Theoretical Light Curves of Type II-P SNe and Applications to Cosmology
基于13 ~ 25 Mo的恒星模型和广泛的金属丰度，我们研究了核塌缩超新星的光变曲线，以及它们在宇宙学中的应用和红移的演化效应。水和辐射传输之间的直接联系允许计算单色光曲线。随着金属丰度Z的降低和质量的增加，祖星倾向于爆炸成致密的蓝超巨星，并产生亚发光的超新星，与“正常”的SNe II和红超巨星祖星（RSG）相比，暗约1.5等。即使在低Z下，具有小质量的祖先也倾向于作为RSG爆炸。结果是显而易见的探测化学演化，即，一个强烈的偏见时，使用核心坍缩超新星的统计数据来探测恒星形成的历史。我们的研究范围仅限于爆炸能量和放射性镍的产生。在类“极端SNe II-P”超新星，光变曲线是相当不敏感的祖先的质量和爆炸能量相比，分析模型是基于参数化的恒星结构。我们预计由于Ni 56的变化，亮度范围会更宽，因为放射性能量是光度的主要来源。然而，LC的整体不灵敏度可能允许它们用作距离测定的准标准烛光。
2003-06-30 astro-ph
Cosmology with Supernovae
本文介绍了Ia超新星在宇宙学中的最新应用，以及从局部宇宙到高z宇宙测试其性质所取得的进展。从高Z超新星到银河系Ia超新星的宇宙学道路是为了寻找关于它们的性质和它们作为宇宙学指标的有效性的长期问题的答案。
2003-04-07 astro-ph
Type Ia Supernovae and their implications for cosmology
本文综述了Ia型超新星的模型。结果表明，当这些白矮星达到Ekrasekhar极限并在中心点燃碳时，有充分的理由相信大多数Ia超新星代表了C-O白矮星的热核破裂。不同的祖场景进行了严格审查，并详细介绍了每个场景的优点和缺点。有人认为，目前的理论考虑倾向于单简并模型，其中白矮星从亚巨星或巨星伴星吸积。然而，仍有可能多于一个祖细胞类别对观察到的样品有贡献。不同的模型的关系，以使用超新星Ia的宇宙学参数的测定进行了讨论。它表明，虽然观察到的多样性超新星Ia可能会认为存在不同的祖先类，这并不影响宇宙的加速膨胀的解释。
2000-05-16 astro-ph
Thermonuclear Burning Regimes and the Use of SNe Ia in Cosmology
用多群辐射流体力学方法计算了热核超新星的光变曲线。考虑了谱线和膨胀不透明度的影响。给出了UBVI通量的预测。计算得到的B带和V带的上升时间值与观测值符合得很好。我们解释了为什么我们的结果的上升时间比其他作者所获得的更坚实的物理理由。它示出，在喷出物的化学成分的小的变化，在爆炸中产生的不同制度的核燃烧，可以影响急剧下降的光变曲线在B波段，并在较小的程度上，在V波段。我们认为，最近的结果，积极的宇宙学常数λ，发现从高红移超新星观测，可能是错误的情况下，在早期宇宙的核燃烧的首选模式的可能变化。
1999-10-02 astro-ph
Signatures of Explosion Models for SN ~Ia & Cosmology
我们给出了一个概述，目前的理解Ia型超新星相关的宇宙学距离指标的使用。我们提出的物理基础，以了解它们的均匀性观察到的光变曲线和光谱和观察到的相关性。SNe Ia已被确立为10%水平的距离指标。然而，对暗能量性质的探索需要将精度提高到2%到3%的水平，我们必须了解SNe Ia种群内的多样性，以及它随红移的演化。基于详细的模型的祖先，爆炸，光变曲线和光谱，我们讨论了热核爆炸的签名，宇宙学的影响。我们强调LC性质和光谱之间的关系，因为对于局部SNe~Ia，光谱和LC的组合的多样性变得明显，而通过放大，我们必须对高z对象。在一些例子中，我们展示了我们如何实际探测祖先的属性，它的环境和爆炸物理学的细节。
2004-09-07 astro-ph
Supernova Cosmology and the ESSENCE project
