The ignition of thermonuclear flames in Type Ia supernovae
在Ia型超新星（SNe Ia）的克拉塞卡质量爆燃模型的框架中，一个持续存在的自由参数是火焰前缘的初始形态，它与前身白矮星的点火过程有关。先前的分析模型表明，热失控是由白矮星的对流核心中产生的温度扰动（"气泡"）驱动的。为了探索点火条件（直径，温度和演化的时间尺度），我们进行了流体动力学的二维模拟浮力气泡在白矮星内部。我们的研究结果表明，在气泡上升过程中发生的破碎影响的气泡演化的结果。可能的影响SNe Ia的点火过程进行了讨论。
2005-12-12 astro-ph
Optical Light Curve of the Type Ia Supernova 1998bu in M96 and the Supernova Calibration of the Hubble Constant
本文给出了近星系M96（NGC 3368）中Ia型超新星SN 1998 bu的UBVRI光变曲线。M96是狮子座I星系群中的一个旋涡星系，距离以造父变星为基准。我们的测光使我们能够计算出这颗超新星的绝对星等和红度。这些数据，当结合测量的其他四个观测良好的超新星与造父变星的距离，使我们能够计算哈勃常数相对于哈勃流定义的遥远的卡兰/托洛洛Ia型样品。我们发现一个哈勃常数为64.0 +/- 2.2（内部）+/- 3.5（外部）km/s/Mpc，与大多数以前的估计的基础上Ia型超新星。我们注意到，在天炉座中观测到的两颗Ia型超新星，如果放在离天炉座螺旋星系NGC 1365的造父变星距离上，相对于用离宿主星系造父变星距离的五颗Ia型超新星校准的卡兰/托洛洛样本来说，显然太暗了。
1998-11-12 astro-ph
Beyond the bubble catastrophe of Type Ia supernovae: Pulsating Reverse Detonation models
我们描述了一种机制，通过这种机制，一个失败的爆燃一个卡拉塞卡质量的碳-氧白矮星可以变成一个成功的热核超新星爆炸，而不调用一个特设的高密度爆燃-爆炸过渡。在脉动阶段之后，在由碳和氧组成的1 M太阳的核心上方发展吸积激波，引起会聚爆轰。爆炸的三维模拟产生了1.05 E51尔格的动能和0.70 M_sun的56 Ni，喷射出几乎0.01 M_sun的低速运动的C-O。该机制在相当一般的条件下起作用，并且足够灵活，可以解释正常Ia型超新星的多样性。在给定的条件下，爆炸可能不会发生，这将反映在伽马和紫外波长的特殊信号中
2006-04-03 astro-ph
Feedback from Multiple Supernova Explosions inside a Wind-Blown Bubble
我们研究了多个超新星（SN）爆炸的演化内部的一个预先存在的空腔风吹从大质量的祖星。在一维球形几何形状的流体动力学模拟，包括辐射冷却和热传导，进行以下的第一发展的风吹气泡在主序列，然后SN驱动的气泡的演变。我们发现SN驱动的气泡壳的大小和质量取决于预先存在的风气泡的结构以及SN爆炸能量E_{SN}（= N_{SN} 10^{51}尔格）。气泡内的热腔比SNe在均匀星际介质中爆炸产生的气泡大2-3倍，热腔的温度也比SNe在均匀星际介质中爆炸产生的气泡高。对于平均ISM中有10颗大质量恒星的星协，SN驱动壳层在爆炸后10^6年的外径为R_{ss} ~（85 pc）N_{SN} ^{0.1}，质量为M_{ss} ~（10^{4.8} Msun）N_{SN} ^{0.3}。到那时，大部分爆炸能量通过辐射冷却损失，而约10%以动能形式保留，约10%以热能形式保留。我们还计算了SN气泡的冲击加热气体所发射的漫射辐射的总积分谱。与太阳金属度为0.1的模型相比，太阳金属度为0.1的模型的辐射能量损失更小，非电离光子的比例更大。我们的结论是光电离/加热的漫辐射是最主要的形式反馈到周围介质的SN爆炸。
2007-08-26 astro-ph
The Deepest Supernova Search is Realized in the Hubble Ultra Deep Field Survey
哈勃超深场巡天不仅提供了宇宙最深处的光学和近红外视图，而且能够搜索z~2.2的最远超新星。我们已经发现了四颗超新星，通过搜索超深场和超深场平行线的整合跨度，这些超深场平行线是用哈勃太空望远镜与高级巡天相机和近红外多目标光谱仪配对拍摄的。有趣的是，这些超新星中没有一颗是z>1.4的，尽管在大天文台起源深度巡天中，单位面积对这些天体的灵敏度大大增加。我们提供了这四颗超新星的光学光度数据。我们还表明，在z>1.4时观察到的Ia型超新星的低频率与目前对全球恒星形成历史的估计以及Ia型超新星祖先的非平凡组装时间在统计上是一致的。
2005-03-04 astro-ph
The type Ia supernovae and the Hubble's constant
哈勃常数通常被认为是一个常数，但实验显示了很大的差异和相互矛盾的估计。根据等离子体红移理论，哈勃常数随视线方向上等离子体密度的变化而变化。它会随着超新星和星系的方向和距离而略有变化。Ia型超新星的星等与观测到的红移之间的关系导致哈勃常数在星系际空间的平均值为59.44 km/s/Mpc。这个平均值的标准偏差仅为0.6 km/s/Mpc，但单次测量的标准偏差约为8.2 km/s/Mpc。这些偏差不包括可能的绝对校准误差。实验表明，哈勃常数随银河系和Ia型超新星宿主星系的内禀红移而变化，并随银河系纬度而变化。这些发现支持等离子体红移理论，并与当代的大爆炸宇宙论相矛盾。再加上先前报道的Ia型超新星测量中没有时间膨胀，这些发现对标准宇宙学理论有着深远的影响。
2004-07-20 astro-ph
