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
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
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
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
Ultraviolet light curves of Gaia16apd in superluminous supernova models
对Gaia16apd的观测揭示了超亮超新星（SLSNe）中极亮的紫外线发射。使用辐射流体动力学模拟，我们执行的紫外光变曲线，色温和光球速度之间的比较最流行的SLSN模型：对不稳定超新星，磁星和与星周介质的相互作用。我们发现，相互作用模型是最有前途的解释极端紫外发光的Gaia16apd。在后期的紫外线发射和颜色演变的模型之间发现的差异，可以用来连接一个观察到的SLSN事件的最合适的模型。紫外波段的观测可以用来澄清SLSNe的性质，在未来的后续观测中应给予更多的关注。
2017-07-18 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
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
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
The superluminous SN DES13S2cmm as a signature of a Quark-Nova in a He-HMXB system
我们表明，通过呼吁夸克新星（一个中子星到夸克星的爆炸性转变）发生在一个He-HMXB系统，我们可以解释的第一个超亮SN，DES 13 S2 cmm，暗能量调查发现的光变曲线。中子星的爆炸性转变是由于He-HMXB第二个共同包层阶段的吸积而触发的。密集的，相对论性的，夸克新星喷出物反过来又在一个由内而外的冲击加热过程中为扩展的富氦共同包层提供能量。我们发现SN DES 13 S 2 cmm的热光变曲线与包含晚期辐射的热光变曲线非常吻合（约化chi ^2为1.09），我们将其归因于夸克星转化为黑洞后的黑洞吸积。
2015-09-16 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
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
Testing models of extragalactic $γ$-ray propagation using observations of extreme blazars in GeV and TeV energy ranges
我们简要回顾了当代河外γ射线传播模型。结果表明，河外磁场（EGMF）的强度和结构知之甚少。空隙中的EGMF强度的严格下限为10^{-17}--10 ^{-20} G量级，因此允许由电磁级联产生的二次分量对可观测频谱的实质性贡献。我们表明，这种“电磁级联模型”是支持成像切伦科夫望远镜和费米LAT探测器的数据。
2017-01-24 astro-ph.HE
Late-Phase Spectropolarimetric Observations of Superluminous Supernova SN 2017egm to Probe the Geometry of the Inner Ejecta
利用斯巴鲁望远镜对邻近星系NGC 3191中的一颗I型超亮超新星SN 2017 egm进行了g波段最大光后185.0天的偏振光谱观测。这是SLSNe在晚期阶段的第一次光谱偏振观测。我们发现，在后期阶段的偏振度显着改变，从早期阶段的测量。在后期阶段的光谱显示出一个强大的钙发射线，因此，我们可靠地估计星际偏振分量假设发射线本质上是非偏振的。通过减去估计的星际偏振，我们发现在早期阶段的本征偏振只有~ 0.2%，这表明一个几乎球形的光球，轴比~ 1.05。在后期阶段的内在偏振增加到~ 0.8%，这对应于光球与轴比1.2。偏振的位置角几乎恒定，表明内部喷出物几乎是轴对称的。通过这些观察，我们得出结论，内部喷出物比外部喷出物更非球面。这可能表明存在一个中心能源产生非球面内部喷出物。
2020-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
SN 2012au: A Golden Link Between Superluminous Supernovae and Their Lower-Luminosity Counterparts
我们提出了SN 2012 au的光学和近红外观测，SN 2012 au是一种缓慢演化的超新星（SN），其性质表明高能和H-贫SNe和超亮SNe的子集之间存在联系。SN 2012 au在其早期光谱中表现出明显的类似SN Ib的He I线和其他吸收特征，速度达到2 x 10^4 km/s，并且具有宽的光变曲线，峰值为M_B = -18.1 mag.这些数据的模型表明，大爆炸动能为10^{52} erg，56 Ni质量喷射为0.3兆太阳能，与SN 1998 bw相当。SN 2012 au的光谱在爆炸后近一年显示出持续的Fe II P-Cyg散射和来自两个不同速度区域的星云发射的混合物。这些晚期的排放包括速度> 4500 km/s的强[Fe II]、[Ca II]、[O I]、Mg I]和Na I线，以及速度明显较小的2000 km/s的O I和Mg I线。SN 2012 au的许多晚期性质类似于演化缓慢的超新星SN 1997 dq和SN 1997 ef，以及超亮的SN 2007 bi。我们的观测结果表明，一个单一的爆炸机制可能统一了所有这些跨越-21 < M_B < -17 mag.非球面和可能喷流爆炸最有可能是由一个大质量祖星的核心坍缩，并创造了大量的高密度，低速富镍的材料。
