The evolution of the peculiar Type Ia supernova SN 2005hk over 400 days
本文介绍和分析了奇异Ia型超新星SN 2005 hk的$UBVRI$光度学和中等分辨率光谱学，涵盖了极大爆发前到爆发后400天左右的阶段。与“正常”的Ia型超新星相比，这颗超新星被发现是不亮的。SN 2005 hk的光度和光谱演化与奇特的Ia型事件SN 2002 cx非常相似。超新星喷出物的膨胀速度被发现低于正常的Ia型事件。在爆炸后几天获得的$\gsim 200$光谱没有显示出禁用的[ \ion{Fe}{ii} ]、[ \ion{Fe}{iii} ]和[ \ion{Co}{iii} ]谱线的存在，但主要是窄的、允许的\ion{Fe}{ii}、NIR \ion{Ca}{ii}和\ion{Na}{i}谱线，具有P-Cygni轮廓。我们发现，具有比典型Ia型超新星更小动能（$\KE = 0.3 \times 10^{51} {\rm ergs}$）和质量为1000000的热核爆炸模型能很好地解释观测到的热光度曲线。在这次爆炸中合成的\Nifs的质量是$0.18 \Msun$。早期的光谱成功地模拟了这个能量较低的模型与一些修改的丰度分布。晚光谱被解释为光球成分和星云成分的组合。
2008-02-25 astro-ph
A Peculiar Linear Radio Feature in the Supernova Remnant N206
我们目前的图像超新星遗迹N206在大麦哲伦星云，采取ATCA在3和6厘米的波长。根据我们的数据和先前公布的通量密度，N206的光谱指数为-0.20 +-0.07。6厘米的射电形态显示了一个充满的中心。最有趣的是发现了一种以前在任何波长下都未探测到的特殊线性特征。该特徴位于遗迹中心的东部，延伸约为遗迹半径的四分之一到四分之三。它是楔形的，从东边的顶点有一个稳定的开口角度。这一特征类似于以大约800公里/秒的速度超音速穿过物质的物体所预期的扰动。我们提出的论点表明，线性功能可能是由一个低质量的恒星或紧凑的对象从一个双星系统，可能导致了Ic型超新星喷出。
2002-04-24 astro-ph
On the Geometry of the High-Velocity Ejecta of the Peculiar Type Ia Supernova 2000cx
Ia型超新星光谱中的高速特征提供了一种探测这些爆炸外层的方法。独特的Ia型超新星2000 cx的最大光光谱表现出有趣的钙II功能与高速组件。红外三重态吸收是四重陷波，而H&K吸收是宽而平坦的。受另一颗Ia型超新星（SN 2001 el，Kasen et al. 2003）中类似Ca II特征的三维解释的刺激，我们提出了另一种球对称和三维喷出物模型来拟合SN 2000 cx的高速（v > 16，000 km/s）Ca II特征。我们还提出了简单的估计高速喷出物的质量为几个审判的组合物，并讨论其爆炸建模的影响。
2003-10-14 astro-ph
Peculiar Velocities from Type Ia Supernovae
Ia型超新星直到最近才被用来测量星系的特殊运动。Ia超新星可以观测到的距离很远，这使得它们特别适合于约束大尺度的速度流。Ia超新星距离测量的高精度限制了Malmquist或样本选择偏差对此类测量的污染。我回顾了最近使用的SNe Ia来衡量本地集团的运动（更新，包括44 SNe Ia）。最佳拟合运动的方向仍然与从CMB推断的方向一致（尽管不能排除适度的整体流动），并且与劳尔-波兹曼框架不一致。通过比较Ia型超新星的奇异速度和IRAS星系和ORS星系的引力图，得到了引起奇异运动的质量密度的限制。IRAS的$β$ =0.4，ORS的$β$ = 0.3，IRAS比较在95%置信水平下排除了$β>0.7$和$β<0.15$。Ia超新星对特殊速度研究的贡献受到统计数据的限制，但最近发现率的大幅增加表明Ia超新星在限制流动方面可能变得越来越重要。
1999-08-20 astro-ph
The circumstellar medium of the peculiar supernova SN1997ab
我们报告的检测到的缓慢移动的风，紧凑的超新星遗迹SN 1997 ab正在扩大。中阶梯光谱提供了清晰的证据，表明在这个紧凑的超新星遗迹的宽发射线上叠加了一个清晰的窄（零强度全宽，FWZI ~ 180 km/s）P-天鹅座轮廓，无论是在Ha还是Hb中。从理论论证中我们知道，宽而强的发射线意味着星周密度（n ~ 10^7 cm^-3）。这一点，加上我们的探测，意味着在爆炸前不久，祖先恒星经历了一场巨大而缓慢的恒星风。
1998-09-16 astro-ph
Cold Dust in Kepler's Supernova Remnant
从渐近巨星分支恒星的冷而稠密的恒星风中补充尘埃的时间尺度被认为大于尘埃破坏的时间尺度。在高红移星系中，这个问题进一步复杂化，因为恒星需要比宇宙年龄更长的时间才能进化到尘埃产生阶段。为了解释这些差异，超新星（SNe）中的尘埃形成必须是一个重要的过程，但直到最近，超新星遗迹中的尘埃只被检测到非常少量。我们提出了第一次亚毫米观测开普勒的超新星遗迹（SNR）中的冷尘埃使用SCUBA。用$T_{warm} \sim 102$ K和$T_{cold} \sim 17$ K拟合谱能量分布（SED）需要一个双组分尘埃温度模型。开普勒的尘埃总质量是$\sim 1M_{\odot}$ -比以前估计的大1000倍。因此，SNe或它们的祖先可能是重要的尘埃形成场所。
2003-10-02 astro-ph
Integral Field Spectroscopy of a peculiar Supernova Remnant MF16 in NGC6946
我们提出了一个特殊的超新星遗迹MF 16的研究，与超铝X射线源（ULX）NGC6946 ULX-1。2005年1月，用6米望远镜的多光瞳光纤光谱仪进行了观测。星云被发现是高度不对称的，其中一部分密度更大，温度更低。发射线的双分量结构和径向速度梯度证明了一个非球形星云，其膨胀速度约为100 km/s。无论是激波模型还是X射线发射都不能充分解释MF 16的实际发射谱线，因此我们建议增加一个光度约为10E40 erg/s的紫外光源。我们确认了ULX与中央恒星的重合，并确定了VLA观测到的星云最致密部分的无线电发射。
2006-02-16 astro-ph
Dust-to-gas ratios in the Kepler supernova remnant
