超亮超新星(Superluminous Supemovae,SLSNe)是一类最近十多年才被证认的超新星。它们的光度通常可以达到la型超新星光度的10到100倍。由于其具有很高的亮度,这类超新星可能在很远的距离被观测到,因此它可能成为研究宇宙学的探针。目前还不太清楚究竟是什么机制为这类明亮的暂现源提供能量,本文主要对超亮超新星的能量机制进行研究。目前主要有三种的能源机制来解释超亮超新星极高的亮度:56Ni衰变,超新星抛射物与致密星周介质的相互作用,以及磁星自转变慢提供的动能。在近十年时间里超亮超新星的理论和观测都有很大程度的发展。在第一章中,我们对超亮超新星理论与观测上的一些重要的进展进行了综述。在第二章中,我们收集了 19个光谱中不含氢发射线的超亮超新星基于磁星供能模型,拟合它们的光变曲线,温度演化以及速度演化。为了得到了最佳拟合参数,我们采用马尔科夫链蒙特卡洛(Markov Chain Monte Carlo,MCMC)方法。我们的结果表明样本中有7个超亮超新星可以很好地用磁星模供能型拟合。我们的计算结果发现给超亮超新星提供能量的磁星其初始周期P0大致分布在1.2-8.3ms,表面磁场Bp分布在～(0.2-8.8)×1014G,超新星抛射物的质量Mej～1-27.6M⊙。此外,我们还计算了磁星初始转动能转化为超新星抛射物动能的比例η,发现对于不同取值的初始周期和磁场η～19-97%,这意味着磁星能量注入对抛射物的加速效应是不能被忽略的。除此之外我们发现大部分超亮超新星抛射物的初始动能相对较小((?)2× 1051 erg)。这些结果为了解超亮超新星的能量来源以及爆发机制提供了重要的线索。在第三章中,我们研究了两个光变曲线明显偏离平滑上升和下降的超亮超新星:iPTF15esb和iPTF13dcc。其中iPTF15esb光变曲线呈现两个明亮的峰,并且第二个峰值之后伴随着一个长达几十天的平台,在iPTF15esb晚期的光谱中发现了很强的Hα发射线。iPTF13dcc的早期光变曲线呈现出一个长时标的鼓包,之后紧接第二个峰值。我们提出了超新星抛射物与前身星周围介质发生多次相互作用模型,用于解释iPTF15esb和iPTF13dcc比较反常的光变曲线。我们发现由多次相互作用模型产生的理论光变曲线能够很好符合观测。我们推断前身星在超新星真正爆发之前,经历多次剧烈地质量损失。对其它光变曲线呈现波动状的超亮超新星和普通超新星的研究,有助于我们了解它们前身星的质量损失历史。最近几年兴起的宽视场巡天发现了一些特殊的光学暂现源,它们的光球半径的演化呈现出一些不同的行为。在第4章中,我们发展了关于同模膨胀下光球半径Rph演化的理论。我们发现无论抛射物内部密度分布如何,光球半径Rph总是先上升再下降。而且这种行为并不依赖于抛射物内部的辐射和冷却过程。Rph这种上升/下降的行为可以用快速判断某个暂现源是否是类似超新星爆发的起源。光球半径的形状依赖于抛射物的密度分布,因此可以利用光球半径的演化推断抛射物内部的密度分布。有良好观测的超新星它们的光球半径的演化都是呈现先上升后下降的这种行为,这和我们的理论所预言的一致。最近发现一个特殊的暂现源AT 2018cow,它的Rph随时间的增加一直减小,这和此前观测到超新星的光球半径的演化很不一样,我们的结果表明这个源更有可能是来自于潮汐撕裂事件。相互作用供能模型和磁星模型在选择合适的参数时,都可以很好的拟合大多数超亮超新星的光变曲线。目前关于超亮超新星的能源机制,还没有一个完全确定的答案。我们在第五章对本文进行总结并作简要的展望。