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
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
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
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
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
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
SN 2020wnt: a slow-evolving carbon-rich superluminous supernova with no O II lines and a bumpy light curve
我们分析了SN 2020wnt，一个不寻常的贫氢超亮超新星（SLSN-I），红移为0.032。SN 2020 wnt的光变曲线的特征是一个持续$\sim5$天的早期隆起，随后是一个明亮的主峰。SN在距离爆炸$\sim77.5$天达到M $_{r}^{max}=-20.52\pm0.03$等的绝对星等峰值。这个星等位于SLSNe-I光度分布的低端，但上升时间是迄今为止报道的最长的。与其他SLSNe-I不同，SN 2020wnt的光谱没有显示O II，但检测到C II和Si II的强线。在光谱上，SN 2020 wnt与Ic型SN 2007 gr相似，但演化速度明显较慢。比较热光变曲线和流体动力学模型，我们发现SN 2020wnt的光度可以用放射性供能来解释。SN 2020 wnt的前身星可能是一颗大质量的扩展恒星，SN前质量为80 M $_\odot$，SN前半径为15 R $_\odot$，经历了一次能量为$45\times10^{51}$ erg的高能爆炸，产生4 M $_\odot$的$^{56}$ Ni。在这个框架中，第一个峰值的结果从一个扩展的祖先冲击后冷却阶段，和发光的主峰是由于一个大的镍生产。这些特征与对不稳定SN场景兼容。然而，我们注意到，不能排除与星周物质相互作用的重要贡献。
2022-10-26 astro-ph.HE
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
Powering luminous core collapse supernovae with jets
我检查最近的配件发光超新星（LSNe）与额外的能源磁星和氦燃烧，发现在这些LSNe的拟合参数有一些问题。在某些LSNe中，这两种能源的总能量大于拟合产生的喷出物的动能。在另一些LSNe中，延迟中微子爆炸机制和这两个额外源的总能量小于拟合产生的动能。这些困难表明，就像早期声称的喷流为超亮超新星（SLSNe）提供动力一样，喷流也为不那么明亮的LSNe提供动力。磁星也可以提供能量。然而，在大多数情况下，在爆炸期间和可能的后期，喷流比磁星提供更多的能量。我加强了早先的主张，即磁星诞生时发射的喷流不能被忽视。我解释的最大上升时间的趋势，对于给定的光度的氢缺乏核心坍缩超新星（CCSNe），特别是LSNe和SLSNe，与玩具模型的喷气机，是活跃的很长一段时间后爆炸。
2022-07-18 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
Unveiling the Nature of SN 2011fh: a Young and Massive Star Gives Rise to a Luminous SN 2009ip-like Event
近年来，许多IIn型超新星被发现与奇特的SN 2009 ip有着惊人的相似之处，其真实性质仍在争论中。在这里，我们提出了10年的观测SN 2011 fh，一个相互作用的瞬态光谱和光度的相似性SN 2009 ip。SN 2011 fh有一个M $_r \sim -16$等的增亮事件，随后在2011年8月又有一个更亮的M $_r \sim -18$等的发光爆发。SN 2011 fh的光谱在其整个演化过程中以窄到中等的巴耳末发射线为主，天鹅座P的轮廓表明在$\sim 6400 \ \textrm{km s}^{-1}$处有快速移动的物质。2016年10月的HST/WFC 3观测显示了一个M $_{F814W} \approx -13.3$等的明亮源，表明我们正在看到喷出物与星周物质的持续相互作用，或者该恒星可能在2011年发光爆发五年后经历爆发阶段。使用超新星SN 2011 fh周围星团的HST测光，我们估计了其前身星的年龄为$\sim 4.5$ Myr，这意味着使用单星演化模型，恒星质量为$\sim 60$ M $_\odot$，或者考虑双星系统，质量范围为$35 - 80 \ \textrm{M}_\odot$。我们还表明，SN 2011 fh的祖先超过了经典的爱丁顿极限的一个大的因素，在2011年的发光爆发前的几个月，这表明强大的超级爱丁顿风作为一个可能的机制，所观察到的质量损失。…
2022-01-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ionization Break-Out from Millisecond Pulsar Wind Nebulae: an X-ray Probe of the Origin of Superluminous Supernovae
毫秒中子星的磁自旋下降被认为是贫氢“超亮”超新星（SLSNe-I）的动力源。然而，产生一个明确的测试，可以区分这个模型的替代品，如拱星相互作用，已被证明具有挑战性。超新星爆炸后，脉冲星风在膨胀的恒星喷出物后面膨胀出一个炽热的空洞：新生的毫秒脉冲星风星云。由风注入的电子/正电子对通过逆康普顿散射和同步辐射冷却，在星云内部产生对级联和硬X射线光谱。这些X射线覆盖了喷出物内部暴露的一面，驱动电离前沿随时间向外传播。在某些条件下，在光学超新星爆发后的几个月内，这一锋面就可以突破喷出物表面，使~0.1-1 keV的光子以特征光度L_X ~ 1 e43 - 1 e45 erg/s不衰减地逸出星云。这种“电离爆发”可以解释从瞬态SCP 06 F观察到的发光X射线发射，提供了SLSN确实是发动机驱动的直接证据。发光的爆发需要一个低的喷出物质量，并且脉冲星的自旋下降时间与光学最大值时的光子扩散时间尺度相当，后一个条件类似于超新星所需的高光学通量。这些相对特殊的要求可以解释为什么大多数SLSNe-I没有伴随可检测的X射线发射。超新星喷出物的全球不对称性增加了沿着最低密度方向早期爆发的可能性。具有较低阈值能量的原子状态在接近光学最大值的较早时间更容易电离，允许紫外线爆发跨越比X射线爆发更广泛的脉冲星和喷出物性质，可能有助于SLSNe-I的蓝色/紫外线颜色。