本文提出了一种新的估算开普勒信噪比中尘气比的方法。一致地计算了红外和韧致辐射中的尘埃发射，考虑到尘埃颗粒在膨胀和反向冲击的整个前部和下游被气体碰撞加热。尘埃与气体的比值是由尘埃发射颠簸和韧致辐射在红外线的比例。最大尘埃质量< 0.16 Mo。
2004-04-14 astro-ph
Dust around Type Ia supernovae
解释给出了低值的$R_λ\equiv A_λ/E(B-V) $，绝对消光比，选择性从Ia型超新星观测推断。这个想法涉及到位于星周环境中的尘埃云的散射，或者超新星喷出物的最高速度壳层。散射光倾向于减少光学中的有效$R_λ$，但在紫外中具有相反的效果。星周尘埃的存在可以通过紫外线到近红外线的观测和超新星Ia的多历元分光偏振来检验。
2005-10-31 astro-ph
Smoking Supernovae
超新星是尘埃的重要来源吗？“是一个有争议的问题。红外天文卫星（IRAS）和红外空间天文台（ISO）的观测只在超新星遗迹中发现了非常少量的热尘埃。在这里，我们回顾了使用亚毫米通用用户测辐射热仪阵列（SCUBA）对两个年轻银河系遗迹的观测，这意味着超新星产生了大量尘埃。尘埃与仙后座A残留物的关联是有问题的，因为前景物质的污染。在这篇文章中，我们比较了冷尘埃的排放与一氧化碳排放对开普勒的超新星遗迹。我们在亚毫米峰的位置检测到非常少的CO。从CO和尘埃云的质量进行了比较，我们估计3西格玛上限的气体尘埃比范围从25 - 65，这表明我们还不能排除新形成的或扫了星周尘埃开普勒的超新星遗迹。
2007-03-12 astro-ph
A supernova origin for dust in a high-redshift quasar
星际尘埃在宇宙的演化中起着至关重要的作用，它协助分子的形成，触发第一批低质量恒星的形成，吸收恒星的紫外光，随后以红外/毫米波长重新发射。尘埃被认为主要产生于演化（年龄>1 Gyr）的低质量恒星的包层中。然而，这幅图像最近受到了质疑，因为在红移z>6的类星体的宿主星系中发现了大量的尘埃，当时宇宙的年龄小于1 Gyr。理论上的研究，以及对附近超新星遗迹的观测，都表明超新星在早期宇宙中提供了一个快速而有效的尘埃形成环境。本文报道了一个红移6.2的类星体的红外观测结果，并利用这些观测结果直接获得了它的尘埃消光曲线。然后，我们表明，这样的曲线是非常符合超新星尘埃模型。这个结果证明了这个高红移类星体中的尘埃是超新星起源的，由此我们推断，大多数高红移的尘埃可能具有相同的起源。
2004-09-24 astro-ph
Correlated Fluctuations in Luminosity Distance and the (Surprising) Importance of Peculiar Motion in Supernova Surveys
大尺度结构在可观测烛光（如超新星Ia（SNe））的光度距离估计中引入了两种不同类型的误差-每个SN的泊松散射和由于不同SNe之间的相关波动引起的相干分量。增加SNe的数量有助于减少第一种类型的错误，但不会减少第二种类型的错误。相干分量在很大程度上被忽略的预测暗能量参数估计从即将到来的SN调查。例如，基于泊松的考虑，人们普遍认为特殊运动并不重要，即使是对于低红移的超新星巡天，如近地超新星工厂（SNfactory; z = 0.03 - 0.08），它通过确定超新星零点为未来的高红移巡天提供了一个有用的锚点。我们发现，忽略连贯的特殊运动导致低估零点误差约2倍，尽管事实上，SNfactory覆盖几乎一半的天空。更一般地说，有四种类型的波动：特殊运动，引力透镜，引力红移和类似于综合萨克斯-沃尔夫效应。奇异运动和透镜效应分别在低红移和高红移处占主导地位。考虑到由于大尺度结构引起的所有显著的光度距离波动，当与诸如SN工厂的低红移锚结合使用时，在从即将到来的高红移SN调查确定暗能量状态方程时，导致高达60%的退化。最相关的波动是相干的，由于特殊的运动和泊松的，由于透镜，与特殊的运动发挥主导作用。我们还讨论了这里的噪声在多大程度上可以被视为有用的信号，以及是否可以进行校正以减少退化。
2006-05-12 astro-ph
The Peculiar SN 2005hk: Do Some Type Ia Supernovae Explode as Deflagrations?
本文详细介绍了SN 2005 hk的u 'g' r 'i' BVRIYJHK测光和光谱学。这些数据表明，SN 2005 hk的观测性质与SN 2002 cx几乎相同，后者被称为“已知最奇特的Ia型超新星”。这两颗超新星都表现出类似SN 1991 T的高电离前最大光谱，但峰值亮度却像SN 1991 bg一样低。光谱显示SN 2005 hk和SN 2002 cx一样，膨胀速度大约是典型Ia型超新星的一半。这两颗超新星的R光变曲线和I光变曲线也很奇特，没有显示出在正常Ia型超新星中观察到的次极大值。我们对SN 2005 hk的YJH测光在近红外波段也显示出同样的特点。通过将SN 2005 hk的光学和近红外测光与Swift卫星获得的已公布的紫外光变曲线相结合，我们能够构建B极大期前~10天至B极大期后~60天的测热光变曲线。这个光变曲线的形状和异常低的峰值光度，加上低膨胀速度和在红色和近红外波长处没有第二个最大值，都与产生~0.25 M_sun的56 Ni的3D爆燃模型计算合理一致。
2007-03-26 astro-ph
The Peculiar Nebula Simeis 57: I. Ionized Gas and Dust Extinction
我们提出的银河系星云Simeis 57（= HS 191 = G 80.3+4.7）与WSRT和DRA天文台在609，1412和1420 MHz的频率的高分辨率无线电连续谱图。在可见光波段和无线电波段，该星云呈特殊的“S”形，由长而细的直丝穿过。这些射电图与现有数据库中的其他图相结合，基本上显示了这个奇特而复杂的星云的所有射电辐射都是热的和光学薄的。虽然Simeis 57的距离和激发源都不清楚，但该星云的电子密度一般只有n（e）= 100 cm-3。它的质量也很低，不超过几十个太阳质量。最大发射量为5000 pc cm-6。暗尘与星云密切相关，但似乎主要发生在星云前面。消光范围从A（V）= 1.0等到A（V）= 2.8等，平均约为2等。消光和100微米处的远红外发射有很好的相关性。
2002-11-19 astro-ph
The Fading Radio Emission from SN 1961V: Evidence for a Type II Peculiar Supernova?
