIRITS星系，并满足相同的选择标准。对照样品由8个CCSNe和1个Iax型SN组成。我们发现SPIRITS样本中的13个CCSNe中有7个在它们的$2 < A_V < 8$消光上有下限。我们估计的名义分数CCSNe在附近的星系，错过了光学调查高达$38.5^{+26.0}_{-21.9}$ %（90%的置信度）。这项研究表明，很大一部分CCSNe可能被…
2020-01-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
A Global Model of The Light Curves and Expansion Velocities of Type II-Plateau Supernovae
我们提出了一个新的自洽和通用的方法，推导出光球半径和温度变化的II型高原超新星的膨胀速度和光度测量的基础上。我们将该方法应用于26个观测良好的样本，附近的超新星与公布的光变曲线和速度。我们同时适合~230速度和~6800星等测量分布在21个光度通带，波长从0.19到2.2微米。II型高原超新星之间的光变曲线的差异是很好的模型，假设不同的光球半径膨胀率，我们解释为不同的密度分布的喷出物，我们认为，陡峭的密度分布导致平坦的高原，如果其他一切保持不变。II型线性超新星的光度急剧下降是由于光球温度的快速演变，我们验证了SN 1980 K的成功拟合。消除理论超新星大气模型的需要，我们得到自洽的相对距离，reddenings，和镍质量充分占所有内部模型的不确定性和协方差。我们使用我们的全球拟合估计的时间演化的任何失踪的波段专门为每个超新星，我们构建光谱能量分布和热光曲线。我们为样本中的所有滤波器组合生成热辐射校正。我们将我们的模型与理论稀释因子进行比较，发现B和V过滤器具有良好的一致性。当I、J、H或K带包括在内时，我们的结果与理论不同。我们研究了超新星的红化规律，发现在UBVRI波段与标准R_V ~ 3.1红化规律基本一致。其他条带的结果不确定。我们公开了我们的试衣规范。
2014-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio Emission from Embryonic Super-Luminous Supernova Remnants
人们普遍认为，I型超亮超新星（SLSNe-I）是由强大的中央发动机驱动的，在大质量祖星的核心坍缩后持续注入能量。其中一个流行的假设是，隐藏的引擎是快速旋转的磁场为$B\sim{10}^{13}-{10}^{15}$ G的恒星。Murase，Kashiyama & Meszaros（2016）表明，新生脉冲星风星云中非热电子-正电子对的准稳态无线电/亚毫米波发射可以用作这种脉冲星驱动的超新星（SNe）的对应物。在这项工作中，专注于新生SLSN-I残留物，我们研究的限制，可以放置无线电发射。我们表明，阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）可以检测到的射电星云从SNe在$D_{\rm L} \sim 1 \ \rm Gpc$在爆炸后的几年，而Jansky甚大阵列（VLA）也可以检测到在几十年的对口。建议的射电跟踪观测可以解决脉冲星驱动SN模型中光学/紫外光变曲线的参数简并，也可以为我们提供线索，年轻中子星的SLSNe-I和快速射电暴的情况。
2017-10-18 astro-ph.HE
The Rise and Peak of the Luminous Type IIn SN 2017hcc/ATLAS17lsn from ASAS-SN and Swift UVOT Data
我们提出了由全天超新星自动巡天（ASAS-SN）和雨燕UVOT获得的IIn型超新星SN 2017 hcc/ATLAS 17 lsn的上升和峰值的观测结果。SN 2017 hcc/ATLAS 17 lsn的光变曲线峰值位于$V\simeq 13.7$等，这与宿主星系的红移有关（$z=0.0168$，$D\simeq 73$ Mpc）意味着绝对峰值幅度$M_{V,peak} \simeq -20.7$ mag。来自Swift UVOT的SN 2017 hcc/ATLAS 17 lsn的近紫外到光学光谱能量分布与热，但在10月28日用$\rm T_{bb}\simeq 16500$ K冷却黑体，在11月19日用$\rm T_{bb} \simeq 11700$ K冷却黑体。估计的峰值热光度$L_{bol, peak}\simeq 1.3\times 10^{44}$ erg s $^{-1}$使SN 2017 hcc/ATLAS 17 lsn成为迄今为止研究的最明亮的IIn型超新星之一。由测辐射热光变曲线我们将上升时间限定为$\sim 27$天，到目前为止事件的总辐射能量为$4\times 10^{50}$ erg。
2017-11-21 astro-ph.HE
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
Comparison of Diversity of Type IIb Supernovae with Asymmetry in Cassiopeia A Using Light Echoes
我们比较了谱线速度的多样性，在一个大样本的IIb型超新星（SNe IIb）与预期的非球面性的爆炸，从仙后座A（Cas A），这是一个历史的银河系SN IIb光回波测量。我们重新回顾了Rest等人（2011 a）的结果，他们使用光回波从多条视线观察Cas A，从而确定其非球面性，如三条谱线（He I $λ$ 5876，H $α$和Ca II NIR三重谱线）的速度所示。我们通过再现文献中发现的几个河外SNe IIb光谱中的光回波效应以及Liu等人最近创建的平均SN IIb光谱来确认和改进这种测量。（2016），并将这些与观察到的Cas A光回波光谱进行比较，包括其相关的不确定性。为了量化这种比较的准确性，我们平滑的光回波光谱的Cas A使用高斯过程，并使用蒙特卡罗方法来测量光谱中的这三个功能的吸收速度。然后，我们测试的假设，在SNE IIb看到的喷出物速度的多样性可以解释的非球面。我们通过比较在不同的光回波中看到的速度范围来做到这一点，因此不同的视线，Cas A和SNe IIb人群中看到的速度。我们的结论是，这两个范围是相同的顺序，因此非球面性可能足以解释的多样性，在膨胀速度单独。
2016-09-21 astro-ph.HE