2013-07-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
ALMA and NOEMA constraints on synchrotron nebular emission from embryonic superluminous supernova remnants and radio-gamma-ray connection
快速旋转的磁星和磁星被认为是超亮超新星（SLSNe）和快速射电暴的中心发动机，这种情况自然地预测了来自新生脉冲星风星云（PWNe）的非热同步辐射。本文报道了用ALMA和NOEMA对SN 2015 bn、SN 2016 ard和SN 2017 egm三个SLSNe的高频射电观测结果，并提出了一个详细的理论模型来计算PWNe的非热辐射，年龄约为1-3年。我们发现，ALMA数据不利于PWN模型的蟹状星云SN 2015 bn和SN 2017 egm的动机，并认为，这种紧张局势可以解决，如果星云的磁化是非常高或非常低。这种模型可以通过未来的MeV-GeV伽马射线望远镜（如AMEGO）进行测试。
2021-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
DES14X3taz: A Type I Superluminous Supernova Showing a Luminous, Rapidly Cooling Initial Pre-Peak Bump
我们介绍了DES 14 X3 taz，一个新的贫氢超亮超新星（SLSN-I）发现的暗能量调查（DES）超新星计划，与额外的光度数据提供的调查使用DECam的超亮超新星（SUDSS）。利用加那利大望远镜（GTC）上的OSIRIS获得的光谱显示，DES 14 X3 taz是z=0.608的SLSN-I。多色测光揭示了一个双峰的光变曲线：一个蓝色和相对明亮的初始峰值，在主光变曲线缓慢上升之前迅速消失。我们的多色测光使我们能够第一次表明，初始峰值在15个静止帧天内从22，000 K冷却到8，000 K，并且比任何已发表的核心坍缩超新星都更快，更亮，达到主峰的30%的热光度。没有物理镍动力模型可以适应这个初始峰值。我们表明，一个冲击冷却模型，其次是磁星驱动的光变曲线的第二阶段，可以充分解释整个光变曲线的DES 14 X3 taz。在距离约400个太阳半径处扩展的星周物质的激波冷却模型比恒星包层的激波加热表面层的冷却模型更可取。我们将DES 14 X3 taz与文献中的少数双峰SLSN-I事件进行了比较。虽然这些初始峰值的上升时间和特征不同，但存在着一种诱人的可能性，即它们可以用一种物理解释来解释。
2016-01-19 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The First Two Years of FLEET: an Active Search for Superluminous Supernovae
本研究介绍了用于识别I型超亮超新星的机器学习算法FLEET前两年的运行成果，验证了其高纯度与完备率，推出训练样本量提升的FLEET 2.0并分析了系统误差，同时开源了该算法。
2022-10-19 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
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
Results from a systematic survey of X-ray emission from Hydrogen-poor Superluminous Supernovae
利用Swift、Chandra和XMM对26颗邻近的贫氢超亮超新星（SLSNe-I）进行了灵敏的X射线测量。这个数据集限制了SLSN从爆发后几天到2000天的演化，达到亮度L_x~10^40 erg/s，并揭示了在PTF 12 dam位置存在显著的X射线发射。在L_x~10^41 erg/s以上没有检测到SLSN-I，这表明与SCP 60 F6相关的发光X射线发射L_x~10^45 erg/s在SLSNe-I中并不常见。我们通过逆康普顿辐射来限制离轴伽玛暴喷流、磁星中心发动机的电离爆发和SLSNe-I亚pc环境中的密度。最深的极限排除了最弱的未准直伽玛暴外流，这表明如果SLSNe-I与伽玛暴/超新星的相似性延伸到它们最快的喷出物，那么SLSNe-I要么是由指向远离我们视线θ>30度的高能喷流提供动力，要么是没有成功突破恒星包层的失败喷流。此外，如果磁星中心引擎是造成SLSNe-I异常亮度的原因，我们的X射线分析支持大磁场B> 2 × 10 ^（14）G和喷出物质量M_ej>3 Msun，这与光学/紫外研究结果一致。最后，我们限制了SLSNe-I的恒星祖先爆炸前的质量损失率。对于PTF 12 dam，我们推断Mdot<2x 10 ^（-5）Msun/yr，这表明SN激波与CSM的相互作用不太可能提供光学瞬变的主要能量来源，并且一些SLSN-I的祖先在生命结束时是被低密度介质包围的致密…
2017-04-19 astro-ph.HE
Quark-Novae occurring in massive binaries : A universal energy source in superluminous Supernovae with double-peaked light curves