利用甚大阵（VLA）观测到Sc星系NGC 1058中SN 1961 V的射电辐射。在6 cm处的峰值通量密度为0.063 +/- 0.008 mJy/束，在18 cm处的峰值通量密度为0.147 +/- 0.026 mJy/束，源是非热的，光谱指数为-0.79 +/- 0.23。在误差范围内，这个光谱指数与1984年和1986年的VLA观测值相同。自1980年代中期以来，这两个波长的射电辐射都已衰减，其幂律指数分别为β（20厘米）= -0.69 +/- 0.23和β（6厘米）= -1.75 +/- 0.16。我们讨论了该源的射电性质，并将其与II型射电超新星和亮蓝变星的射电性质进行了比较。
2001-04-13 astro-ph
No cold dust within the supernova remnant Cassiopeia A
最近有报道称，在原型II型超新星遗迹仙后座A中存在大量（约3个太阳质量）冷（18 K）尘埃。我们的结论是，II型超新星中的尘埃产生可以解释为什么在大爆炸后的7亿年内，在最遥远的类星体中观测到的大量尘埃（10^8太阳质量）就产生了。然而，星际物质的前景云，使对早期Cas A亚毫米观测的解释变得复杂。在这里，我们报告的远红外和分子线观测表明，大多数检测到的亚毫米发射来自星际尘埃的分子云复杂位于地球和Cas A之间的视线，因此没有关联的残余。II型超新星产生大量尘埃的论点并没有得到Cas A的支持，之前似乎为这种可能性提供了最好的证据。
2004-12-03 astro-ph
The Peculiar Velocities of Local Type Ia Supernovae and their Impact on Cosmology
我们量化的Ia型超新星特有的速度的宇宙学参数的推导上的效果。用于超新星遗产调查第一年宇宙学报告的已发表的遥远和本地Ia SNe形成了本研究的样本。虽然以前的工作已经假设，当地SNe在CMB帧（无流假设）中处于静止状态，我们测试这一假设，通过应用特殊的速度校正到当地SNe使用三种不同的流模型。这些模型基于IRAS PSCz星系红移巡天，具有变化的β = Omega_m^0.6/b，并在CMB坐标系中再现了本星系群的运动。然后使用平坦度或Lambda CDM和BAO先验来拟合这些数据集的w、Omega_m和Omega_Lambda。卡方检验统计量用于检验速度修正对拟合质量的影响。最受欢迎的模型是beta=0.5模型，其拟合效果明显优于无流假设，与之前的特殊速度研究一致。通过比较无流假设和有利的模型，我们得出由于忽略特殊速度而引起的w的最大潜在系统误差为Δ w =+0.04。对于Omega_Lambda，潜在误差为Delta Omega_Lambda = -0.04，对于Omega_m，潜在误差为Delta Omega_m <+0.01。有利流动模型（beta=0.5）产生以下宇宙学参数：w = -1.08（+0.09，-0.08），Ω_m = 0.27（+0.02，-0.02），ω_λ = 0.80（+0.08，-0.07），ω_m = 0.27（+0.02，-0.02）。
2007-04-12 astro-ph
The Peculiar Type Ia Supernova 1999by: Spectroscopy at Early Epochs
我们提出了中等分辨率（λ/Δ λ = 2500）的光谱SN 1999 by在NGC 2841周围的光最大。两个Si II特征在5800 AA和6150 AA处的深度比约为R（SiII）。0.63最大值表明这个超新星属于特殊的亚发光的Ia超新星。从6150 AA波谷的最小值推断的径向速度揭示了速度曲线的下降比预期的“正常”SNe Ia更陡，与已公布的VRI光变曲线的行为一致。利用多色光变曲线形状（MLCS）方法，对SN 1999 by的绝对星等和到其宿主星系NGC 2841的距离进行了修正，得到的绝对星等和距离分别为：M_V（max）=-18.06+/-0.1mag和d = 17.1+/-1.2Mpc。给出了光度参数Delta与R（Si Ⅱ）的近似线性关系。
2001-03-02 astro-ph
Measuring Dust Production in the Small Magellanic Cloud Core-Collapse Supernova Remnant 1E 0102.2-7219
本文利用斯皮策太空望远镜的红外光谱仪对小麦哲伦星云中的超新星遗迹1 E 0102.2-7219进行了中红外光谱成像观测。残余物显示氖和氧的精细结构跃迁的发射以及来自尘埃的连续发射。中红外尘埃辐射与X射线、无线电和光学波长观测的比较表明，尘埃与超新星喷出物有关，因此是在残骸中新形成的。新形成的尘埃的光谱可以通过一个模型很好地再现，该模型包括70 K时3 × 10 ^-3太阳质量的无定形碳尘埃和145 K时2 × 10 ^-5太阳质量的Mg 2SiO 4（镁橄榄石）。我们的观测对残留物中的尘埃量设定了一个下限，因为我们对未受冲击的喷出物中的冷尘埃不敏感。我们将我们的结果与其他核心坍缩超新星和遗迹的观测结果进行了比较，特别是Cas A，其中已经进行了非常相似的光谱映射观测。我们在E 0102中观察到的尘埃比在Cas A中观察到的少约10倍，尽管无定形碳和镁橄榄石的量相当。
2008-10-16 astro-ph
The Peculiar Type Ia Supernova 2005hk
我们提出了一个广泛的光学观测的Ia型SN 2005 hk的初步分析。结果表明，SN 2005 hk的演化与SN 2002 cx的演化密切相关。SN 2005 hk比SN 2002 cx更明亮，但与正常的Ia型超新星相比仍然不够明亮。最大值前9天的光谱主要是明显的Fe III和Ni III线，Si II 6355线也清晰可见。所有这些特征都具有低速（~6000 km/s）。近最大光谱显示Si II、S II、Fe II、Fe III以及其他中间质量和铁族元素的谱线。用合成光谱代码SYNOW分析表明，所有这些谱线具有相似的速度。
2006-11-10 astro-ph
Massive-Star Supernovae as Major Dust Factories
