Explosion Diagnostics of Type Ia Supernovae from Early Infrared Spectra
本文给出了Ia型超新星在最大光附近的红外光谱模型。基本的动力学模型是延迟爆轰爆炸在卡拉塞卡质量的碳/氧白矮星。结合辐射输运代码在这里使用，这些模型提供了合理的拟合光谱的“正常”Ia型超新星。使用两个独立的辐射传输代码，一个假设LTE和一个计算非LTE激发和电离。该模型与文献中的红外数据进行了比较。独立的代码给出了一个合理的数据表示，并提供物理解释，其起源独立的详细假设的辐射转移。红外线给出了一个特别强大的诊断动力学模型，因为强烈可变的线覆盖不透明度，它探测不同的深度内爆炸的白矮星在同一时期。可以直接测定氧和碳爆炸燃烧过渡区的速度。也可以探测到燃烧到镍停止的速度。这些速度对爆炸物理非常敏感。
1997-09-25 astro-ph
First Sources in Infrared Light: Stars, Supernovae and Miniquasars
宇宙红外背景（IRB）在1微米和3微米之间的波长提供了一个有用的探测早期恒星形成之前和期间再电离。为了解释电子散射的高光学深度，正如威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）所测量的那样，我们需要在红移10或更高的地方有显着的恒星形成活动。除了大质量恒星外，IRB通量可能是由早期的迷你类星体群贡献的。我们研究了第一恒星、超新星和类星体在高红移时对IRB的相对贡献，以获得合理的恒星形成率。如果微型类星体在爱丁顿极限下有效地辐射，那么目前的背景测量将第一颗恒星中转化为种子黑洞的质量比例限制在大约10%以下。在超新星的情况下，虽然单个超新星比祖星亮得多，但由于寿命较短，只有几个月，与来自恒星的相同贡献相比，对IRB的贡献率保持在10%以下。然而，未来的大型地面和太空望远镜可能会直接探测到明亮的超新星。
2004-05-10 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
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
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
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
Constraints on Type Ia Supernovae from Near Infrared Spectra
我们描述了一个研究计划，以提高对Ia型超新星（SNe Ia）的理解，通过建模和观察这些事件的近红外（NIR）光谱。在0.9微米和2.5微米之间的近红外对于检查可能在其他光谱区域混合或模糊的超新星Ia爆炸的某些产物是最佳的。近红外分析将使我们能够把重要的限制的物理性质的超新星Ia祖细胞和他们的爆炸动力学。这些是理解Ia型超新星物理学的关键步骤。我们已经确定了SNe Ia的近红外光谱中的特征，区分人口I和人口II的祖先。这些特征对Ia型SNe的进化历史具有重要的制约作用。我们还研究了某些产品的核燃烧，使我们能够把限制核燃烧在爆炸过程中的传播，并在事件中的燃烧前的行为。我们将能够区分SNe Ia的几种爆炸模型。
2000-06-28 astro-ph
Infrared and Optical Spectroscopy of Type Ia Supernovae in the Nebular Phase
我们目前的近红外（NIR）光谱Ia型超新星在最大蓝光后13至338天的时期。还显示了一些当代的光谱。所有的近红外光谱在整个J-，H-和K-带中显示出相当大的结构。特别是，它们在J波段表现出通量“赤字”，持续到175天。这就是著名的红色J-H颜色的原因。为了识别发射特征并测试爆炸和随后的光变曲线的$^{56}$ Ni假设，我们将NIR和光学星云相位数据与一个简单的非LTE星云光谱模型进行了比较。我们发现，许多的光谱特征是由于铁族元素和J-带赤字是由于缺乏从占主导地位的IR/光谱的其余部分的物种的发射线。然而，一些发射是无法解释的，可能是由于钴原子数据的不准确。对于某些超新星，在3个月的红外和光学特征中可以看到1000- 3000 km/s的蓝移。我们认为这是由于喷出物中的结块。钴/铁质量比的演变表明，$^{56}$ Co衰变占主导地位的这些元素的丰度。我们推导出的铁族元素的绝对质量支持Ia型超新星的基本热核爆炸方案。核心塌陷的起源与我们的数据不太一致。
1997-07-10 astro-ph
Near Infrared Spectra of Type Ia Supernovae
我们报告了12个“分支正常”Ia型超新星（SNe Ia）的近红外（NIR）光谱观测，覆盖波长范围从0.8-2.5微米。我们的样品在最大光照的三周内，用公布的近红外光谱使Ia型超新星的数量增加了一倍多。观测时期从最大光照前13天到最大光照后18天不等。Ia型超新星的详细模型用于识别光谱特征。测量谱线的多普勒频移以获得速度，从而获得元素的径向分布。近红外光谱是探测超新星Ia喷发物各层化学结构的一个非常有用的工具。这个波长区域对于检查Ia超新星爆炸的某些产物是最佳的，这些产物可能在其他光谱区域中混合或模糊。我们确定的光谱特征，镁，钙，硅，铁，钴，镍和可能的锰。我们在光谱中没有发现氢、氦或碳的迹象。光谱特征揭示了Ia超新星物理特征的重要线索。我们使用的功能，以获得未燃烧物质的量的上限，以确定从爆炸性碳氧燃烧和从部分到完整的硅燃烧的过渡区域，并估计在爆炸过程中和爆炸后的混合水平。
2003-06-23 astro-ph
Uniformity of V minus Near Infrared Color Evolution of Type Ia Supernovae, and Implications for Host Galaxy Extinction Determination