夸克新星（QN，从中子星到夸克星的突然转变）发生在大质量双星的第二公共包络（CE）阶段（Ouyed等人，2015a&b），非常适合超高亮度、贫氢、超新星（SLSNe），具有双峰光变曲线，包括DES13S2cmm、SN 2006oz和LSQ14bdq（http：//www.quarknova.ca/LCGallery.html）。在我们的模型中，质量较小的伴星的H包层在第一个CE阶段被喷射出来，而QN则发生在第二个CE阶段的深处，在CE的大小扩展到几十到几千个太阳半径的半径之后，这产生了我们模型中的第一个峰值。夸克星与CO核的合并导致了黑洞的形成和吸积，这解释了第二个持久的峰值。我们研究了具有双峰光变曲线的8个SLSNe Ic样品。我们的模型对所有这些都有很好的拟合，第一个峰的通用爆炸能量为2 × 10^52尔格（这是QN喷出物的动能）。在iPTF13ehe和LSQ14bdq中看到的后期发射与即将离开的富He（即第二个）CE和先前喷射的富H（即第一个）CE之间的激波相互作用相吻合。
2016-01-10 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
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
Not So Heavy Metal I: Low Metallicity Enhances the Rate of high-redshift Superluminous Supernovae
University of Minnesota（明尼苏达大学）；Northwestern University（西北大学）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）
本研究提出新理论框架，结合金属丰度标度关系与恒星质量分布，预测低金属丰度使高红移超亮超新星发生率提升近一个数量级，影响未来巡天探测。
2026-10-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Neutrino and electromagnetic signatures from Superluminous Supernovae: a case study for SN 2017egm
Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）；University of Chicago（芝加哥大学）；Tohoku University（东北大学）；University of Tartu（塔尔图大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）
研究通过磁星驱动模型分析超亮超新星的多波段信号，预测高能伽马射线与费米卫星观测一致，并探讨未来中微子观测对超亮超新星信号的检测潜力。
2026-11-03 astro-ph.HE hep-ph
Quark-Novae in massive binaries : a model for double-humped, hydrogen-poor, superluminous Supernovae
LSQ 14 bdq和SN 2006 oz是超发光、贫氢、SNe，具有双峰光曲线。我们发现，夸克新星（QN;爆炸过渡的中子星的夸克星）发生在一个大质量的双星，经历两个共同的信封（CE）阶段，可以定量地解释光变曲线的LSQ 14 bdq和SN 2006 oz。质量更大的组分（A）首先作为一个正常的SN爆炸，产生一个中子星，当系统进入第一个CE阶段时，它会蒸发伴星的氢包层。在第二CE阶段期间，NS螺旋进入并膨胀第二富He CE。在这个过程中，它获得了质量，并触发了一个夸克新星，在CO核心之外，留下了一颗夸克星。在我们的模型中的第一个驼峰是QN冲击重新激活扩展的富氦CE。当富氦包层接近最大尺寸（~ 1000R_sun）时，QN发生，并给予足够的能量来解开和弹出包层。随后夸克星与组分B的CO核心在引力辐射的驱动下合并，将夸克星变成黑洞。随后的黑洞吸积为第二个更明亮和持久的驼峰提供了足够的能量。我们的模型表明，SLSNe-I型和Ic-BL SNe发生时，夸克新星被触发的CO核心内的可能连接。我们估计，在第二CE阶段，大质量双星中的QNe速率约为核心坍缩SNe速率的5 × 10 ^（-5）。
2015-09-16 astro-ph.HE
SN2020qlb: A hydrogen-poor superluminous supernova with well-characterized light curve undulations
SN\，2020 qlb（ZTF 20 abobpcb）是一颗贫氢超亮超新星（SLSN-I），是最明亮的超新星之一（最大M $_{g} = -22.25$等），也是上升时间最长的超新星之一（从爆炸到最大值需要77天）。我们估计总辐射能量为$>2.1\times10^{51}$ erg。SN 1，2020 qlb具有良好采样的光变曲线，其表现出清晰的近峰和峰后波动，这是在其他SLSNe中看到的现象，其物理来源仍然未知。我们讨论了这一巨大爆炸的潜在动力源，以及背后的机制，观察到的光变曲线波动。我们分析光球光谱，并将其与其他SLSNe-I进行比较。我们构建了热测光光变曲线使用测光从一个大的数据集的观测从Zwicky瞬态设施（ZTF），利物浦望远镜（LT），和尼尔Gehrels斯威夫特天文台和比较它与放射性，拱星相互作用和磁星模型。分析模型残差和光变曲线多项式拟合残差，以估计波动时间尺度和幅度。我们还确定主机星系的成像和光谱数据的基础上，包括检测的[O III] $λ$ 4363，极光线，允许直接的金属丰度测量的属性。由于非物理参数的结果，我们排除了SN_（2020）qlb的Arnett $^{56}$ Ni衰变模型.我们最喜欢的能源是磁星的磁偶极子自旋能量沉积。在磁星模型残差中发现了两到三个与SN 1，2015 bn相似的近峰振荡，时间尺度为$32\pm6$天，峰值亮度振幅为6 $\%$…
2022-12-07 astro-ph.HE
Magnetar Models of Superluminous Supernovae from the Dark Energy Survey: Exploring Redshift Evolution