我们提出了在NGC 628中的II型超新星2003 gd的后期光学和中红外观测。在爆发后499-678天，观测到与喷出物中的冷却尘埃相一致的中红外过量，并伴随着光学消光的增加和发射线轮廓的不对称性。辐射传输模型显示，早在爆发后250天，喷出物中就形成了0.02太阳质量的尘埃。这些观测结果表明，超新星喷出物中的尘埃形成是有效的，并且在整个宇宙历史中，超新星可能是主要的尘埃制造者。
2006-06-08 astro-ph
Newly Synthesized Elements and Pristine Dust in the Cassiopeia A Supernova Remnant
红外空间天文台（ISO）短波光谱仪（SWS）在2.4 - 45微米处对年轻超新星遗迹Cas A的光谱观测显示出O，Ne，Si，S和Ar的强发射线。这些线是在高速（几千公里/秒）下观察到的，因此与超新星喷出物有关，称为快速移动结（FMK）。尘埃的连续辐射也可以在Cas A光谱中看到。连续谱强度与O和Ar谱线强度在空间上有很好的相关性，表明尘埃辐射也来自FMK。尘埃连续体在~22微米处有一个发射特征，这不能用典型的天文硅酸盐来拟合，但可以用一种特殊的硅酸盐矿物来拟合。这表明Cas A中的尘埃是硅酸盐材料，从Cas A喷出物中新鲜凝结成矿物形式，这不是典型的ISM尘埃颗粒的特征。
1999-01-05 astro-ph
Monte Carlo Simulations of Type Ia Supernova Observations in Supernova Surveys
我们进行了蒙特卡罗模拟的Ia型超新星（SN Ia）的调查，以量化他们的效率，发现独特的过亮和欠亮超新星Ia。我们确定了调查的类型（星等有限，距离有限，或混合）及其特性（观测频率和检测限）如何影响独特的超新星Ia的发现。我们发现，有强烈的偏见，对发现奇特的超新星Ia介绍了至少四个观测效果：Malmquist偏见，年龄的超新星Ia在其发现时，其光变曲线的形状，和它的灭绝程度。低观测频率的巡天（少于10天一次）往往会发现年龄太大的Ia超新星，观测者很难识别它们的特殊性。亚亮Ia超新星在限星等巡天中的代表性不足，因为它们只能在很小的体积内被发现，并且它们在探测极限以上的时间更短。相反，过亮的Ia超新星在星等有限的巡天中更容易被发现，尽管它们与尘埃区的可能联系减少了它们被发现的空间。奇异Ia型超新星的无偏率只有在距离有限的巡天中才能恢复，这种巡天具有很高的观测频率，而且其探测极限比最远的潜在宿主中的Ia型亚发光超新星的峰值还要微弱。
2000-08-15 astro-ph
An Improved Estimate of the Mass of Dust in Cassiopeia A
最近对超新星遗迹（SNR）的亚毫米连续辐射的观测提出了一个问题，即这种辐射是由SNR内的尘埃引起的，因此是由超新星本身产生的，还是沿着视线产生的。目前工作的重要性是为超新星中产生大量尘埃提供证据。对我们银河系中年轻的超新星可以进行最好的测试。仙后座A是测量的最佳候选者。
2004-12-20 astro-ph
Optical and Near-Infrared Observations of the Peculiar Type Ia Supernova 1999ac
我们提供了Ia型SN 1999 ac的39个夜晚的光学测光，34个夜晚的红外测光，和4个夜晚的光学光谱。这颗超新星是在最亮前两周被发现的，此后不久就开始了观测。在早期，它的光谱类似于不寻常的SN 1999 aa，其特征是Ca II H和K线的速度非常高，但Si II 6355 A线的速度非常低。光学光度测定显示出缓慢上升到峰值亮度，但非常特别的是，随后从最大值迅速下降。因此，B-和V-波段光变曲线不能用单一的拉伸因子来表征。我们认为，这个对象的性质的最佳措施是不是下降率参数Δ m_15（B）。B-V的颜色在最大亮度后的30到90天内是不寻常的，因为它们以比正常Ia型超新星慢得多的速度进化到更蓝的值。光谱和辐射热光变曲线表明，该事件与光谱上奇特的慢斜超新星SN 1999 aa相似。
2006-01-30 astro-ph
Detection of a massive dust shell around the Type II supernova SN 2002hh
在NGC 6946中的II型超新星SN 2002 hh的尘埃排放已经被斯皮策太空望远镜在爆发后590至758天的中红外波长处探测到，并被更高的角分辨率Gemini-N中红外观测所证实。天-600 5. 8 -24微米的发射可以通过具有1.6E+7L_Sol的光度的290-K黑体来拟合。1.1E+17厘米的最小发射半径对于超新星喷出物中形成的发射尘埃来说太大了。使用辐射转移模型和真实的尘埃颗粒参数，可以得到与观测到的通量分布的拟合，其中光学厚度的尘埃壳层质量为0.10-0.15 M_Sol，相当于尘埃+气体的总质量超过10 M_Sol，这表明这个自遮蔽物体的质量M超巨星或亮蓝变星的前身。
2005-06-22 astro-ph
Extinction by grey dust in the intergalactic medium
衰变超新星外部区域的凝聚是一种有效的尘埃来源，其颗粒大小可达1微米。最大的颗粒离开母星系，从而形成“灰色”星系际尘埃，这可以解释观测到的来自遥远超新星的光线变暗，而无需调用宇宙加速
2003-06-23 astro-ph
Direct Analysis of Spectra of the Peculiar Type Ia Supernova 2000cx
Ia型SN 2000cx有多个特点，包括不平衡的B波段光变曲线峰值，这与目前使用光变曲线形状来标准化Ia型SN光度的方法不符。我们使用参数化的超新星合成光谱程序SYNOW研究SN 2000cx的光球相位谱中的谱线识别。先前的工作确定了Ca II红外三重态特征的存在，其形成速度约为20，000 km/s，远高于光球速度约10，000 km/s。我们发现钛II功能形成在相同的高速度。SN 2000 cx的光度特性部分是由于高速谱线的形成：例如，B波段的通量被Ti II吸收特性所阻挡，随着时间的推移而减少，这导致B光变曲线上升得更快，下降得更慢。SN 2000cx在4530 A附近包含一个吸收特征，可能是H-β，以相同的高速度形成。如果高速线的形成被限制在一个部分覆盖光球的团块中，并且H-α和P-α源函数相对于共振散射的源函数有所提高，那么缺乏明显的H-α和P-α特征并不一定使H-β的识别无效。H-β的鉴定是暂时的。如果它是正确的，那么高速物质一定来自非简并的伴星。