Ia型超新星（SNe Ia）作为距离指标的正确使用彻底改变了宇宙学，并为宇宙的能量密度增加了一个新的主导成分，即暗能量。在发现和确认时代之后，目前正在进行的SNe Ia调查旨在确定暗能量的性质。ESSENCE是一项为期五年的地面超新星调查，旨在发现和表征红移范围z=[0.2-0.8]的200个超新星Ia。该项目的目标是对暗能量的状态方程参数w施加限制，精度<10%。本文介绍了这些正在进行的努力的背景下，在观测宇宙学的当前发展。
2005-10-02 astro-ph
Type Ia Supernovae and Cosmology
我讨论使用Ia型超新星（SNe Ia）的宇宙学距离测定。低红移的Ia超新星（z < 0.1）表明哈勃膨胀与H_0 = 72 +/-8 km/s/Mpc成线性关系，其他星系中的尘埃的性质与银河系中的尘埃的性质基本相似。测量到的Ia超新星的光度距离作为红移的函数表明，宇宙的膨胀目前正在加速，这可能是由于存在排斥性暗能量，如爱因斯坦的宇宙学常数（λ）。从大约200个Ia超新星中，我们发现Omega_Lambda - 1.4 Omega_M = 0.35 +/- 0.14。将我们的数据与其他结果相结合，我们发现Omega_M和Omega_Lambda的最佳拟合值分别为0.28和0.72。到目前为止，许多可能的系统效应（尘埃，超新星演化）似乎并没有消除Omega_Lambda > 0的必要性。最近，在z = 1.0-1.7的超新星Ia的分析提供了进一步的支持，目前的加速，并提供了初步的证据，早期的减速。宇宙的动力学年龄估计为13.1 +/- 1.5 Gyr。根据最新的数据集，超新星Ia在z > 1时的速率是低红移时的数倍，可能是因为很久以前恒星形成速率较高。此外，从祖星形成到超新星爆发的典型延迟时间似乎很长，约为3 Gyr。目前的项目包括测量几百个z = 0.2-0.8的Ia超新星，以更准确地确定暗能量的状态方程参数w = P/（ρc^2），其值现在被Ia超新星限制在-1.48 < w < …
2004-10-25 astro-ph
Cosmology-Independent Distance Moduli of 42 Gamma-Ray Bursts between Redshift of 1.44 and 6.60
本报告是我们在ApJ（arXiv：0802.4262）上发表的论文的更新和扩展。由于相同红移的天体应该具有相同的光度距离，而直接从观测中得到的Ia型超新星（SNe Ia）的距离模是完全与宇宙学无关的，因此我们从Ia型超新星的哈勃图出发，通过插值或迭代，得到了给定红移下的伽马射线暴（GRB）的距离模。然后，我们校准五个伽玛暴关系，而不假设一个特定的宇宙学模型，从不同的回归方法，并构建伽玛暴哈勃图约束宇宙学参数。基于这些关系，我们列出了红移在1.44和6.60之间的42个伽玛暴的与宇宙学无关的距离模量，1- $σ$的不确定度为1- 3%。
2008-09-02 astro-ph
Extreme Type IIp Supernovae as Yardsticks for Cosmology
基于13 ~ 25 Mo恒星模型的广泛网格和它们爆炸后的光变曲线，研究了核塌缩超新星的演化效应及其在宇宙学中的应用。随着金属丰度Z的降低和质量的增加，祖星倾向于爆炸为致密的蓝超巨星（BSG），并产生亚发光超新星，与红超巨星（RSG）祖星的“正常”SNeII相比，暗约1.5 mag.。具有小质量的祖先倾向于爆炸为RSG，即使具有低Z。对于探索化学演化来说，结果是显而易见的。我们确定“极端SNe IIp”超新星作为一个相当均匀的类，这可能使他们的使用作为标准烛光的距离测定精度在30%以内。由于它们独特的光变曲线，不需要光谱来识别它们，并且后续观测可以限制在非常小的亮度动态范围内。这意味着使用8米级望远镜，通过“极端SNe IIp”确定距离可能达到约3的红移。SIRTIF可能会将极限推高另一个量级。
2000-05-02 astro-ph
Swift UVOT Observations of Core-Collapse SNe