2013-06-04 astro-ph.HE
Late Jets, Early Sparks: Illuminating the Premaximum Bumps in Superluminous Supernovae
本文通过三维相对论流体力学模拟，提出SLSNe中心引擎驱动的相对论性喷流突破恒星包层后，其激波茧状体辐射可解释光变曲线中的极大前凸起，为SLSNe的中心引擎模型提供观测检验途径。
2024-09-28 astro-ph.HE
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
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
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
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
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
ASASSN-15lh: A Superluminous Ultraviolet Rebrightening Observed by Swift and Hubble
本文介绍并讨论了Swift上的紫外/光学望远镜的紫外和光学测光以及X射线望远镜的X射线极限，以及ASASSN-15 lh上的哈勃空间望远镜的成像偏振和紫外/光学光谱。它被归类为贫氢超亮超新星（SLSN I），比任何其他观测到的超新星都要明亮。ASASSN-15 lh在单独或合并观察的X射线中未检测到。从偏振测定法我们确定爆炸只是轻微的不对称。我们发现ASASSN-15 lh的通量在紫外线中强烈增加，其紫外线光度比富含氢的紫外线明亮的SLSN II SN 2008 es大100倍。我们发现像ASASSN-15 lh这样明亮的天体很容易被探测到，超过了大型综合巡天望远镜计划的单次访问深度。深度近红外巡天可以探测到超过20红移的天体，从而能够探测最早的恒星形成。在峰值亮度之后大约两个月，可以看到一个晚期的再亮--在较短的波长下最突出--它本身就像一颗超亮的超新星一样明亮。再增亮过程中的紫外光谱主要是连续谱，没有SLSNe或潮汐破裂事件中看到的宽吸收或发射谱线，也没有ASASSN-15 lh的早期光谱。我们的光谱没有显示出强的氢发射，只显示出LyA吸收附近的红移先前发现的光学吸收线的假定主机。ASASSN-15 lh的属性是极端的，无论是SLSNe或潮汐中断事件相比。
2016-08-10 astro-ph.HE
SN~2015da: Late-time observations of a persistent superluminous Type~IIn supernova with post-shock dust formation
本文通过晚期测光和光谱研究超亮IIn型超新星SN 2015da，揭示其持续高光度、强CSM相互作用及大质量前身星，并发现激波后尘埃形成的明确证据，指出双星相互作用可能是其前身星剧烈质量损失的原因。
2023-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrogen-Poor Superluminous Supernovae in the Nebular Phase: Spectral Diversity Due to Ejecta Ionization as a Probe of the Power Source
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
A New Model for Gamma-Ray Cascades in Extragalactic Magnetic Fields
极高能量（VHE，E \gtrsim 100 GeV）的伽马射线由河外源（如耀变体）发出，在星系际介质中引发电磁级联。级联光子到达地球时的角度和时间分布与河外磁场（EGMF）相关。我们已经开发了一个新的半解析模型的级联性能，这是更准确的比以前的解析方法和速度比全蒙特卡罗模拟。在其适用范围内，我们的模型可以快速生成级联光谱的各种源排放模型，EGMF强度，和假设的源寿命。在这封信中，我们描述了该模型的属性，并通过探索耀变体RGB J 0710 +591的伽马射线发射来展示其实用性。特别是，我们预测，在各种情况下，VHE和高能量（他，100兆电子伏的\lesssim E \lesssim 300 GeV）通量可检测的VERITAS和费米大面积望远镜（LAT）天文台。然后，我们开发了一个系统的框架比较预测公布的结果，获得EGMF强度的约束。在95%的置信水平下，如果源的寿命没有限制，我们发现EGMF强度的下限为~ 2 \times 10^{-16}高斯，如果源的寿命限于费米观测发生的过去~ 3年，则为~ 3 \times 10^{-18}高斯。
