Can differences in the nickel abundance in Chandrasekhar mass models explain the relation between brightness and decline rate of normal Type Ia Supernovae?
使用Ia型超新星作为距离指示器依赖于对它们亮度的测定。这不是恒定的，但是可以使用亮度和光学光曲线的性质（下降率、宽度、形状）之间的观察到的关系来校准，这表明较亮的SNe具有较宽、较慢的光曲线。然而，这种关系的物理基础尚未完全理解。可能的原因是不同质量的祖先白矮星或不同的不透明度在克拉塞卡质量爆炸。我们参数化了Iwamoto等人（1999）提出的合成不同量Ni的Krasekhar质量模型，并计算了不同时期的热光变曲线和光谱。由于超新星Ia的不透明度主要是由于谱线，它应该取决于爆炸中合成的Fe峰元素的质量，以及喷出物的温度。使用这些处方计算的光学不透明度的辐射热光变曲线再现亮度和下降率之间的关系。此外，当计算光谱时，在最大值和两周后之间的颜色变化允许观察到的M_B（Max）和Dm_{15}（B）之间的关系被很好地再现。在不同时期计算的光谱与光谱学正常的SNeIa的相应光谱比较良好，所述光谱学正常的SNeIa被选择以覆盖相似范围的Dm_{15}（B）值。
2000-09-29 astro-ph
Maximum Brightness and Post-Maximum Decline of Light Curves of SN~Ia: A Comparison of Theory and Observations
我们比较了观测到的Ia型超新星（SN Ia）的最大亮度，最大后下降率和最大光的颜色之间的相关性与模型预测。这些观测是基于总共40个Ia超新星，其中29个是Calan Tololo超新星搜索的SN，11个是绝对视觉亮度为2等的局部SN。观察到的相关性不是紧密的，一维的关系。超新星与相同的postmaximum下降或相同的颜色有一个约0.7 mag. The色散的视星等关系的分散可能会导致距离测定的不确定性或在宿主星系内的星际变红。衰减率-星等关系的分散性表明超新星性质的内在扩散存在，这不能用视觉亮度和极大后衰减之间的任何单一关系来解释。理论相关性是从一个网格的模型，其中包括延迟爆轰，脉动延迟爆轰，合并的情况下，氦爆轰。我们发现，所观察到的相关性，可以理解的爆炸的阿布拉塞卡质量的白矮星。我们的模型显示了一个内在的蔓延的关系，约0.5 mag的最大亮度和约0.1 mag的B-V色。我们的研究提供了强有力的证据，对氦爆轰的亚发光，红色超新星Ia的机制。
1996-09-09 astro-ph
A Hubble Space Telescope Snapshot Survey of Nearby Supernovae
我们提出了测光的12个最近的超新星（SNe）恢复在{ \it哈勃太空望远镜}快照计划，并将测量到早期的地面观测，以研究的晚时间演化的SNe。许多基于地面的测量以前没有发表，主要是用机器人望远镜，卡茨曼自动成像望远镜。星周相互作用的证据在核心坍缩的SNe中很常见。晚的时间下降率的类型IIn SNe被发现跨越一个很宽的范围，也许是由于在拱星相互作用的差异。一个极端的例子，SN I在1995年N，在发现后的大约4年里，$V$中只下降了1.2等。因此，如果要尽量减少超新星本身的污染，就必须在爆炸多年后获得一些超新星的模板图像。先前的一个假说认为SN 1997 bs的I型实际上是一颗明亮的蓝色变星的超爆发，现在的证据与此相反。奇特的SN Ic 1997 ef是一颗“超新星”，在晚期衰退非常缓慢。超新星Ia 2000 cx的衰减率在后期有所下降，但这不太可能是由光回波引起的。
2002-01-14 astro-ph
The Absolute Luminosities of the Calan/Tololo Type Ia Supernovae
我们研究的绝对光度的29 SNe Ia在Calan/Tololo调查。我们证实了Phillips（1993）提出的SNe的峰值亮度与由光变曲线测量的衰减率之间的关系。我们使用Bmax-Vmax < 0.2 mag的样本，推导出BV（I）kc颜色中这种星等-下降率关系的线性斜率。围绕这种线性关系的散射（从而测量SNe Ia距离的能力）范围从0.13 mag（在I波段）到0.17 mag（在B波段）。我们还发现证据的绝对星等或光变曲线的下降率之间的显着相关性，和宿主星系的形态类型。
1996-09-07 astro-ph
Nonlinear Decline-Rate Dependence and Intrinsic Variation of Type Ia Supernova Luminosities
已发表的来自附近Ia型超新星的B和V通量拟合到具有4-6个可调参数的光变曲线模板。单独地，来自相同样本的B幅度在CMAGIC方法规定的后最大时间窗口内拟合到对B-V颜色的线性依赖。这些拟合产生两个独立的SN幅度估计B_max和B_BV。它们的差异随下降率Δ m_15以与双线性但非线性相关性相容的形式系统地变化;非线性形式可能描述了B_max本身的下降率相关性。哈勃拟合B_max和B_BV的平均值需要对观测到的B-V颜色进行系统校正，可以用线性系数R = 2.59 ± 0.24来描述，远低于通常用于表征银河系尘埃效应的系数R_B ~ 4.1。在99.9%的置信度下，数据拒绝了一个简单的模型，其中不需要对聚集在其观察到的颜色分布的蓝色端的SNe进行颜色校正。进行系统校正后，B_max和B_BV的相互均方根固有变化等于0.074 +- 0.019 mag，其中至少有相等的份额可能属于B_BV。使用最大光度或CMAGIC方法测量的SN星等显示与哈勃线的均方根偏差约为0.14等。同样的拟合也建立了一个95%的置信上限为486公里/秒的均方根特有速度附近SNe相对于哈勃流。
2005-12-14 astro-ph
Tycho Brahe's supernova: light from centuries past
SN 1572的光变曲线用现在用来描述SNeIa的术语来描述。通过收集1572- 1574年的观测记录并评估其不确定性，有可能恢复这颗超新星的光变曲线和颜色演变。结果发现，在SNe Ia家族中，该事件应该是具有正常下降率的SNa，其拉伸因子为{ \it s} $\sim$ 0.9。视觉光变曲线在最大值附近、后期衰减和颜色演变支持这一结论。经过消光校正后，这颗超新星的光度为M $_{V}$ $=$ -19.58 - 5 log（D/3.5 kpc）$\pm$ 0.42。