通过对SNe 1972 E、1980 N、1981 B、1981 D、1983 R、1998 bu、1999 cl和1999 cp的分析，我们发现Ia型SNe的本征V-K色具有多色光变曲线形状（MLCS）参数-0.4 < Delta < +0.2，表明其颜色曲线是均匀的。V-K颜色从B波段最大值前大约一周到最大值后一周随时间线性变蓝，之后线性变红，直到最大值后四周。V-H颜色表现出非常相似的颜色演变。V-J颜色表现出稍微复杂的演变，具有更大的散射。V-近红外颜色关系的存在允许构建近红外线曲线模板，这是Elias等人（1985）的改进。我们提供了Ia型超新星1999 aa，1999 cl和1999 cp的光学BVRI和红外JHK测光。SN 1999 aa是一颗过亮的“缓慢下降星”（Delta = -0.47等）。SN 1999 cp是一个中等亮度的SN，在其宿主中没有变红。SN 1999 cl在其宿主中非常红。SN 1999 cl的V-近红外色产生A_V = 2.01 +/- 0.11 mag.这导致其宿主星系（M 88）的距离与其他室女星系团成员的距离测量结果一致。
2000-06-29 astro-ph
The late emission of thermonuclear supernovae
本文综述了Ia型超新星的晚期发射及其对理解C+O WDs爆炸的意义。
1996-04-16 astro-ph
Secondary Maximum in the Near-Infrared Lightcurves of Type Ia Supernovae
我们进行了Ia型超新星（SNe Ia）的近红外（NIR）光变曲线的理论研究。在这些波段中，光变曲线的特点是在初始光变曲线之后大约20到30天出现第二个最大值。利用含时多群辐射转移计算方法，计算了Ia型超新星喷出物结构的UBVRIJHK波段光变曲线。我们的合成近红外光曲线显示出明显的第二个最大值，并提供有利的拟合观察到的超新星Ia。我们提供了一个详细的解释的近红外光谱的第二个最大值，这是直接关系到喷出物中的铁族元素的电离演化的起源。这种理解提供了直接的直觉，近红外光变曲线对喷出物的物理性质的依赖，特别是解释了为什么更明亮的超新星有一个更晚和更突出的第二个最大值。我们证明了近红外光变曲线对56Ni的质量，56Ni混合的程度，电子俘获元素的质量，祖金属丰度，和中间质量元素（特别是钙）的丰度的依赖性。次最大值被证明是这些重要的物理参数的一个有价值的诊断。这些模型进一步证实，超新星Ia应该是近红外光谱中极好的标准烛光，即使在喷出物的物理性质变化很大的情况下，色散也小于0.2等。这项研究强调了近红外观测在探测Ia超新星结构和进一步提高其宇宙学效用方面的完美价值。
2006-06-19 astro-ph
Late Light Curves of Normally-Luminous Type Ia Supernovae
Ia型超新星作为宇宙学工具的使用加强了更好地理解这些物体及其光变曲线的必要性。Ia型超新星的光变曲线由$^{56}Ni \to ^{56}Co \to ^{56}Fe$的核衰变提供动力。后期光变曲线可以提供对衰变产物的行为及其对曲线形状的影响的洞察。我们提出了六个“正常”Ia型超新星的光学光变曲线，在晚些时候与模板图像减法，这些光变曲线的超新星能量沉积模型的拟合。
2006-01-05 astro-ph
Reconstruction of a Deceleration Parameter from the Latest Type Ia Supernovae Gold Dataset
本文从最新的Ia型超新星金数据集重建了一个参数化的减速参数$q(z)= 1/2 - a/(1 + z)^b$。发现在这个参数化的减速参数下，从减速膨胀到加速膨胀的跃迁红移在$z_T=0.35^{+0.14}_{-0.07}$，置信度为$1σ$. $1σ$误差中参数的最佳拟合值为$a=1.56^{+0.99}_{-0.55}$和$b=3.82^{+3.70}_{-2.27}$。
2007-01-17 astro-ph
The Latest Version of the Standardized Candle Method for Type II Supernovae
我使用最大的可用样本的II型高原超新星检查以前报道的光度速度关系。这项研究证实了这样的关系，它允许一个标准化的光度这些对象从光谱测量的包络速度，并使用它们作为河外距离指标。“标准烛光法”（SCM）产生的哈勃图的色散为0.3等，这意味着SCM产生的距离精度为15%。用两颗距离造父变星的邻近超新星，我发现Ho=81+/-10 km/s/Mpc，而Ia型超新星的Ho=74。
2003-01-15 astro-ph
Late Light Curves of Normal Type Ia Supernovae
本文报道了SN 2000 E、SN 2000 ce、SN 2000 cx、SN 2001 C、SN 2001 V、SN 2001 bg、SN 2001 dp等7颗正常/超亮Ia型超新星的晚历元光学光度测量结果。这些物体的光度测定是使用模板减法来消除孔径光度测定过程中的星系光污染。我们展示了这些超新星爆炸后640天内的光学光变曲线。我们发现，在爆炸后的200-500天内，这些数据呈线性下降，B、V和R波段的下降率约为1.4等/100天，但I波段的下降率要小得多，为0.94等/100天。
2006-10-03 astro-ph
Do the photometric colors of Type II-P Supernovae allow accurate determination of host galaxy extinction?