2004-01-15 astro-ph
Dust Formation in Very Massive Primordial Supernovae
在红移z>5时，II型超新星（SNII）是唯一已知的演化时间尺度比哈勃时间短的尘埃源。我们扩展了Todini & Ferrara（2001）提出的SNII喷出物中尘埃形成的模型，研究了对不稳定超新星（PISN）中的相同过程，PISN被认为是由第一个无金属的超大质量（140-260 Msun）宇宙恒星爆炸产生的。我们发现，PISN的15%-30%的前身物质转化为尘埃，比SNII高出10倍以上; PISN尘埃损耗因子（锁定在尘埃颗粒中的金属比例）范围在0.3和0.7之间。这些结论很弱地依赖于PISN恒星祖先的质量，而这对组成和尺寸分布有很大影响。对于假设的温度演变，颗粒冷凝开始后150-200天的爆炸，所有的祖群众的主要化合物是二氧化硅和Mg 2SiO 4，而无定形碳和磁铁矿颗粒的贡献与祖群众增长，典型的晶粒尺寸范围在0.001和几个0.1微米，总是小于1微米。我们给出了一个简短的讨论尘埃形成的第一批恒星的IMF演化，宇宙再电离和星系际介质的影响。
2004-03-30 astro-ph
Intergalactic Dust and Observations of Type Ia Supernovae
对宇宙恒星形成率和星团金属丰度的估计独立地暗示，在z < 0.5时，宇宙中的气体具有相当大的平均金属丰度：1/10 < Z/Z_solar < 1/3，对于Omega_gas = 0.05。这种金属密度可能无法包含在已知的密度参数Omega_star ~ 0.004的太阳金属丰度星系中，这意味着星系间介质（IGM）通过风、合并或辐射压力驱动的尘埃流出而从星系中喷出金属和尘埃。在星际介质中，星系中的尘埃/金属比约为0.5，但其中一定有部分（1-f）> 0的物质在IGM或喷射过程中被摧毁。假设Draine & Lee尘埃模型和小颗粒的优先破坏，我计算的红化和消光的一个统一的宇宙学尘埃成分的条款（f）和最小晶粒尺寸a_min。非常小的颗粒提供了大部分的红化，但不到一半的不透明度光学消光。当f > 0.3且a_min > 0.1微米时，星系际尘埃会因为太灰而无法通过其变红被探测到，但密度却足以在宇宙学上具有重要意义：它可以解释最近观测到的Ia型超新星在z ~ 0.5处变暗，而没有宇宙加速。灰色星系际尘埃的重要性可以通过观测z=0.5的R波段或更长波长的超新星以及z > 1的大样本超新星的通量来检验。（节录）
1999-06-24 astro-ph
Optical photometry and spectroscopy of the type Ibn supernova SN 2006jc until the onset of dust formation
我们目前的光学UBVRI光度和光谱数据的类型Ibn超新星SN 2006 jc，直到开始的尘埃形成阶段。光谱显示出一个蓝色的连续谱，并由中等窄（速度~2500 km/s）的He I发射线叠加在一个相对较弱的超新星光谱的存在占主导地位。氦线是在一个预先存在的富氦拱壳中产生的。观测到的氦谱线通量表明星周壳层是致密的，密度约为10 ^9 - 10^{10} cm^{-3}。这个壳层中的氦质量估计<~0.07 Msun。光学光变曲线显示了尘埃形成的清晰特征，在第50天左右，星等急剧下降，伴随着颜色变红。在早期阶段的光学光变曲线的演变和在所有阶段的uvoir测辐射热光变曲线的演变是合理的类似于正常的Ib/c超新星。
2008-11-01 astro-ph
Near-Infrared observations of the type Ib Supernova SN2006jc: evidence of interactions with dust
在泰拉莫、罗马和普尔科沃天文台使用AZT-24望远镜进行的近红外超新星监测计划框架内，我们在发现超新星SN 2006 jc后约36天开始，在7个月的时间内在J、H、K测光带中观测到了超新星SN 2006 jc。我们的观察证明了近红外重新变亮，在发现后约70天达到峰值，同时H-K和J-H颜色变红，直到发现后120天。在此之后，J-H似乎朝着更蓝的颜色发展。我们的数据，补充红外，光学，紫外和X射线观测发现在文献中，表明重新增亮是由周围的超新星，形成在喷出物与致密的拱星物质的相互作用热尘埃。
2007-12-22 astro-ph
Observations of X-rays and Thermal Dust Emission from the Supernova Remnant Kes 75
我们介绍了斯皮策太空望远镜和钱德拉X射线天文台观测的复合银河系超新星遗迹Kes 75（G29.7-0.3）。我们使用在24微米处检测到的通量和来自新的深X射线观测的拟合光谱的热气参数来约束尘埃排放模型，获得尘埃与气体的质量比M_dust/M_gas ~0.001。我们发现，一个两个组件的热模型，名义上表示冲击扫星际或拱星材料和反向冲击喷出物，充分适合的X射线光谱，虽然有点高的隐含密度的两个组件。我们推测，这个模型意味着一个沃尔夫-拉叶祖残体。我们还提出了中央脉冲星风星云的红外通量上限。
2007-06-13 astro-ph
Dust in the Early Universe: Dust Formation in the Ejecta of Population III Supernovae