2003-08-30 astro-ph
SN1994D in NGC4526: a normally bright type Ia supernova
Ia型的SN 1994 D被怀疑不符合衰退率、颜色和亮度之间的关系。然而，除了室女星系团之外，它的宿主星系NGC 4526的单独距离还没有公布。我们利用HST档案数据，用球状星团光度函数法确定了它们的距离。最大似然拟合返回V和I的表观翻转幅度分别为23.16+-0.16 mag和21.96+-0.09 mag。对应的距离模数为30.4 ± 0.3mag，其中误差反映了我们对绝对距离尺度的估计。B、V和I的绝对星等（不经衰减率和颜色校正）分别为-18.67+-0.30等、-18.62+-0.30等和-18.40+-0.30等。修正后的星等分别为-18.69+-0.31等、-18.69+-0.31等和-18.44+-0.31等。与其他有可靠距离的超新星相比，SN 1994 D在误差范围内。因此，它不是针对均匀的下降速率-颜色-亮度关系的反例。
1999-09-07 astro-ph
Optical and Infrared Photometry of the Nearby Type Ia Supernovae 1999ee, 2000bh, 2000ca, and 2001ba
本文介绍了Ia型超新星1999 ee的近红外测光，以及Ia型超新星2000 bh、2000 ca和2001 ba的光学和红外测光。对于SNe 1999 ee和2000 bh，我们提出了有史以来第一次在1.035微米（Y波段）的SN测光。我们提出了K-修正，它将观测者坐标系中的红外测光转换为超新星静止坐标系。利用我们的红外K改正和光学测光的伸缩因子，构造了JHK模板，如果在相对于T（B_max）的-12 ~+10d窗口内有数据，则可以用它来确定最大视星等。后续工作的均匀性的V减去IR轨迹的Ia型超新星的中程下降率，我们提出了unreddened轨迹缓慢下降。我们还讨论了在一个给定的时代作为下降率的函数的颜色的连续变化的证据。
2003-11-18 astro-ph
UBVRI Light Curves of 44 Type Ia Supernovae
我们目前的UBVRI测光44 Ia型超新星（Ia型超新星）观察到1997年至2001年的一部分，在哈佛-史密森天体物理中心的弗雷德劳伦斯惠普尔天文台的持续监测活动。该数据集包括2190个观测数据，是迄今为止最大的均匀观测和简化的Ia型超新星样本，几乎是观测良好的Ia型超新星数量的两倍，附近有已发表的CCD光变曲线。大样本的U带测光是一个独特的补充，与在高红移观测到的超新星Ia有重要的联系。超新星Ia U波段光变曲线的衰减率与其他波段的衰减率有很好的相关性，最大光下的U-B颜色也是如此。然而，即使在考虑消光和衰减率之后，U波段峰值幅度相对于其他波段显示出增加的色散，与B波段相比，相当于额外的~40%的固有散射。
2005-09-08 astro-ph
Intermediate-band Photometry of Type Ia Supernovae
给出了5颗Ia型超新星（2002 er，2002 fk，2003 cg，2003 du，2003 fk）的光学光变曲线。光度观测是在一组中间波段滤光片中进行的。SNe 2002 er、2003 du是具有相似光变曲线形状的正常超新星Ia事件，而SN 2003 kf则表现出更亮的超新星Ia事件，在极大值之后衰减速度较慢。SN 2003 cg的光变曲线是不寻常的;它们在最大光附近显示出快速上升和急剧下降，并且在最大光后15-30天内在较长波长处没有显示出次峰。这表明SN 2003 cg很可能是一个本质上亚发光的，类似于91 bg的SN Ia。本文简要讨论了用中波段光度法探测超新星Ia特征线的问题。
2004-09-15 astro-ph
Infrared Light Curves of Type Ia Supernovae
本文提供了一个在Las Campanas和Cerro Tololo天文台合作计划的进展报告，以观察Ia型超新星的近红外光变曲线。我们讨论了JHK光变曲线的形态如何作为下降率的函数而变化。证据表明，在H波段的绝对星等有很小或没有依赖的下降率，这表明超新星Ia可能是近红外的宇宙学标准蜡烛。一个初步的哈勃图在H波段，并与一个类似的图在V相同的对象。最后简要讨论了两颗奇特超新星1999ac和2001ay的观测结果。
2002-11-06 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
Properties of Type Ia Supernova Host Galaxies
通过对57个主星系积分光谱的分析，研究了环境对Ia型超新星性质的影响。星系的积分光谱最能代表宿主星系的整体性质，可以用来直接与高红移星系的光谱进行比较。从光谱中，我们推导出的金属丰度，目前的恒星形成率和恒星形成的历史的主机和比较这些超新星衰退率，这是一个指标的光度。我们的研究结果表明，螺旋宿主星系金属丰度和SNIa光变曲线下降率之间没有显着的相关性。宿主星系的氢-α等效宽度（EW）是当前恒星形成速率与过去平均速率相比的指标。SNIa光度的范围随着EW的降低而增加，这表明SNIa {56}Ni生产的变化主要是由于祖质量和人口年龄。
2005-01-05 astro-ph
Bolometric light curves of supernovae and post-explosion magnetic fields
各种影响导致的超新星的热光变曲线的多样性进行检查：核合成，运动学差异，喷射质量，混合程度，配置和强度的磁场进行了讨论。在Ia型超新星中，$^{56}$ Co的全捕获下降的热光变曲线的偏离可以在爆炸后的两年半内发生，这取决于WD在吸积阶段所遵循的演化路径。如果在超新星爆发前的演化过程中，WD的核心已经形成了对流，那么在爆炸前的几千年里，WD中就应该有一个接近均分值的纠缠磁场。如此强的磁场将把正电子限制在它们来自$^{56}$ Co衰变的地方，并阻止了超新星膨胀时完全俘获衰变的强烈偏离。这种情况预计将发生在C+O的亚亚如果WD爆炸前的磁场强度小于10 $^{5-8}$ G，则在$^{56}$ Co衰变中发射的正电子将缺乏约束，并且将发生偏离完全捕获下降的情况。它发生的时间可以提供WD原始磁场的估计，它的配置，以及超新星喷出物的质量。在SN 1991 bg中，测辐射热光变曲线表明没有明显的缠结磁场（强度低于$10^{3}$ G）。克拉塞卡质量模型无法重现这颗超新星的热光度曲线。相反，SN 1972 E的磁场结构是缠结的，它的光变曲线可以很好地被一次WMD爆炸所再现。