本文介绍了SN 1999 em的红外测光，SN 2003 hn的光学测光、红外测光和光谱学。这两个天体都是II-P型超新星。这些超新星的V-[RIJHK]颜色曲线以非常相似的方式演化，直到平台阶段结束。这使我们能够确定SN 2003 hn的光比SN 1999 em的光多消光多少。由于我们通过对SN 1999 em的地面和空间光谱以及测光的模型拟合，估计了SN 1999 em的总消光，因此我们可以以合理的精度估计SN 2003 hn的总消光和绝对星等。由于SN 2003 hn的宿主星系也产生了Ia型SN 2001 el，我们可以直接比较这两个不同类型的SNe的绝对星等。
2008-09-15 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
On the source of the late-time infrared luminosity of SN 1998S and other type II supernovae
我们提出了晚时间近红外（NIR）和光学观测的I型SN 1998 S。近红外测光时间跨度为333-1242天，近红外光谱和光学光谱分别为333-1191天和305-1093天。近红外测光延伸到M '波段（4.7 μ），使SN 1998 S成为第二颗被探测到如此长红外波长的超新星。的H α和氦1.083亩线剖面的形状和演变表明一个强大的相互作用与祖风，以及提供证据的尘埃凝结在喷出物。最新的光谱表明，风已经流动了至少430年。HK连续谱的强度和向长波长方向的上升以及相对明亮的L'和M'星等表明，近红外辐射是由于超新星中新形成的热尘埃可能提供了喷出物和/或原星周介质（CSM）中预先存在的尘埃。[摘要]考虑了近红外辐射的可能来源。排除了喷出物尘埃的显著放射性加热，也排除了CSM尘埃的冲击/X射线前体加热。更合理的来源是（a）由紫外/光学峰值亮度驱动的CSM尘埃的红外回波，以及（b）由喷出物激波/CSM相互作用产生的冷而致密的壳层内形成的新凝聚尘埃的发射。我们认为，证据有利于冷凝尘埃假说，虽然红外回波不排除。在尘埃凝结的假设中，红外光度表明喷出物中至少有0.001太阳质量的尘埃，甚至可能更多。最后，我们表明，II型超新星的后期内禀（K-L '）演化可能提供一个有用的工具，用于确定是否存在大质量CSM周围的祖星。
2004-04-27 astro-ph
Signatures of Delayed Detonation, Asymmetry, and Electron Capture in the Mid-Infrared Spectra of Supernovae 2003hv and 2005df
我们提出了第一个中红外（5.2-15.2微米）光谱的Ia型超新星（SNe 2003 hv和2005 df）。SN 2005 df在爆炸后135天侦测到镍的放射，提供了直接的观测证据，证明Ia型超新星的高密度核燃烧形成了大量稳定的镍。SN 2005 df光谱中观测到的发射谱线轮廓表明了一种化学分层的喷出物结构。SN 2005 df Ar线也表现出一个双管齐下的发射轮廓，这意味着Ar发射显着偏离球对称。SN 2003 hv的光谱也显示出不对称的迹象，表现出蓝移的[Co III]，这与几乎同时代的近红外光谱中[Fe II]线的蓝移相匹配。最后，对超新星2003 hv的放射性56 Ni产额的局部热力学平衡丰度估计为~0.5 Msun，但对明显亚发光的超新星2005 df只有~0.13-0.22 Msun，支持了超新星Ia的光度主要是放射性56 Ni产额的函数的观点。SN 2005 df中观察到的化学分层喷出物结构与延迟爆轰（DD）模型的预测相匹配，但与当前的三维爆燃模型完全不兼容。此外，这种分层持续到超新星最内部区域的程度很难解释，即使在DD方案中，最内部的喷出物仍然是爆燃燃烧的产物。因此，虽然这些结果与延迟爆炸大致一致，但很明显，我们对超新星爆炸最早阶段的理解仍然缺少一个关键的物理学部分。
2007-02-05 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
Improving the Calibration of Type Ia Supernovae Using Late-time Lightcurves
使用Ia型超新星作为宇宙学标准烛光是解开暗能量之谜的关键。改进Ia型超新星的校准可以提高它们作为宇宙学标准烛光的能力。我们发现了一个初步的证据之间的相关性的后期光变曲线的斜率和超新星Ia在B波段的峰值亮度;更明亮的超新星Ia似乎有较浅的光变曲线的斜率之间的100和150天的最大光。利用马尔可夫链蒙特卡罗分析方法对Ia型超新星进行定标，可以同时考虑尘埃消光效应、光度与光变曲线宽度的相关性（以Δ m_{15}为参数）以及光度与后期光变曲线斜率的相关性。对于现有的样本11超新星Ia以及测量的后期光变曲线，我们发现，校正光度和后期光变曲线斜率的超新星Ia之间的相关性导致0.12等的哈勃图中的固有色散。我们的研究结果对未来的超新星调查具有重要意义，旨在阐明暗能量的性质。
2008-06-20 astro-ph
Late-time Radio Observations of 68 Type Ibc Supernovae: Strong Constraints on Off-Axis Gamma-ray Bursts
我们提出了68个当地Ibc型超新星的晚期射电观测，包括6个具有宽光学吸收线的事件（“hypernovae”）。这些物体都没有表现出可归因于离轴伽马射线暴喷流的无线电发射，这些喷流扩散到我们的视线中。通过与我们的余辉模型的比较，我们得到了以下结论：（1）Ibc型超新星的小于$\sim 10%$的事件与最初偏离我们视线的典型伽马射线暴有关，这就对伽玛暴聚束因子$<f_b^{-1}> \lesssim 10^4$提出了一个经验约束，它对应于一个平均喷流张开角，即$θ_j \gtrsim 0.8$度。(2)这一点尤其适用于宽线超新星（SNe 1997dq、1997ef、1998ey、2002ap、2002bl和2003jd），它们被认为是伽玛射线暴喷流的宿主。我们的观测没有发现典型的（甚至是亚高能的）GRB的证据，并且排除了在84%的置信水平下每个宽线SN都有GRB的情况。他们的大光球速度和不对称的喷出物（从分光偏振和星云光谱推断）似乎是非相对论性超新星爆炸的特征，并不一定意味着相关的伽玛射线暴喷流的存在。
