超亮超新星（SLSN）是一类峰值绝对星等超过-21的特殊超新星，它们比普通的超新星大概要亮10-100倍（Gal-Yam et al. 2012）。SLSN在宇宙中的发生率被估计为，在红移z=1处大概每年每立方Gpc发生几十到上百次，该发生率随红移的变化基本上符合宇宙恒星形成率的变化历史（Prajs et al. 2017）。通常，根据光谱中是否存在氢线，观测上可以把SLSN分为两种类型，即贫氢的I型（Quimby et al. 2011）和富氢的II型（Ofek et al. 2007; Smith et al. 2007）。目前观测到的SLSN样本中，I型的数目要远多于II型。I型SLSN一般在峰值辐射时具有蓝色的连续谱以及一个显著的W形OII谱线特征。峰值辐射数十天之后，它们的光谱演化将非常类似于普通的或宽线的Ic型超新星（Pastorello et al. 2010）。II型SLSN在峰值辐射时也具有蓝色连续谱，更重要的是，具有清晰的氢巴尔末谱线。不过，对于某些特别的SLSN（比如iPTF13ehe），光谱类型也可能随着辐射的衰减而发生变化（Yan et al. 2015）。I型SLSN的宿主星系基本上（除PTF 10uhf外）都是低质量、低金属丰度的矮星系，但II型SLSN的宿主星系则可以涵盖整个星体质量范围和金属丰度范围（Neill et al. 2011; Lunnan et al. 2014; Leloudas et al. 2015; Chen etal. 2016a; Angus et al. 2016; Perley et al. 2016）。

致使SLSN具有如此高光度的能量来源目前仍然是一个未解之谜。传统的放射性重元素衰变的方案显然受到了严峻的挑战。一个典型SLSN辐射的总能量大概为几倍的10^{51}erg。如果这些能量都由Ni56衰变而来的话，那么就要求至少存在几倍甚至几十倍太阳质量的Ni56。然而，这对于普通的超新星核合成过程来讲几乎是不可能的（Umeda & Nomoto 2008）。当然，严格来说，这种可能性仍然存在，如果这些超新星爆发是由于电子对不稳定性所触发的话（Barkat et al. 1967; Heger & Woosley 2002）。在这种超新星爆发中整个恒星都将解体，而不会在中心留下致密天体。Gal-Yam et al. (2009) 首次利用这种电子对不稳定超新星（PISN）模型解释了SN2007bi的光变曲线，其后期的衰减行为看上去与Ni56+Co56的衰变行为一致。但是，Nicholl etal. (2013)马上提出另外两个与SN 2007bi十分类似的SLSN光变中的快速上升行为实际上是不支持PISN模型的。况且，一般认为，PISN在低红移处发生的可能较小，尽管这些问题还处于争论状态（McCrum et al. 2014)。无论如何，大家普遍同意，即使也个别SLSN确实是PISN，其他绝大多数SLSN（特别是具有快速光变的）仍然不可避免地要求其他更有效的能源机制的存在。

一方面，SLSN光谱中明显的宽线特征表明，SLSN的抛射具有非常高的运动速度因而携带了巨大的动能。因此，一个自然的想法是，如果SLSN的环境物质（CSM）密度足够高并且分布足够广泛的话，抛射物将能够通过与环境物质的激波相互作用把它的动能逐渐消耗并用以加热抛射物物质（Smith & McCray 2007; Moriya et al. 2011, 2013; Chevalier &Irwin 2011; Ginzburg & Balberg 2012）。值得一提的是，在某些情况下，这种不透明的环境物质可能是由前身星爆发式的脉动过程抛射出来的，而这些脉动过程则正是由电子对不稳定性所触发（即在恒星完全解体之前先通过脉冲抛射物质，故称为脉动式PISN；Woosley et al. 2007; Chatzopoulos & Wheeler 2012）.观测上，某些II型SLSN光谱中存在的窄的巴尔末发射线为这种CSM相互作用模型提供了强力的支持。这些通常也被写作IIn型SLSN。这线窄巴尔末线是电离了的环境物质再复合时产生的。

另一方面，对于I型SLSN，通常认为它们的辐射与一个长期活动的中心能源有关，它可以为抛射物持续提供能量。这种情况下，抛射物可以通过吸收能量被加热。最近，Inserra et al. (2016a)发现SN 2015bn的抛射物可能具有轴对称的椭圆形结构，这类似于与伽玛暴成协的极超新星（Hypernova）的抛射物结构。这种各向异性的几何结构支持了中心能源对抛射物造成的显著影响。具体而言，SLSN中心能源的能量释放过程可以是通过一颗毫秒磁星的自转减慢（Ostriker & Gunn 1971; Woosley et al. 2010; Kasen et al. 2010,2016; Moriya et al. 2016; Chen et al. 2016b），也可以是通过中心致密天体吸积物质的反馈（Dexter & Kasen 2013）。相比而言，前一种方案从模型参数的选取角度而言比后一种方案可塑性更强（Yu & Li 2016），因而也比较普遍地被大多数研究所采用。

鉴于磁星能源机制显著的优势，该模型被广泛的用来解释SLSN的辐射，无论是个别的（Dessart et al. 2012; Nicholl et al. 2013; Howell et al. 2013; McCrumet al. 2014; Dai et al. 2016）还是批量的（Inserra et al. 2013, 2016b; Chatzopoulos et al. 2013; Wang et al.2015; Nicholl et al. 2015a）。这些工作常常能够取得非常的成功，得到比相互作用模型、放射性衰变模型更好的对观测的解释。最近，Yu et al. (2017)通过对27个I型SLSN和4个无窄线的II型SLSN光变曲线的拟合，进一步揭示了SLSN中心磁星和抛射物的统计性质。发现这些磁星的磁场强度的下限大概处在电子朗道量子化的临界磁场位置，并在5倍临界磁场的地方可能可被进一步分成两个亚型。观测上，较低磁场的一类光变曲线较为平缓，而较高磁场的一类光变曲线则非常陡峭。与此同时，SLSN抛射物的分布则被发现大体介于普通塌缩型超新星和极超新星之间，显示这几类不同超新星之间可能存在内在的联系，是一个逐渐演变的关系。这其中，中心磁星的性质可能起到了非常关键的作用。另外一个有意思的结果是，磁星性质和抛射物质量之间可能存在相关性，这为了解前身星性质和爆发机制提供了线索。