1997-11-20 astro-ph
Supernova search in the afterglow of gamma ray burst 011121
为了帮助计划寻找伽马射线暴（GRB）011121的余辉（AG）超新星（SN），我们利用GRB的炮弹模型和它在R波段的余辉观测，预测了它的余辉和内禀谱。
2001-11-25 astro-ph
The light curves of type Ia Supernova 2004fu
介绍了NGC 6949中Ia型超新星2004fu的CCD UBVRI测光。光和色曲线是这类天体的典型特征，最大绝对星等和衰减率与Ia型超新星确定的这些参数之间的关系一致。
2007-01-30 astro-ph
Modeling the Lightcurves of Type Ia Supernovae
为了研究Ia型超新星光度演化的非均匀性，我们用多参数经验模型拟合了光度曲线。该模型提供了一种定量分析I型超新星光变曲线的方法，并提供了一种方便和连续的光度数据表示。利用观测良好的SN 1994D事件的测光，我们演示了该模型的应用，并构建了一个测辐射热光变曲线。可以估计测辐射热光变曲线的上升时间，并与当前的理论模型进行比较。通过将这个模型应用于大量的超新星Ia在各种过滤器的光变曲线，我们可以探索个别事件之间的变化，并得出系统的相关性。我们发现，最大光照后的初始下降率与后期的下降率相关。这种相关性可以用来约束理论模型。
1995-11-24 astro-ph
Photometric and Spectroscopic study of a highly reddened type Ia supernova SN 2003hx in NGC 2076
本文给出了NGC 2076中Ia型超新星SN 2003 hx的$UBVRI$ CCD测光和光谱，直到$B$带极大值出现后的$\sim$ 146天。这颗超新星在JD 245 2893 $\pm$ 1.0的$B$波段达到最大亮度，视星等为14.92 $\pm$ 0.01等，这是通过对光曲线进行模板拟合来估计的。SN 2003 hx是一颗高度红化的超新星，其$E(B-V)$ = 0.56，$\pm$ = 0.23。我们估计$R_v$ = 1.97 $\pm$ 0.54，这表明与银河系相比，尘埃颗粒的尺寸很小。光度下降率为$Δm_{15}(B)$ = 1.17 $\pm$ 0.12等，从光度与下降率关系（Phillips et al. 1999）得到的绝对$B$带星等为$M^B_{max}$ = -19.20 $\pm$ 0.18等。峰值热光度表明，质量为0.66 $M_\odot$的$^{56}$ Ni是由超新星喷出的。光谱演化表明超新星是一个正常的Ia型事件。
2008-04-28 astro-ph
The Late Time Light Curve of SN 1998bw Associated with GRB980425
我们报告139光度观测超新星SN 1998 bw，这是一个对象，这是与伽马射线暴GRB 980425通过B，V，和I过滤器。这个独特的超新星的详细光变曲线可以与理论模型进行比较，因此我们在这里报告了1998年6月27日至1998年10月28日之间123天的光变曲线。SN 1988bw的光变曲线与Ic类一致。我们发现，在我们研究的整个过程中，这颗超新星的星等与时间的关系在所有颜色的0.05 mags内是线性的。我们测量的统一下降率为B、V和I波段中每天的$0.0141 \pm 0.0002$、$0.0184 \pm 0.0003$和$0.0181 \pm 0.0003$幅度。线性下降和下降速率表明，后期光变曲线是由钴的放射性衰变和伽马射线的一些泄漏提供动力的。
1999-04-29 astro-ph
SN2007ax : An Extremely Faint Type Ia Supernova
我们提出了SN 2007 ax的多波段光度和光谱观测，这是迄今为止观测到的最暗和最红的Ia型超新星（SNIa）。当M_B = -15.9和（B-V）max = 1.2时，这个超新星在最大亮度下比其它超新星暗半个星等以上。与亚发光SN 2005 ke类似，SN 2007 ax似乎也在后期显示出过量的UV发射。传统上，Delta-m_（15）（B）被用于SNeIa的下降速率的参数化。然而，对于微弱的SNeIa，B波段从快速下降到缓慢下降的转变发生在15天之前。因此，我们建议，一个更物理动机的参数，两个斜坡的交叉点的时间，而不是使用。只有通过解释最暗（和最亮）的超新星，我们才能彻底理解热核爆炸的物理学。我们建议，未来的调查应该仔细设计他们的节奏，深度，指向和后续行动，以找到一个公正的样本，非常微弱的成员，这一子类微弱的SNeIa。
2008-07-03 astro-ph
Spectropolarimetric diagnostics of thermonuclear supernova explosions
即使在河外距离，超新星喷出物的形状也可以通过分光偏振法有效地诊断。在这里，我们提出了17 Ia型超新星的结果，允许Ia型超新星的几何结构和其他可观察到的参数之间的相关性的统计研究。这些观察结果表明，它们的喷出物通常由一个光滑的、富含铁的核心和一个具有化学不对称性的外层组成。这种外围非球面的程度与Ia型超新星的光变曲线下降率有关。这些观测结果为Ia型超新星的延迟爆炸模型提供了强有力的支持。
2006-11-29 astro-ph
Selection Effects, Biases, and Constraints in the Calan/Tololo Supernova Survey