2005-12-06 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
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
Adaptive Optics Discovery of Supernova 2004ip in the Nuclear Regions of the Luminous Infrared Galaxy IRAS 18293-3413
我们报告了在ESO甚大望远镜（VLT）上的NAOS CONICA自适应光学（AO）系统的KS波段图像中发现的超新星。这些图像是作为近红外搜索的一部分获得的，该搜索是在发光和超亮红外星系的核区域中寻找高度模糊的超新星。SN 2004 ip位于一个环核星暴内，距离亮红外星系IRAS 18293-3413的K波段核心约1.4角秒（或500秒差距）。超新星的光度和光变曲线是一致的核心崩溃事件遭受的主机星系灭绝高达约40级的V-波段，这是预期的环核星暴环境。这是第一个利用AO校正发现的超新星，并证明了目前配备AO的8米级望远镜在发现来自发光和超亮红外星系最内层核区域的超新星方面的潜力。
2007-02-28 astro-ph
Chemical Abundances in Twelve Red Giants of the Large Magellanic Cloud from High-Resolution Infrared Spectroscopy
用双子座南8.3米望远镜和凤凰光谱仪获得了大麦哲伦星系12颗红巨星的高分辨率红外光谱（R= 50，000）。碳-12、碳-13、氮-14和氧-16的定量化学丰度来自CO、CN和OH的分子线，而钠、钪、钛和铁的丰度来自中性原子线。LMC巨星的质量约为1到4个太阳质量，金属丰度范围为[Fe/H]= -1.1到-0.3。所有的红巨星都显示出第一次疏浚混合的证据，12 C/13 C比值较低，低12 C与高14 N丰度相关。LMC和银河系中氧铁比的比较表明，LMC中[O/Fe]与[Fe/H]的趋势比银河系的趋势低约0.2 dex。这种偏移可以被模拟为由于相对于银河系，大麦哲伦星系中每单位质量的超新星比率总体较低，以及II型超新星与Ia型超新星的比率略低。
2002-08-22 astro-ph
Late-Time Spectroscopy of SN 2002cx: The Prototype of a New Subclass of Type Ia Supernovae
我们目前的凯克光谱SN 2002 cx，最奇特的已知Ia型超新星（SN Ia），采取227和277天过去的最大光。令人惊讶的是，光谱并不受铁的禁止发射线的支配，这是星云阶段热核超新星的标志。相反，我们确定了许多P-Cygni配置文件的Fe II在非常低的膨胀速度约700公里/秒，这是没有先例的超新星Ia。我们还报告了这些光谱中低速氧的初步鉴定，表明爆炸的白矮星中心附近存在未燃烧的物质。SN 2002 cx是超新星Ia的一个新子类的原型，其光谱特征可能与最近的纯爆燃模型一致。这些与大多数Ia型超新星不同，Ia型超新星可能需要另一种爆炸机制，如延迟爆炸。
2006-04-04 astro-ph
The Joint Efficient Dark-energy Investigation (JEDI): Measuring the cosmic expansion history from type Ia supernovae
JEDI（联合高效暗能量调查）是NASA-DOE联合暗能量任务（JDEM）的候选实施。JEDI将用三种独立的方法探测暗能量：（1）Ia型超新星，（2）重子声学振荡，（3）弱引力透镜。在随附的一份文件中，对JEDI任务进行了全面总结。在本文中，我们提出了进一步的细节超新星组成的JEDI。为了推导出与模型无关的对暗能量的约束，在z 0-2（暗能量重要的红移范围）的连续红移区间中精确测量宇宙膨胀历史H（z）是很重要的。z > 1的Ia超新星不容易从地面观测到，因为它们的大部分光线已经转移到了近红外线，在那里天空背景是压倒性的;因此需要一个太空任务来探测暗能量。由于其独特的近红外波长覆盖范围（0.8-4.2微米），JEDI的优势是在0 < z < 2的整个红移范围内观测静止框架J波段的超新星Ia，它们受尘埃的影响较小，似乎是近乎完美的标准烛光。在JEDI运行的第一年，将获得约4，000 SNe Ia在z < 2时的光谱和光变曲线。讨论了由此产生的对暗能量的限制，特别强调了由静止帧近红外数据提供的改进的精度。
2006-06-28 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$，但在紫外中具有相反的效果。星周尘埃的存在可以通过紫外线到近红外线的观测和超新星Ia的多历元分光偏振来检验。
2005-10-31 astro-ph
Supernovae in the nuclear regions of starburst galaxies
研究了利用近红外观测在邻近星暴星系的核和核周区域发现超新星的可行性。我们提供了更新的估计，在这些地区的内在核心坍缩超新星率。本文讨论了灭绝问题，并对星暴星系M82中的33个超新星遗迹的灭绝提出了新的估计。这是用H_1和H_2柱密度测量完成的。我们估计M82中氢的分子与原子的质量比为7.4 ± 1.0.我们已经收集了13个核心坍缩超新星的近红外测光数据，其中一些尚未发表。这构成了此类事件最大的红外光曲线数据库。我们表明，IR光变曲线分为两类，“普通”和“缓慢下降”。模板JHKL光变曲线是为这两个类导出的。对于普通的核心坍缩超新星，JHKL的平均峰值绝对星等分别为-18.4、-18.6、-18.6和-19.0。缓慢下降的核心坍缩SNe被发现比普通事件更明亮，即使在早期，平均峰值JHKL绝对星等分别为-19.9，-20.0，-20.0，和-20.4。我们研究了计算机图像减影方法在超新星探测中的效率。然后，我们进行了蒙特卡罗模拟的超新星搜索使用NGC 5962的K波段图像。讨论了消光效应和观测策略。我们的结论是，一个适度的观测计划将能够发现一些核超新星。
2000-11-22 astro-ph
How many supernovae are we missing at high redshift?
