Superluminous supernovae
超亮超新星是一种新的超新星，大约在十年前被发现。在过去的十年里，观测和理论都取得了重大进展。本文首先简要介绍了超亮超新星的观测特性。然后，我们介绍了三个主要的亮度来源，以解释超亮超新星的巨大光度，即，56 Ni的核衰变、超新星喷出物与致密星周介质之间的相互作用以及磁星的自旋下降。我们比较了这些模型，并讨论了它们的优点和缺点。
2018-03-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsational Pair-Instability Model for Superluminous Supernova PTF12dam: Interaction and Radioactive Decay
PTF 12 dam是一颗超亮超新星（SLSN），可以用$^{56}$ Ni动力模型、磁星动力模型和相互作用模型来解释。我们认为PTF 12 dam是一颗脉动对不稳定性超新星，在脉动过程中，其前身的外层被喷射出来。因此，它是由双重能源：放射性衰变的$^{56}$镍和辐射冲击在一个致密的星周介质。我们用STELLA程序的辐射流体力学计算来描述光变曲线和光谱。我们发现，在40 M $_{\odot}$喷出物和20- 40 M $_{\odot}$环周介质模型中，光变曲线得到了很好的描述。喷出的$^{56}$ Ni质量约为6 M $_{\odot}$，是由大爆炸能量（2-3）$\cdot$ 10 $^{52}$尔格的爆炸核合成产生的。与对不稳定超新星和磁星动力超新星的替代方案相比，在相互作用模型中，所有观察到的主要光度特征都得到了很好的再现：可见光变曲线，色温和光球速度。
2016-12-29 astro-ph.HE
Hard X-ray Observations of the Hydrogen-poor Superluminous Supernova SN 2018hti with NuSTAR
一些贫氢超亮超新星可能由磁星中央引擎提供动力，使它们的光度大于普通超新星。虽然磁星的自旋下降预计会产生大量的X射线通量，但直接的观测证据仍有待发现，从而引发了“能量缺失”问题。在这里，我们提出了附近的SN 2018 hti 2.4y（静止帧）的光学峰值后的NuSTAR观测。我们预计，到这个时候，对于能量高于约15 keV的光子来说，喷出物已经变得光学薄。在超新星位置低至$F_{\rm{10-30keV}} = 9.0\times 10^{-14}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，或在距离271 Mpc的$7.9 \times 10^{41}$ erg s $^{-1}$的上限处，没有探测到通量。这就限制了在10- 30 keV范围内，来自假定的自旋下降磁星的辐射热光度的分数在保守情况下为$f_{\rm X} \lesssim 36$ %，在乐观情况下为$f_{\rm X} \lesssim 11$ %。
2022-11-28 astro-ph.HE
Superluminous supernovae: an explosive decade
我回顾了我们目前对超亮超新星的理解，这是一种比传统恒星爆炸亮100倍的神秘事件。
2021-09-17 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The magnetar model of the superluminous supernova GAIA16apd and the explosion jet feedback mechanism (JFM)
假设喷流在负喷流反馈机制（JFM）中爆炸核塌缩超新星，我表明，快速旋转的中子星很可能形成时，爆炸是非常有活力的。假设在刚形成的中子星周围有一个吸积盘或吸积带，吸积气体使刚形成的中子星自旋，导出了自旋中子星中储存的能量与爆炸能量之间的一个粗略关系。这个关系式读作Espin/Eexp~（Eexp/1 e52 erg）。结果表明，在核塌缩超新星的JFM爆炸模型框架内，自旋中子星，如磁星，在超能爆炸中可能具有相当大的能量。磁星的存在，如果得到证实，例如在最近的超高能超新星GAIA 16 apd中，进一步支持了从中微子驱动到喷流驱动的核心坍缩超新星机制的范式转变的呼吁。
2017-03-29 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
A Triple-Energy-Source Model for Superluminous Supernova iPTF13ehe
几乎所有峰值为$\lesssim -21$等的超亮超新星（SLSNe）都可以用$^{56}$ Ni动力模型、磁星动力（强磁化脉冲星）模型或抛射物-星周介质（CSM）相互作用模型来解释。最近，iPTF 13 ehe挑战这些能源模型，因为光谱分析表明，$^{56}$ Ni的$\sim 2.5M_\odot$已经合成，但不足以为iPTF 13 ehe的峰值辐射热发射提供动力，而后期光变曲线（LC）和H $α$发射线的重新变亮表明，喷出物-CSM相互作用必须在为后期LC提供动力方面发挥关键作用。在这里，我们提出了一个三重能源模型，其中磁星连同一定量（$\lesssim 2.5M_\odot$）的$^{56}$镍可以供电的早期LC的iPTF 13 ehe，而后期的再亮可以定量地解释了一个喷出物CSM相互作用。此外，我们认为iPTF 13 ehe是一颗真正的核心坍缩超新星，而不是脉动对不稳定超新星候选者。未来对类似SLSNe的进一步研究将最终揭示其爆炸和能源机制。
2016-07-08 astro-ph.HE
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
The Energy Sources of Double-peaked superluminous supernova PS1-12cil and luminous supernova SN 2012aa