超亮超新星（SLSNe）是一种发光的瞬变现象，可以通过即将到来的光学时域测量（如Vera C。Rubin Observatory Legacy Survey of Space and Time（鲁宾天文台时空遗产巡天）一个有趣的问题是SLSNe的性质是否会随着宇宙时间的推移而演变。为了解决这个问题，在本文中，我们模拟的多色光变曲线的所有21型I SLSNe从暗能量调查（DES）与磁星自旋下降引擎，实现模块化的开源滤波器瞬态（MOSFiT）。由于红移高达$z\approx 2$，该样本包括一些最高红移的SLSNe。我们发现，DES SLSNe跨越一个类似的范围内的喷出物和磁星发动机参数，以前的样本大多是较低的红移SLSNe（自旋周期$P\approx 0.79-13.61$毫秒，磁场$B\approx (0.03-7.33)\times10^{14}$ G，喷出物质量$M_{\rm ej}\approx 1.54-30.32$ M $_{\odot}$，和喷出物速度$v_{\rm ej}\approx (0.55-1.45)\times 10^4$公里秒$^{-1}$）。DES SLSN样品本身表现出先前发现的$M_{\rm ej}$和$P$之间的负相关性，明显缺乏SLSNe，喷出物质量低，自旋快。结合我们的结果与60个以前的SLSNe以同样的方式建模的DES SLSNe，我们没有发…
2021-11-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
The restframe ultraviolet of superluminous supernovae -- I. Potential as cosmological probes
超亮超新星（SLSNe）已经被探测到$z\sim4$，并且可以使用现有和即将到来的设施探测到$z\gtrsim15$。SLSNe是非常紫外发光的，因此$z\gtrsim7$上的物体只能通过它们的静止帧紫外线使用光学和红外设施来检测。SLSNe在恒星和星系演化的多个领域都有很大的用途。在这里，我们探讨了潜在的使用SLSNe I型高红移宇宙学距离指标，在其休息帧紫外线。使用SLSNe-I样品的红移范围内$1\lesssim z\lesssim 3$，我们调查的峰值绝对值之间的相关性在一个合成的紫外线过滤器中心在250 nm和上升时间，颜色和下降速率的SLSNe-I光曲线。我们观察到$M_0(250)$和上升时间之间的线性相关性，固有散射为0.29。有趣的是，通过消除在其光变曲线中显示出峰前凸起的那些SLSNe，这种相关性进一步收紧（$σ_{int} \approx 0.2$）。这一结果暗示了“颠簸”SLSNe可能属于不同种群的可能性。弱相关性之间观察到的峰值亮度和颜色指数。与通常在光学波段中发现的相反，在UV峰幅度和下降率之间没有发现任何关系。这里发现的相关性是有前途的，并提供了令人鼓舞的见解使用SLSNe宇宙学探测器在高红移使用标准化的关系在紫外线。我们还强调了早期的重要性，一致的，光度数据约束的光变曲线属性。
2023-02-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Host-Galaxy Properties of 32 Low-Redshift Superluminous Supernovae from the Palomar Transient Factory
我们通过近红外测光法和光谱法对Palomar Transient Factory在2013年之前发现的所有超亮超新星（SLSNe）的宿主星系进行了紫外线测量，并获得了它们的光度，恒星形成率，恒星质量和气相金属丰度的测量结果。我们发现，I型（贫氢）SLSNe几乎只存在于低质量（M <2 × 10^9 M_sun）和贫金属（12+log[O/H] < 8.4）星系中。我们比较了我们的样品的质量和金属丰度分布附近的星系目录的详细和结论，SLSNe-I的比率作为所有SNe的一部分，在金属丰度>0.5 Z_sun的星系严重抑制。不需要极低的金属丰度，并且实际上不提供相对SLSN速率的进一步增加。几个SLSN-I宿主正在经历剧烈的恒星爆发，但这可能只是金属丰度依赖的副作用：矮星系往往有爆发性的恒星形成历史。II型（富氢）SLSNe在整个星系质量和金属丰度范围内都有发现，它们的综合性质并不表明对低质量/低金属丰度星系的强烈偏好。有两个宿主具有不寻常的性质：PTF 10 uhf是一个I型SLSN，位于一个大质量的明亮红外星系中，红移z=0.29;而PTF 10 tpz是一个II型SLSN，位于一个早型宿主的核中，红移z=0.04。
2016-10-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
SN 2012aa - a transient between Type Ibc core-collapse and superluminous supernovae
内容：在过去的十年里，对超新星（SNe）的研究已经证实，有一类独特的事件比典型的核心坍缩超新星（CCSNe）更明亮（通过$\sim2$等）。这些具有视觉峰值幅度$\lesssim-21$的事件被称为超发光SNe（SLSNe）。目的：有一些中间事件的亮度介于这两类之间。在这里，我们研究一个这样的对象，SN 2012 aa。方法：对该事件进行了为期约120天的光学光度和光谱跟踪观测。结果：当V_abs峰值约为-20等时，SN是介于规则SNe Ibc和SLSNe之间的中间亮度瞬变。它在光变曲线的最大值之后还表现出不寻常的二次隆起。我们将其解释为SN激波与CSM相互作用的表现。如果我们假设一个由$^{56}$ Ni提供动力的喷出物，则测热光变曲线需要大约1.3 M太阳的$^{56}$ Ni和大约14 M太阳的喷出物质量。这也意味着爆炸的动能很高，约为5.4 $\times10^{51}$尔格。另一方面，异常宽的光变曲线以及次级峰表明与CSM相互作用的可能性。第三种选择是存在一个中央引擎，释放自旋能量，最终在很长一段时间内为光变曲线提供动力。SN的宿主是一个恒星形成的Sa/Sb/Sbc星系。结论：虽然SN 2012 aa的光谱特性和速度演化与正常的SN e Ibc相当，但它的宽光变曲线和大的峰值光度将其与典型的CCSN e区分开来，这表明该事件至少在峰值光度方面是CCSN e和SLSN e之…
2016-07-04 astro-ph.HE
Multimessenger Implications of AT2018cow: High-Energy Cosmic Ray and Neutrino Emissions from Magnetar-Powered Super-Luminous Transients