The Hubble Constant from Type Ia Supernova Calibrated with the Linear and Non-Linear Cepheid Period-Luminosity Relation
众所周知，用造父变星距离标定的Ia型超新星的峰值亮度可以用来确定哈勃常数。造父变星到主星系的距离通常是由大麦云（LMC）造父变星的周期光度（PL）关系得到的。然而，最近的实证研究提供的证据表明，LMC PL关系不是线性的。在这封信中，我们确定哈勃常数使用线性和非线性LMC造父变星PL关系作为校准关系到四个星系的主机Ia型超新星。我们的结果表明，所获得的哈勃常数的值是相似的。然而，当使用线性LMC PL关系时，必须将$\sim0.03$ mag.的典型误差（正交）添加到哈勃常数的系统误差中，假设LMC PL关系确实是非线性的。在精密宇宙学时代，这对于最小化哈勃常数的总误差是很重要的。由线性和非线性LMC PL关系标定的哈勃常数分别为H_0 = 74.92+-2.28（随机）+-5.06（系统）km/s/Mpc和H_0 = 74.37+-2.27（随机）+-4.92（系统）km/s/Mpc。利用银河系光致发光关系计算的哈勃常数也将在这封信的最后一节进行简要讨论和介绍。
2006-03-23 astro-ph
Type Ia Supernovae, the Hubble Constant, the Cosmological Constant, and the Age of the Universe
宇宙的年龄取决于现今的哈勃常数和宇宙膨胀的历史。对于诸如Omega_m= 1的减速宇宙学，无量纲乘积H_0，t_0 <1 and modestly high values of the Hubble constant H_0 >70将与大于12 Gyr的宇宙年龄t_0不一致。但如果Ω_λ> 0，则H_0，t_0可以取一系列值。从哈勃图上得到的高红移Ia型超新星的证据支持Omega_Lambda~0.7和H_0，t_0 ~ 1。那么，如果H_0在65- 73的范围内，宇宙的年龄t_0是14+/-1.6 Gyr。
2001-05-30 astro-ph
Lower limits on the Hubble Constant from models of Type Ia Supernovae
通过将Ia型超新星的观测结果与现有最佳数值模型的结果相结合，我们约束了哈勃常数，独立于任何外部校准器。我们发现Ho的绝对下限> 50 km/s/Mpc。此外，我们还利用哈勃流中12颗Ia型超新星的紫外光变曲线绘制了哈勃图，并采用由1-D和3-D爆燃模拟得到的典型事件中产生的（56）Ni量的最可能值，分别得到Ho $\geq$ 66、$\pm$ 8和$\geq$ 78 $\pm$ 9 km/s/Mpc。我们的结果可能很难调和与最近的文献中的讨论，因为它似乎是一个爱因斯坦-德西特宇宙需要Ho $\simeq$ 46 km/s/Mpc，以适应温度功率谱的宇宙微波背景和保持年龄的限制最古老的恒星。
2004-10-28 astro-ph
The Hubble Deep Field Reveals a Supernova at z~0.95
我们报告在哈勃深空北（HDF-N）发现了一个可变天体，在数据采样的8.5天内，它在I中的亮度超过0.9等，在V中的亮度约为0.7等，在B中保持稳定。随后对HDF-N的观测表明，两年后，这个天体已经变暗，回到了它在I.这个天体的颜色、亮度、在各种滤光器中的时间行为以及其形态的演变都与z~0.95的昏暗星系中的Ib型超新星一致。
1999-03-26 astro-ph
A Study of the Vertical Motion of Supernova Remnant Bubbles in the Interstellar Medium Drawn from the Results of Three-Dimensional MHD Simulations
为了确定孤立的SNRs能够上升并富集厚盘和星系晕的情况，用FLASH磁流体动力学程序对超新星遗迹进行了模拟。我们进行了星际磁场平行于或垂直于银道面的模拟，以及没有磁场的模拟。周围的气体密度分布和引力势是基于对我们星系的观测。我们将这些残留物进化到大约1000万年的年龄。对于我们的模拟没有磁场，我们比较了热气泡的速度的演变从浮力和阻力加速度计算的速度演变。我们发现了令人惊讶的小垂直速度的热气体，从我们估计的阻力系数为10的非磁性模拟。虽然我们发现在残骸的寿命期间，热气体几乎没有浮力运动，但我们发现在残骸寿命接近尾声时，相关的冷致密气体有快速的垂直运动。这种运动使残骸变形成蘑菇云结构，类似于以前的模拟中发现的结构。在模拟中，我们有一个4微高斯的磁场平行于银河系中平面显示了一个显着拉长的气泡平行于磁场。磁场固定住超新星遗迹，阻止它上升。在具有垂直于中平面的4微高斯磁场的模拟中，热气泡上升得更多，这表明具有与重力方向相同的磁场增强了气泡的上升。
2007-07-20 astro-ph
Initial Hubble Diagram Results from the Nearby Supernova Factory
使用Ia型超新星作为距离指标导致了十年前宇宙加速膨胀的发现。现在，大型的第二代巡天已经显著增加了高红移样本的大小和质量，宇宙学的限制受到目前可用的约50颗宇宙学上有用的邻近超新星样本的限制。邻近超新星工厂通过发现邻近的超新星并观察它们的分光光度时间发展来解决这个问题。我们的数据样本包括来自185颗超新星的光谱时间序列的2400多个光谱。本演讲介绍了该样本的一部分结果，包括哈勃图（相对距离与红移）和使用此丰富数据集的一些分析的描述。
2008-10-21 astro-ph
The HI shell G132.6-0.7-25.3: A Supernova Remnant or an Old Wind-Blown Bubble?