我们回顾了最近的紫外线观测的核心坍缩超新星（SNe）与雨燕紫外/光学望远镜（UVOT）在其头两年。静止帧紫外光度法是有用的区分SN类型，利用紫外光谱形状和更微妙的紫外功能。这对于仅使用测光的局部和高红移SNe的实时分类是有用的。用UVOT观测到两个显著的超新星Ib/c，其中SN 2006 jc是一个紫外亮的超新星Ib。对GRB 060218/SN 2006 aj的快速观测在爆炸后不久开始，并显示出一个紫外明亮的峰值，随后是紫外微弱的SN凸起。紫外观测也是有用的约束温度和电离结构的SNe IIP。所有类型的静止帧UV观测对于理解SNe的消光、温度和热光度以及解释在光学波长处观测到的高红移SNe的观测都是重要的。
2008-02-23 astro-ph
Magnitude-Redshift Relation for SNe Ia, Time Dilation, and Plasma Redshift
我们以前已经证明了Riess等人的Ia型超新星数据与等离子体红移宇宙学中星等-红移关系的预测相匹配。在这篇文章中，我们还表明，最近的SNLS数据，其中有一个稍微窄的分布报告Astier等人。在2005年，等离子体红移宇宙学的预测相匹配。SNLS幅度与预测曲线的标准偏差仅为约0.14。这些数据表明，宇宙中没有时间膨胀。因此，大爆炸宇宙学似乎是错误的。等离子体红移，这是从光子与热的稀疏电子等离子体相互作用的精确评估，导致一个准静态的，无限的，永恒的宇宙。它不需要大爆炸、暗能量或暗物质来描述观测结果。它预测的星系固有红移与观察到的一致。最适合SNLS数据的哈勃常数约为每秒63公里/百万秒差距。这相当于星系际空间中平均电子密度约为每立方厘米0.0002。这个密度与等离子体红移加热到星系际空间的平均等离子体温度约300万K一起解释了观测到的各向同性宇宙微波背景（CMB）和宇宙X射线背景。
2006-02-22 astro-ph
The Luminosity Calibration of SNe Ia: Present Status
Ia型蓝色超新星（SNe Ia）是宇宙学中最重要的天体，具有非常均匀的光度。作为相对距离的指示器，它们绘制了与纯哈勃流的偏差，并确定了宇宙学常数λ。一旦确定了它们的绝对星等，它们就提供了哈勃常数H_0的大尺度值的最佳估计。一个HST项目审查造父变星的距离用于SNe Ia的光度校准。Ia型超新星8的平均光度为M_B（max）= -19.47 +/- 0.07，M_V（max）= -19.48 +/- 0.07，对应于H_0（宇宙）= 59 +/- 5。
1999-03-15 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
Cepheid Calibration of the Peak Brightness of SNe Ia -- IX. SN 1989B in NGC 3627
在1997/98年，在58天的时间间隔内，对NGC 3627与HST进行了重复的成像观测。在F555 W波段的12个历元和F814 W波段的5个历元上获得图像。该星系是Ia型超新星SN 1989 B的原型，也就是“标准分支”。共发现83个变星，其中68个是确定的造父变星，周期从75天到3.85天不等。利用红化参数和误差参数都是安全的造父变星数据子集，确定去红化距离模为（m-M）_0= 30.22+/-0.12（内部不确定度）。Wells等（1994）的光度数据，结合NGC 3627的造父变星数据，给出SN 1989 B的M_B（max）= -19.36+/-0.18和M_V（max）= -19.34+/-0.16。结合本程序中前六次校准，加上其他人确定的两次额外校准，在<M_B><M_V>校准程序的这一过渡阶段，“分支正常”超新星Ia的最大平均绝对星等分别为= -19.48 +/-0.07和= -19.48 +/-0.07。重新研究了蓝Ia超新星M（max）与衰变率、最大色和哈勃型的第二参数相关。<M（max）>对衰减速率的依赖性是非线性的，显示出衰减速率在1.0< Delta m_15 <1.6之间的最小值。经衰变率校正的星等显示不依赖于哈勃类型，但依赖于颜色。用衰变率数据校正34个Ia型超新星的基准样品和当前8个校准Ia型超新星的衰变率和颜色的相关性，得…