新生的快速旋转磁星被认为是超亮瞬变的动力源，包括“快速发光光学瞬变”（FBOTs）。AT2018cow是第一个实时发现的FBOT，其广泛的多波长分析与磁星情景一致，并为理解这些来源的性质和评估其更广泛的影响提供了前所未有的机会。以AT2018cow为原型，我们研究了FBOTs和更一般的超亮超新星（SLSNe）的高能中微子和宇宙射线产生。通过计算宇宙射线与随时间演化的辐射场和重子背景的相互作用，我们发现在磁星风中加速的粒子可能以1000万的能量（UHE）逃逸出喷出物。来自AT 2018cow的预测高能中微子通量低于IceCube天文台的灵敏度，而来自FBOTs的宇宙积分中微子通量的估计与IceCube提出的极高能量上限一致。超过GeV能量的高能$γ$射线在最初的几个月到几年里会被磁星星云中的热光子所掩盖，但在以后的时间里可能会被观测到。考虑到与其他发动机驱动的瞬变（例如SLSNe和伽马射线暴）相比，FBOT可能具有更高的体积速率，我们得出结论，FBOT是当前和下一代多信使天文台的有利目标。
2019-06-14 astro-ph.HE
Rapidly Rising Transients in the Supernova - Superluminous Supernova Gap
我们目前的观测四个快速上升（t_{rise} ~ 10 d）瞬变与超新星（SNe）和超亮SNe（M_{peak} ~-20）之间的峰值亮度-一个发现，并随后由帕洛玛瞬态工厂（PTF）和三个超新星遗产调查（SNLS）。光变曲线类似于SN 2011 kl，最近被证明与超长持续时间的伽马射线暴（GRB）有关，尽管没有看到GRB伴随着我们的SNe。快速上升到发光峰将这些事件放置在SN相空间的独特部分中，挑战标准SN发射机制。PTF事件的光谱正式将其归类为II型SN，因为它有广泛的H α发射，但也观察到一个不寻常的吸收特征，可以解释为高速H α（尽管比以前已知的情况更深）或Si II（如Ia型SNe所见）。我们发现，现有的白矮星爆炸，CSM相互作用，冲击爆发风（或陡峭的CSM）和磁星自旋下降的模型不能很容易地解释的意见。我们认为“1.5型超新星”情景可能是我们事件的起源。更详细的这类瞬变模型和对未来这类事件更有约束力的观测应有助于更好地确定其性质。
2016-01-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
A nearby superluminous supernova with a long pre-maximum 'plateau' and strong CII features
超亮超新星（英语：Super-luminous supernovae，SLSNe）是一种罕见的事件，被定义为比正常的恒星爆炸更明亮。实现这样的亮度所需的额外动力来源仍然不清楚。本地宇宙（即$z<0.1$）中的发现很少，但提供了密集的多波长观测。因此，额外的低红移天体非常有价值。本文介绍了ASASSN-18 km/SN~ 2018 bsz Ⅰ型SLSN的早期观测结果。这些数据被用来解释事件，并与文献SLSNe和光谱模型进行比较。还分析了宿主星系的性质。分析了光学和近红外光度法和光谱法。早期的ATLAS光度学被用来约束上升光曲线。我们确定了一些光谱特征的光波长光谱，并跟踪其时间演变。最后，我们使用档案主机星系测光与HII区光谱一起约束主机环境。ASASSN-18 km/SN~ 2018 bsz被发现是一个红移为0.0267（111 Mpc）的星系中的I型SLSN，是迄今为止发现的红移最低的事件。在光谱中识别出强CII线。通过爆炸沃尔夫-拉叶母星和注入磁星电源产生的光谱模型在性质上与ASASSN-18 km/SN~ 2018 bsz相似，与大多数SLSNe-I显示弱或不存在的CII线相反。ASASSN-18 km/SN~ 2018 bsz显示$>$有一个长的、缓慢上升的红色“高原”，持续了26天，之后会有一个更陡、更快的上升到最大值。它的绝对星等为-19.8等（$r$），质量为M $_{…
2018-09-21 astro-ph.HE
Spatially resolved analysis of Superluminous Supernovae PTF~11hrq and PTF~12dam host galaxies
超亮超新星（Superluminous supernovae，SLSNe）是宇宙中最明亮的超新星。它们存在于极端的恒星形成星系中，可能与大质量恒星的死亡有关。非常巨大的祖先的一个标志是倾向于在非常密集，紫外线明亮和蓝色的区域爆炸。本文研究了两个邻近的贫氢SLSNe PTF~ 11 hrq和PTF~ 12 dam的主星系分辨性质。对于这两个星系\textit{Hubble Space Telescope}多过滤器的图像获得。此外，我们还利用甚大望远镜多单元光谱探测器（VLT/MUSE）对PTF~ 11 hrq的主星系进行了积分场光谱测量，并对谱线强度、金属丰度和运动学进行了研究。PTF~ 11 hrq和PTF~ 12 dam都没有出现在它们的宿主星系中最蓝的部分，尽管这两个星系的紫外-光学颜色都是蓝色的。MUSE的观测数据揭示了在PTF~ 11 hrq的寄主星上存在一个明亮的爆发区，尽管它远离SN位置。SN爆炸靠近一个区域，具有扰动的运动学，更蓝的颜色，更强的[OIII]和更低的金属丰度。宿主星系可能与伴星相互作用。PTF~ 12 dam出现在最亮的像素之一，在一个星爆星系中，具有复杂的形态和潮汐尾，那里也很可能发生相互作用。我们推测SLSN爆炸可能起源于恒星形成过程中产生的相互作用。高分辨率成像和积分场光谱是更好地了解SLSNe爆炸地点以及恒星形成如何在其宿主星系中变化的基础。
2017-05-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
SN 2023taz: Implications for the UV Diversity of Superluminous Supernovae
本文研究迄今最亮的超亮超新星之一SN 2023taz，分析其极端亮度成因与反常紫外流量缺失特征，指出中等质量元素吸收增强的可能解释，强调需拓展超亮超新星紫外观测以支撑其多样性研究与高红移分类。
2025-11-18 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