加拿大银道面巡天的数据显示，在我们的星系盘中有大量的HI壳和弧。虽然它们的形状暗示着恒星风或超新星的影响，但到目前为止，这些结构很少被详细研究。一个很好的例子是外星系中的HI壳，在调查的试点项目中没有发现连续体对应物。它的大小和运动学表明，它是由一颗晚型O星的恒星风产生的，该恒星已经从主序星演化出来，或者是超新星爆炸。在投影中，位于壳层中心的B1 Ia型恒星是一个可能的候选能源，如果假设壳层是被风吹走的话。壳的形状意味着一个令人惊讶的小规模的高度小于约30 pc的周围的气体，如果伸长是由于在密度梯度的演变。
2000-02-23 astro-ph
Determination of the Hubble Constant Using a Two-Parameter Luminosity Correction for Type Ia Supernovae
在本文中，我们做了一个全面的测定的哈勃常数$H_0$通过使用两个参数-的B-V颜色和下降率$Δm_{15}$ -同时标准化所有附近的造父变星校准Ia型超新星（SNe Ia）和那些更大，更遥远的样本29 SNe Ia的光度。每一组都尽可能以相似的方式治疗，以避免系统性影响。一个同时$χ^2$最小化产生一个标准化的绝对光度的造父变星校准的超新星以及哈勃常数从更遥远的样品。我们发现了$H_0 = 62 km/s Mpc^{-1}$和一个标准化的绝对星等-19.46。研究了$H_0$对造父变星确定距离的金属丰度依赖性的敏感性。总的不确定性$δH_0$，主要是造父变星距离指示器的不确定性，估计为5 km/s Mpc^{-1}。
1999-04-25 astro-ph
Nucleosynthesis in the Hot Convective Bubble in Core-Collapse Supernovae
当大质量恒星坍缩的核心发生爆炸时，中微子辐射会驱动原中子星外的辐射、核子和核子对组成的热气泡中的对流。此后不久，中微子从中子星中驱动出类似风的外流。在对流气泡和早期风中，弱相互作用暂时导致质子过剩（Ye > 0.5）在喷射物质中发展。这种情况至少会持续第一秒，并且大约0.05 - 0.1太阳质量的抛射物具有不寻常的成分，可能对核合成很重要。使用示踪粒子跟踪由Janka，Buras和Rampp（2003）计算的成功超新星爆炸的二维模型中的条件，我们确定了这种物质的组成。大部分是氦和56镍。其余的是相对稀有的物种，由对正电子发射不稳定的富质子同位素衰变产生。在没有明显的带电中微子捕获的情况下，核流将被64 Ge附近的长寿命等待点核所阻碍。由此产生的丰度模式可以适度富含一些有趣的稀有同位素，如45 Sc，49 Ti和64 Zn。目前的计算意味着，与超新星其余部分的主要物质相比，产量大约是解释太阳45 Sc和49 Ti丰度所需的产量。由于合成过程在高金属量和低金属量的恒星中几乎是相同的，这些物质的初级产物可能在低金属量恒星的丰度中具有可辨别的特征。我们还讨论了核物理和早期超新星演化的不确定性，感兴趣的核的丰度是敏感的。
2004-09-17 astro-ph
The Hubble Constant from Type Ia Supernovae in Early-Type Galaxies
Ia型超新星（SNe）是目前最好的标准烛光，尽管它们在最大相位时的光度有明显的内在变化，而且可能是不均匀的祖先。为了不带偏见地使用Ia型SNe作为距离指示器，重要的是要准确地知道最大相位处的下降率和颜色如何与峰值亮度相关。为了校准Ia型超新星的哈勃图，即为了导出哈勃常数，需要确定附近Ia型超新星的绝对亮度。早期Ia型主星系的球状星团系统提供了合适的距离指示器。讨论了Ia超新星的定标方法，并对球状星团光度函数（GCLFs）方法进行了解释。目前，到天炉座星系团的距离是推导哈勃常数最重要的参数。我们目前的数据表明，哈勃常数为H_0=72+-4 km/s/Mpc。作为附录，我们总结了晚型星系中Ia的绝对星等。
1999-09-07 astro-ph
Cepheid Calibrations from the Hubble Space Telescope of the Luminosity of Two Recent Type Ia Supernovae and a Re-determination of the Hubble Constant
我们报告的观测两个附近的Ia型超新星（SNe Ia）的观测造父变星在宿主星系已获得与哈勃太空望远镜：SN 1994 ae在NGC 3370和SN 1998 aq在NGC 3982。对于NCG 3370，我们使用高级巡天相机观测了64颗造父变星，产生了29 Mpc的距离，这是造父变星最远的直接测量。我们已经测量了两个宿主星系的H II区域的发射线，它们的周期光度关系提供了金属性相关的修正。这两个超新星Ia使“理想”光度校准器的样本加倍：具有良好观测和良好校准的典型形状的光变曲线和低红化的物体。通过将它们与哈勃流中所有类似的测量良好的SNe Ia进行比较，我们发现H_0 = 73 +/- 4（统计）+/- 5（系统）。详细的分析表明，用更准确、更精确的现代数据代替过去有问题的数据，可以消除过去对Ia型超新星H_0值的大部分分歧。
2005-03-07 astro-ph
Long-Term Evolution of Supernova Remnants in Magnetized Interstellar Medium
利用轴对称二维磁流体动力学模拟研究了超新星遗迹的演化，特别关注了磁场的影响。在绝热Sedov阶段，磁信噪比的演化与非磁信噪比的演化相同。在薄壳形成之后，壳由热的内部气体（气泡）的压力驱动。在压力驱动的雪犁阶段的演变是很大的影响磁场。扫过磁场线的壳由于磁压力而变厚。在$5\times 10^5{\rm yr}$ - $2\times 10^6{\rm yr}$之后，厚壳的内边界开始收缩。这径向压缩热气泡并保持其热压。因此，由于气泡在平行于$B_0 \gtrsim 3μ{\rm G}$的磁场的方向上膨胀，因此气泡形成长球形并且变得越来越薄。最后，泡沫收缩了。考虑到磁场的影响，减小了ISM中热低密度气体的孔隙率。
2005-07-19 astro-ph
Supernova 1991T and the Value of the Hubble Constant
基于哈勃空间望远镜的多历元观测，我们在NGC 4527中发现了16个高质量的造父变星候选者。在造父变星周期-光度关系中对金属丰度效应进行校正后，我们得出的距离，包括随机（r）和系统（s）的不确定性，为13.0+/-0.5（r）+/-1.2（s）Mpc。我们的结果，然后用来提供一个校准的峰值B，V-和I-波段光度的奇特的Ia型超新星SN 1991 T，NGC 4527的居民。尽管它有记录的光谱特性，但在校正了下降率-光度相关性之后，校正的峰值光度与所谓的“正常”Ia型SNe无法区分。现在有9个本地校准器供我们使用，我们确定了哈勃常数的可靠值H_0=73+/-2（r）+/-7（s）km/s/Mpc。
2000-11-26 astro-ph
A Local Hubble Bubble from SNe Ia?