本文对超亮超新星PS1- 12 aa和发光超新星SN 2012 aa的光变曲线（LC）的能量库进行了研究。这两个SNe的多波段和测辐射热LC在主峰之后显示出不寻常的次级凸起。双峰LC不能用任何简单的能源模型来解释（例如，$^{56}$ Ni级联衰变模型、磁星自旋下降模型和喷出物-星周介质相互作用模型）。因此，我们分别采用$^{56}$ Ni+喷射物-星周介质相互作用（CSI）模型、磁星+CSI模型和双CSI模型对它们的热测量LC进行拟合，发现这两种SNe都可以用双CSI模型和磁星+CSI模型来解释。在此基础上，计算了母星抛射出壳层的时间：如果母星由CSI双抛射壳层提供动力，则内壳层和外壳层可能分别在SNe爆炸前$\sim 0.2-3.6$和$\sim 2-25$年被抛射出壳层;如果母星由磁星和CSI双抛射壳层提供动力，则母星抛射出壳层的时间比SNe爆炸前提前$\sim 2-20$年。
2020-01-26 astro-ph.HE
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
The Superluminous (Type I) Supernova ASASSN-15lh : A case for a Quark-Nova inside an Oxygen-type Wolf-Rayet supernova remnant
我们发现，一个夸克新星（QN;一个中子星到夸克星的爆炸性转变）发生在几天后的超新星爆炸的氧型沃尔夫-拉叶（WO）星可以解释的有趣的功能，ASASSN-15 lh，包括它的极端的能量，它的双峰光变曲线和光球半径和温度的演变。同源膨胀的WO残余物（一个扩展的包层和一个紧凑的核心）的两个组件的配置被用来利用QN喷出物的动能（>10^52尔格）。WO SN和QN之间的延迟产生了一个大的（~ 10^4 Rsun）包络，当被QN喷出物/冲击激发时，该包络给出了我们模型中的第一个峰值。当包层的光球层退入缓慢膨胀的、热的、绝缘的、密度更大的核心（最初由QN激波加热）时，第二个驼峰出现了。在我们的模型中的光谱应该反映的组成WO SN残余再加热的QN去在其尾流。
2016-11-11 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
A Multiple Ejecta-Circumstellar Meduim Interaction Model and Its Implications for the Superluminous Supernova iPTF15esb
最近报道了一颗红移为$z=0.224$的贫氢超亮超新星（SLSN）iPTF 15 esb，它的光变曲线（LC）和光谱具有一些不寻常的特征。其后期光谱显示出强而宽的H $α$发射线，并且测热LC显示出两个峰和峰后平台。在这里，我们提出了一个喷出物拱星介质（CSM）的相互作用模型，涉及多壳和风来解释这个双峰SN。我们发现，该模型再现的理论LC可以很好地匹配iPTF 15 esb的观察。根据这一结果，我们推断，在SN爆炸之前，祖先至少经历了三次剧烈的质量损失过程。此外，我们发现，CSM风和壳层的质量从最外层（第一次爆发）到最内层（最终爆发）依次减少，但它们的密度增加。壳层和风密度的变化趋势与超新星爆发前的恒星结构一致。对类似SLSNe的进一步研究将为其祖先的质量损失历史提供探针。
2017-06-06 astro-ph.HE
Post maximum light and late time optical imaging polarimetry of type I superluminous supernova 2020znr
光学成像偏振测量是在贫氢超亮超新星2020znr最大光照后的3个阶段（大约+34天，+288天和+289天）进行的。经过仪器和星际偏振校正，所有测量结果与零偏振探测一致。用磁星自旋下降模型模拟的光变曲线表明SN 2020znr与其他SLSNe具有相似的磁星和喷出物参数。在SN 2017egm和SN 2015bn的文献中讨论的最佳拟合值的比较，两个贫氢SLSNe显示最大光后的偏振增加，表明SN 2020znr具有更高质量的喷出物，可能会阻止使用光学偏振测量的内部喷出物的几何形状。I型SLSNe的光谱学和光变曲线分析提供的组合信息可能是对这类瞬态的偏振特性进行分类的一个有趣途径。这种方法将需要扩大SLSNe偏振测量数据的样本，目前可与早期和晚期的时间新的测量。
2022-02-11 astro-ph.HE
iPTF 16asu Revisited: A Rapidly Evolving Superluminous Broad-Lined Ic Supernova?
在本文中，我们拟合的光谱能量分布（SED）的iPTF 16 asu，迄今已被归类为一个明亮的快速演变的宽线Ic超新星（SN Ic-BL），并重建其峰后的热光度曲线。我们发现iPTF 16 asu的峰后辐射热光变曲线的亮度约为文献中推导的伪辐射热光变曲线的3倍，外推的峰值亮度超过了$\sim 10^{44}$ erg s $^{-1}$，高于超发光SNe（SLSNe）的阈值。然后我们使用$^{56}$ Ni模型和磁星加$^{56}$ Ni模型来拟合iPTF 16 asu的多波段光变曲线，并使用最佳拟合的理论多波段光变曲线构建理论热光变曲线。发现iPTF~（16）asu的光度学可以用磁星加$^{56}$ Ni模型来解释，其理论测热光度曲线的峰值光度为$\sim 1.06\times 10^{44}$ erg s $^{-1}$ .我们认为iPTF~ 16 asu和类似的SNe（例如，SN 2018 gep）构成了快速发展的SLSNe Ic-BL类别。
2022-02-08 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
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
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
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
Three-Dimensional Simulations of Magnetar-Powered Superluminous Supernovae