2011-06-07 astro-ph.CO 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
SN2017egm: A Helium-rich Superluminous Supernova with Multiple Bumps in the Light Curves
本文通过分析SN 2017egm的晚期光谱和多波段光变曲线，将其归类为富氦超亮超新星，提出抛射物与星周物质多次相互作用可解释光变曲线中的多次凸起和红外超量，并利用Chandra观测给出了SLSN-I迄今最严格的X射线发射上限。
2023-03-06 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
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
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
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
Where is the engine hiding its missing energy? Constraints from a deep X-ray non-detection of the Superluminous SN 2015bn
SN 2015 bn是一颗邻近的贫氢超亮超新星（SLSN-I），已被X射线集中观测，目的是探测磁星发动机的自旋下降动力发射。早期的紫外线/光学/红外线（UVOIR）数据很好地符合磁星模型，但需要在$\lesssim 10^{43}$ erg s $^{-1}$的晚期泄漏能量，预计将部分发射X射线。直到爆炸后300天$\sim$的深度X射线极限显示没有X射线发射。在这里，我们提出了最新的深0.3- 10 keV X射线的限制，在805天获得的\textit{XMM-Newton}。我们发现$L_X < 10^{41}$ erg s $^{-1}$，没有中央发动机驱动排放的直接证据。虽然最新的光学数据仍然遵循磁星模型的预测，但测热光变曲线的最佳拟合模型预测，在观测时，磁星总输入光度的$\sim$ 97%会逃逸到紫外线波段之外。我们的X射线上限是输入亮度的$<$ 1.5\%，强烈约束高能泄漏，除非非辐射损失很重要。这些深X射线观测确定了SLSNe-I中缺少能量的问题，我们建议将来在硬X射线和$γ$ -射线中进行更好的约束。此外，独立的光学数据，我们约束的参数空间的各种X射线发射的情况下，包括电离突破磁星自旋下降，喷出物和外部的拱星介质之间的冲击相互作用，离轴$γ$射线爆发余辉，和黑洞回落吸积。
2018-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
First constraints on the strength of the extragalactic magnetic field from $γ$-ray observations of GRB 221009A
利用费米-LAT对GRB 221009A的观测，通过比较延迟发射谱上限与模型谱，排除了河外磁场强度在10^{-20}至10^{-18}高斯之间的值，首次给出该磁场强度的约束。
2023-10-06 astro-ph.HE
Type W and Type 15bn subgroups of hydrogen-poor superluminous supernovae: pre-maximum diversity, post-maximum homogeneity?
本文通过分析27颗I型超亮超新星极大后光谱，发现W型与15bn型在极大后温度和速度趋于一致、伪星云光谱均匀，主要差异源于极大前演化。
2023-05-29 astro-ph.HE
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 Swift Fix II: Physical Parameters of Type I Superluminous Supernovae
本研究利用Swift UVOT重新校准数据，对2014-2021年间发现的I型超亮超新星进行测光和建模，提取物理参数，发现磁星模型下自转周期与光度、辐射能量等存在强相关性。
2025-09-09 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
Detection of Broad H$α$ Emission Lines in the Late-time Spectra of a Hydrogen-poor Superluminous Supernova
iPTF 13 ehe是一颗贫氢超亮超新星（SLSN），z=0.3434，具有缓慢演化的光变曲线和光谱特征，与SN 2007 bi相似。它在（83-148）天（静止坐标系）内上升，达到1.3 x $10^{44}$ erg/s的最高辐射热光度，然后在0.015等非常缓慢地衰减。每日实测喷出物速度为13000 km/s。推断出的爆炸特征，如喷出物质量（67-220 $M_\odot$），总辐射和动能（分别为$10^{51}$和2 x $10^{53}$ erg），是一个缓慢发展的贫H SLSN事件的典型特征。然而，在+251天拍摄的后期光谱揭示了巴尔末α发射特征，具有宽和窄的成分，这在其他贫氢SLSNe中从未被发现过。宽分量的速度宽度约为4500 km/s，相对于窄分量有约300 km/s的蓝移。我们解释了这种广泛的H $α$发射与$\sim$ 2 $\times10^{41}$ \，erg\，s $^{-1}$的亮度之间的相互作用产生的超新星喷出物和一个离散的富氢壳，位于距离$\sim4\times10^{16}$ \，cm的爆炸现场。这种喷射-CSM相互作用导致静止帧r带LC在后期变亮。后期光谱没有被激波电离的CSM壳层完全吸收这一事实意味着它的汤姆逊散射光学深度可能<1，从而设定了CSM质量<30 $M_\odot$和体积数密度<4 x $10^8cm^{-3}$的上限。在现有…