本文应用非稳态成核和颗粒生长理论，研究了第三族超新星（包括对不稳定超新星）喷出物中尘埃颗粒的形成。在计算中，通过求解考虑放射性元素能量沉积的辐射转移方程，计算了喷出物中气体温度随时间的演化，它强烈地影响着新形成颗粒的数量密度和尺寸。两个极端的情况下被认为是在喷出物中的元素的混合;未混合和均匀混合的情况下，在他-核心。计算结果表明：在未混合的喷出物中，有多种颗粒物质凝聚，反映了喷出物中形成部位元素组成的差异;而在均匀混合的喷出物中，只有氧化物颗粒凝聚。新形成的晶粒的平均尺寸跨越三个数量级的范围，这取决于晶粒种类和形成条件，并且最大半径被限制为小于1 $μ$ m，这不依赖于祖质量。在所有颗粒种类上加起来的尺寸分布函数近似于幂律公式，其指数对于较大的半径为-3.5，对于较小的半径为-2.5;在交叉点处的半径范围从0.004到0.1 $μ$ m，取决于超新星的模型。锁定在尘埃颗粒中的质量分数随着母体质量的增加而增加;对于核心坍缩超新星，锁定在母体质量的2- 5%;对于母体质量在140 - 260 $M_{\odot}$之间的对不稳定超新星，锁定在母体质量的15- 30%。因此，如果第一代恒星中充满了非常大质量的恒星，那么早期宇宙中就会产生大量的尘埃颗粒。
2003-08-18 astro-ph
The dusty type IIn Supernova 1998S
SN 1998 S的I型超新星是迄今为止观测到的最显著的核心坍缩超新星之一。它与大量的星周介质发生了复杂的相互作用，产生了从无线电到X射线波长的辐射。红外和光学观测揭示了各种各样的宽和窄的发射线。对SN/CSM相互作用和喷出物光谱的研究使我们能够推断出超新星可能起源于一个大质量的RSG祖先，它具有一个大的（>3200 AU半径），充满尘埃的星周盘。SN 1998 S也发展出超新星中最强、最持久的红外线辐射。对SN 1998 S的红外/光学监测一直进行到爆炸后近1 200天。这包括覆盖波长长达4.7微米，使SN 1998 S成为第二颗在这个光谱区域被观测到的超新星（在SN 1987 A之后）。后期的H I和He I线轮廓的中心和红移分量的衰落强烈表明，尘埃凝聚在喷出物。然而，目前尚不清楚强烈的后期红外辐射是来自于这些尘埃，还是来自于尘埃CSM中的红外回波。一个有趣的可能性是，尘埃凝结在外部和反向冲击之间的冷致密壳层中，从而同时产生线遮蔽和红外辐射。
2002-11-07 astro-ph
Reading the Spectra of the Most Peculiar Type Ia Supernova 2002cx
尽管SN 2002 cx的光谱中明显缺乏Si II和S II的特征，但根据其整体的光度和光谱行为，它被归类为一颗奇特的Ia型超新星（SN Ia）。光谱获得附近的最大光包含Fe III的功能，在SN 1991 T类事件，但蓝移的Fe III反射异常低。亮度也很低。我们用超新星合成谱程序SYNOW研究了SN 2002 cx的谱线识别。我们发现，最大光光谱似乎包含Si II，S II，Si III和Ca II的弱特征，这加强了与SN 1991 T类事件的联系。我们发现，后来的光谱，获得12，25，和56天后，最大，由P-天鹅座共振散射功能，由于允许的Fe II和Co II线。SN 2002 cx被认为在25到56天之间从一条被禁止的谱线转变为一条被禁止的谱线。由于膨胀速度低，极大后的光谱特征比其他Ia超新星更窄，更容易识别。SN 2002 cx将导致改进其他SNe Ia中的谱线识别，并澄清何时发生从禁止谱线到禁止谱线的过渡。在目前超新星Ia爆炸模型的背景下，我们认为，SN 2002 cx的属性可能是一致的三维爆燃模型，这是不赞成正常的超新星Ia。
2004-08-06 astro-ph
Redshift-distance relations from type Ia supernova observations. New constraints on grey dust models
由于星系际灰尘的灭绝被认为是加速膨胀的替代方案，以解释$z \simeq 0.5$以外\s通量的变暗。“闪烁”灰色尘埃模型虽然符合观测数据，但似乎并不是基于物理假设。为此，本文提出了一个新的灰色尘埃模型，其尘埃分布遵循共动SFR密度演化，这是一个合理的现象。这个新的模型进行了比较，从高Z超新星搜索队（HZT）更新的光度数据样本。此外，使用不同红移的超新星对，任何“补丁”分布的可能性，建议解释之间的差异"高$z$"尘埃模型和\s观测在非常高的红移（$z \ge 0.9$）被排除。最后，将数据与有和无暗能量的不同模型进行比较，得到了具有维度参数$Ω_{\mathrm{m0}} = 0.31$和$Ω_{\mathrm{Λ0}} = 0.69$的宇宙的最佳拟合，并由此推导出宇宙年龄为$t_{0} \simeq 14.6 \times 10^{9}$年。这个年龄与使用状态方程$ω= -1$得到的球状星团的年龄是一致的，并且它避免了诉诸任何形式的幻影能量的需要。
2007-01-10 astro-ph
Subaru and Keck Observations of the Peculiar Type Ia Supernova 2006gz at Late Phases
最近，一些特殊的Ia型超新星（SNe）被发现，它们显示出异常大的峰值光度。它们的光度需要超过1兆太阳的56镍在爆炸中喷射出来，这表明它们可能起源于超级拉塞卡质量的白矮星。然而，这些物体的性质尚未得到很好的理解。特别是，在爆炸后一年左右的后期阶段没有收集任何数据。我们报告斯巴鲁和凯克的光谱和光度观测的超新星Ia 2006 gz，这已被归类为这些“overlightning”的超新星Ia之一。这种晚期行为与正常的Ia型超新星明显不同，这进一步证实了SN 2006 gz与正常的Ia型超新星属于不同的亚类。然而，在晚期发现的特殊特征并不容易与大量的56镍联系起来; SN是微弱的，它缺乏[Fe II]和[Fe III]的发射。如果大部分的放射性能量以可见光的形式从超新星喷出物中逃逸出来，就像正常的Ia超新星那样，56 Ni的质量不会超过~ 0.3 Msun。我们讨论了几种可能性来解决这个问题。然而，由于观察有限，我们无法最终确定哪个过程负责。一个有趣的可能性是，大部分的发射可能会转移到更长的波长，不像其他的超新星Ia，这可能与密集的富C区，如早期阶段的数据所示。另一种可能是SN 2006 gz虽然奇特，但在早期实际上并没有过度发光。
2008-09-18 astro-ph
