磁星驱动的伽马射线暴超新星EP250108a/SN 2025kg：源于密近氦星双星系统的孤立双星演化证据

《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters》：EP250108a/SN 2025kg: A Magnetar-powered Gamma-Ray Burst Supernova Originating from a Close Helium-star Binary via Isolated Binary Evolution

本研究针对EP250108a/SN 2025kg这一特殊天体，提出了磁星驱动的伽马射线暴超新星新模型。研究人员通过分析早期光变曲线和光谱特征，发现其前身星可能为半径约5R⊙的低质量氦星，通过孤立双星演化形成。研究证实了外茧层冷却辐射解释早期隆起，内茧层离轴观测解释EP250108a，并首次在Ic型超新星中发现晚期宽Hα线。该成果为理解金属丰度环境下长伽马暴前身星形成提供了新途径。

　　

在天体物理学领域，长伽马射线暴（Long-duration Gamma-Ray Bursts, LGRBs）及其伴随的宽线型Ic超新星（Broad-lined Type Ic Supernovae, SNe Ic-BL）一直是研究热点。这些极端天体被认为是大质量恒星坍缩的产物，但其前身星的具体性质和形成机制仍存在诸多谜团。传统理论认为，产生LGRB需要前身星具有极高的角动量，通常通过准化学均匀演化（Quasi-hemically Homogeneous Evolution, CHE）在低金属丰度环境下实现。然而，近年来一些观测事实对这一标准图景提出了挑战。

EP250108a/SN 2025kg的发现为这一领域带来了新的突破。这个位于z=0.176（光度距离D_L=881 Mpc）的天体系统表现出多重独特性质：SN 2025kg是迄今观测到的最亮SNe Ic-BL之一，具有氦吸收线、晚期宽Hα发射线和早期隆起特征；而EP250108a则是一个峰值能量<1.8 keV的软X射线暂现源。这些特征难以用传统模型完美解释，迫切需要新的理论框架。

为解决这一难题，研究人员提出了一个综合性的理论模型。该模型认为EP250108a/SN 2025kg系统起源于一个密近氦星-主序星双星系统，通过孤立双星演化形成。其中，SN 2025kg的极端光度由新生磁星（初始周期P_i～1.7 ms，磁场强度B_p～2×10¹⁵ G）的旋转供能；EP250108a被解释为中等离轴（视角θ_v～45°）观测到的内茧层冷却辐射；早期光变曲线隆起则归因于外茧层冷却辐射。这一模型成功统一解释了该系统的多项观测特征。

研究团队采用多种关键技术方法开展分析工作，包括：基于Arnett定律的超新星光变曲线拟合、磁星旋转供能模型计算、茧层冷却辐射理论框架构建、多波段（X射线、光学、射电）观测数据比对、马尔可夫链蒙特卡洛（MCMC）参数反演、以及相对论性喷流和茧层动力学模拟。特别值得注意的是，研究利用了来自Li等人（2025）的公开观测数据集，涵盖从X射线到射电的全波段监测数据。

2 MAGNETAR-POWERED SN EMISSION AND COCOON COOLING EMISSIONS

2.1 SN 2025kg is Possibly a Magnetar-powered SN Ic-BL

通过分析SN 2025kg的光变曲线特征，研究人员发现其峰值光度达～2×10⁴³ erg s^-1，峰值时间约14.5天。传统放射性衰变模型需要M_Ni～0.8 M_⊙的镍56质量，对应的镍质量分数f_Ni=M_Ni/M_ej～0.4，远高于典型SNe Ic-BL的f_Ni?0.1。这表明放射性衰变 alone 难以解释其极端亮度。转而考虑磁星供能模型，研究人员推导出最佳拟合参数为P_i～1.4 ms，B_p～1.2×10¹⁵ G的磁星能够完美再现观测到的峰值光度。

2.2 Jet Dynamics and Cooling Emissions from Cocoons

2.2.1 Pre-SN Bump from Outer Cocoon Cooling Emission

早期光变曲线隆起（～1天和～2.5天时光度分别为～4×10⁴³ erg s^-1和～1×10⁴³ erg s^-1）被成功解释为外茧层冷却辐射。通过建立外茧层动力学模型，研究人员推断出前身星半径r_?～5 R_⊙，茧层能量E_oc～2×10⁵² erg（对应最小速度v_oc,min～0.3 c）。这一结果与低质量氦星的预期性质一致。