2015-10-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Gaia16apd -- a link between fast-and slowly-declining type I superluminous supernovae
我们目前的紫外，光学和红外测光和光谱的Ic型超亮超新星（SLSN）Gaia 16 apd（= SN 2016 eay），涵盖了它的演变从26天前的$g$带峰后234.1天。Gaia 16 apd作为非无偏瞬态调查（NUTS）的一部分进行了随访。它是已知的最接近SLSNe的天体之一（$z = 0.102\pm0.001$），有详细的光学和紫外（UV）观测覆盖了峰值。Gaia 16 apd是光谱学上典型的Ic型SLSN，表现出特征性的蓝色早期光谱与O II吸收，并达到峰值$M_{g} = -21.8 \pm 0.1$ MAG。然而，光度它表现出快速和缓慢下降的Ic型SLSNe之间的演化中间，早期演化更接近快速下降的事件。与另一个具有类似性质的SLSN LSQ 12 dlf一起，它证明了快速和缓慢下降事件之间的可能连续性。即使对于SLSN来说，它也是非常紫外亮的，达到了非$K$校正的$M_{uvm2} \simeq -23.3$ mag，唯一具有类似紫外亮度的其他Ic型SLSN是SN 2010 gx。假设Gaia 16 apd是由磁星自旋下降提供动力的，我们推导出磁星的周期为$P = 1.9\pm0.2$ ms，磁场为$B = 1.9\pm0.2 \times 10^{14}$ G。估计的喷出物质量在8和16 $\mathrm{M}_{\odot}$之间，动能在1.3和$2.5 \tim…
2017-06-05 astro-ph.HE
On the Gamma-ray Efficiency of Superluminous Supernovae: Potential Detections and Population-Level Constraints
Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg（埃尔朗根-纽伦堡大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）
研究通过分析17年费米-拉特数据，发现I型超新星的伽马射线效率显著低于预测，SN 2017egm显示可能的超额，但SN 2018bsz的未探测结果排除了简单统一效率模型，提示潜在的多样性。
2026-04-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Extreme Supernova Models for the Superluminous Transient ASASSN-15lh
最近发现的前所未有的超亮瞬变ASASSN-15 lh（或SN 2015 L），其紫外光明亮的第二峰挑战了所有的功率输入模型，已提出的超亮超新星。在这里，我们研究一些ASASSN-15 lh在恒星爆炸的背景下，涉及一个或多个功率输入的组合的几个可行的解释。我们用一个混合模型模拟了ASASSN-15 lh的光变曲线，该模型包括磁星自旋下降能和贫氢星周相互作用的贡献。我们还研究了纯拱星相互作用与大量缺氢壳的模型，并讨论了所观察到的光谱中缺乏相互作用的功能。我们发现，作为一个超新星ASASSN-15 lh可以最好地模拟的能量核心崩溃的~40 Msun的恒星与氢贫壳~20 Msun。拱星壳和前身质量与最后超新星爆炸后强相互作用所需的快速旋转脉动对不稳定超新星前身一致。初始周期为1-2 ms、磁场为0.1 ~ 1 x 10^14 G的磁星注入额外的能量，可以提供克服单分量模型不足所需的额外亮度，但这需要对磁星进行更多的微调和极端参数，以及假设磁星能量有效地转化为辐射。因此，我们倾向于一个单输入模型，在一个非常强大的核心坍缩SN爆炸后，在一个强大的SN喷出物CSM相互作用形成的反向冲击可以提供重现后期UV亮高原所需的光度。
2016-06-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Eruptive mass loss less than a year before the explosion of superluminous supernovae. II. A systematic search for pre-explosion eruptions with VLT/X-shooter
Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Northwestern University（西北大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；Konkoly Observatory, Research Center for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，地球与天体科学研究中心）；Queens University Belfast（贝尔法斯特女王大学）