年轻超新星（SN）中快速旋转的磁星可以通过将其旋转能量的一部分转化为辐射来产生超亮瞬变。在这里，我们提出了有史以来第一个三维流体动力学模拟的磁星供电SN在拱星介质中形成的恒星外层喷射爆炸前。我们发现，流体动力学不稳定性的形式在两个尺度上的喷出物，而不仅仅是一个在普通的核心崩溃SNe：在热泡通电的磁星和在向前冲击的SN，因为它犁了周围的气体。来自气泡的压力也使得前向激波后面的不稳定性更加剧烈，并导致爆炸中比正常SNe中更多的混合，这对一维模型无法捕获的事件的光变曲线和光谱产生了重要影响。我们还发现磁星可以将Ca和Si加速到$\sim $ 12000 km/s的速度，并解释了它们在观测中加宽的发射线。我们的模拟还显示，即使是来自弱磁星的能量也可以将喷出物深处的铁族元素加速到$5000-7000$ km/s，并解释了在一些核心塌陷SNe（如SN 1987 A）早期观察到的高速Fe。
2020-04-20 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 Systematic Study Of Superluminous Supernova Lightcurve Models Using Clustering
超亮超新星（SLSN）的光变曲线在上升和下降的时间尺度、峰值光度和整体形状方面表现出比常规光度对应物更优越的多样性。目前尚不清楚这种惊人的变化是否是由于涉及许多潜在参数的主导功率输入机制，或由于不同祖通道的贡献。在这项工作中，我们提出了一个系统的定量研究SLSN光变曲线的时间尺度和形状的属性，如对称周围的峰值光度，可以用来描述这些迷人的恒星爆炸。我们发现，应用聚类分析模型SLSN光变曲线的属性，无论是磁星自旋或超新星喷出物拱星相互作用机制，可以产生两者之间的区别，特别是在光变曲线对称性。我们发现，大多数事件在所观察到的SLSN样本与约束良好的光变曲线和早期检测强烈关联的集群为主的拱星相互作用模型。磁星自旋下降模型也显示出较低程度的关联，但很难重现快速演化和完全对称的光变曲线。我们相信这是由于截短性质的拱星相互作用冲击能量输入相比，减少，但连续的功率输入源，如磁星自旋和放射性镍-56衰变。我们的研究表明，聚类分析在表征SLSNe的基础上，将在不久的将来提供的调查，如LSST，ZTF和泛STARRS高节奏的光度观测的重要性。
2019-02-25 astro-ph.HE
Evidence for GeV emission of the superluminous supernova SN 2017egm
Anhui University（安徽大学）；Guangxi University（广西大学）；Guizhou University（贵州大学）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）
研究发现SN 2017egm的GeV辐射证据，支持其核心引擎为年轻磁星的理论。
2026-01-22 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
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
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 Supernovae Powered by Magnetars: Late-time Light Curves and Hard Emission Leakage
最近，两个研究小组的研究表明，完全能量捕获的磁星自旋向下能量注入模型可以解释SN 2010 gx，SN 2013 dg，LSQ 12 dlf，SSS 120810和CSS 121015的早期光变曲线，但不能拟合这些超亮超新星（SLSNe）的晚期光变曲线。这些结果意味着，原来的磁星供电模型在解释这些SLSNe的挑战。我们的论文旨在通过考虑硬排放的泄漏来同时解释早期和晚期数据/上限。我们将漏电流效应定量地纳入到原来的磁驱动模型中，并推导出一个新的半解析方程。将修正后的磁星动力模型再现的光变曲线与这5个SLSNe的观测数据和/或上限值进行比较，发现半解析方程再现的晚时光变曲线与SN 2010 gx、CSS 121015、SN 2013 dg和LSQ 12 dlf的晚时观测数据和/或上限值以及SSS 120810的晚时过剩值吻合较好，这表明磁星供电模型可能是造成这些SLSNe的原因，并且当硬光子被下康普顿化为较软光子时，伽马射线和X射线泄漏是不可避免的。为了确定泄漏效应的细节并揭示SLSNe的本质，需要更多高质量的SLSNe的辐射热光变曲线和光谱。
2014-11-19 astro-ph.HE
Late-Time Hubble Space Telescope Observations of a Hydrogen-Poor Superluminous Supernova Reveal the Power-Law Decline of a Magnetar Central Engine
贫氢超亮超新星（SLSNe）的光变曲线多样性使得多个能量来源解释其数量的可能性保持开放。具体来说，对不稳定爆炸（PISNe），产生大质量的$^{56}$镍，已被认为是一些缓慢演变的SLSNe的起源。在这里，我们提供了SN 2016 inl（= PS16 fgt）的详细观测结果，这是一个在$z=0.3057$缓慢演化的SLSN，其异常红色的光谱与PS1- 14 bj相匹配，这是一个具有与PISN一致的异常长上升时间的SLSN。地面和哈勃太空望远镜的数据，跨越约800休息帧天，揭示了一个显着的光变曲线平坦，类似于SN 2015 bn中看到的，并远远低于预期的下降率从放射性衰变的$^{56}$公司，因此，我们得出结论，尽管其缓慢的演变，SN 2016 inl是不一致的PISN。相反，光变曲线演化与磁星中心引擎的预期幂律自旋下降相匹配，但与SN 2015 bn相比，其幂律（$L\propto t^{-2.8}$）较浅，表明两个事件之间的$γ$射线不透明度可能存在差异。分析模型表明，典型的磁星发动机参数，但最高的喷出物质量（$\approx 20$ M $_{\odot}$）推断SLSN之一。我们的研究结果表明，监测SLSNe的后期光变曲线演变提供了一个强大的诊断其能源。
2021-05-07 astro-ph.HE