Light Curves and Spectra of Dust Echoes From Gamma-Ray Bursts and their Afterglows: Continued Evidence that GRB 970228 is Associated with a Supernova
GRB 970228和GRB 980326在爆发后20 - 30天的光学余辉相对变亮和变红被归因于超新星，超新星是红色的（光谱峰值的蓝向），并且在大约20（1+z）天后达到峰值。然而，这一直接证据的伽玛暴/SN连接最近受到质疑。有人认为，这些爆发的晚期余辉可以用尘埃回波来解释，我们考虑两种情况：（1）余辉的光的散射（向前冲击），闪光灯（反向冲击），和/或来自爆发本身的可见光，由距离祖先半径为R的尘埃壳产生，以及（2）尘埃壳对这种光的吸收和热再发射。在本文中，我们模型和计算尘埃回波光曲线和光谱的两种情况。虽然GRB 980326的后期余辉没有足够好的采样来排除尘埃回波的描述，我们发现GRB 970228的后期余辉不能用尘埃回波来解释。
2001-01-19 astro-ph
Dust sputtering by Reverse Shocks in Supernova Remnants
我们认为溅射的尘埃颗粒，相信是在冷却超新星喷出物，在反向冲击的影响下形成的。在自相似演化的反向冲击的制度，我们可以遵循喷出物的密度和温度的演化分析作为时间的函数在不同的部分喷出物，并计算溅射率的石墨和硅酸盐颗粒嵌入在喷出物中，因为他们遇到的反向冲击。通过分析（1D）的计算，我们发现，粉尘质量的一部分（$ 1\hbox{--}20$ %的硅酸盐和% $\le 5$ %的石墨）可以被溅射的反向冲击，该部分随粒度分布和喷出物质量的密度分布的陡度。预计更多的颗粒将在正向和反向冲击之间的区域溅射，因此我们的分析结果提供了一个尘埃质量被破坏部分的下限。
2008-04-22 astro-ph
The Peculiar Type Ic Supernova 1997ef: Another Hypernova
SN 1997 ef是一颗特殊的超新星，从它的光变曲线和光谱特性来看。该天体被归类为Ic型超新星（SN Ic），因为它的光谱主要由氧和铁的宽吸收线组成，缺乏氢或氦线特征的任何明显迹象。光变曲线与先前已知的SNe Ic非常不同，显示出非常宽的峰值和缓慢的尾部。SN 1997 ef光谱中的宽谱线特征，在超新星SN 1998 bw中也能看到，这表明SN 1997 ef也可能是一颗超新星。本文首先采用标准的SN~Ic模型，假设SN 1997 ef的爆炸动能为$E_{\rm K} = 10^{51}$ erg，模拟了SN 1997 ef的光变曲线和光谱。质量为$M_{\rm CO} \approx 6 M_\odot$的CO恒星的爆炸给出了与光变曲线相当好的拟合，但显然未能再现宽光谱特征。然后，更大的质量和能量的模型进行了探索。SN 1997 ef的光变曲线和光谱都能用$E_{\rm K} =$ 8、\e{51} erg和$M_{\rm CO} = 10 M_\odot$的C+O星模型更好地再现。因此，根据超新星爆发的动能，我们认为SN 1997 ef很可能是一颗超新星。最后，讨论了偏离球面对称的影响，以改善光变曲线和光谱拟合。
2000-01-20 astro-ph
Dust content of core-collapse supernova hosts
我们研究了一个z=0.1-0.6的核心坍缩超新星（CCSN）宿主星系的小样本。在IRAM-30米望远镜上用MAMBO进行了250 GHz的连续谱观测。这些源都没有被探测到，误差加权平均通量为0.25+/-0.32 mJy。得出了这些尘埃质量的上限，相应的样本平均值相当于1.4 +/- 2.2 x 10^8 Msol。这些结果与以前的亚毫米观测SN-Ia主机进行Farrah等人。和Clements等人。我们得出结论，CCSN主机是不是极端的毫米波长，并确认与我们的样本的一个子集的光学光度，他们是典型的本地星系人口。
2008-03-13 astro-ph
Measuring the properties of extragalactic dust and implications for the Hubble diagram
对于$z\s im 0.5$上Ia型超新星的昏暗，人们提出了另一种非宇宙学的解释，即星系际大尘埃颗粒的均匀分布对光的散射和吸收。我们研究了由河外尘埃引起的高红移源沿视线方向的差异消光。未来对Ia型超新星直到$z\sim 2$的观测，例如通过拟议的SNAP卫星，将允许测量宇宙学距离上的尘埃性质。我们表明，1%的{ \em相对}分光光度精度（或宽带光度）在波长间隔0.7- 1.5 $μ$米需要测量的消光所造成的“灰色”灰尘下降到$δm=0.02$的幅度。我们还认为，灰色尘埃的存在并不一定与最近在$z=1.7$（SN 1997 ff）的超新星亮度测量不一致，在没有准确的光谱信息的超新星。
2002-01-02 astro-ph
Dust in Interstellar Clouds, Evolved Stars and Supernovae
前主序星的流出将冲击驱动到年轻恒星0.01 - 1 pc范围内的分子物质中。冲击加热的气体发出红外线，毫米和亚毫米线的许多种类，包括。尘埃颗粒是重要的载流子，在耦合中性气体的磁场和流动中起着重要的作用。尘埃对斜激波动力学的某些影响在20世纪90年代开始显现。然而，这些冲击的详细模型需要计算的颗粒溅射贡献的气相丰度的物种产生观察到的排放。我们正在开发这样的模型。一些分子物种引入气相中的溅射冲击或热驱动解吸在热芯形式的晶粒表面上。最近，实验室研究已经开始有助于理解表面反应和热驱动解吸对恒星形成云的化学作用很重要。尘埃等离子体在许多演化的恒星以及恒星形成区中普遍存在。尘埃上的辐射压力在一些后主序星的质量损失中起着重要的作用。导致恒星流出物中碳质尘埃形成的机制与火焰中烟灰形成的重要机制相似。然而，在富氧流出的成核是不太好理解，仍然是一个具有挑战性的研究领域。尘埃是在超新星喷出物中观察到的，这些喷出物没有通过喷出物与环境介质相互作用中产生的反向冲击。尘埃是在高红移星系中被发现的，这些星系足够年轻，以至于唯一可能产生尘埃的恒星质量如此之大，以至于它们成为超新星。因此，尘埃在强超新星冲击波中的存活问题引起了相当大的兴趣。