我们分析了44个Ia型超新星（SNe Ia）的特殊速度的变化，以测试局部空洞。样品的延伸范围为20至300 Mpc/h，从光变曲线形状推导出的距离精确到~ 6%。假设Omega_m=1和Omega_lambda=0，我们发现与哈勃定律最显著的偏差是在半径为70 Mpc/h的球体内向外流动（6.6+/-2.2）%，这是由致密壳层包围的约20%密度不足的空隙产生的。这个贝壳与当地的长城大致吻合。使用高斯误差或自举响应的蒙特卡罗分析表明，在纯哈勃流中出现这种结果的概率约为2%。速度场的高阶矩，特别是四极矩，可能会污染大气层，而目前有限的天空覆盖范围无法正确探测。如果Omega_m低而Omega_lambda高，则空隙将不太显著。如果从样本中删除一个离群值，或者如果空隙的大小被先验地约束，则会更显著。这个假定的空洞与任何标准的宇宙学场景都没有明显的冲突。这表明，在70 Mpc/h范围内测定的哈勃常数可能被高估约6%，Ω的局部值可能被低估约20%。虽然在这个数据集中，目前的证据是边缘的一个地方空白，分析表明，SNe Ia距离的积累将很快提供有用的限制难以捉摸的和重要的方面的区域宇宙动力学。
1998-04-07 astro-ph
The supernova Hubble diagram for off-center observers in a spherically symmetric inhomogeneous universe
我们以前已经表明，球对称的，不均匀的宇宙模型可以解释超新星的数据和CMB光谱中的第一个峰值的位置，而不诉诸于暗能量。在这项工作中，我们调查是否有可能得到一个更好的拟合超新星的数据，允许观察者被定位在远离原点的球对称坐标系。在这种情况下，观测者看到超新星的红移和光度距离之间存在各向异性关系。数据所允许的各向异性水平将限制观察者可以定位在离原点多远的地方，甚至可能允许更好的拟合。我们的分析表明，拟合确实得到了改善，但改善的幅度并不大。此外，它表明超新星数据并没有严格限制观测者可以偏离中心多远。
2006-10-11 astro-ph
The ignition process in type Ia supernovae: numerical simulations of core temperature perturbations
本文用流体动力学模拟研究了一颗质量为1000亿克拉塞卡的白矮星的热核逃逸过程，并由此导致Ia型超新星的爆发。通过二维数值模拟，我们研究了WD对流核中温度波动（“气泡”）的演变。我们展示了如何发生的热核失控取决于各种气泡参数。还讨论了点火过程的祖的组合物的相关性。
2007-11-13 astro-ph
The Hubble Higher-Z Supernova Search: Supernovae to z=1.6 and Constraints on Type Ia Progenitor Models
我们目前的结果从哈勃高Z超新星搜索，第一个基于空间的超新星（SNe）的开放领域调查。在与大天文台起源深度巡天的合作中，我们使用了带有高级巡天照相机的哈勃太空望远镜，在钱德拉深场南部和哈勃深场北部的区域覆盖了300平方弧分的区域，在五个独立的搜索时期（间隔45天），达到极限星等z '= 26。这些深度观测使我们能够在红移范围0.2 < z < 1.6内发现42个SNe。由于这些数据跨越了很大的红移范围，它们非常适合于测试Ia型超新星祖先模型的有效性，从祖先恒星形成到超新星爆炸的预期“延迟时间”分布，以及这些模型预测的SN率。通过贝叶斯极大似然检验，我们确定哪些延迟时间模型最好地再现了本调查中发现的Ia超新星的红移分布。我们发现，模型，需要一个大部分的“”不寻常“（小于2 Gyr）超新星Ia差再现观测到的红移分布，并拒绝在95%的置信度。我们发现，高斯模型最适合的平均延迟时间在3至4 Gyr的范围内的观测数据。
2004-06-24 astro-ph
Type Ia Supernova models arising from different distributions of igniting points
在本文中，我们解决的理论Ia型超新星从碳逃逸的时刻到爆炸后几个小时。我们集中讨论了沸腾罐模型：一种以遍布白矮星核心的大量气泡（几乎）同时点燃为特征的爆燃。在小于1米的尺度上，大于背景温度（7 × 10^8 K）的1%的热波动可能是气泡的种子。温度扰动的均匀性的变化可以导致在碳失控时的两种替代配置：如果热梯度小，则所有气泡生长到与热梯度的值相关的共同特征尺寸，但是如果热梯度足够大，则气泡的尺寸谱延伸超过几个数量级。爆炸阶段已经研究了与援助的平滑粒子流体动力学代码适合于模拟热核超新星。尽管重要的程序差异和不同的物理假设，我们的结果收敛于最近的计算的3D爆燃在白矮星进行超新星研究的不同团体。对于大量的初始气泡（每个八分圆>3-4个），爆炸产生约0.45个太阳质量的56 Ni，喷出物的动能为0.45 × 10 ^{51}尔格。然而，所有的三维爆燃模型都有三个主要的缺点：1）缺乏中等质量元素的合成，2）在爆炸的第一秒，由于瑞利-泰勒不稳定性的混合，喷出物的化学分层损失，以及3）在最大亮度时光球中存在大的56 Ni团块。
2004-09-20 astro-ph
Towards a Cosmological Hubble Diagram for Type II-P Supernovae
我们提出了第一个高红移哈勃图的II-P型超新星（SNe II-P）的基础上的5个事件的红移z~0.3。这张图是使用加拿大-法国-夏威夷望远镜超新星遗产调查的测光和凯克天文台的吸收线光谱学构建的。测量这些超新星距离的方法是基于Hamuy和Pinto（2002）的最新工作，并利用了SNe II-P的绝对亮度和膨胀速度之间的相关性，这些膨胀速度来自于在平台阶段观察到的Fe II 516.9 nm P-Cygni特征的最小值。我们提出了三个改进，这种方法显着提高测量SNe II-P在宇宙学有趣的红移距离的实用性。这些是基于第50天的V-I颜色的消光校正测量，膨胀速度的互相关测量以及在几乎整个平台阶段准确地外推这种速度的能力。我们应用这种修改后的方法，我们的数据集的高红移SNe II-P，并发现由此产生的哈勃图有一个只有0.26星等的散点，从而证明了测量的膨胀历史的可行性，与现有的设施，使用独立的方法的基础上Ia型超新星。