Photospheric Velocity Gradients and Ejecta Masses of Hydrogen-poor Superluminous Supernovae -- Proxies for Distinguishing between Fast and Slow Events
我们提出了一个研究的28 I型超亮超新星（SLSNe）的喷出物质量和光球速度的背景下。我们结合测光和光谱推断喷出物质量通过辐射扩散方程的形式主义。我们提出了一种改进的方法来确定光球速度相结合的频谱建模和互相关技术。我们发现，I型SLSNe可以分为两组由他们的前极大光谱。第一组的成员在其最大光谱前具有W形吸收槽，通常被认为是由于O II。这一特征在第二组超新星的光谱中是不存在的，它们的光谱与SN~ 2015 bn相似。我们确认，前或接近最大光球速度与速度梯度：更快的发展SLSNe有较大的photosheric速度最大。我们根据SLSNe的光致剪切速度将其分为快演化组和慢演化组，发现所有与SN~ 2015 bn相似的天体都属于慢演化组，而具有类W吸收的SLSNe则属于快演化组和慢演化组。我们估计了样本中所有物体的喷出物质量，并获得了2.9（$\pm$ 0.8）- 208（$\pm$ 61）$M_\odot$范围内的值，平均值为$43 (\pm 12)~ M_\odot$。我们的结论是，缓慢发展SLSNe往往有较高的喷出物质量相比，快速的。我们对喷出物质量的计算表明，SLSNe是由超大质量恒星的高能爆炸引起的，与光变曲线的动力机制无关。
2020-11-02 astro-ph.HE
VERITAS and Fermi-LAT constraints on the Gamma-ray Emission from Superluminous Supernovae SN2015bn and SN2017egm
超亮超新星（英语：Superluminous supernovae，SLSNe）是一种罕见的恒星爆炸，其光度比普通的核心坍缩超新星大10-100倍。一种解释贫氢（I型）SLSNe增强的光学输出的流行模型调用了快速旋转的磁星的能量注入。在这种情况下，一个预测是磁星的风星云中产生的高能伽马射线可能会在后期（光学峰值后的几个月或更长时间）通过膨胀的超新星喷出物逃逸。本文介绍了一个搜索的伽马射线发射的宽频带从100 MeV到30 TeV的两个I型SLSNe，SN 2015 bn和SN 2017 egm，使用Fermi-LAT和VERITAS的观测。虽然没有从任何一个来源检测到伽马射线发射，但推导出的上限接近假定的磁星的自旋下降光度。探测甚高能量（VHE; 100 GeV - 100 TeV）的SLSNe-I与现有的和计划中的设施，如VERITAS和CTA的排放的前景进行了探讨。
2023-02-13 astro-ph.HE
A UV Resonance Line Echo from a Shell Around a Hydrogen-Poor Superluminous Supernova
贫氢超亮超新星（SLSN-I）是近十年来在非目标瞬变观测中发现的一类罕见的高能爆炸。祖星和其大辐射能量（$\sim10^{51}$ erg）背后的物理机制都有争议，一类模型主要需要大的旋转能量，而另一类则需要非常大质量的祖星通过与星周物质（CSM）的相互作用将动能转化为辐射，或者产生对不稳定性爆炸。观测SLSN-I周围CSM的结构为某些场景提供了强有力的测试，尽管直接观测很少。在这里，我们提出了一系列的光谱观测SLSN-I iPTF 16 eh，这揭示了吸收和时间和频率可变的发射在镁II共振双峰。我们表明，这些意见自然解释为共振散射光回波从拱壳。模拟的排放的演变，我们发现壳半径为0.1 pc和速度为3300公里秒$^{-1}$，这意味着壳被弹出三十年前的超新星爆炸。这些性质与脉动对不稳定壳层喷射的理论预测相匹配，并意味着前身的He核心质量为$\sim 50-55~{\rm M}_{\odot}$，对应于初始质量为$\sim 115~{\rm M}_{\odot}$。
2018-08-18 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
Hydrogen-poor Superluminous Supernovae with Bumpy Light Curves Powered by Precessing Magnetars
本研究将磁星进动效应纳入磁星供能模型，成功再现了6个具有峰后隆起的氢贫超亮超新星的多波段光变曲线，为峰后隆起起源和新生磁星早期进动提供了证据。
2025-04-22 astro-ph.HE
Blue Supergiant Model for Ultra-Long Gamma-Ray Burst with Superluminous-Supernova-Like Bump
长伽玛暴（LGRB）的持续时间通常在30 s左右，其中一些与超新星有关，如Ic型SN 1998 bw。沃尔夫-拉叶星是最合理的LGRB祖先星，因为包层的自由落体时间与持续时间一致，并且祖先星的自然结果是Ic型SN。虽然新的超长伽玛暴（ULGRB），GRB 111209 A，GRB 101225 A和GRB 121027 A的持续时间约为10^4秒，其中两个伴随着类似于超发光超新星（SLSN）的隆起，其亮度比典型的超新星低10倍。Wolf-Rayet前体不能解释ULGRB，因为太长的持续时间和太亮的SN状隆起。然而，蓝超巨星（BSG）的祖先模型可以解释ULGRB的持续时间。此外，SLSN状隆起可以归因于所谓的茧火球光球发射（CFPEs）。由于相对论性喷流在穿透BSG包层时不可避免地会产生一个大茧，因此该成分可以作为超伽玛暴BSG模型的确凿证据。在本文中，我们研究了u，g，r，i，和J-波段光变曲线的ULGRB和证明，它们可以很好地拟合我们的BSG模型与适当的选择的射流开口角和周围气体的数密度。此外，我们预测，对于121027 A，在爆发后约20 - 80天可以观察到SLSN样隆起。我们还提出，一些SLSNe可能是CFPE离轴ULGRB没有可见的即时发射。
2013-10-05 astro-ph.HE
A Radio Source Coincident with the Superluminous Supernova PTF10hgi: Evidence for a Central Engine and an Analogue of the Repeating FRB121102?