我们使用蒙特卡罗模拟的卡兰/托洛洛摄影超新星调查表明，一个简单的模型调查的选择效果占观察到的衰退速度，视星等，角偏移，并预计径向距离之间的超新星和宿主星系核的Ia型超新星（SNe Ia）的样本分布。该模型包括偏见，由于通量有限的性质调查，不同的光变曲线形态显示不同的超新星Ia，以及难以找到的事件投影附近的中心区域的宿主星系。从这些模拟中，我们估计在SNe Ia距离测量中使用的绝对星等下降率关系的零点和斜率的偏差。对于一个假设的内在散射0.15马格关于这个关系，这些选择效应减少零点0.04马格。斜率的关系是没有显着的偏见。我们的结论是，尽管在调查中的选择效果，从卡兰/托洛洛样本确定的关系的形状和零点是相当可靠的。我们估计的程度的不完整性的调查作为一个函数的下降率和估计一个校正的光度函数SNe Ia中SNe的频率似乎增加下降率（较暗的SNe更常见）。最后，我们计算了这次巡天的综合探测效率，以便从所发现的31个事件中推断出超新星Ia的速率，当Ho=65 km/sec/Mpc时，我们得到超新星Ia的速率为0.21（+0.30）（-0.13）SNu。这与Capellaro等人（1997年）最近确定的0.16+/-0.05 SNu值非常一致。
1998-12-03 astro-ph
BVRI Light Curves for 29 Type Ia Supernovae
BVRI光变曲线是在Calan/Tololo巡天期间发现的27颗Ia型超新星和在同一时期观察到的另外两颗Ia型超新星的光变曲线。给出了B、V和I波段最大亮度的估计值和初始衰减率参数m15（B）。
1996-09-07 astro-ph
Supernova 1994aj: a probe for pre-supernova evolution and mass loss from the progenitor
对SN 1994 aj进行了广泛的光度和光谱观测，直到最大光照后540天。极大值附近的测光结果表明，SN属于II型线性星等，峰值绝对星等为Mv ~ -17.8（假设Ho=75 km/s/Mpc）。SN 1994 aj的光谱是不寻常的，在宽的巴耳末线发射的顶部存在一条窄线，具有P-Cygni轮廓。这个狭窄的特征是由于SN周围存在一个密集的超级风。在最大光照后100-120天，SN喷出物开始与CSM相互作用。SN的光度下降速率减慢（gamma_R=0.46 mag/100 d），比正常SNII的平均晚期光度下降速率（~1 mag/100 d）平缓。这股高密度风（Mdot/u_w ~ 10^15 g/cm）被限制在距离前身（R_out ~ 5x10^16 cm）很短的距离内，是一次非常强烈的质量损失事件（Mdot = 10^-3 Msun/yr）的结果，在爆炸前不久（~5-10 yr）终止。
1997-06-18 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
Colors and luminosities of the optical afterglows of the gamma-ray bursts
本文给出了17个伽玛暴光学余辉的色指数和光度的研究结果。我们发现，在t-T_0 < 10天期间，OAs（GRB 000131除外）下降过程中的颜色变化相对较小，即使对于采样密度较低的OAs，也可以进行比较。观测者坐标系中的颜色，经过银河系变红的校正，集中在（V-R）_0 = 0.40 +- 0.13，（R-I）_0 = 0.46 +- 0.18，（B-V）_0 = 0.47 +- 0.17。虽然在所考虑的时间间隔内，OAs的亮度下降了几个量级，但其颜色演变可以忽略不计。如此强烈的颜色指数也表明，所有这些事件的内在红化（在它们的宿主星系内）必须非常相似，并且相对较小。在观测者坐标系中，OAs的绝对亮度在（t-T0）rest = 0.25天时，在M_（R 0）= -26.5 ~-22.2之间。M_（R_0）的这种扩展不受由各个OAs的不同红移z所引起的λ位移的显著影响。这里考虑的OA样品的总衰减率似乎与OA的绝对光学亮度无关，在某个t-T_0处测量的OA对所有OA都是相同的，并且当对红移引起的时间膨胀进行校正时，所有事件的光变曲线几乎是平行的。
2001-08-27 astro-ph
Optical and Infrared Photometry of the Unusual Type Ia Supernova 2000cx
我们提出了不寻常的Ia型超新星2000 cx的光学和红外测光。根据Li等人（2001年）和Jha（2002年）的数据，这包括有史以来为Ia型SN收集的最大数据集，在UBVRIJHK中超过600个点。我们证实了Li等人关于SN 2000 cx进入星云相时B-V颜色异常蓝的发现。鉴于其B波段下降率，其I波段二级驼峰极其微弱。V-近红外颜色同样不匹配基于其他缓慢下降的Ia型SNe的基因座，尽管V-K是最不“异常”的。SN 2000 cx在几个方面与其他缓慢下降的星系类似，因为它的B波段下降率（Δ m_15（B）= 0.93），在其最大值前的光谱中出现了Fe III线和Si II的弱点，V-K颜色和最大值后的V-H颜色。如果由主星系表面亮度涨落导出的距离模数是正确的，我们发现在最大值之前的光增加率、辐射热光变曲线的特征以及最大值时的绝对星等都与Δ m_15（B）~ 1.6-1.7的具有高于正常动能的亚发光天体相一致。
2002-12-26 astro-ph
The Light Curve of S Andromedae
根据对S And的历史观测，结合对SN 1991 bg类超新星的颜色与衰减率的关系，可以估计SN 1885 A的衰减率Δ m15（B）= 2.21，最大值时的固有颜色[B（0）- V（0）]o = 1.32。
2002-01-02 astro-ph
Optical and Infrared Photometry of the Type Ia Supernovae 1991T, 1991bg, 1999ek, 2001bt, 2001cn, 2001cz, and 2002bo
本文介绍了Ia型超新星SN 1991 T、SN 1991 bg、SN 1999 ek、SN 2001 bt、SN 2001 cn、SN 2001 cz和SN 2002 bo的光学和/或红外测光结果。除了一颗超新星外，所有这些超新星的衰减率参数Δ m_15（B）都接近整个Ia型超新星的中值1.1。在近红外绝对星等和Δ m_15（B）之间的关系中加入这些超新星，加强了我们以前发现的关系，因为最大光绝对星等基本上与衰减率参数无关。(SN 1991 bg是快速衰减的Ia型超新星的原型，是一个特例。在JHK的哈勃图中的色散只有~0.15 mag. Ia型超新星的近红外特性仍然是超新星宿主星系的光度距离的优秀措施，由于只需要很小的修正，从观测到最大光的时代，在最大光的绝对星等的低色散，和最小的红化效应在近红外。