1999-04-28 astro-ph
Core-collapse, GRBs, Type Ia Supernovae, and Cosmology
Ia型超新星（SNe）被许多人用来论证宇宙的加速膨胀。然而，在许多邻近的Ia超新星中，高速和偏振的特征，以及它们与光度的反比关系，特别是偏振，与SN 1987 A中看到的轴对称的极端版本是一致的，这可能是双简并合并引起的核心坍塌的结果。这可能是许多超新星Ia和Ic的正确范例，其中Ia都是热核和核心坍缩的物体，留下弱磁化，快速旋转（~2 ms）的恒星。在这个范例中，Ia/c是由两个普通包层WR星或两个CO白矮星的简并核合并产生的。它的极地爆发产生了Ia's中观察到的高速和偏振光谱特征，它的赤道隆起在Ia's中要亮得多，这是因为它含有更大比例的56 Ni。当从合并赤道观察时，这些被归类为Ia's，当从极地观察时，这些被归类为Ic's。在那里，在靠近合并轴的视线上将观察到一个超新星特征和一个伽马射线暴。因此，严格地从Ia确定的宇宙学可能是有缺陷的，因为局部样本是有选择性的。最后，所有的伽玛暴开始作为短持续时间，硬谱品种（sGRB），之后，一些被修改为长持续时间，软谱品种（lGRB）的相互作用与合并的共同包络和以前的极性喷射。因此，所有伽玛暴的初始光子谱是已知的。
2007-08-01 astro-ph
A Comparative Study of the Absolute-Magnitude Distributions of Supernovae
Asiago超新星星表用于对超新星绝对星等分布进行比较研究。本文概述了目前观测样本中超新星的绝对星等，并研究了亚亮和过亮事件的证据。超新星中不发光的部分（M_B > -15）似乎高于（也许高得多）五分之一，但它仍然非常不确定。过亮（M_B < -20）的部分低于（可能远低于）0.01。每种超新星类型的绝对星等分布，仅限于1 Gpc内的事件，进行了比较。虽然这些分布受到观测偏差的影响，有利于更明亮的事件，但它们对比较研究很有用。我们发现平均绝对蓝色星等（H_0=60）：正常Ia型超新星（SNe Ia）为-19.46，SNe Ibc为-18.04，SNe Ibc和亮超新星分别为-17.61和-20.26，SNe II-L为-18.03，SNe II-L和亮超新星分别为-17.56和-19.27，SNe II-P为-17.00，SNe IIn为-19.15。
2001-12-04 astro-ph
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
Cepheid Calibration of the Peak Brightness of SNe Ia. X. SN 1991T in NGC 4527
在1999年4月至6月期间，哈勃太空望远镜对NGC 4527进行了重复的成像观测，间隔时间为69天。在F555 W波段的12个历元和F814 W波段的5个历元上获得图像。该星系是Ia型超新星SN 1991 T的宿主，它表现出相对不寻常的行为，在最大光附近有一个异常的光谱，并且比原型的正常超新星Ia有一个缓慢的光变曲线。总共有86颗变星被认为是造父变星，周期从7.4天到超过70天不等。用DoPHOT程序测光，确定了造父变星的去红距离模为（m-M）_0 = 30.67 +/-0.12（内部不确定度），其红化参数和误差参数是安全的。用ROMAFOT光度计对造父变星进行平行分析，得到（m-M）_0 =30.82 +/- 0.11.最终采用的模量为（m-M）_0 =30.74 +/- 0.12 +/- 0.12（d=14.1 +/- 0.8 +/- 0.8 Mpc）。SN 1991 T的光度数据与造父变星到NGC 4527的距离结合使用，得到这颗超新星的绝对星等M_V^0（max）= -19.85 +/- 0.29。相对较大的不确定性是对超新星变红的估计范围的结果。因此，SN 1991 T被认为只是比光谱正常的超新星的平均亮度略亮（约0.3等），尽管不能排除高达0.6等的星等差异。