我们提出了一个未解决的无线电源的位置相一致的I型超亮超新星（SLSN）PTF 10 hgi（$z=0.098$）爆炸后约7.5年，流量密度$F_ν(6\,\,{\rm GHz)}\approx 47.3\ μJy$和光度$L_ν(6\,\,{\rm GHz})\approx 1.1\times 10^{28}$ erg s $^{-1}$ Hz $^{-1}$。这是第一次在任何时间尺度上探测到与SLSN一致的无线电发射。我们调查的无线电发射的起源：恒星形成活动，一个活动星系核，和非相对论超新星爆炸波的各种方案。虽然这些都是相当新颖的，如果得到证实，没有出现可能的背景下，其他属性的宿主星系，以前的射电观测SLSNe，和一般人口的氢贫SNe。相反，无线电发射让人想起与重复的FRB 121102相关的静态无线电源，它被认为是由几十年前SLSN或LGRB爆炸中产生的磁星提供动力。我们表明，无线电源的属性是一致的磁星风星云或离轴喷流，表明存在一个中央引擎。我们使用40分钟的VLA相控阵数据从PTF 10 hgi位置定向搜索FRB，结果显示在$22$ mJy极限（$10σ$ ; 10 ms持续时间）内未检测到FRB。我们概述了几个后续观察，可以决定性地建立无线电发射的起源。
2021-03-11 astro-ph.HE
Effects of Fall-Back Accretion on Proto-Magnetar Outflows in Gamma-Ray Bursts and Superluminous Supernovae
快速旋转的强磁化原中子星（“毫秒原磁星”）是长持续时间伽马射线暴（GRB）、超亮超新星（SLSNe）和双中子星合并的候选中心引擎。磁星的诞生可能伴随着恒星碎片的回落，在爆炸后持续数秒或更长时间。吸积通过以下方式改变磁星的演化：（1）提供额外的旋转能量来源（2）通过压缩磁层和扩大开放磁场线的极冠区，增强了偶极速率以上的自旋下降光度;（3）提供额外的吸积动力中微子光度，即使在磁星内部中微子光度下降后，也能维持风的重子负载。吸积磁星的喷流功率和磁化强度的复杂演化更容易解释高的56 Ni产额GRB SNe和一些GRB光变曲线的不规则时间演化（例如~在主要发射事件之前，伴随有前兆的爆发，随后是长的静止间隔）。额外的重子加载从吸积动力中微子照射的磁星极帽延长的时间框架内，射流磁化是在必要的范围sigma ~<1 e3的有效的伽马射线发射，从而容纳伽玛射线暴与超长的持续时间。虽然吸积并没有显著提高最大能量预算的限制<~几个1 e52尔格的孤立磁星，它大大扩大了磁场强度的范围和出生旋转周期能够驱动伽玛暴喷流，减少磁星之间的差异属性通常调用来解释伽玛暴与SLSNe。
2018-02-21 astro-ph.HE
Magnetar-Driven Shock Breakout Revisited and Implications for Double-Peaked Type I Superluminous Supernovae
在一些I型超亮超新星（SLSNe-I）中发现的主峰前的早期隆起为它们的能源机制提供了重要线索。在本文中，我们更新了一个分析的磁星供电模型拟合双峰SLSNe-I的多波段光变曲线：早期的凸块是由磁星驱动的冲击爆发热发射，和主峰是由辐射扩散通过SN喷出物在标准的磁星供电模型。一般来说，在早期，扩散光度大于冲击爆发光度，这使得冲击爆发隆起通常不能像观测到的那样清晰地看到。为了获得清晰的双峰光变曲线，需要在早期进行低效的磁星加热。该模型应用于三个观察良好的双峰SLSNe-I（即，SN 2006 oz、LSQ 14 bdq和DES 14 Xtaz）。我们发现需要相对大量的SN喷出物，其$M_{\mathrm{ej}} \simeq 10.2-18.1 M_{\odot}$和相对大的SN喷出物动能$E_{\mathrm{sn}} \simeq (3.8-6.5) \times 10^{51}$ erg，并且磁星加热的热化效率在$t_{\mathrm{delay}}$之前被抑制，这些都在$\simeq 15- 43$天的范围内。该模型能较好地再现光变曲线，早期凸点和主峰的物理参数设置合理且相似，为磁动力模型提供了有力的支持。在未来，双峰SLSNe-I的建模将变得更加可行，因为在早期撞击之前发现了更多的事件。
2021-03-18 astro-ph.HE
Is the high-energy neutrino event IceCube-200530A associated with a hydrogen-rich superluminous supernova?