2004-12-17 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
Neutrino Flavor Evolution Near a Supernova's Core
(The扩大讨论，并纠正交叉概率中的一个错误。）
1994-05-23 astro-ph hep-ph
Type Ia supernova SN 2003du: optical observations
本文介绍了印度天文台发现Ia型超新星SN 2003 du近一年来的UBVRI测光和光谱测量结果。最大视星等为B=13.53 +/- 0.02等，色（B-V）= -0.08 +/- 0.03等。三角洲（m_{15}（B））= 1.04 +/- 0.04 mag表示绝对B星等最大值M_B = -19.34 +/-0.3等，与母星系的距离模为μ =32.89 +/-0.4。光变曲线形状与SNe 1998 bu和1990 N相似，但不完全相同，这两个星系的光度下降率与SN 2003 du相似，都发生在旋涡星系中。测热光度的峰值表明，超新星喷射出的56 Ni质量为0.9 Msun。光谱演化和Si II和Ca II吸收速度的演化密切遵循SN 1998 bu的演化，并且一般来说，在正常Ia型超新星中观察到的速度的分散范围内。SN 2003 du的光谱和光度行为对于螺旋星系中的超新星Ia来说是非常典型的。Ca II（H & K）和IR三重态特征中的高速吸收成分，吸收速度分别为~ 20，000 km/s和~ 22，000 km/s，在第-11天和第-7天的极大前光谱中检测到。
2004-09-21 astro-ph
The broad line type Ic supernova SN 2007ru: Adding to the diversity of type Ic supernovae
本文介绍了Ic型超新星SN 2007 ru直到极大期后约210天的光度和光谱演化。由于膨胀速度非常高，光谱显示出宽的光谱特征，通常在超新星中看到。光球速度比其他正常的Ic型超新星要高。在爆炸后的$\sim$ 8天，它低于SN 1998 bw，但在以后的时期，它与SN 1998 bw相当。SN 2007 ru的光变曲线演化表明，8 $\pm$ 3天的快速上升时间到$B$带最大值，最大值后的下降速度比其他宽线的Ic型超新星更快。SN 2007 ru的绝对$V$星等为-19.06等，亮度与SN 1998 bw相当，位于观测到的Ic型超新星中较亮的一端。\Nifs的喷射质量估计为$\sim0.4\Msun$。光变曲线的快速上升和下降以及高膨胀速度表明SN 2007 ru是一次具有高动能/喷出物质量比（$E_{\rm K}/M_{\rm {ej}}$）的爆炸。这增加了Ic型超新星的多样性。虽然SN 2003 jd的早期相位谱与宽谱线SN 2003 jd的早期相位谱最为相似，但SN 2007 ru星云光谱中的[OI]谱线轮廓显示为单峰轮廓，而SN 2003 jd的[OI]谱线轮廓为双峰轮廓。单峰的轮廓，加上高光度和高膨胀速度，可能表明SN 2007 ru可能是一个非球面爆炸从极地方向看。估计氧丰度12 + log（O/H）为$\sim$ 8.8，表明SN 2007 ru发生在一个接近太阳金属丰…
2009-03-09 astro-ph
Chemistry and Star Formation in the Host Galaxies of Type Ia Supervovae
通过对57个Ia型超新星宿主星系积分光谱的分析，研究了环境对Ia型超新星性质的影响。我们推断从光谱的金属丰度，目前的恒星形成率，恒星形成的历史的主机和比较这些超新星的下降率。此外，我们比较主机属性的哈勃残差为每个SN。我们的研究结果表明，在高金属丰度的螺旋星系主机暗淡的Ia型超新星的方向统计上不显著的相关性。然而，我们提出的定性证据表明，祖先年龄比金属丰度更可能是超新星峰值光度变化的来源。我们没有发现超新星下降率与宿主星系绝对B星等和当前/过去宿主星系恒星形成率之间的相关性。超新星哈勃残差和宿主星系金属丰度之间存在微弱的相关性。最后，我们通过比较两个更大的，更一般的星系分布使用Kolmogorov-Smirnov测试的环境属性分布的特点Ia型超新星宿主星系。结果表明，宿主星系的金属丰度分布与NFGS和SDSS星系的金属丰度分布相似。在NFGS和SDSS中，观察到SN Ia的绝对B星等分布和恒星形成历史与相应的星系分布之间的显着差异。其中之一是一个突然的上限观察到的分布中的恒星形成的历史的宿主星系样本表明一个Ia型超新星的特征延迟时间的下限约为2.0 Gyrs。其他分布的差异进行了调查，并对超新星性质的影响进行了讨论。
2005-08-08 astro-ph
The Morphology of Type Ia Supernovae Light Curves
我们提出了一个家庭的六个BVI模板光变曲线SNe Ia的-5和+80天，在CTIO收集的高质量数据的基础上。这些模板显示了广泛的光变曲线形态，其B光变曲线的初始下降率之间的m15（B）=0.87马格和1.93马格。我们使用这些模板来研究超新星Ia光变曲线的一般形态。我们发现BVI模板的几个主要特征与m15（B）密切相关。特别是，V光变曲线，这可能是一个相当不错的近似测辐射热光变曲线，显示有序的进展之间的形状最明亮的，最慢的下降事件和最不明亮的，最快的下降SNe。这支持了观测到的超新星Ia的光谱和光度序列主要是由于一个参数的想法。尽管如此，SNe非常相似的初始下降率显示显着差异时，他们的光变曲线特性的详细检查，表明一个或多个次要参数的影响。
1996-09-07 astro-ph
The absolute infrared magnitudes of type Ia supernovae