2006-03-20 astro-ph
K Corrections For Type Ia Supernovae and a Test for Spatial Variation of the Hubble Constant
本文计算了一组正常Ia型超新星（SNe）的交叉滤波K改正。在适当的滤波器选择下，当红移z<0.7时，全样本的统计和系统K校正色散的组合在0.05等以内。计算出的K修正值的这种窄分散性使得Ia型可以用作宇宙学探测器。我们利用K改正和7个SNe在红移0.3 < z <0.5的观测值来界定本地测量的哈勃常数（H_L）和真实宇宙学哈勃常数（H_0）之间可能的差异。
1996-02-23 astro-ph
Hubble Space Telescope and Ground-Based Observations of Type Ia Supernovae at Redshift 0.5: Cosmological Implications
我们目前的观测Ia型超新星（SNe）1999 M，1999 N，1999 Q，1999 S和1999 U，在红移z~0.5。它们是在1999年初由高z超新星搜索小组（HZT）在Cerro Tololo美洲天文台的4.0米Blanco望远镜发现的，随后被许多地面望远镜发现。SNe 1999 Q和1999 U也被哈勃太空望远镜观测到。我们使用两种方法计算了到新SNe的光度距离，并将其添加到HZT自1995年以来一直在构建的高z哈勃图中。新的距离模量证实了以前的工作的结果。在z~0.5时，光度距离大于空宇宙的预期，这意味着"宇宙学常数“或另一种形式的"暗能量”在过去几十亿年中一直在增加宇宙的膨胀率。
2005-10-05 astro-ph
Type II Supernovae as Standardized Candles
我们提出的证据II型高原超新星的喷出物的膨胀速度和它们的辐射热光度在高原阶段之间的相关性。这种相关性允许人们标准化烛光，并将哈勃图中的散射从约1等分别降低到V和I波段的0.4和0.3等水平。当我们把样本限制在哈勃流中的八个天体（cz > 3，000 km/s）时，散射甚至进一步下降到只有0.2等（或距离的9%），这与Ia型超新星产生的精度相当，远远好于应用于II型超新星的“膨胀光球法”。使用SN 1987 A校准哈勃图，我们得到Ho=55+/-12。
2002-01-17 astro-ph
The origin of the Local Bubble
太阳位于星际介质的低密度区域，其中部分充满了热气体，这可能是近1000万年来附近几次超新星爆炸的结果。在这里，我们使用天体测量数据表明，天蝎座-半人马座OB协会的一部分位于比今天更接近太阳的位置5-7百万年前。演化合成模型表明，在过去的1000万年到1200万年里，该星协经历了大约20次超新星爆炸，这一预测得到了四到五颗逃逸恒星的支持。下半人马座南十字子群产生的~6 SNe可能是产生本星系泡的原因。
2001-08-29 astro-ph
The Type Ia Supernova 1998bu in M96 and the Hubble Constant
本文介绍了狮子座I群星系M96（NGC 3368）中Ia型SN 1998 bu的光学和近红外测光和光谱学研究。该数据集包括356测光测量和29个光谱SN 1998 bu之间的UT 1998年5月11日和7月15日。采样良好的光变曲线显示，这颗超新星在UT 1998年5月19.3日（JD 2450952.8 +/- 0.8）达到B的最大亮度，B = 12.22 +/- 0.03，V = 11.88 +/- 0.02。应用改进的多色光变曲线形状（MLCS）方法计算出该超新星的消光系数为A_V = 0.94 +/- 0.15等，表明该超新星的光度与其他正常Ia型超新星相比是平均的。利用HST造父变星到M96的距离模数（Tanvir et al.1995）和超新星的MLCS拟合参数，我们得到SN 1998 bu的最大经消隐修正的绝对星等，M_V = -19.42 +/-0.22。我们对这颗超新星的独立结果与Suntzeff等人（1999）的结果一致。结合SN 1998 bu和其它三个观测良好的本地定标器以及哈勃流中的42颗超新星，得到了一个哈勃常数，H_0 = 64^{+8}_{-6} km/s/Mpc，其中误差估计包含了系统不确定性的可能来源，包括造父变星周期-光度关系的定标、造父变星距离尺度的金属丰度依赖性以及到大麦哲伦星系的距离。
1999-06-12 astro-ph
Type Ia Supernovae and the Value of the Hubble Constant
本文评述了用Ia型超新星（SNe）的校正峰值光度标定哈勃常数的方法。我们首先提出了一个重新分析的卡兰-托洛洛（C-T）和天体物理中心（CfA）Ia型SN调查。双变量线性最小二乘法和二次自举拟合峰值视星等和光变曲线形状被用来校正峰值视星等的这种异质样本，从而产生均匀的（和优秀的）次级距离指标：所谓的校正峰值光度。接下来，我们使用造父变星距离为七个邻近的Ia型SNe螺旋星系提供了一个校正光度的经验校准。在这个样本中包括光谱学上奇特的SN 1991 T（在NGC 4527中），其校正的峰值亮度被证明与所谓的“正常”SNe无法区分。导出了一个稳健的哈勃常数值，并证明它是H_0 =73+/-2（r）+/-7（s）km/s/Mpc。
2000-11-30 astro-ph
Keynote Lecture: Galactic and Extragalactic Bubbles
本文综述了银河系和河外气泡的观测和理论研究现状。超气泡的观察进行了讨论，与一些强调附近的气泡，如本地气泡（LB）和回路I超气泡（LI）。分析气泡理论的重新审视，和相似的解决方案，包括随时间变化的能量输入超新星爆炸根据银河系的初始质量函数（IMF），进行了研究。由于与观测的协议是没有说服力的LB的情况下，我们提出了高分辨率的三维AMR模拟的LB和LI在一个不均匀的背景介质。结果表明，如果LB是来自一个运动星群的约20颗超新星爆发的结果，LB年龄约为14.7 Myrs，那么我们可以很好地理解OVI吸收线柱密度的形态和最近发表的FUSE数据。