冰立方中微子天文台发布的Zwicky瞬态设施（ZTF）后续警报活动导致瞬态AT 2019 fdr可能被识别为中微子事件IC 200530 A的来源。AT 2019 fdr最初被认为是窄线塞弗特1星系中的潮汐破裂事件。然而，它的光谱特性、颜色演化和特征丰富的光变曲线表明，AT 2019 fdr可能是一颗IIn型超亮超新星。在后一种情况下，IC 200530 A可能是通过前向激波加速的相对论质子与星周介质中的冷质子之间的非弹性质子-质子碰撞产生的。在这里，我们调查这种可能性，并发现，在最多$4.6\times 10^{-2}$ μ介子中微子和反中微子事件预计将被发现的冰立方中微子天文台在$394$天内发现的情况下，良好的歧视的大气背景。在修正了爱丁顿偏置后，我们得出结论，IC 200530 A可能起源于富氢超亮超新星AT 2019 fdr。
2022-03-03 astro-ph.HE hep-ph
Optical polarization and spectral properties of the H-poor superluminous supernovae SN 2021bnw and SN 2021fpl
新的光学光度，光谱和成像偏振数据相结合的公开可用的数据来研究两个H-贫超亮超新星（SLSN）SN 2021 bnw和SN 2021 fpl的一些物理性质。对于每个SLSN，从磁星模型与\texttt{MOSFiT}得到的最佳拟合参数不偏离文献中讨论的其他SLSN得到的参数范围。用\texttt{SYN++}进行光谱分析表明，SN 2021 bnw是W型快速演化星，SN 2021 fpl是15 bn型慢速演化星。对SN 2021 fpl在四个时期（+1.8、+20.6、+34.1和+43.0天，静止帧）获得的偏振测量数据的分析表明，$> 3σ$偏振探测范围为0.8--1 $\%$。光谱数据的比较表明，SN 2021 fpl经历的光谱跃迁比SN 2015 bn早一点，在此期间，同样，它可能经历了偏振跃迁。对SN 2021 bnw上获得的偏振测量数据的分析表明，在$\approx$ 2（+81.1天静止帧）的经验扩散时标下，光球的对称性没有任何偏离。这一结果与用该技术在经验扩散时标$\le$ 1观测到的W型SLSN样品上的结果一致，尽管还不清楚有限的光谱窗口对不同物体的影响。可能需要在更高的经验扩散时间尺度下进行测量，以查看任何偏离对称性的情况，如SN 2017 egm文献中所讨论的那样。
2023-03-16 astro-ph.HE
Observing superluminous supernovae and long gamma ray bursts as potential birthplaces of repeating fast radio bursts
超亮超新星（SLSNe）和长伽马射线暴（LGRB）被认为是重复快速射电暴（FRB）的起源。在这种情况下，爆发起源于年轻的磁星与其周围的超新星遗迹（SNR）之间的相互作用。这样的模型可以解释FRB 121102的重复，明显的非泊松性质，它似乎显示出静止和活动阶段。这种突发行为更好地解释了威布尔分布，其中包括聚类的参数化。我们观察了10 SLSNe/LGRB 63小时，寻找重复FRB与Effelsberg-100米射电望远镜，但没有检测到任何爆发。我们的规模的爆发率FRB 121102的FRB 121102类源居住在我们观察到的目标，并比较此速率与我们的爆发率上限的源的基础上。当基准波束比为0.6时，至少有一个和至少一半的观测源向我们波束的概率分别为99.99%和83.4%。我们的SLSN目标之一PTF 10 hgi与持久射电源重合，使其成为FRB 121102的可能模拟物。我们用Effelsberg-100~m和Parkes-64~m射电望远镜对这个源进行了进一步的观测。假设PTF 10 hgi包含一个FRB 121102类源，在我们的观测中，Effelsberg和Parkes没有检测到任何来自威布尔分布的爆发的概率分别为14%和16%。我们的结论表明，许多短期观测的调查增加了爆发检测概率与威布尔分布的爆发活动的源。
2020-09-29 astro-ph.HE
Time-resolved polarimetry of the superluminous SN 2015bn with the Nordic Optical Telescope
我们目前的成像偏振超亮超新星SN 2015 bn，获得了9个时期之间的$-$ 20和$+$ 46天的北欧光学望远镜。这是一颗在附近缓慢演化的I型超亮超新星，已经被广泛研究，并且也有两个时代的分光偏振法。基于场星，我们确定银河系中的星际极化可以忽略不计。SN 2015bn的极化在最后一个时期显示了统计学上的显著增加，证实了以前的发现。我们的良好采样的成像偏振系列使我们能够确定这种增加（从$\sim 0.54\%$到$\gtrsim 1.10\%$）与光谱中发生的快速变化在时间上一致。我们的结论是，超新星经历了“相变”在大约$+$ 20天，当光球发射从外层，主要是出生的C和O，一个更非球面内核，主要是新鲜的核合成材料。这个双层模型可以解释I型超亮超新星的特征外观和性质。
2017-02-17 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
A Magnetar Engine and Circumstellar Medium Interaction: Synergistic Effects in Producing Superluminous Supernovae
Central China Normal University（华中师范大学）；National Astronomical Data Center（国家天文数据中心）
研究磁星引擎与星际介质相互作用对超亮超新星的影响，开发半解析混合模型跟踪系统耦合动力学等，该模型能产生多样光变曲线形态，为降低相关解释中的能量要求提供合理方法。
2026-07-10 astro-ph.HE
A VLA Survey of Late-time Radio Emission from Superluminous Supernovae and the Host Galaxies