近红外和无线电搜索核心坍缩超新星（CC SNe）在当地的宇宙表明，绝大多数发生在大规模星暴的事件是错过了目前的光学搜索，因为他们在非常尘土飞扬的环境爆炸。最近的红外观测表明，在非常明亮的尘埃星爆中发生的恒星形成活动的比例随着红移而急剧增加，并在z>0.5时成为主要的恒星形成成分。因此，越来越多的SNe预计将错过高红移光学搜索。我们估计，5-10%的本地CC SNe是光学搜索无法触及的。当约30%的CC SNe将未被检测到时，缺失事件的分数朝向z=1急剧上升。在z=2时，缺失部分将约为60%。相应地，对于Ia型SNe，我们的计算提供了在z=1时15%和在z=2时35%的缺失分数。如此大的修正对于将观测到的SN速率与宇宙恒星形成历史演化的预期进行比较，以及设计未来在高红移下的SN搜索至关重要。
2007-02-16 astro-ph
The Infrared Supernova Rate
光学搜索只能探测到尘埃消光量有限的超新星。这是一个严重的限制，因为大多数核心塌陷的SNe可能在尘土飞扬的区域内爆炸。我们描述了几个正在进行的项目，旨在检测尘埃SNE在近红外波长的地基和HST图像，并研究其属性。
2003-10-08 astro-ph
Is Positron Escape Seen In the Late-time Light Curves of Type Ia Supernovae?
在晚于200天的时间，Ia型SN光变曲线占主导地位的动能沉积的正电子产生的衰变$^{56}$公司在本文中，传输的正电子发射后进行了模拟，爆燃和延迟爆轰模型，假设各种配置的磁场。我们发现由于正电子动能的光变曲线在径向梳状磁场中的形状与在俘获正电子的缠结场中的形状不同。径向场光变曲线拟合所观察到的光变曲线比捕获场光变曲线在这项研究中使用的四个SNe。径向场允许更大比例的正电子逃逸，这也许足以解释OSSE观测到的来自银河平面的511 keV湮灭辐射的大部分。
1997-07-09 astro-ph
Deep Near-Infrared Imaging af an Embedded Cluster in the Extreme Outer Galaxy: Census of Supernovae Triggered Star Formation
Kobayashi和Tokunaga在对被认为位于银河系最外层（EOG）的“Digel云”进行近红外（NIR）调查时，发现了“云2”中的恒星形成活动，这是一个巨大的分子云，银河系半径约为20 kpc。额外的红外成像显示，在分子云的密集区域有两个嵌入的年轻星团。由于分子云位于超新星遗迹HI壳GSH 138-01-94附近，因此推测星云2中的恒星形成活动是由这个膨胀的HI壳引发的。我们获得了深J（1.25 μ m），H（1.65 μ m）和K（2.2 μ m）的图像，其中一个嵌入云2具有高空间分辨率（FWHM ~ 0.3）和高灵敏度（K ~ 20 mag，10 sigma）。我们确定了52个集群成员。估计的恒星密度（~ 10 pc^{-2}）表明该星团是一个T星协。这是EOG中嵌入集群的最深NIR成像。观测到的K波段光度函数（KLF）表明，该星团的初始质量函数（IMF）在探测极限~ 0.1Msun范围内与现场和附近星团的典型IMF没有显著差异。这个星系团的整体特征似乎与银河系外围的其他嵌入式星系团相似。根据KLF估计的星团年龄小于100万年，这与恒星形成是由HI壳层引发的观点一致，HI壳层的年龄估计为430万年（Stil & Irwin）。从我们的数据推断出的SNR壳层、分子云和嵌入的星团的三维几何结构以及星团年龄强烈表明，星云2中的恒星形成是由SNR壳层触发的。
2006-06-01 astro-ph
Type Ia Supernovae are Good Standard Candles in the Near Infrared: Evidence from PAIRITEL
我们已经获得了1087近红外（JHK）测量21超新星Ia使用PAIRITEL，近一倍的数量以及采样的近红外超新星Ia光曲线。这些数据加强了证据，超新星Ia是优秀的标准蜡烛在近红外光谱，即使没有校正的光学光曲线形状。我们从我们的样本中构建了正常SNe Ia的基准近红外模板，只排除了三个已知的奇特SNe Ia：SN 2005 bl，SN 2005 hk和SN 2005 ke。在这个18超新星Ia样本中，H波段绝对星等的本征均方根只有0.15等，没有光变曲线形状的校正。我们发现H带消光与光学色过量Δ H =0.2E（B-V）之间存在一定的关系。这种变化与目前用于宇宙学的距离模量测量中的散射一样小，所述测量基于对光曲线形状进行校正后的光学光变曲线。结合均匀的PAIRITEL测量与23 SNe Ia从文献中，这41 SNe Ia具有标准的H-波段幅度与均方根散射为0.16马格。我们的样品与文献样品的良好匹配表明，有一些系统的测光问题。我们提出了一个附近的近红外哈勃图，显示没有相关性的残差从哈勃线与光变曲线的属性。未来的样品，占光学和近红外光曲线的形状，吸收，光谱变化，或主星系的属性可能会揭示有效的方法，以改善使用SNe Ia作为距离指标。由于光学波段中尘埃吸收引起的系统误差仍然是超新星宇宙学应用中的主要困难，超新星Ia的近红外光变曲线的良好行为及其对红化的相对不敏感性使这些天体成为未来宇宙学…