研究通过VLT/X-shooter观测21个氢贫超亮I型超新星，寻找环状星周物质壳层，发现五颗超新星显示宽 Mg II 吸收线，表明存在星周物质壳层，可能在爆炸前2-3个月被喷射。
2026-03-24 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
Light curves of hydrogen-poor Superluminous Supernovae from the Palomar Transient Factory
我们研究了在Palomar瞬变工厂（PTF）调查中26个光谱证实的贫氢超亮超新星（SLSNe-I）的光变曲线特性。这些事件平均比SNe Ib/c和SNe Ic-BL亮约4等和2等。静止帧$g$带中SLSNe-I的峰值绝对幅度跨度为$-22\lesssim M_g \lesssim-20$ ~mag，并且这些峰值不受放射性$^{56}$ Ni的影响，除非存在强不对称性。SLSNe的上升时间尺度比正常SNe Ib/c长，大约10天，对于具有类似衰变时间的事件。因此，SLSNe-I可以被认为是一个单独的人口的光度特性的基础上。峰后，SLSNe-I衰减的斜率范围很广，快速下降和缓慢下降事件之间没有明显的差距。后面的事件在任何时候都显示出光变曲线中更多的不规则性（凸起）。在后期，SLSN-I的光变曲线减慢，并聚集在$^{56}$ Co放射性衰变率附近。用放射性衰变为后期光变曲线提供动力需要1到10个${\rm M}_\odot$的Ni质量。或者，一个简单的磁星模型可以合理地拟合大部分SLSNe-I的光变曲线，除了四个例外，并且可以模拟$^{56}$ Co的放射性衰变，从爆炸到$\sim400$天。由此产生的自旋值与宿主星系的金属丰度无关。最后，对我们样本的分析并不能加强将SLSNe-I用于宇宙学的理由。
2018-05-29 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Polarimetry of Hydrogen-Poor Superluminous Supernovae
本研究对7颗贫氢超亮超新星进行线偏振测量，并结合16颗样本分析，发现CSM相互作用是影响其偏振演化和非球形结构的重要因素。
2023-03-20 astro-ph.HE
On the early-time excess emission in hydrogen-poor superluminous supernovae
我们提出的光变曲线的贫氢超亮超新星（SLSNe-I）PTF 12 dam和iPTF 13 dcc，发现（中间）Palomar瞬态工厂。两者都显示出早期的过量发射和后期的缓慢下降的光变曲线。PTF 12 dam的早期撞击在持续时间（约10天）和相对于主峰的亮度（2-3等）方面与其他SLSNe-I观测到的非常相似。相比之下，iPTF 13 dcc中的长持续时间（>30天）早期过量发射，其亮度与主峰的亮度竞争，似乎具有不同的性质。我们为这两个目标构建了测热光变曲线，并将各种光变曲线模型与早期凸起和主峰拟合，试图了解这些爆炸的性质。尽管两个SLSNe的后期光变曲线下降的斜率与$^{56}$ Ni和$^{56}$ Co放射性衰变的预期斜率非常接近，但考虑到估计的喷出物质量，为整个光变曲线提供动力所需的镍量太大。磁星模型包括一个不断增加的逃逸分数提供了一个合理的描述PTF 12 dam的观测。然而，无论是基本模型还是双峰磁星模型都无法重现iPTF 13 dcc的光变曲线。一个模型相结合的冲击爆发在一个扩展的信封与后期磁星能量注入提供了一个合理的适合iPTF 13 dcc的观测。最后，我们发现PTF 12 dam和iPTF 13 dcc的光变曲线都可以用星周介质（CSM）相互作用模型进行适当的拟合。
2016-11-30 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Nebular-phase spectra of superluminous supernovae: physical insights from observational and statistical properties
我们研究了超亮超新星（SLSNe）在极大光之后100天内的光谱演化。我们提供了Gaia 16 apd和SN 2017 egm的新数据，并使用包含12个事件的41个光谱的更大样本分析这些数据。光谱在光变曲线峰后2-4个$e$折叠时间内变为星云状，光谱演化速率与光变曲线时间尺度相关。发射谱线与氧、钙、镁、钠和铁的众所周知的跃迁相一致。SLSNe与其他Ic型SNe的区别在于突出的O I $λ$ 7774线和较高的氧电离状态。在5000欧姆附近的铁占主导地位的区域更类似于宽线SNe Ic，而不是正常的SNe Ic。主成分分析表明，5 'eigenspectra'捕获75%的方差，而聚类分析显示，没有明确的证据多SLSN子类。线速度为5000- 8000 km/s，并显示出喷出物的分层。O I $λ$ 7774可能产生于也产生钙排放的致密内部区域，而[O I] $λ$ 6300来自更远的外部，直到300- 400天。O I $λ$ 7774和Ca II的光度表明显著的聚集，与先前的研究一致。[Ca II] $λ$ 7300/[O I] $λ$ 6300的比率有利于具有相对大质量氦核的祖细胞，可能是$\gtrsim 6$ M $_\odot$，尽管这里需要更多的建模。具有宽光变曲线的SLSNe显示出最强的[O I] $λ$ 6300，表明喷出物质量较大。我们将展示如何推断的速度，密度和电离结构…