2008-07-09 astro-ph
Cosmological Constraints from Type Ia Supernovae Peculiar Velocity Measurements
我们检测到附近的Ia型超新星（SNe）的相关特有的速度，同时突出了一些文献中的错误。我们发现sigma_8=0.79 +/- 0.22从SNe，并检查这种方法在未来约束宇宙学参数的潜力。我们证明，调查的300低z SNe（如附近的SNfactory）将低估约35%的误差w，如果不包括相干的奇特的速度。
2007-09-07 astro-ph gr-qc hep-ph
SN 2002cx: The Most Peculiar Known Type Ia Supernova
本文介绍了超新星（SN）2002 cx的光度和光谱观测结果，表明它是唯一的所有观测到的Ia型超新星（SNe Ia）。SN 2002 cx的光谱与SN 1991 T相似，光度与SN 1991 bg相似，膨胀速度约为正常超新星Ia的一半。在光度测定上，SN 2002 cx在$R$带中有一个宽峰，在$I$带中有一个平台期，后期下降缓慢。$(B - V)$颜色演变几乎正常，但$(V - R)$和$(V - I)$颜色非常红。SN 2002 cx的早期光谱演化非常迅速，主要由Fe族元素的谱线所支配;中等质量元素（Ca，S，Si）的特征很弱或不存在。神秘的发射线在最大亮度后约3周的7000度附近被观察到。SN 2002 cx的星云光谱也很独特，由窄的铁和钴谱线组成。SN 2002 cx的观测结果与观测到的光谱/光度序列不一致，这对我们理解SNe Ia提出了重大挑战。目前还没有一个理论模型能够成功地解释SN 2002 cx的所有观测结果。
2003-01-22 astro-ph
Spitzer Space Telescope Observations of Kepler's Supernova Remnant: A Detailed Look at the Circumstellar Dust Component
我们提出了3.6 - 160微米的开普勒的超新星遗迹（SN 1604）的红外图像获得的IRAC和MIPS仪器的斯皮策太空望远镜。我们还提出了MIPS SED低分辨率光谱在55 - 95微米的区域。在MIPS 24微米波段观察到的发射显示了整个壳层。MIPS 70微米和IRAC 8微米波段中的发射仅从24微米发射的最亮区域看到，这也对应于光学Halpha图像中看到的区域。较短波长的IRAC图像越来越多地被恒星所主导，尽管微弱的细丝是可辨别的。的SED光谱示出了下降到较长波长的微弱连续谱，并且证实了强线发射并不主导中红外光谱区域。我们看到的辐射主要是由于主爆炸波加热的尘埃发出的温暖尘埃;在X射线中看到超新星喷出物的区域没有观察到过量的红外辐射。我们使用尘埃模型来解释观察到的70/24微米的比例，并限制允许的温度和密度范围。我们估计目前的尘埃质量是5.4 x 10^{-4}太阳质量，并推断在颗粒溅射之前的原始质量约为3 x 10^{-3}太阳质量。MIPS 160微米谱带显示没有属于残余物的发射。我们把一个保守的，但温度依赖于任何冷尘埃成分的上限约为10倍以下的冷尘埃质量从SCUBA观测推断。最后，我们评论有关的问题，可能的前体星和超新星类型。
2007-03-26 astro-ph
Dust versus Supernova Cosmology
在这里，我们提出了一些关键的讨论，在最近的宇宙学结果的高红移Ia型超新星的尘埃消光的系统不确定性。首先，我们认为，目前可用的数据不强有力地排除宇宙学意义上的灭绝，无论是由红化检查或分散的论点，因为观测的不确定性，即使在普通的尘埃，红。然后，我们讨论了两种理论上的可能性，高Z超新星有更大的消光，因此他们比本地超新星暗：星系际尘埃和宿主星系的演化。需要对大量超新星进行光学和近红外观测，提高光度精度，以排除这些可能性，并得出令人信服的宇宙学结果。
2000-05-21 astro-ph hep-ph
Determining the motion of the solar system relative to the cosmic microwave background using type Ia supernovae
我们利用Ia型超新星（SNe）的观测资料估算了太阳系相对于宇宙微波背景的运动。我们考虑到SNe测量的误差条中的相关性所产生的相关特有的速度。在不考虑特殊速度的相关性的情况下，我们使用的SNe数据似乎在3.5 sigma水平上检测到太阳系的特殊速度。然而，当正确考虑相关性时，SNe数据仅在约2.5 sigma水平上检测到太阳系特有的速度。我们预测GAIA将在9 sigma水平上探测到太阳系特有速度，LSST将在11 sigma水平上探测到太阳系特有速度。对于这些调查，我们发现相关性是不太重要的，因为大多数的信号来自更高的红移，SNe的数密度是不够的相关性是重要的。
2008-04-04 astro-ph gr-qc hep-ph
Evolution of Dust Extinction and Supernova Cosmology
利用星系光度和化学演化的现实模型以及不同类型星系的超新星速率历史，定量计算了高红移Ia型超新星宿主星系中星际尘埃平均消光的系统演化。我们发现，在z \sim 0.5的平均B波段消光<A_B>通常是0.1-0.2 MAG大于目前，根据一个自然的假设，尘埃光学厚度是成比例的气体柱密度和气体金属丰度。这一系统演化导致了E（B-V）\sim 0.025-0.05等的平均红化，与标准消光曲线相当，这与高红移超新星红化的观测不确定性相当。因此，我们的结果并不矛盾的观察显示没有显着的红化在高z超新星。然而，在z \sim 0.5处，开放宇宙和Λ主导的平坦宇宙之间的视星等差仅为\sim 0.2等，因此在可靠的宇宙学参数测量中应该考虑这种消光的系统演化。考虑到这种不确定性，我们表明，这是很难区分一个开放的和Λ主导的平坦宇宙从目前的数据。
1999-10-04 astro-ph gr-qc hep-ph