2009-02-05 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
Constraints on Off-Axis GRB Jets in Type Ibc Supernovae From Late-Time Radio Observations
有人提出，如果从远离相对论性喷流轴的角度看，发光的Ic型超新星SN 1998 bw及其低能伽马射线暴GRB 980425起源于标准伽马射线暴爆炸，那么它们的特殊性质就可以理解。在这种情况下，预计在爆炸后1到10年的时间尺度上，当它减速并传播到我们的视线中时，会有强烈的无线电发射。为了验证这一假设，我们对SN 1998 bw进行了$t=5.6$年的射电观测，得到了与超新星持续衰落相一致的上限。我们发现这些限制是一致的，只有当祖质量损失率为$\dot{M}\lesssim 4 \times 10^{-7}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$（对于风速$v_w=1000$ km s $^{-1}$）或磁场中的冲击能量的分数为$ε_B \lesssim 10^{-3}$时，才与离轴射流一致。这些值是低的相对于宇宙学伽玛暴推断。我们结合SN 1998bw测量与现有的15个本地Ibc型超新星样本的观测估计，最多6%的产生准直，相对论流出。
2005-12-06 astro-ph
Companion Stars of Type Ia Supernovae
WD+MS通道的单简并方案是目前有利的Ia型超新星（SNe Ia）的祖先。将该通道的详细双星演化计算结果转换为最新版本的双星总体合成程序，得到了SN爆炸时刻伴星的许多性质的分布。这些性质可以通过未来的观测来验证。
2008-03-13 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
Carbon Monoxide in type II supernovae
给出了两颗II型超新星爆炸后6个月的红外光谱。光谱表现出很强的相似性的观测SN 1987A和其他II型SNe在可比的时代。连续谱可以用冷黑体拟合，氢谱线的发射率近似于B类复合谱的发射率。数据延伸到足够远的热区域，以检测一氧化碳的第一泛音的排放。模拟了分子发射，并与SN 1987A的光谱进行了比较。结果表明，CO第一泛音的通量与SN 1987A相当。我们认为，一氧化碳的形式在喷出物的所有II型SNe在爆炸后的第一年。
2001-07-16 astro-ph
Fe K emission in the ultraluminous infrared galaxy Arp220
在超亮红外星系Arp 220的XMM-牛顿光谱中，在6.7 keV附近检测到显著的Fe K线发射。在2.5-10 keV波段的连续发射是平坦的，并提出了一些其他的光谱特征。大EW的Fe K线提出了一个问题，解释的硬X射线发射作为集成的X射线二进制发射。一个热发射光谱的温度为kT~7 keV的修改一些吸收，这将是预期从内部冲击的热泡在一个星暴区，可以描述的光谱。VLBI成像表明，如果这种强大的超新星经常发生，那么在密集环境中的射电超新星群可能是另一种可能性。然而，明显缺乏X射线双星发射并不符合两种解释所要求的高超新星速率。被隐藏的康普顿厚度活动星系核照亮的高度光电离的低密度气体是一种可能的替代方案，它可以通过在即将到来的观测中预期的更好质量的数据中存在/不存在辐射复合连续来测试。
2004-11-19 astro-ph
Convection during the Late Stages of Simmering in Type Ia Supernovae
在Ia型超新星（SN Ia）中的一颗白矮星（WD）在碳的不稳定点火之后，但在爆炸之前，经历了一个沸腾阶段。在此期间，一个中央对流区的增长，并包括约1 Msun的WD超过一个时间尺度的约1000年，这设置了后续爆炸的热和湍流配置文件。我们研究了这种随时间变化的对流，并总结了一些不同于传统的稳态情况下的关键功能。我们发现，对流区上方的长传导时间尺度和提取的能量加热WD核心导致对流区的顶部边界附近的对流光度和特征速度的减少。此外，对流核心和传导外部之间的成分差异将显著改变该边界的位置。在这方面，我们发现最大的效果，由于完整的22 Ne沉降之前，碳点火。这些影响增加了可能的WD模型的多样性，这可能会改变超新星Ia爆炸的性质。
2008-01-08 astro-ph
Late time accelerated Brans-Dicke pressureless solutions and the supernovae type Ia data
在Brans-Dicke理论中，无压流体的宇宙学解在参数$ω$的一定范围内表现出渐近加速相，内插了物质主导相和暴胀相。有效引力耦合为负。我们测试这个模型对超新星Ia型的数据。观测资料的拟合比$ΛCDM$模型的拟合稍好。我们对如何使大尺度的负引力耦合与局域检验相一致作了一些推测。在此背景下的结构形成问题的一些考虑。