Unveiling SN 2022eyw: A Bright Member of the Type Iax Supernova Subclass
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；Department of Physics and Astronomy, Michigan State University（密歇根州立大学物理与天文学系）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学李政道研究所）
SN 2022eyw是Iax型超新星中明亮成员，其光谱和光度学特征表明其起源于部分熄火的Chandrasekhar质量白矮星。
2026-02-28 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
Sample of hydrogen-rich superluminous supernovae from the Zwicky Transient Facility
本研究基于ZTF数据构建了迄今最大的107个富氢超亮超新星（SLSNe II）光变曲线样本，分析其光度、时标等特征并与其他超新星对比，揭示其异质性，为验证相关理论模型及后续巡天样本构建提供参考。
2025-03-21 astro-ph.HE
A puzzle solved after two decades: SN 2002gh among the brightest of superluminous supernovae
我们目前的光学光度学和光谱学的超亮SN 2002gh从最大的光$+204$天，作为卡内基II型超新星（CATS）项目的一部分。SN 2002gh是有史以来发现的最明亮的超新星之一，但近二十年来一直未被注意到。使用暗能量相机档案图像，我们确定潜在的SN宿主星系作为一个微弱的矮星系，大概具有低金属丰度，并在一个明显的合并过程中与其他附近的矮星系。我们发现SN 2002 gh是最明亮的贫氢SLSNe与$M_{V} = -22.40 \pm 0.02$，估计峰值热光度为$2.6 \pm 0.1 \times 10^{44}$ erg s $^{-1}$。我们折扣放射性镍的衰变作为主要的SN电源机制，并假设SN是由磁星的自旋下降，我们得到两个替代的解决方案。第一种情况的特征在于显著的磁星功率泄漏，并且$M_{\mathrm{ej}}$在0.6和3.2 $M_{\odot}$、$P_{\mathrm{spin}} = 3.2$ ms和$B = 5 \times 10^{13}$ G之间。第二种情况不需要功率泄漏，导致大约30 $M_{\odot}$的巨大喷出物质量，$P_{\mathrm{spin}} \sim 1$ ms的快速旋转周期和$B\sim 1.6 \times 10^{14}$ G。我们估计第一个病例的零年龄主序列质量在14和25 $M_{\odot}$之间，第二个病例约为135 …
2022-05-17 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
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
PTF11rka: an interacting supernova at the crossroads of stripped-envelope and H-poor super-luminous stellar core collapses
Palomar Transient Factory报告的贫氢超新星PTF 11 rka（z = 0.0744），在2011年12月5日UT估计爆炸时间后的几天开始用各种望远镜观测，此后长达432个静止帧天。光变曲线的上升部分仅在R_PTF滤波器带中被监测到，并且在估计的爆炸时间之后约30个静止帧天在该带中达到最大值。PTF 11 rka的光变曲线和光谱与从主序质量为25- 40 Msun的前身演化而来的~10 Msun碳氧核的核塌缩爆炸相一致，该爆炸释放了~ 4 x 10^{51} erg的动能（KE），排出了~8 Msun的喷出物（Mej），并合成了~0.5 Msun的56 Nichel。PTF 11 rka的光球光谱的特征是窄吸收线，指出最高喷出物速度的抑制~> 15，000 km/s。如果喷出物撞击到一个致密的、混浊的星周介质，这是可以预料的。这反过来又导致它们损失了一小部分能量（约5 x 10^50 erg），其中不到2%的能量转化为维持最大亮度之前的光变曲线的辐射。这让人想起了超发光的SN 2007 bi，其光变曲线形状和光谱与PTF 11 rka非常相似，尽管后者的亮度低10倍，而且演化速度更快。PTF 11 rka实际上在光度上更类似于伽马射线暴超新星（GRB-SNe），尽管它具有较低的能量和较低的KE/Mej比率。
2020-07-26 astro-ph.HE
Euclid: Superluminous supernovae in the Deep Survey
在过去的十年中，天文学家发现了一种新型的超新星，称为“超亮超新星”（SLSNe），因为它们的峰值亮度很高，光变曲线很长。这些无氢爆炸（SLSNe-I）可以看到z~4，因此，提供了探测遥远宇宙的可能性。我们的目标是调查使用欧空局的Euclid卫星探测SLSNe-I的可能性，该卫星计划于2020年发射。特别是，我们研究了Euclid Deep Survey（EDS），它将在任务中提供区域，深度和节奏的独特组合。我们估计了Euclid SLSNe-I的红移分布，使用它们的速率和光谱能量分布的最新信息，以及已知的Euclid仪器和测量参数，包括EDS的节奏和深度。我们还应用了一种标准化方法的峰值幅度，以创建一个模拟的哈勃图，探索可能的宇宙学约束。我们表明，欧几里德应该检测到大约140个高质量的SLSNe-I到z ~ 3.5在第一个五年的任务（与额外的70，如果我们降低我们的光度分类标准）。这个样本可以彻底改变SLSNe-I在z>1时的研究，并将其用作恒星形成率，星系种群，星际和星系间介质的探测器。此外，当与本地SLSNe-I和来自暗能量调查的预期SN Ia样本相结合时，这种SLSNe-I的样本可以改善对依赖于时间的暗能量状态方程的约束，即w（a）。我们表明，欧几里德将观察数百SLSNe-I免费。这些发光瞬变将出现在欧几里得数据流中，我们现在应该准备识别它们，因为它们为天体物理学和宇宙学提供…
