SN2006gy 的晚期观测：依然强劲

SN2006gy 因其极高的光度和漫长的持续时间，在可见光波段辐射的能量超过了任何其他已知超新星。为解释其高光度提出了两种假设：一是由其 IIn 型光谱所暗示的与星周物质（CSM）的激波相互作用提供动力；二是由对不稳定性超新星中合成的大量 $^{56}$Ni 的放射性衰变提供燃料。这两种假设预测了不同的晚期性质。在此，我们呈现了 SN2006gy 在发现一年多后获得的观测结果。我们未能在可见光波段探测到它，但在近红外 K 波段和 H 波段的清晰探测表明，其光度至少仍与普通 II 型超新星的峰值相当。我们还提供了光谱数据，给出晚期 H$\alpha$ 光度的上限约为 $1\times10^{39}$ erg/s。基于微弱的晚期 H$\alpha$、X 射线和射电辐射，结合解释其向红外波长偏移的困难，我们可以排除持续的 CSM 相互作用作为主要的晚期能量来源。相反，我们提出 SN2006gy 的演化符合以下两种可能情景之一：(1) 对不稳定性超新星加上适度的 CSM 相互作用，其中放射性衰变光度因尘埃形成而偏移至红外波段；(2) 红外回波，即峰值光度期间发出的辐射加热了半径接近 1 光年的预先存在的尘埃壳层，这要求 progenitor 恒星在超新星爆发前约 1500 年抛射出另一个 $10\,M_\odot$ 的壳层。