2005-10-27 astro-ph gr-qc
Optical Light Curves of Supernovae
测光是最容易获得的有关超新星的信息。由常规成像构造的光变曲线不仅提供了能量输入、辐射逃逸、局部环境和祖星的特征，而且还提供了介入尘埃的特征。它们是通过测定光度将超新星用作距离指示器的主要工具。SN 1987 A的光变曲线仍然是观测到的最丰富和最长的核心坍缩超新星。尽管这个物体的特殊性质，作为蓝超巨星的爆炸，它显示了II型超新星的所有特征。Ib/c型超新星的光变曲线更加均匀，但仍然显示出大质量恒星爆炸的特征，其中包括与其星周物质的早期相互作用。在过去的十年中，热核（Ia型）超新星近乎均匀的外观出现了皱纹。特别是在近红外波长处观察到了细微的差异。有趣的是，光变曲线的形状似乎与这些超新星的各种其他特征相关。测热光变曲线的构建提供了与理论预测的最直接联系，并且可以为模型提供迫切需要的约束。已经朝着这个方向迈出了第一步。
2003-04-07 astro-ph
Three-dimensional modeling of Type Ia supernovae - The power of late time spectra
本文给出了基于三维爆燃模型的Ia型超新星晚期合成谱。我们主要集中在一个模型，“c3_3d_256_10s”，其中的流体动力学（Roepke 2005）和核合成（Travaglio等。2004）计算了同源相的爆炸。对其它不同点火条件和不同分辨率的模型也作了简要的讨论。合成的光谱进行比较，观察到的晚时间谱。我们发现，虽然300至500天后的模型光谱显示出良好的协议与所观察到的Fe II-III功能，他们也表现出太强的O I和C I线相比，所观察到的后期时间谱。氧和碳的排放来源于这些模型的中心区域的低速未燃烧的材料。为了使模型与观测结果一致，我们发现爆炸后只有少量未燃烧的物质留在中心。这可能是一个纯爆燃模型的问题，虽然改进的初始条件，以及更高的分辨率减少的差异。来自铁的不同电离阶段的相对强度对发射富铁材料的密度敏感。我们发现，丛生，与低密度区域的存在下，需要重现所观察到的铁排放，特别是在4000和6000 AA之间的范围。温度和电离都敏感地取决于密度、丰度和放射性含量。因此，这项工作说明了包括现实的三维爆炸模型的不均匀性的重要性。我们简要地讨论了爆炸的性质的光谱建模的影响。
2005-04-14 astro-ph
Radioactive Decay Energy Deposition in Supernovae and the Exponential/Quasi-Exponential Behavior of Late-Time Supernova Light Curves
来自衰变链Ni 56-Co 56-Fe 56的超新星中的放射性衰变能量（RDE）沉积通常直接为超新星在准稳态阶段的UV/光学/IR（UVOIR）测热光度提供动力，直到很晚的时候。这一阶段的结果是指数/准指数UVOIR测辐射热光曲线和经常指数/准指数宽带光曲线。一个介绍给出了一个简单的，近似的，分析处理RDE沉积，提供了一个简单的理解指数/准指数行为的UVOIR测辐射热光度和宽带光变曲线的指数/准指数行为的部分理解。处理简化为使用归一化沉积函数N_{Ni} ^{*}（t）作为分析工具。N_{Ni} ^{*}（t）的一个自由参数是基准时间t_{0}，它控制超新星随时间变化的伽马射线光学深度行为。N_{Ni} ^{*}（t）函数用于分析SN Ic 1998 bw（GRB 980425伽马射线暴的可能成因）的初步UVOIR辐射热光变曲线。SN 1998 bw的t_{0}为134.42天，并预测了SN 1998 bw RDE沉积曲线和准稳态UVOIR辐射热光度曲线在爆炸后1000天的演变。从光变曲线分析得到的SN 1998 bw质量的一个非常粗略的估计是4.26 M_{Sun}。作为简单分析处理的进一步例子，还研究了SN Ia 1992 A和SN II 1987 A的RDE沉积和光度演化。RDE沉积的简单分析处理实际上已经存在了至少20年，显然没有被详细讨论。本文的主要价值在于明确、详细、概…
1999-07-01 astro-ph
Late Light Curves of Type Ia Supernovae
我们扩大了早期的努力，以确定是否晚（t $\geq$ 60 d）Ia型SNe的光变曲线可以用正电子从喷出物中的逃逸或正电子动能在俘获磁场中的完全沉积来更好地解释。我们发现，对B，V，R，50天后的I和I光变曲线可以产生一致的测辐射热光变曲线。V带是3500 $Å$ - 9700 $Å$范围内总发射的准确指示，在第50天后，V带中出现恒定分数（$\sim$ 25%）。这表明V带与测热光度成比例，并且在这个时期，沉积的能量瞬间再循环成光发射。不同的辐射热校正的其他波段的推导。我们看到在50天到170天之间，Ia超新星的颜色发生了显著的变化。我们认为，这可能是由于从放射性核，$^{56}$ Co，从稳定的子核，$^{56}$ Fe的发射线占主导地位的光谱的过渡。我们表明，如果发生大量正电子逸出，则t $\geq$ 60 d后Ia超新星的B、V、R和I波段光变曲线可以完全用$^{56}$ Co衰变光子和正电子的能量沉积来解释。