2005-01-26 astro-ph
Supernovae and the Hubble Constant (or Butthead's Revenge)
Ia型超新星（SN Ia）的物理模型不依赖于二级校准器，表明哈勃常数必须在65 km/s/Mpc左右，持续十多年，随着模型的复杂性，不确定性的范围缩小。这一估计与基于造父变星的HST观测和基于用造父变星校准的SN Ia的纯经验方法的估计非常一致。本文评述了在理解Ia超新星爆炸的物理过程及其应用于测量其它宇宙学参数方面的进展前景。尽管它们的大气层相当复杂，Ia型超新星可能比II型超新星给出更可靠的距离估计。后者取决于散射大气中剩余的不确定性，氦丰度和可能的系统效应，由于信封的扭曲，即使在大样本中也不会平均。
1997-05-16 astro-ph
Constraints on Dark Energy from Supernovae, Gamma Ray Bursts, Acoustic Oscillations, Nucleosynthesis and Large Scale Structure and the Hubble constant
光度距离与红移定律现在使用超新星和伽马射线暴测量，角尺寸距离在最后散射的表面由CMB测量，在z = 0.35时由重子声学振荡测量。本文将这些数据拟合到状态方程模型中，其中w =-1，w = const，w（z）= w_0+w_a（1-a）。最后一个模型是不良的距离数据的约束，导致非物理的解决方案，其中暗能量占主导地位，在早期的时间，除非修改的大尺度结构和声学尺度的约束，以允许早期的暗能量的影响。平坦的LambdaCDM模型与所有数据一致。
2007-04-29 astro-ph
Flavor oscillations in the supernova hot bubble region: Nonlinear effects of neutrino background
靠近超新星核心的中微子流对中微子折射有很大的贡献，因此味振荡成为一种非线性现象。一个意想不到的结果是，在只有中微子遇到MSW共振或反之亦然的区域中，反中微子的有效味转换。与以往的研究相反，我们发现在中微子驱动风中，电子分数Y_e始终保持在0.5以下，对应于r过程核合成所要求的富中子环境。质量和混合角的相关范围包括LSND指示的区域，但不包括大气或太阳振荡参数。
2002-10-11 astro-ph hep-ph
Hubble Diagrams of Type Ia Supernovae in the Near Infrared
从观察7 Ia型超新星在过去四年中获得的Las Campanas和Cerro Tololo美洲天文台，以及以前公布的数据为9超新星，我们提出了JHK哈勃图，并得出绝对星等在最大光的16个对象的红移为0.038。在H_0 = 72 km/s/Mpc的尺度上，我们发现J、H和K的最大平均绝对星等分别为-18.57、-18.24和-18.42，1 σ不确定度分别为+/-0.14、0.18和0.12等。因此，Ia型SNe在最大亮度下似乎是标准烛光，在+/- 0.20等或更好的红外线水平。获得Ia型SN距离的最低要求是：Δ m_15（B）和T（B_max）的合理精确值，以及一个晚上的关于T（B_max）的-12至+10 d窗口内的红外数据。
2004-03-01 astro-ph
Cepheid calibration of type Ia Supernovae and the Hubble constant
我们研究了造父变星周期-光度（PL）关系的不同校准如何考虑金属丰度修正，影响超新星（SNe）Ia的绝对星等校准，进而影响哈勃常数H_0的测定。我们利用文献中的Ia型超新星光变曲线和以前未发表的数据，建立了M_B - Delta m_{15}（B）关系，并用9个Ia型超新星与造父变星实测距离标定了零点。这个关系被用来建立哈勃图，进而导出H_0。在试图校正宿主星系消光的过程中，我们发现数据似乎表明总吸收与选择性吸收的比值R_B=3.5，小于我们银河系的标准值R_B=4.315。根据造父变星P-L关系的不同金属丰度修正、R_B值和SN样本选择标准，我们发现哈勃常数H_0的值在68- 74 km s^{-1} Mpc^{-1}范围内，相关的不确定度为10%。还介绍了未发表的18 SNe的测光结果（1991S，1991T，1992A，1992K，1993H，1993L，1994D，1994M，1994ae，1995D，1995ac，1995bd，1996bo，1997bp，1997br，1999aa，1999dk，2000cx），这是ESO -拉西拉和阿西阿戈天文台长期以来对超新星监测的结果。
2004-01-14 astro-ph
Magnetar Driven Bubbles and the Origin of Collimated Outflows in Gamma-ray Bursts
我们模拟了一个新形成的快速旋转的磁星和周围的超新星激波和宿主恒星的风之间的相互作用。动力学建模使用二维，轴对称薄壳方程。在核心坍缩后的第一个10-100秒内，磁星在超新星冲击波后面膨胀出一个等离子体和磁场的气泡。由于环形磁场的箍缩效应，气泡不对称地膨胀，就像脉冲星风星云演化的类似问题一样。不对称的程度取决于E_mag/E_tot。正确的值E_mag/E_tot是不确定的，因为在相对论风的大半径的磁能转化为动能的不确定性，但是，我们认为，新形成的磁星膨胀的气泡可能是显着更多的磁化比脉冲星。结果表明，当中心磁星提供的磁场能量与总能量之比为L_mag/L_tot ~ 0.1时，磁泡的膨胀是相对球形的。然而，对于L_mag/L_tot ~ 0.3，气泡中的大部分压力施加在旋转轴附近，驱动准直流出通过宿主恒星。这可以解释从长持续时间的伽马射线暴（GRB）观测中推断出的准直现象。由于年轻的中子星冷却时中微子驱动的质量损失减少，磁星的外流在后期变得越来越占主导地位。因此，我们认为，磁星驱动的气泡最初膨胀相对球形，增强相关超新星的能量，而在后期，它逐渐变得更加准直，产生伽玛射线暴。
2007-07-19 astro-ph
A New Determination of the High Redshift Type Ia Supernova Rates with the Hubble Space Telescope Advanced Camera for Surveys