2017-10-26 astro-ph.CO 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
Supernova 2020wnt: An Atypical Superluminous Supernova with a Hidden Central Engine
本文研究了贫氢贫氦超亮超新星SN 2020wnt，通过光学与近红外多波段观测及射电数据，揭示其由28倍太阳质量前身星核心坍缩并由磁星驱动，但磁星加热被较大爆炸动能隐藏至峰值后，表明峰值光谱不能排除中心引擎。
2022-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
NOMAI : A real-time photometric classifier for superluminous supernovae identification. A science module for the Fink broker
Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）；National Centre for Nuclear Research（国家核研究中心）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔大学）；National Central University（中央大学）；University of Washington（华盛顿大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
NOMAI利用光度警报数据实时分类超亮超新星，通过XGBoost算法在ZTF数据集中训练，实现66%的完整性和58%的纯度，成功识别22个超亮超新星。
2026-04-16 astro-ph.HE astro-ph.IM physics.data-an
Eruptive mass loss less than a year before the explosion of superluminous supernovae: I. The cases of SN 2020xga and SN 2022xgc
本研究通过光谱和光变曲线建模，揭示了SN 2020xga和SN 2022xgc爆炸前数月喷发的星周物质壳层，并支持高能磁星供能机制，排除了脉动对不稳定性情景。
2025-01-23 astro-ph.HE
Variable thermal energy injection from magnetar spin down as a possible cause of stripped-envelope supernova light-curve bumps
一些剥层超新星如I型超亮超新星的亮度演化很难用正则56 Ni核衰变加热来解释。另一种流行的热源是强磁化的快速旋转的中子星（磁星）的快速自旋。最近的观测表明，I型超亮超新星的光变曲线通常是凹凸不平的，有多个光度峰值。光变曲线不平坦的原因尚不清楚。在这项研究中，我们调查的可能性，光变曲线的隆起所造成的变化的热能注入磁星自旋下降。我们发现，在热能注入的时间增加，可以导致多个光度峰。由可变的热能注入引起的多个光度峰被发现伴随着光球温度的显著增加，而光球半径没有显著变化。我们发现，SN 2015bn和SN 2019stc的凹凸不平的光变曲线可以通过暂时增加磁星自旋下降能量输入的2 - 3倍，持续5 - 20天来重现。然而，并不是所有的光变曲线颠簸都伴随着我们的合成模型所预测的光球温度的明显增加。特别是，SN 2019stc的二次光变曲线凸起伴随着光球半径的时间增加，而不是温度，这在我们的合成模型中没有看到。因此，我们的结论是，并不是所有的光变曲线凸点观察到的发光超新星是由可变的热能注入磁星自旋下降和一些凸点可能是由不同的机制。
2022-05-11 astro-ph.HE
The Luminous and Double-Peaked Type Ic Supernova 2019stc: Evidence for Multiple Energy Sources
本文报道了一颗红移为$z=0.117$的罕见Ic型超新星（SN Ic）SN 1，2019stc（= ZTF 19acbonaa）的光度学和光谱学。SN\，2019 stc显示出宽的双峰光变曲线，第一个峰的绝对星等为$M_r=-20.0$ mag，第二个峰的绝对星等为$M_r=-19.2$ mag，大约80个静止帧天后，总辐射能量很大，为$E_{\rm rad}\approx 2.5\times 10^{50}$ erg。尽管SN\，2019 stc的亮度很大，接近I型超亮超新星（SLSNe）的亮度，但它仍表现出典型的SN Ic光谱，弥补了SLSNe和SNe Ic之间的差距。光谱表明存在Fe峰元素，但仅用放射性加热对第一光变曲线峰进行建模导致$f_{\rm Ni}\approx 31\%$（$M_{\rm Ni}\approx 3.2$ M $_\odot$）的镍质量分数异常高。相反，如果我们用组合的磁星自旋下降和放射性加热模型来模拟第一个峰，我们发现与$M_{\rm ej}\approx 4$ M $_\odot$、$P_{\rm spin}\approx 7.2$ ms的磁星自旋周期和$B\approx 10^{14}$ G和$f_{\rm Ni}\lesssim 0.2$的磁场更好地匹配（与SNe Ic一致）。突出的第二个峰不能自然地与放射性加热或磁星自旋下降相适应，而是可以解…
2021-07-29 astro-ph.HE
PS1-10afx at z=1.388: Pan-STARRS1 Discovery of a New Type of Superluminous Supernova
