SN 2006gy 光变曲线的激波扩散模型

我们探索了一个解释 SN 2006gy 高光度的简单模型，该模型涉及激波沉积热能量的光子扩散。该模型的显著特征在于，为防止绝热损失所需的 160 AU 巨大“恒星”半径并非真实的恒星半径，而是由不透明、未束缚的星周包层所构成的半径；该包层是在超新星爆发前十年内，通过一次类似于海山二（eta Carinae）的爆发事件抛射出 10 $M_{\odot}$ 物质而形成的。超新星光度主要产生于激波穿过该壳层后热能量的扩散过程。此模型不同于传统的超新星碎片与外部星周物质（CSM）相互作用的模型，因为此处壳层是光厚的，导致辐射逃逸被延迟。我们表明，任何试图通过持续的 CSM 相互作用辐射来解释 SN 2006gy 巨大光度的模型都会因以下基本原因而失败：为达到观测光度所需的 CSM 密度会使同样的星周包层变得不透明，从而迫使必须采用热扩散解。在我们的模型中，导致 SN 2006gy 特征型 IIn 光谱和软 X 射线的较弱 CSM 相互作用，并非视觉连续谱的能量来源；相反，它产生于激波冲破不透明壳层进入周围星风之后。虽然简单的扩散模型可以解释 SN 2006gy 早期光变曲线的主要特征，但它预测除非存在额外的能量源，否则光变曲线在后期必须急剧下降。