我们提出了一个新的测量Ia型超新星的体积速率的红移为1.7，使用哈勃太空望远镜（HST）的货物数据结合一个额外的HST数据集，涵盖北货物领域在2004年收集。我们采用了一种新的技术，不需要光谱数据来识别Ia型超新星（虽然光谱测量的红移用于超过一半的样本），而是我们采用贝叶斯方法，只使用光度数据来计算对象是Ia型超新星的概率。这种贝叶斯技术可以很容易地进行修改，以纳入改进的先验超新星属性，它是非常适合未来的高统计超新星搜索，其中所有候选人的光谱跟踪将是不切实际的。在这里，该方法是验证地面和空间为基础的超新星数据有一些光谱跟进。我们结合我们的体积率测量与低红移超新星的数据，并适合一些可能的模型的Ia型超新星速率的红移函数的演变。这些数据并没有区分红移> 0.5的平坦速率和先前提出的模型，其中Ia型速率在红移>1时达到峰值，这是由于从恒星形成到超新星爆炸的显着延迟。除了最高的红移，那里的信噪比通常太低，应用这种技术，这种方法产生较小的或可比的不确定性比以前的工作。
2007-10-16 astro-ph
Discovery of Two Distant Type Ia Supernovae in the Hubble Deep Field North with the Advanced Camera for Surveys
我们目前的观察发现的前两个超新星与最近安装的先进相机的调查（ACS）的哈勃太空望远镜。这些超新星是在哈勃深空北部的宽视场相机图像中发现的，这些图像是由F775 W、F850 LP和G800 L光学元件拍摄的，作为ACS保证时间观测计划的一部分。从ACS G800 L棱栅曝光中提取的光谱证实了这些天体是Ia型超新星（SNe Ia），红移z=0.47和z=0.95。在F775 W和F850 LP上用ACS和F110 W近红外带通上用NICMOS进行了后续的HST观测，在观测帧的50天内，在3个带通上总共得到了9个通量测量。我们讨论了许多重要的问题，在做准确的光度与ACS。我们使用两种不同的拟合方法来分析多波段光变曲线，以校准超新星光度，并将它们放置在SNe Ia哈勃图上。由此产生的距离与加速宇宙模型的红移-距离关系是一致的，尽管演化的星系间灰尘仍然是一种不太可能的可能性。这些超新星Ia的发现、确认和监测相对容易，这表明了ACS对高红移超新星Ia领域的革命性影响，因此也证明了ACS对加速宇宙宇宙学的测试和对“减速时代”的限制。
2003-02-19 astro-ph
Kinetic theory of cosmic ray and gamma-ray production in supernova remnants expanding into wind bubbles
摘要：将超新星遗迹中粒子加速的动力学模型扩展到研究超新星激波通过一颗发射强风的恒星的非均匀星周介质传播时的宇宙线和高能γ射线产生。风形成了一个低密度的气泡，周围环绕着一个被星际物质扫过的外壳。伽玛射线是π介子衰变的结果，π介子衰变又是CR与热等离子体核碰撞的结果。的SNR的时间演化的数值，考虑到加速CR的非线性反作用。考虑了Ib型SN和II型SN爆炸的典型例子。除了确认已知的事实，即加速是非常迅速的，并达到上动量截止几乎立即爆炸后，由于大风磁场，它也表明，CR的加速效率高。最终在SNR中产生的CR能谱具有指数= 2.0至2.1的幂律形式，其能量范围很宽，最大能量约为10^14 eV（如果CR扩散系数与玻姆极限值一样小）。然而，预期的π ^0衰变伽马射线通量要比均匀星际介质的情况低得多;只有在数密度大于10/cc的相对密集的ISM中，才能在TeV波段有相对较高的伽马射线光度，在几千秒差距的距离上可以探测到。
2000-02-22 astro-ph
Low Hubble Constant from Type Ia Supernovae by van den Bergh's Method
范登伯格介绍了一种有趣的方法，可以校准远离哈勃流的Ia型超新星（SNe Ia）的绝对星等，从而确定哈勃常数H_0的值。他的方法依赖于对Ia超新星爆炸模型的峰值绝对星等和宽带颜色的计算。它不需要对星际尘埃的灭绝进行任何修正，也没有Ia超新星因其特殊性而被排除在外。在过去的几年里，通过造父变星的方法已经确定了六个Ia型超新星的母星系的距离。造父变星的距离也可以用于其他三个超新星Ia，如果一个人愿意使用到同一组星系的距离来代替到母星系本身的距离。在这里，我们以类似于van den Bergh的方式确定H_0的值，但现在使用基于造父变星的距离，而不是计算的光变曲线。我们得到H_0 = 55 km/s/Mpc。这个值，当λ =0和Ω =1时，对应的宇宙膨胀时间为12 Gyr，这与最近几次测定球状星团的年龄是一致的。
1996-04-01 astro-ph
Biermann Mechanism in Primordial Supernova Remnant and Seed Magnetic Fields
我们研究了由Biermann机制产生的第一批恒星的对不稳定超新星爆炸的磁场。Biermann机制产生磁场的冲击区域之间的气泡和星际介质（ISM），即使磁场最初是不存在的。我们进行了一系列的二维磁流体动力学模拟与比尔曼项，并估计所产生的磁场的振幅和总能量。我们发现，磁场的振幅$10^{-14}-10^{-17}$ G内产生的气泡，虽然产生的磁场的量取决于初始条件的具体值。这相当于每个超新星遗迹的$10^{28}-10^{31}$尔格的磁场，其强度足以成为银河系和/或星际发电机的种子磁场。
2005-07-11 astro-ph
Type Ia Supernovae: Their Origin and Possible Applications in Cosmology
光谱学和光度学的证据表明Ia型超新星（SNe Ia）是吸积白矮星的热核爆炸。然而，超新星Ia的起源双星系统和流体动力学模型仍然存在争议。超新星Ia相对均匀的光变曲线和光谱演化使其成为确定宇宙学参数的标准烛光，如哈勃常数、密度参数和宇宙学常数。最近的进展包括用哈勃空间望远镜标定Ia型超新星的绝对最大亮度，利用Ia型超新星的光变曲线形状与最大亮度之间的关系减少哈勃图中的色散，以及发现许多具有高红移的Ia型超新星。