2018-11-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Semi-Analytic Model for Intergalactic Gamma-Ray Cascades in Extragalactic Magnetic Fields
由河外源（如耀变体）发射的初级伽马射线将在星系际空间产生电磁级联。这些级联通过电子-正电子对的产生和宇宙背景辐射的逆康普顿散射进行，主要是宇宙微波背景（CMB）和河外背景光（EBL）场。河外磁场（EGMF）的存在可能会使电子-正电子对的轨道发生偏转，并散射级联光子，可能会在源周围产生晕圈，同时抑制探测器收集的级联通量。我们开发了一个半解析模型的级联过程，并将其应用于结合GeV-TeV的数据，从费米大面积望远镜（LAT）和地面切伦科夫望远镜的高频峰值Bl Lacertae对象（HBLs），比较观测结果与模型预测使用一个强大的统计框架。下限与不同的置信水平的EGMF来自这个过程中的场强进行了讨论，在各种假设下的源寿命。
2011-09-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Lightcurve Features of Magnetar-Powered Superluminous Supernovae with Gravitational-Wave Emission and High-Energy Leakage
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Central China Normal University（华中师范大学）；Institute of Astrophysics, Central China Normal University（华中师范大学天体物理研究所）；Education Research and Application Center, National Astronomical Data Center（国家天文台教育研究与应用中心）
本研究探讨了引力波发射和高能泄漏对超亮超新星光变曲线的影响，发现毫秒磁星的联合作用会抑制早期亮度并增强晚期发射。
2025-12-15 astro-ph.CO 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
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
SN 2018bsz: significant dust formation in a nearby superluminous supernova
National Central University（中央大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；University College Dublin（都柏林大学学院）；University College London（伦敦大学学院）；Cardiff University（卡迪夫大学）；Northwestern University（西北大学）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
本研究对邻近超亮超新星SN 2018bsz的观测与建模，证实其抛射物内形成大量尘埃，该超新星或为早期宇宙尘埃形成的重要来源。
2026-08-11 astro-ph.HE
SN 2017gci: a nearby Type I Superluminous Supernova with a bumpy tail
我们提出并讨论了附近（z=0.087）I型超亮超新星（SLSN I）SN 2017 gci的光谱光度观测，其峰值K校正绝对星等达到Mg=-21.5马格。它的光度和光谱演化包括两个缓慢和快速演变SLSN I的功能，从而有利于SLSN-I两个子类之间的连续分布。特别是，与其他SLSNe I类似，SN 2017 gci的多波段光变曲线显示出在最大光照后约103天和142天的两次再亮。有趣的是，这与在最大光照51天后在6520 A左右出现的宽发射特征大致一致，随后是光变曲线中的尖锐拐点。如果我们将这一特征解释为Halpha，这可能支持这样一个事实，即这些凸起是喷出物与（富含氢的）星周物质后期相互作用的标志。然后，我们将磁星和CSM相互作用提供动力的合成光变曲线拟合到SN 2017 gci的测辐射热曲线上。在磁星的情况下，拟合表明极磁场Bp = 6 x 1 e 14 G，磁星的初始周期Pinitial=2.8 ms，喷出物质量Mejecta=9 Msun，喷出物不透明度k = 0.08 cm g^{-1}。CSM相互作用方案意味着CSM质量为5 Msun，喷出物质量为12 Msun。最后，模拟了相位187天的星云光谱，得出喷出物的质量为10 Msun。我们的模型表明，无论是磁星或CSM相互作用可能是SN 2017 gci的电源，它的祖先是一个大质量（40 Msun）的恒星。
2020-12-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