我们介绍了Pan-STARRS 1发现的PS1-10afx，一个独特的缺氢超亮超新星（SLSN），z=1.388。光变曲线在z_P1=21.7等时达到峰值，使PS1-10afx与已知最明亮的SNe相当，我们对PS1-10afx的光学和近红外观测表明，它的辐射热光变曲线在~12 d的时间尺度上上升到4.1e44erg/s的异常峰值（M_bol = -22.8 mag），随后迅速褪色。同样重要的是，SED对于SLSN来说是不寻常的红色，接近最大光的色温为6800 K，与之前的H-贫SLSNe形成对比，后者在UV中很亮。光谱更接近于正常SN Ic的光谱，而不是任何已知的SLSN，光球速度为11，000 km/s，并且在静止帧UV中有线覆盖的证据。尽管快速上升，这些参数意味着一个非常大的发射半径（> 5e 15厘米）。我们证明，没有现有的理论模型可以令人满意地解释这种组合的属性：（i）镍动力的光变曲线不能匹配的高峰值亮度与快速的时间尺度的组合;（ii）由快速旋转的磁星的自旋能量驱动的模型预测显着更热，更快的喷出物;和（iii）模型调用冲击爆发通过一个致密的拱星介质不能解释所观察到的光谱或颜色的演变。主星系在爆炸前的成像中被很好地探测到，亮度接近L*，恒星形成速率为15 M_sun/yr，质量相当大（2 e10 M_sun），恒星星族年龄为1 e8 yr，也与已知的贫H SLSNe的矮宿主形…
2013-03-11 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical/infrared observations unveiling the formation, nature and evolution of High-Mass X-ray Binaries
在这篇评论中，我首先描述了三种大质量X射线双星（HMXB）的性质，通过吸积：（i）Be拱星盘，（ii）超巨星风，和（iii）罗氏瓣填充超巨星。然后，我报告发现了两个新的HMXB人口托管超巨星，最近揭示了丰富的新观测，来自高能量方面（INTEGRAL，雨燕，XMM，钱德拉卫星），并辅以多波长光学/红外观测（主要是ESO设施）。第一个群体是由被遮蔽的超巨星HMXB组成，第二个群体是超巨星快速X射线瞬变（SFXTs），表现出短暂而强烈的X射线耀斑。最后，我讨论了HMXB的形成和演化，限制吸积模型（如cluerous风，瞬态吸积盘，磁离心屏障），显示证据表明存在的进化联系，包括人口合成模型的比较，并最终建立一个一致的方案解释这些极端的天体来源的各种特征。因为它们可能是发光蓝变星（LBV）的祖先，也是中子星/黑洞双星合并的祖先，与短/硬伽马射线暴有关，所以这些HMXB种群的性质，形成和演化的知识是最重要的。
2014-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
An embedded X-ray source shines through the aspherical AT2018cow: revealing the inner workings of the most luminous fast-evolving optical transients
我们提出了第一个广泛的无线电伽马射线观测的快速上升的蓝色光学瞬变（FBOT），AT 2018 cow，在其第一个~100天。AT 2018 cow在几天内上升到峰值亮度$L_{pk}\sim4\times 10^{44}$ erg/s，超过超亮超新星（SNe），然后下降为$\propto t^{-2}$。在$\lesssim 15$天的初始光谱大多是无特征的，表明大的膨胀速度v~ 0.1 c和温度达到30000 K。后来的光谱揭示了一个持久的光学厚光球和H和He的排放功能的出现与v~sim 4000公里/秒，没有证据表明喷出物冷却。我们的宽带监测显示，硬X射线光谱成分在$E\ge 10$千电子伏，除了发光和高度可变的软X射线，与天文瞬变的属性前所未有的。X射线衰减率和可变性的突然变化似乎伴随着光谱特性的变化。AT 2018 cow显示出明亮的无线电发射，这与爆炸波与$v_{sh}$ ~0.1c在稠密环境中的相互作用一致（$\dot M\sim10^{-3}-10^{-4}\,M_{\odot}yr^{-1}$代表$v_w=1000$ km \s）。虽然这些特性排除了镍动力瞬变，但我们的多波长分析表明，AT 2018 cow拥有一个“中央引擎”，要么是一个紧凑的物体（磁星或黑洞），要么是一个嵌入式内部冲击波，由与紧凑，致密的星周介质相互作用产生。发动机释放的$\sim10^{50}-…
2018-10-25 astro-ph.HE
ASASSN-13dn: A Luminous and Double-Peaked Type II Supernova
本文报道了ASASSN-13dn这颗明亮II型超新星的观测与分析，其具有双峰光变和宽Hα线，推测由抛射物与LBV前身星喷发形成的致密星周介质相互作用供能。
2025-03-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectroscopic Modeling of Luminous Transients Powered by H-Rich and He-Rich Circumstellar Interaction
本文用开源SuperLite辐射转移代码系统建模富氢与贫氢超亮超新星的CSM相互作用，揭示CSM质量、成分和几何结构对Hα、Hβ等光谱演化的指示意义。
2024-11-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova luminosity powered by magnetar-disk system
磁星是一些高能超新星爆发的潜在动力源之一，如I型超亮超新星（SLSNe I）和宽线Ic型超新星（SNe Ic-BL）。为了探索这两类超新星之间可能存在的联系，我们研究了回退吸积盘对磁星演化和磁星驱动的超新星的影响。在这种情况下，磁星和回退吸积盘之间的相互作用将加速磁星在吸积状态下的自旋，但可能导致磁星在螺旋桨状态下的大幅自旋下降。因此，磁星的初始旋转在自旋演化中起的作用较小。这样的磁星-盘相互作用方案可以很好地解释SNe Ic-BL和SLSNe I的光变曲线，对于这两种光变曲线，观测到的差异对磁星的初始磁场以及盘的回退质量和时间尺度敏感。与为SNe Ic-BL供电的磁星相比，那些导致更明亮的SNe的磁星通常保持更快的旋转，并且在峰值时间附近具有相对较低的有效磁场。此外，SLSNe I和长伽马射线暴之间的联系，如果在未来观测到，可以在磁盘系统的背景下解释。
2021-05-12 astro-ph.HE