1997-06-06 astro-ph
BETOCS using the 157 gold SNe Ia Data : Hubble is not humble
Ia型超新星的观测数据是当今观测宇宙学中最重要的数据之一。在这里，我们提出了第一个公开版本的BETOCS（贝叶斯工具观测宇宙学使用超新星Ia），这是一个强大的和高生产力的工具，旨在帮助理论物理学家社区研究宇宙学模型使用Ia型超新星（SNe Ia）观测数据。将BETOCS应用于广义Chaobergin气体模型（GCGM）、传统Chaobergin气体模型（CGM）和$Λ$ CDM，自由参数分别为5 ~ 3。使用了157颗超新星数据的“黄金样本”。结果表明，Chaubergin气体方案是可行的（在大多数情况下，$Λ$ CDM是不利的）和quartessence方案（统一的描述暗物质和暗能量）是有利的。哈勃参数（$H_0$）是重要的，不应该是固定的，它可以估计或边缘化与或没有哈勃太空望远镜的先验。
2006-10-30 astro-ph
Distance determination to 12 Type II Supernovae using the Expanding Photosphere Method
我们使用早期测光和光谱学的12个II型高原超新星（SNe IIP），以获得它们的距离使用扩大光球方法（ESTA）。我们使用两套II型超新星（SNe II）大气模型（E96，D 05），三个过滤器子集（BV，BVI，VI）和两种方法的宿主星系的反射，这导致了12哈勃图进行了这项研究。使用VI滤波器子集和D 05模型，我们获得了哈勃图中的σ = 0.32等的色散和H 0 = 52.4 +/- 4.3 km s-1 Mpc-1的哈勃常数。我们还对观测良好的SN IIP SN 1999 em进行了分析。使用VI滤波器子集和D 05模型，我们推导出造父变星到SN 1999 em宿主星系（NGC 1637）的距离为13.9 +/-1.4 Mpc，与造父变星到SN 1999 em宿主星系（NGC 1637）的距离11.7 +/- 1.0 Mpc一致。
2008-10-30 astro-ph
Surface detonation in type Ia supernova explosions?
我们探讨了热核超新星爆炸时的祖先白矮星恒星点燃不对称偏离中心的演变。几个数值模拟进行了二维和三维测试的后果，不同的初始火焰配置，如球形气泡从中心位移，更复杂的变形配置，和泪珠形点火。燃烧的气泡浮向表面，同时由于核反应释放能量。如果释放的能量太小，不足以通过引力使恒星脱离束缚，那么一旦燃烧的气泡接近表面，灰烬就会围绕着它。相反一侧燃料的碰撞会增加其温度和密度，在某些情况下，可能会引发爆震波，然后向内传播，燃烧恒星的核心，导致强烈的爆炸。然而，对于从预点火演变看起来现实的二维初始设置，以及对于所有三维模拟，发现表面材料的准直太弱而不能触发爆炸。
2006-09-25 astro-ph
Hubble diagrams of soft and hard radiation sources in the graviton background: to an apparent contradiction between supernova 1a and gamma-ray burst observations
在超强相互作用引力子的海洋中，与引力子的非前额碰撞使光子偏转，这种偏转对于软辐射和硬辐射可能不同。因此，哈勃图不会是一个通用的函数，它将有一个不同的看法，如超新星在可见光和伽马射线暴源。这里将这两种观测与哈勃图的极限情况进行比较。
2007-01-10 astro-ph gr-qc hep-th
Type Ia supernovae tests of fractal bubble universe with no cosmic acceleration
在过去的7年里，Ia型超新星在红移z >~ 1处的意外暗淡被视为宇宙膨胀正在加速的迹象。我们中的一个人提出了一种新的宇宙学模型--“分形气泡模型”[gr-qc/0503099]，其基础是我们所观测的宇宙存在于一个来自原始宇宙暴胀时代的欠密度气泡残余中的观点，以及一个新的非均匀宇宙平均解。虽然没有宇宙加速，但Ia型超新星的光度距离数据仍然符合新模型，因为它模拟了低红移的米尔恩宇宙。在本文中的假设进行了测试，对现有的Ia型超新星数据的统计卡方和贝叶斯方法。虽然宇宙学常数Omega_Lambda = 1-Omega_m的标准模型受到具有广泛先验的贝叶斯分析的青睐，但这种比较强烈依赖于为密度参数Omega_m选择的先验。分形气泡模型给出更好的协议一般为Ω_m<0.2。它也给出了相当好的拟合所有的范围，欧米茄_m=0.01-0.55，允许一个可行的宇宙学的可能性，只有重子物质，或者同时有重子物质和额外的冷暗物质。
2005-07-11 astro-ph gr-qc hep-ph
Neutrinos from Pulsar Wind Bubbles as Precursors to Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）的supranova模型最近得到了广泛的应用。在这种情况下，伽马射线暴发生在超新星爆炸后的几周到几年内，并且位于脉冲星风泡（PWB）内。来自PWB的高能质子可以与PWB内部丰富辐射场的光子相互作用，或者与超新星遗迹的冷质子碰撞，产生π介子，衰变为\sim 10-10^3 TeV的中微子。预测的来自容纳伽玛暴的PWB的中微子通量应该很容易被计划中的1平方公里探测器探测到。
2003-04-10 astro-ph hep-ph
Probing galaxy density profiles with future supernova surveys
在本文中，我们讨论的可能性，测量哈勃参数和星系密度剖面的斜率，利用未来的超新星数据。随着未来的超新星调查，如SNAP，大量的核心坍缩超新星将被发现，其中一小部分将被多次成像。对这些系统的像分离、通量比、时间延迟和透镜前景星系的测量将对星系晕的斜率提供严格的约束，并为其他关于哈勃参数的宇宙学测试提供补充和独立的信息。
2004-10-12 astro-ph hep-ph