本文介绍了利用卡尔G. Jansky超大型阵列在爆炸后5-21年进行。该样本由15个I型和8个II型SLSNe组成，z < 0.3，提供了最大的SLSNe样本之一，具有晚期无线电数据。我们检测到一个SLSN（PTF 10 hgi）和5个主机的无线电发射，其显著性>5 $σ$。没有时间变异性被发现在晚时间的放射性光变曲线的放射性检测源在一个时间尺度的年除了PTF 10 hgi，其变异性报告在一个单独的研究。恒星形成率（SFR）来自3 GHz的通量密度与来自SED建模的基础上UV-NIR数据的比较表明，四个主机有多余的无线电SFR，这表明模糊的恒星形成。未探测到的主机和堆叠的结果的上限表明，大多数SLSN主机没有显着的模糊恒星形成。通过使用3 GHz的上限，我们约束的参数产生的余辉之间的相互作用最初离轴射流和星周介质（CSM）。我们发现，具有较高的能量（$E_{\rm iso} \gtrsim$几个$\times 10^{53}$ erg）和CSM密度（$n \gtrsim 0.01$ cm $^{-3}$）的模型被排除在外，但较低的能量或CSM密度不排除与目前的数据。我们还约束了一个新诞生的磁星为SLSNe的子样本与文献中的模型预测的脉冲星风星云的模型。
2021-08-23 astro-ph.HE
Constraining Dust Formation in the Superluminous Supernova 2017gci with JWST Observations
本研究利用JWST观测超亮超新星2017gci，发现其早期WISE探测源于预存尘埃回波，并设定了新形成尘埃的质量上限，表明SLSNe不一定比其他超新星产生更多尘埃，但尘埃形成过程可能更快。
2024-08-27 astro-ph.HE
A Hydrogen-Poor Superluminous Supernova with Enhanced Iron-Group Absorption: A New Link Between SLSNe and Broad-Lined Type Ic SNe
我们在$z\!\approx\!0.13$对I型超亮超新星（SLSN-I）SN 2017 dwh进行了光学观测，其峰值达到$M_{i}\!\approx\!-21$等。峰值后几天的光谱显示出一个不寻常的和强大的吸收线，中心附近3200 nm，我们确定与钴II，这表明在喷出物中的合成$^{56}$镍的高分数。在$\sim\!1$达到峰值后的一个月，SN 2017 dwh变得比其他SLSNe-1更红，与宽线的Ic型超新星（Ic-BL SNe）非常相似，明显抑制了$\sim\!5000$的红通量，为铁族元素的大量存在提供了进一步的证据。后期上限表明$^{56}$ Ni质量为$\lesssim 0.6$ M $_\odot$，因此SN 2017 dwh产生的$^{56}$ Ni质量可能与SN 1998 bw（$\approx\!0.4$ M $_\odot$）相当。用${\tt MOSFiT}$对磁星和$^{56}$ Ni模型的光变曲线进行拟合，发现光变曲线可以很容易地容纳这样的质量，而不影响磁星的参数。我们还发现，SN 2017 dwh发生在最不明亮的检测到的宿主星系SLSN-I的日期，与$M_{B} = -13.5$等和隐含的金属丰度$Z\!\sim\!0.08$ $Z_\odot$。SN 2017 dwh的光谱特性提供了将SLSNe-I与Ic-BL SNe联系起来的新证据，特别是高F…
2018-10-25 astro-ph.HE
Late-Time Radio and Millimeter Observations of Superluminous Supernovae and Long Gamma Ray Bursts: Implications for Obscured Star Formation, Central Engines, and Fast Radio Bursts
我们提出了最大和最深的晚时间无线电和毫米波调查的超亮超新星（SLSNe）和长持续时间伽马射线暴（LGRB），以寻找相关的非热同步辐射。使用Karl G. Jansky甚大阵列（VLA）和阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA），我们观察到43个源在6和100 GHz的时间尺度上的$\sim 1 - 19$年后爆炸。我们没有检测到来自任何来源的无线电/毫米波发射，除了PTF 10 hgi的6 GHz检测（Eftekhari等人，2019），以及SLSN PTF 12 dam位置附近的6 GHz发射的检测，我们将其与其宿主星系联系起来。我们使用我们的数据，把中央引擎排放的限制，由于磁星风星云和离轴相对论射流。我们还探讨了SN喷出物的非相对论性发射，并对宿主星系中模糊的恒星形成进行了限制。此外，我们进行搜索快速射电暴（FRB）从一些源使用VLA相控阵观测;没有FRB检测到的限制为$16$ mJy（$7σ$ ; 10毫秒的持续时间）在约40分钟的源每个事件。理论模型的比较表明，持续的无线电监测可能会导致检测到持续的无线电发射的时间尺度上的$\gtrsim {\rm decade}$。
2021-12-22 astro-ph.HE
A Monte Carlo Approach to Magnetar-powered Transients: I. Hydrogen-deficient Superluminous Supernovae
本文收集了19颗贫氢超亮超新星（SLSNe），基于磁星动力模型拟合了它们的光变曲线、温度演化和速度演化。为了获得最佳拟合参数，我们采用马尔可夫链蒙特卡罗方法。其中7个事件的拟合效果较好（$χ^2$ /d.o.f = $0.24-0.96$），另外7个事件的拟合效果较好（$χ^2$ /d.o.f = $1.37-3.13$）。我们发现，初始周期（$P_{0}$）和磁场强度（$B_{p}$）的磁星应该为这些SLSNe供电的范围内的$\sim 1.2-8.3$ ms和$\sim (0.2-8.8)\times 10^{14}\,$ G，分别;这些SLSNe的喷出物的推断质量在1和27.6 $M_{\odot }$之间，和伽马射线不透明度值$κ_{γ}$在0.01和0.82厘米$^2$ ~g $^{-1}$之间。我们还计算了在这些SLSNe的残余物的中心窝藏的磁星的初始旋转能量被转换为喷出物的动能的分数，并发现该分数是$\sim 19-97$为不同的值的$P_{0}$和$B_{p}$，表明加速效应不能忽略。此外，我们发现，大多数这些SLSNe的初始动能是如此之小（$\lesssim 2\times 10^{51}$ erg），它们可以很容易地解释中微子驱动的机制。这些结果有助于澄清与SLSNe的能源机制和爆炸机制相关的一些重要问题，并揭示SLSNe的本质。
2017-05-17 astro-ph.HE