本文研究了Ia型超新星的绝对光度和早期红外光变曲线的均匀性。八颗超新星被认为是。这些被选择为具有准确已知的最大蓝光时期以及具有可靠的距离估计和/或良好的光曲线覆盖。消光校正的两种方法被认为是。由于红外消光系数较低，两种方法的校正值差异较小。导出了J、H和K波段的绝对星等光变曲线。其中六个事件，包括五个已建立的“分支正常”超新星，显示出类似的同时代震级。其中两个，SNe 1989 B和1998 bu，在最大红外线附近被观测到。这发生在最大蓝光之前约5天{ \it}。J、H和K的绝对峰值分别约为-19.0、-18.7和-18.8。样本中的两颗光谱奇特的超新星SNe 1986 G和1991 T也显示出非典型的红外行为。六颗类似超新星的光变曲线可以用三个波段中的每一个的单一光变曲线来表示。在所有三个红外波段中，绝对星等的色散约为0.15等，这可以在单个光变曲线的不确定性范围内解释。在0.87<Delta m_{15}（B）<1.31的范围内，没有观察到绝对IR幅度随B波段光变曲线下降率Delta m_{15}（B）的显著变化。然而，数据是不足以让我们决定是否下降率的关系是弱于在IR比在光学区域。Ia型超新星的红外光变曲线最终应该提供宇宙学距离的估计，其质量与光学研究中获得的结果相当，甚至更高。
2000-01-05 astro-ph
The (54Fe+58Ni)/56Ni ratio as a second parameter for Type Ia supernova properties
（54 Fe +58 Ni）相对于56 Ni的相对含量的变化可能是Ia型超新星（SNe Ia）关于其内在亮度与其光变曲线形状之间的平均关系的观察到的散射的原因。本文计算了等动能的参数化Brachasekhar质量爆炸模型的合成光变曲线，其中喷出物被分为由（54 Fe +58 Ni）内部和56 Ni外部组成的NSE内区、由中等质量元素组成的外区和CO区。NSE区的大小和（54 Fe +58 Ni）v.56Ni的比例都有系统的变化。具有相同原始NSE含量但不同（54 Fe +58 Ni）/56 Ni比率的模型达到不同的峰值亮度，但具有相似的光曲线形状。合成谱表明，V带衰减率不受（54 Fe +58 Ni）/56 Ni比值的影响。虽然56 Ni质量和总NSE质量分别是决定峰值亮度和光变曲线形状的主要参数，但是，（54 Fe +58 Ni）/56 Ni比值，这可能取决于祖先的金属丰度（Timmes，Brown & Truran 2003）很可能解释了观测到的局部超新星Ia在平均亮度-下降率关系上的散射的重要部分。
2006-04-03 astro-ph
The Hubble Diagram of the Calan/Tololo Type Ia Supernovae and the value of Ho
Calan/Tololo超新星巡天已经发现了约30颗z~0.1的Ia型超新星。使用这些对象和附近的超新星Ia的BVI数据，我们已经表明，存在着显着的分散在这些对象的本征光度。我们设计了一种稳健的卡方最小化技术，同时拟合BVI光变曲线，以将SN事件参数化为（tb，m，m15（B））的函数，其中tb是B最大值的时间，m是针对亮度变化校正的峰值BVI幅度，并且m15（B）是描述整个光变曲线形态的单个参数。当对m15（B）进行适当校正时，Ia超新星被证明是高精度的距离指示器，产生的相对距离误差为7- 10%。修正后的峰值星等被用于构建BVI哈勃图（HD），并利用最近用HST测量的造父变星到四个邻近的Ia超新星（37 C，72 E，81 B，90 N）的距离，我们得出哈勃常数的值为63.1+/-3.4（内部）km/s/Mpc。这个值比假设Ia超新星是完美标准烛光得到的值大10-15%。正如我们在论文V中所展示的，现在有强有力的证据表明，拥有年轻恒星星族的星系似乎拥有衰减最慢的，因此也是最明亮的Ia超新星。因此，使用Pop I天体如造父变星来校准超新星Ia HD的零点很容易使结果偏向于明亮的超新星Ia，除非考虑绝对的星等下降关系。
1997-01-07 astro-ph
Type Ia Supernova: Calculations of Turbulent Flames Using the Linear Eddy Model
探讨了Ia型超新星中碳燃烧火焰与柯尔莫哥洛夫湍流相互作用的性质。利用Kerstein（1991）的线性涡模型进行的一维计算阐明了湍流燃烧的三种状态。在最简单的情况下，大尺度湍流使薄层火焰发生折叠和变形，产生总燃烧率近似为积分尺度上湍流脉动速度U_L的火焰刷。这是超新星爆炸开始的区域，也是爆炸前大部分燃烧发生的区域。随着密度的下降，湍流开始撕裂单个火焰，使更广泛的结构移动得更快。在很短的时间内，这些湍流火焰与它们的间距相比仍然很窄，并且以U_L的总速度移动的火焰刷的概念仍然有效。然而，由其周转时间等于其燃烧时间的条件给出的单个火焰的典型宽度随着密度的下降而继续增加。最终，几乎与积分尺度本身一样大的混合区域瞬时形成。在这一点上，可以发生向爆炸的过渡。对这种转变的条件进行了数值研究，估计在1 × 10**7 g/cm**3附近的密度下，如果积分尺度上的湍流速度超过约15%音速，就会发生这种转变。计算实例显示了实际发生爆炸的细节。
2008-11-21 astro-ph
On the Relation Between Peak Luminosity and Parent Population of Type Ia Supernovae: A New Tool for Probing the Ages of Distant Galaxies
我们研究了Ia型超新星（SNe Ia）的特性与其宿主星系中心的径向距离的函数关系。使用一个样本的62 SNe Ia可靠的光度，变红，和下降率的测定，我们发现没有显着的径向梯度SNe Ia峰值绝对幅度或下降率在椭圆+S 0星系，这表明SN属性的多样性是不相关的金属丰度的祖先。我们确实发现螺旋星系中超新星的亮度和光变曲线宽度的范围扩展到更亮，更宽的值。这些结果被解释为支持的年龄，但不是金属丰度，相关的起源的多样性在超新星Ia。如果得到更大更准确的数据样本的证实，年龄-光度关系将提供一个新的和强大的工具来探测红移高达$z\sim1-2$的星系中恒星星族的年龄和年龄梯度。Ia型超新星的峰$\rm (B-V)_0$和$\rm (V-I)_0$颜色没有明显的径向梯度，这支持Phillips等（1999）的红化校正方法。我们发现没有径向梯度的残差从超新星Ia的亮度宽度的关系，这表明该关系是不受影响的属性的祖先人口和支持的可靠性的宇宙学结果的基础上使用的超新星Ia作为距离指标。
2000-06-03 astro-ph
The Distance to Supernova 1998aq in NGC3982