2000-12-01 astro-ph
Cepheid Calibration of the Peak Brightness of SNe Ia. XI. SN 1998aq in NGC 3982
在2000年3月至5月期间，哈勃太空望远镜对NGC 3982进行了重复的成像观测，间隔时间为53天。在F555 W波段的12个历元和F814 W波段的5个历元上获得图像。该星系是Ia型超新星SN 1998 aq的宿主。总共有26颗造父变星候选者被确定，周期从10天到45天不等，使用测光与DoPHOT计划。NGC 3982的去红距离是根据这些数据使用各种标准来估计的，以最大化信噪比和可靠性：值在31.71和31.82之间，每种情况下的平均值的不确定性通常为+/- 0.14等。使用HSTphot光度法进行的平行分析发现了13个变量，产生的距离模量为31.85 +/- 0.16。最终采用的模量为（M-m）_0 = 31.72 +/- 0.14（22 +/- 1.5 Mpc）。利用文献中的1998 aq光度测量法，结合NGC 3982的距离计算出这颗超新星的峰值绝对星等。M_V的下限（在宿主星系内没有消光）是-19.47 +/- 0.15等。对衰减率和内禀色进行了修正，将其带入Parodi等人（2000）的简化系统。得到的光度与先前用造父变星校准的8颗正常Ia超新星的平均值完全一致。基于假定的LMC距离模为18.50，它们一起产生H_0 ~ 60 +/- 2（内部）km s-1 Mpc-1。我们指出，纠正一些系统误差，并包括不确定性估计，由于他们导致H_0 = 58.7 +/- 6.3（内…
2001-07-19 astro-ph
Cosmological Constraints on a Power Law Universe
线性惯性宇宙学与大量的宇宙学观测结果是一致的。令人惊讶的是，这是一个很好的适合超新星Ia观测和老类星体的年龄所产生的限制。在这篇文章中，我们强调了一个开放的线性海岸宇宙学模型的整体可行性。该模型与最新的SNe Ia“金”样本一致，并容纳了一个非常古老的高红移类星体，这是标准的冷暗模型无法做到的。
2005-06-11 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
Evidence for a Spectroscopic Sequence Among SNe Ia
在这封信中，我们提出了Ia型超新星（SNe Ia）光谱序列的证据。该序列是基于在近最大光谱中看到的几个特征的系统变化。该序列类似于最近注意到的Ia超新星的光度序列，该序列显示了Ia超新星的峰值亮度与其光曲线形状之间的关系。除了观测证据，我们提出了部分的理论解释的序列。这是通过产生一系列非LTE合成光谱来实现的，其中只有有效温度是变化的。合成序列很好地再现了观察到的序列中的大部分差异，并且推测对应于爆炸中产生的56 Ni的量。
1995-10-02 astro-ph
Light curve studies of nearby Type Ia Supernovae with a Multi-band Stretch method
我们创建了Ia型超新星（SNe Ia）的新U，B，V，R和I波段光变曲线模板，并使用新的“多波段拉伸方法”重新分析了附近的122个（红移< 0.11）SNe Ia，这是一种修订的拉伸方法（参见。Perlmutter et al. 1997; Goldhaber et al. 2001）扩展到5个条带。我们发现：（i）我们的I波段模板可以拟合约90%的SNe Ia I波段光变曲线，（ii）光度，颜色和拉伸因子之间的关系，（iii）SNe Ia的可能的子群，和（iv）在其他星系的总消光比选择性R可以是一致的，在银河系的假设下，SNe Ia有多样性的内在颜色。基于这些结果，我们讨论了如何选择超新星Ia的子集，作为良好的宇宙学距离指标。我们发现两种可能性：一种是选择“BV bluest”（-0.14 <（B-V）_{max} <= -0.10）天体，另一种是只使用出现在E或S 0星系中的SNe Ia。在这些子集中，我们找到均方根（r.m.s.）峰值B波段幅度为0.17 mag（“BV最蓝”样本）和0.12 mag（E或S 0样本）。