Spectrum formation in Superluminous Supernovae (Type I)
大多数不受富氢CSM（SLSN-I）相互作用支配的超亮超新星的近最大光谱的特征是蓝色光谱峰和一系列被确定为OII的吸收线。与超长伽马射线暴GRB 111209 A相关的SN 2011 kl也有一个蓝色峰值，但没有特征的光学/紫外光谱。辐射输运方法被用来表明，光谱（不包括SN 2007 bi，它有一个红色的光谱在峰值，像普通的SNe Ic）可以解释为一个相当陡峭的密度分布的喷出物，其组成似乎是典型的碳氧核心的大质量恒星，可以有低的金属含量。如果光球的速度是10000-15000 km/s，那么在紫外线中会形成几条线。然而，OII线是从非常高激发的低能级产生的，这需要显著偏离局部热力学平衡来填充。这些SLSNe并不被认为主要由56 Ni衰变提供动力。一个吸引人的设想是，它们是由磁星风驱动的冲击波产生的X射线激发的。明显缺乏随时间的演变的线速度的特点SLSNe高达约最大值是另一个论点，有利于磁星的情况。SN 2011 kl平滑的紫外线连续谱需要更高的喷出物速度（约20000 km/s）：谱线覆盖导致几乎没有特征的光谱。在最大值之后，在一些SLSNe中观察到氦。接近最大值的高电离意味着He和H都可能存在，但在早期没有观察到。SLSNe的光谱分类可能反映SNe Ib/c的光谱分类。准确的分类需要广泛的时间覆盖。
2016-03-01 astro-ph.HE
A Superluminous Supernova Lightened by Collisions with Pulsational Pair-instability Shells
本文通过长期观测超亮超新星SN 2017egm，发现其复杂光变曲线由抛射物与多个脉动对不稳定性壳层连续相互作用驱动，揭示了重黑洞形成的重要机制。
2023-05-21 astro-ph.HE
Seeing double: the frequency and detectability of double-peaked superluminous supernova light curves
在一些超亮超新星中发现双峰光变曲线，为它们的起源提供了重要的新线索。我们研究了已公布的所有Ic型SLSNe的测光，发现14个对象的约束数据或限制周围的爆炸时间。其中，8个（包括已经识别的SN 2006 oz和LSQ 14 bdq）在最早的时期显示出合理的通量过剩，这与多项式拟合的上升光变曲线有显著偏离（2-9 $σ$）。LSQ 14 bdq数据的简单标度表明，它们都与类似的双峰结构一致。PS1- 10 pm提供多色UV数据，表明早期“碰撞”阶段的温度为$T_{\rm bb}=25000\pm5000\,$ K。我们发现，一个双峰不能排除在任何其他6个对象，这种行为可能是普遍存在的。所观察到的凸点的均匀性对于相互作用动力模型是出乎意料的。引擎动力模型可以解释观测结果，如果所有的祖先都有扩展的半径，或者中心引擎在超新星爆炸后几天驱动冲击爆发。
2016-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Two years of optical and NIR observations of the superluminous supernova UID 30901 discovered by the UltraVISTA SN survey
我们提出了深光学和近红外测光的UID 30901，超亮超新星（SLSN）在UltraVISTA调查发现。观测是用VISTA望远镜上的VIRCAM（$YJHK_{s}$）、Blanco望远镜上的DECam（$griz$）和SUBARU Hyper Suprime-Cam（HSC; $grizy$）进行的。这些多波段观测包括+700天，使UID 30901成为迄今为止最好的光度跟踪SLSNe之一。UID 30901的宿主星系是在深HST F814 W图像中探测到的，其AB星等为$27.3 \pm 0.2$。虽然没有光谱存在的SN或其宿主星系，我们进行我们的分析，假设$z = 0.37$，基于光度红移的一个可能的宿主星系发现在投影距离为7千秒差距。将黑体与观测值拟合，计算半径、温度和辐射热光变曲线。我们发现一个最大的热光度$5.4 \pm 0.34 \times 10^{43}$ erg s $^{-1}$。一个平坦的光变曲线超过600天的观察和几个可能的原因进行了讨论。我们发现的意见，以明确有利于SLSN I型，和似是而非的电源，如PDMATHAMT镍的放射性衰变和自旋下降的磁星的数据进行比较。我们发现，磁星模型产生一个很好的拟合与以下参数的观测：磁场$B = 1.4 \pm 0.3 \times 10^{14} \ G$，$P = 6.0 \pm 0.1 \ ms$和喷出物质量$M_…
2022-04-05 astro-ph.HE
Gamma-ray Thermalization and Leakage from Millisecond Magnetar Nebulae: Towards a Self-Consistent Model for Superluminous Supernovae
超亮超新星（英语：Superluminous supernovae，SLSNe）是一种巨大的恒星爆炸，其亮度太高，无法由传统的能源（如放射性56 Ni）提供动力。这些瞬变可能是由一个中央引擎提供动力，例如毫秒脉冲星或磁星，它们的相对论风膨胀了一个由高能粒子和辐射组成的星云，位于膨胀的喷出物后面。我们提出了三维蒙特卡罗辐射转移计算遵循的生产和热能的高能量辐射从星云到光辐射，相反，确定的伽马射线发射逃逸的喷出物没有热化。我们跟踪的光子和物质的演化耦合两区（“风/星云”和“喷出物”）模型，占辐射过程的范围。我们确定了一种新的机制，通过这种机制，上游脉冲星风中的伽马-伽马对产生调节了爆炸后最初几年内进入星云的粒子的平均能量，使我们的结果在这个时间尺度上对（不确定的）内在风对多重性不敏感。为了解释观测到的SLSNe光学光变曲线的后期变陡是伽马射线泄漏的结果，星云的磁化强度必须非常低，epsB <~ 1 e-6- 1 e-4。对于较高的epsB，同步辐射很快开始主导热化星云辐射，并且由于其较低的光子能量而容易被吸收，导致SN光学光变曲线跟踪自旋下降功率，甚至晚到>~ 1年，与观测不一致。要使磁星仍然是SLSNe的有力竞争者，我们可以得出结论，要么磁星风/星云中的磁耗散非常有效，要么自旋下降的光度衰减速度明显快于正则偶极速率~1/t^2，这恰好模拟了伽马射线逃逸。
2021-01-13 astro-ph.HE