2.2.2 EP250108a from Inner Cocoon Cooling Emission

EP250108a的独特性质（持续时间T₉₀～960 s，峰值能量<1.8 keV，各向同性能量<10⁴⁹ erg）被解释为内茧层冷却辐射的离轴观测效应。模型显示，当采用γ_ic～5，θ_ic～30°，θ_v～45°等参数时，内茧层冷却辐射的预期特征与观测高度吻合。这支持了EP250108a源于典型GRB喷流的内茧层，只是由于离轴观测而显得较暗。

3 MODEL AND LIGHTCURVE FITS FOR SN 2025KG

研究人员采用MCMC方法对SN 2025kg的多波段光变曲线进行拟合，获得了关键参数的最佳估计值：P_i=1.65^+0.02_-0.02 ms，B_p=2.01^+0.01_-0.01×10¹⁵ G，M_ej=2.53^+0.04_-0.03 M_⊙，T_floor=6.72^+0.14_-0.14×10³ K，v_oc,min=0.32^+0.01_-0.01 c（对应E_oc～2.2×10⁵² erg），r_?=4.64^+0.33_-0.31 R_⊙。

拟合结果显示，多波段光变曲线被完美再现：早期隆起（3天前）主要由外茧层冷却辐射贡献，主峰附近（～14天）的紫外和光学辐射主要来自磁星供能，而峰后的光学和红外辐射则主要由放射性衰变主导。磁星旋转能量的98%以上被转化为抛射物动能，产生了高达8×10⁵¹ erg的总动能，这解释了SN 2025kg的宽线特征。

4 PROGENITOR OF EP250108A/SN 2025KG

4.1 A Close Helium-star Binary Origin of SN 2025kg

抛射物质量M_ej～2.5 M_⊙暗示前身星质量为M_He～4 M_⊙（假设残骸为中子星）。推断的半径r_?～5 R_⊙与太阳金属丰度下～4 M_⊙氦星的预期一致，表明氦包层在爆发前未被完全剥离。JWST光谱中发现的～1和2μm HeⅠ吸收线支持了这一结论。宿主星系近太阳金属丰度（Z～Z_⊙）排除了CHE通道的可能性，因为CHE仅预测在Z<0.3Z_⊙时发生。研究人员提出，该系统的前身星可能是一个周期P_orb～2天的密近双星系统，通过潮汐相互作用使氦星加速旋转。

4.2 Weak Stellar Wind Revealed by Missing Cocoon Afterglow

通过模拟喷流和内茧层的余辉辐射，研究人员发现观测上限要求风密度参数A_??10^-2，这比银河系WR星（A_?>0.12）低一个量级以上。这种弱星风与低质量氦星的理论预期一致，进一步支持了对前身星性质的推断。

4.3 MS Companion as Source of Late-time Broad Hα Line

～42.5天时出现的宽Hα线（速度v_Hα～3540 km s^-1）被解释为来自内抛射层的氢富集物质，而非抛射物-星周物质相互作用。研究人员提出，这可能是新生磁星风在SN抛射物包层内蒸发主序伴星的结果。与超亮超新星（SLSNe）相比，SNe Ic-BL中的磁星具有更强磁场和更短的自转减速时标，导致Hα辐射更暗且出现时间更早（t_τ～1～36天），这与SN 2025kg的观测特征一致。

本研究通过构建一个完整的理论框架，成功解释了EP250108a/SN 2025kg系统的多项独特观测特征。研究结果表明，该系统可能代表了一类新的伽马射线暴-超新星关联体：起源于密近氦星-主序星双星系统，通过孤立双星演化形成，并在近太阳金属丰度环境下产生。这一发现扩展了我们对LGRB/SN Ic-BL前身星形成通道的认识，表明除了传统的低金属丰度CHE通道外，双星相互作用在高金属丰度环境下同样能够产生适合LGRB的快速旋转前身星。

该研究的重要意义在于：首先，它为理解金属丰度环境下极端天体的形成提供了新视角；其次，提出的磁星-双星引擎模型可能适用于更广泛的天体物理现象；最后，研究中发展的多信使数据分析方法为未来研究类似天体建立了重要范例。这些成果对理解大质量恒星演化、双星相互作用以及宇宙中重元素合成等基本问题都具有深远影响。