2001-04-10 astro-ph
Circumstellar Interaction Around Supernovae
在所有类型的大质量超新星周围都观察到了星周相互作用，特别是在无线电和X射线波长处。Ib/c型超新星中的相互作用壳层似乎在快速移动，尽管SN 1998 bw仍然是唯一一个证据指向相对论膨胀的例子。IIP型超新星的质量损失率相对较低，与中等质量的单恒星在生命末期的情况一致。IIb型超新星和一些IIL和IIn超新星在爆炸前会有很强的质量损失，这发生在一颗几乎没有H的恒星上。质量损失可能是由燃烧后期的光度驱动的。
2003-01-17 astro-ph
Optical detection of the radio supernova SN 2000ft in the circumnuclear region of the luminous infrared galaxy NGC 7469
SN 2000 ft在2000年5月13日拍摄的两张独立的行星照相机图像（F547 W和F814 W）中被发现，大约在预测的爆炸日期（2000年7月19日）前两个月，基于Alberdi和合作者对其无线电光演化的分析。SN 2000 ft的视光学星等和红色表明它是通过至少A $_V$ = 3.0星等的消光观测到的。消光校正的绝对视星等下限（M $_V$ $\leq -$ 18.0），确定SN 2000 ft是一颗在光学上发光的超新星，和以前的其他发光射电超新星一样。2000英尺的SN在一个暗星团（C24）以西仅0.1弧秒（即34 +/- 3 pc）的区域爆炸。在HST短曝光的检测限内没有识别出父集群。SN 2000 ft的清晰可见探测表明，多历元亚弧秒（半高宽小于0.1弧秒）光学成像也是一种有效的工具，应进一步探索，以检测（U）LIRGs的尘埃（circum）核区域的超新星。
2007-03-19 astro-ph
A Dust Emission Model for Very Young Galaxies: Expected Properties and Far Infrared Diagnostics
尘埃在星系形成和演化中扮演着至关重要的角色。在星系演化的早期，尘埃只由超新星（SNe）提供。借助SNe尘埃产生的新物理模型，我们建立了一个形成星系的尘埃排放模型。我们显示的光谱能量分布（SED）的演变。然后，我们采用这个模型的本地恒星爆发矮星系SBS 0335 $-$ 052。进一步讨论了高红移星系的SEDs，并考虑了它们的观测可行性。
2006-03-14 astro-ph
Reconstruction of Hessence Dark Energy and the Latest Type Ia Supernovae Gold Dataset
最近，人们已经做出了许多努力来建立暗能量模型，其状态方程参数可以跨越所谓的幻影鸿沟$w_{de}=-1$。其中之一就是所谓的hessence暗能量模型，在这个模型中，暗能量的作用是由一个非正则复标量场来扮演的。在这项工作中，我们开发了一个简单的方法，基于哈勃参数$H(z)$重建的hessence暗能量。作为例子，我们使用两个熟悉的参数化$H(z)$和适合他们的最新的182 Ia型超新星黄金数据集。在重建过程中，充分考虑了测量误差。
2007-02-28 astro-ph gr-qc hep-th
Constraints on Holographic Dark Energy from Latest Supernovae, Galaxy Clustering, and Cosmic Microwave Background Anisotropy Observations
全息暗能量模型是Li在量子引力理论框架下探索暗能量本质的一种尝试。全息暗能量的主要特征由模型中的数值参数$c$决定。参数$c$只能通过观察确定。因此，利用现有的观测数据对参数$c$进行约束，对于刻画暗能量的演化特征和预测宇宙的命运具有非常重要的意义。本文利用182颗Ia型超新星（SNIa）的金样品、三年的{ \it Wilkinson微波各向异性探测器}给出的宇宙微波背景辐射（CMB）位移参数等最新观测数据，导出了全息暗能量模型的约束条件（{ \it WMAP}）观测，以及斯隆数字巡天（SDSS）的重子声振荡（BAO）测量。联合分析给出了1- $σ$：$c=0.91^{+0.26}_{-0.18}$和$Ω_{\rm m0}=0.29\pm 0.03$中的拟合结果。也就是说，虽然$c<1$的可能性更有利，但在一个σ误差范围内不能排除$c>1$的可能性，这与使用早期数据的先前研究得出的结果有些不同。因此，根据新的数据，全息暗能量模型中五分像特征的证据不像以前那么强了。
2007-06-05 astro-ph gr-qc hep-ph