NGC 3982是Ia型超新星SN 1998 aq的宿主星系，它的距离是利用哈勃太空望远镜在多个时期的观测中发现的32颗造父变星得出的。利用最新的大麦云云造父变星的周期光度关系和绝对零度点，我们发现到NGC 3982的距离为20.5+/-0.8（r）+/-1.7（s）Mpc，包括随机（r）和系统（s）的不确定性，忽略造父变星周期光度关系中的任何金属丰度依赖性。尚未发表的光变曲线测光法有望使SN 1998 aq成为Ia型超新星衰减率-峰值光度关系的最重要的校准器之一。
2001-10-02 astro-ph
XMM-Newton detects the beginning of the X-ray decline of SN 1995N
我们提出了一个新的XMM-牛顿观测的相互作用超新星1995 N，2003年7月27日进行的结果。我们发现，0.2-10.0 keV的通量下降到1.44 e-13 erg cm^-2 s^-1的水平，比1998年1月ASCA的观测结果低了一个数量级。的X射线光谱分析显示统计上显着的证据，存在两个不同的组件，可以模拟从光学薄，热等离子体在不同温度下的发射。从这些温度，我们推导出喷出物密度分布的指数为n ~ 6.5。
2004-11-29 astro-ph
Photometry of the Type Ia Supernovae 1999cc, 1999cl, and 2000cf
我们提出了以前未发表的BVRI光度测定的Ia型超新星1999 cc和2000 cf随着修订光度测定的SN 1999 cl。我们确认SN 1999 cl被高度非标准尘埃红化，R_V = 1.55 +/- 0.08。除了两个类星体透镜星系的低R_V值是有争议的，这是唯一已知的对象与公布的R_V值小于2.0。SNe 1999 cl和2000 cf的近红外绝对星等最大值与其他Ia型SNe的中等衰减率非常一致。
2005-11-06 astro-ph
Epochs of Maximum Light and Bolometric Light Curves of Type Ia Supernovae
我们提出了经验拟合Ia型超新星的UVVRI光变曲线。这些拟合用于客观地评估光变曲线参数。我们发现，最大的光在滤波器通带的相对时间是非常相似的大多数对象。令人惊讶的是，在较长波长处的最大值比B和V光变曲线更早达到。这清楚地表明了超新星辐射的复杂性。一个小样本的观测良好的超新星Ia的测辐射热光变曲线的构建通过集成的光学滤波器。在大多数物体中，在测辐射热最大值之后约20-40天，在光变曲线中观察到平台或拐点。这个平台的强度在样品中的各个物体之间变化很大。此外，上升时间表明，对于观测时间早到足以进行这种分析的少数物体，上升时间的范围为几天。另一方面，所有天体在最大值过去50至80天之间的下降率都非常相似，只有SN 1991 bg是一个明显的例外。类似的超新星后期衰减率表明，在后期的能量释放是非常均匀的;早期的差异可能是由于喷出物的辐射扩散。除了SN 1991 bg之外，超新星Ia的绝对辐射热光度范围至少是它的2.5倍。从这一估计得出的镍质量范围从0.4到1.1 Msun。用单一的爆炸机制来解释这样的质量范围似乎是不可能的，特别是因为在后期阶段伽马射线逃逸的速率似乎非常均匀。
2000-05-25 astro-ph
Optical and Infrared Observations of Radioactive Elements in Supernovae
在后期阶段，超新星光变曲线的能量通常由爆炸中合成的放射性元素的衰变提供。当光变曲线的衰减遵循衰变元素的半衰期时，这一点就被明确地揭示出来了，而辐射热光度则直接提供了喷出的放射性物质的质量。我将集中在最好的观察元素，镍-56，并证明不同的超新星喷射不同数量的这种元素。SN 1994 W喷射出非常少量的镍，可能是由黑洞形成引起的。SN 1998 bw可能比迄今为止任何其他超新星都喷射出更多的镍-56。我还将讨论我们在SN 1987 A中未检测到[Fe II] 26微米，这可用于估计喷射的放射性钛-44的质量上限。
2002-04-29 astro-ph
Theoretical light curves for deflagration models of Type Ia supernova
我们目前的合成测辐射热和宽带UVVRI光变曲线的超新星Ia，四个选定的3-D爆燃模型的热核超新星。光变曲线计算与1-D水代码STELLA，模型（多组时间依赖）非平衡辐射转移内SN喷出物。从3-D流体动力学爆炸模拟与核合成后处理步骤中确定的组合物的角度平均结果作为输入到辐射转移模型。预测的模型UBV光变曲线与观测到的Ia超新星在低到正常光度范围内的光变曲线相当吻合，尽管基本的流体动力学爆炸模型在爆炸中只产生了少量的放射性Ni 56和相对较低的动能。在Ni 56质量为0.42 Msun的模式中，预测的B和V通量的演化很好地遵循了观测到的最大值之后的下降速率，尽管其他过滤器中的通量行为与观测有些偏离，并且测辐射热下降速率有点慢。使用我们的模型，我们检查阿内特规则的有效性和准确性的程序提取的Ni 56质量从观察到的光变曲线。我们发现，理论光变曲线和观测之间的比较提供了一个有用的工具来验证超新星Ia模型。必要的步骤，以提高理论和观测之间的协议。
2006-03-02 astro-ph
Photometric observations of two type II-P Supernovae: normal SN II-P 2004A and unusual SN 2004ek
介绍了II型超新星2004 A和2004 ek的CCD BVRI测光。SN 2004 A被认为是一个典型的SN II-P，其光、色曲线的形状和最大光度与SN 1999 em非常接近。SN 2004 ek显示出不寻常的光变曲线，在B波段有很长的平坦平台，在V波段有两个峰值，在R和I波段有明显的增亮，大约在爆发后45天开始。在平台阶段之后亮度的下降可能是相当缓慢的。平台亮度比SN II-P的平均亮度高1.5等。
2008-02-14 astro-ph
Supernova 1998bw - The final phases