2008-07-08 astro-ph
Constraints on the Progenitors of SNeIa & Implications for the Cosmological Equation of State
通过对恒星演化、爆炸和光变曲线的详细计算，定量分析了主序星质量M（MS）和母星金属丰度对爆炸WD结构的影响。特别地，我们研究了母星对亮度衰减关系M（dM_15）的影响，M（MS）被认为是改变超新星爆炸能量的决定性因素，并控制着光变曲线上升-下降关系的变化。M（MS）对色指数B-V的影响很小。对于相似的衰减率dM_15，最大亮度处的通量相对于放射性尾通量随M（MS）的增加而系统地减小约0.2mag。这一变化伴随着光球膨胀速度$v_{ph}$约2000 km/sec的减小。中心密度的变化具有相反的依赖性。金属丰度Z主要影响内禀色指数B-V，影响范围可达-0.06mag，并改变了U带和UV带的通量。如果应用消光校正，B-V是关键的。局部Ia超新星基准上升时间与下降关系的扩展将主层序质量的范围限制为2倍。本地样本和距离样本之间的差异的上限为1天，这支持了正宇宙学常数的必要性。演化效应的大小很小（dM约0.2等），但对于重建宇宙学状态方程是绝对关键的。
2001-04-16 astro-ph
Type Ia SNe along redshift: the R(Si II) ratio and the expansion velocities in intermediate z supernovae
我们研究中间-Z SNe Ia使用的经验物理图，使了解这些SNe爆炸。这些信息对于降低Ia超新星哈勃图在高z值时的系统不确定性非常有用。膨胀速度的研究和比率$\mathcal{R}$（\SiII）的测量允许对那些Ia型超新星进行分型，就像对附近的样品所做的那样。如图$\mathcal{R}$（\SiII）-（t）以及$\mathcal{R}$（\SiII）$_{max}$对（B-V）$_{0}$中所见，该比率的演变表明与局部SNe相比，在中间z处的性质的一致性。在中间-z，Ca II和Si II的膨胀速度与附近的对应物相似。这是在2002年春天在{\it宇宙学和物理学与超新星Ia}的{ \it国际时间计划}（ITP）中发现的范围为0.033 $\leq z \leq$ 0.329的6超新星Ia样本中发现的。这些超新星是用4.2米的威廉赫歇尔望远镜发现的。两个位于中间z的Ia型超新星是冷的淡型，其中一个是类似SN 1986 G的物体，高度变红。$\mathcal{R}$（\SiII）比率以及Ia超新星的子分类有助于将Ia超新星置于它们的亮度序列中，并区分变红和本质红色超新星。这个测试可以在非常高的Z SNe Ia下进行，它将有助于减少由于尘埃消光而引起的系统不确定性。它应该允许将高z样本映射到附近的样本。
2006-10-05 astro-ph
Simplified Quartessence Cosmology
我们提出了一类新的加速世界模型，统一宇宙学暗区（暗物质和暗能量）。所有的模型都是由一个简化版本的Chaubergin气体Quartessence宇宙学描述的。结果发现，即使对于$Ω_k \neq 0$，这个四分之一的情况下，只依赖于一对参数，可以严重限制的宇宙学测试。作为一个例子，我们进行了联合分析，涉及最新的SNe Ia型数据和最近的斯隆数字巡天测量的重子声学振荡。在我们的分析中，我们考虑了Kowalski等人（2008）编制的SNe Ia型联合样本。在95.4%（c.l.），我们发现对于BAO + Union样品，$α=0.81^{+0.04}_{-0.04}$和$Ω_{\rm Q4}=1.15^{+0.16}_{-0.17}$。最适合这种简化的Quartessence场景是一个空间封闭的宇宙，其简化的$χ^2$与平坦和谐模型（LambdaCDM）完全相同。
2009-01-14 astro-ph gr-qc hep-th