SN 1998 bw与GRB 980425的可能联系立即将SN 1998 bw置于超新星研究的前沿。在这里，我们提出了修订后的晚时间的超新星BVRI光变曲线，在VLT采取的模板图像的基础上。为了跟踪超新星到最后可观测的阶段，我们使用了HST/STIS。2000年6月和11月拍摄的深层图像与2001年8月拍摄的图像进行了比较。这颗超新星的身份已经确定。这使我们能够测量到爆炸后大约1000天的光变曲线。主要特征是在爆炸后500多天内迅速下降，没有迹象表明钴-56衰变中的正电子被完全捕获。此后，光变曲线明显变窄。一种可能的解释是，如果在这颗高能超新星中大量形成了更长寿命的放射性同位素，那么它们就能提供动力。
2002-04-29 astro-ph
A Simple Bipolar Jet Model for the Polarization of Core-Collapse Supernovae
我们提出了一个超新星极化的双极喷流模型。来自超新星主要成分（我们简称为体超新星）的光散射喷流中的电子并被偏振：这种偏振光被添加到体超新星的直接发射中，导致整个超新星发射被偏振。双极喷流模型的动机是解决潜在的悖论，该分析表明Ib型超新星具有强的球对称性，并期望Ib型超新星在连续体中高度极化，可能高达4%。对于该模型，我们推导出简单的，非相对论的，近似的散射通量和偏振的相对量的解析公式。偏振公式定性地再现了至少在一些超新星中观察到的两个主要特征：（1）上升到偏振最大值，然后随时间下降;（2）线的反转天鹅座P偏振轮廓。该模型是严格轴对称的，并预测一个恒定的位置角的内在极化。由于观测到内禀极化的位置角变化，该模型不能解释所有超新星的全部极化。
2004-06-20 astro-ph
Late-time emission of type Ia supernovae: optical and near-infrared observations of SN 2001el
我们目前的光学和近红外线曲线SN 2001 el从310至445天过去的最大光，获得的甚大望远镜。晚时光学（UBVRI）光变曲线在U、B、V、R和I波段的衰减时间尺度分别为1.43 \pm 0.14、1.43 \pm 0.06、1.48 \pm 0.06、1.45 \pm 0.07和1.03 \pm 0.07等（每百日），几乎呈线性衰减。相比之下，在近红外（JHKs）波段的通量的时间演化似乎是几乎恒定的，在这些时期。我们在J和H波段分别测量到0.19 \pm 0.10和0.17 \pm 0.11量级的下降率（每百日）。我们构造了紫外光变曲线，发现晚期光度的衰减时间尺度与正电子动能的完全沉积几乎一致。正常Ia型SN 2001 el的后期光变曲线证明了近红外贡献的重要性增加。这是以前在特殊的SN 2000 cx中观察到的，因此SN 2001 el的结果确保了以前基于单个特殊事件的结论适用于正常的Ia型超新星。测得的后期UVOIR下降率表明，大多数正电子被困在喷出物中。这一结果不利于弱和/或径向梳状磁场配置的预测。
2007-05-16 astro-ph
The Light Curve of the Unusual Supernova SN 2003dh
SN 2003 dh是有记录以来最明亮的超新星之一，也是测量速度最高的超新星，伴随着伽马射线暴030329。它的快速上升到最大值和同样快速的下降给任何球对称模型带来了问题。我们在这里将超新星建模为一个非常活跃的极地爆炸，使恒星的赤道部分几乎完好无损。母星的总质量远大于高速喷出物的质量，合成的56-Ni的总质量约为0.5个太阳质量。这种不对称性和镍的质量是预期在Mesosar模型。一个“复合二维”模型的计算，与观察到的光变曲线的特征吻合得很好。这个光变曲线所需的56-Ni的质量是0.55太阳质量，总爆炸能量为26 x 10**51 erg。
2003-09-05 astro-ph
The luminosities of supernovae of type Ia derived from Cepheid observations
收集和讨论了已被造父变星校准的Ia型超新星（SNe Ia）的光度数据。本样本中的天体显示出~20的光度范围。这些数据有力地证实了早期型系统中的Ia超新星平均比晚期型星系中的超新星暗的怀疑。对仙女座星系S的历史观测表明，Ia型超新星的最大震级与下降率的关系表现出很大的内在离散度。这并不令人惊讶，因为产生的56 Ni的量以及Ia超新星的其他可观察到的性质预计将敏感地取决于有多少燃料被点燃。
1996-06-12 astro-ph
New Perspectives on Type Ic Supernovae
Ic型超新星可能是“近乎裸体”的核心坍缩事件。因此，它们在演化起源方面特别有趣，但也是爆炸过程的潜在线索来源，可能无法从其他超新星中获得。对Ic型的研究表明，它们与Ia型截然不同，即使是那些更暗、更红的品种。Ic型还表明，基于光谱的历史分类方案不能涵盖这些事件和密切相关事件的物理特征。Ic型可能都有一个非常小的氦外层，但不足以使它们仅仅是Ib型的一个版本。它们可能需要另一种进化途径。最大光附近的相似光谱掩盖了各种后期光变曲线行为。一些被归类为Ic型的事件，如SN 1962 L、1983 V、1990 B和1990 U，在最大亮度后的前150天内经历了一个相对缓慢的演化，以V为单位衰减约3.0等。这些事件似乎属于SN 1993 J和Ib型SN 19983 N的一般类别。它们的光变曲线比预期的完全捕获的晚期Co-56衰变更快地下降，但不如Ia型快。这些事件的后期光变曲线似乎与喷出物的速度无关，因此意味着伽马射线的捕获方式与参与同源膨胀的质量无关。其他的Ic型、SNe 1983 I、1987 M和1994 I，甚至比Ia型的下降更陡。
1996-01-07 astro-ph
Spectroscopy of the type Ia supernova SN 2002er: days -11 to +215
我们提供了附近Ia型超新星SN 2002 er的一组广泛的光谱学，其中24个历元跨度为-11到+34天。它的光谱演化是相当典型的Ia型超新星，尽管它遭受了高度的消光。然而，有光谱演化的差异相比，其他正常的Ia型超新星具有可比的下降率参数的同时代光谱。使用大气中均匀丰度分布的光球相位谱模型提供了与观测结果的公平匹配，但只有通过将所采用的距离和上升时间推到接近观测极限。未来的改进将需要一个更现实的分层丰度分布的模型。从+215天的星云光谱的简单模型，我们推断56 Ni的质量为0.69 Msun，与光变曲线的结果一致。
2005-03-16 astro-ph
