The Radio and X-ray Luminous Type Ibc Supernova 2003L
我们提出了广泛的无线电观测SN 2003 L，最明亮和能量最高的Ibc型射电超新星SN 1998 bw（与GRB 980425相关）除外。通过拟合同步辐射自吸收模型和发射光谱，很好地描述了甚大线阵的观测结果。该模型意味着t ~ 10天时的亚相对论喷出物速度v ~ 0.2c，尺寸r ~ 4.3 x 10^{15} cm。星周密度与恒星风廓线n_e ~ r^{-2}和质量损失率M_dot ~ 7.5 x 10^{-6} M_{solar} /年的常数相吻合。此外，磁场遵循B ~ r^{-1}，假设相对论电子和磁场之间能量均分，射电亮喷出物的动能约为E ~ 10^{48} erg。此外，我们表明，自由的吸收并没有显着贡献的无线电频谱，因为它意味着喷出物的速度是不一致的尺寸限制来自甚长基线阵列观测。总之，我们发现，虽然SN 2003 L的射电光度与SN 1998 BW相当，但它没有显示出与相对论喷出物耦合的大量能量的证据。本文以SN 2003 L为例，简要地评述了Ibc型超新星中喷出物速度与能量的耦合。
2004-10-06 astro-ph
On the Rates of Gamma Ray Bursts and Type Ib/c Supernovae
我们测量了"低亮度“（LL-GRB，即L<10^{48--49}erg/sec）和”高亮度“（HL-GRB）伽马射线暴的局部速率。数值范围分别为n 0 =100--1800 Gpc^（-3）yr^（-1）和n 0 =100--550 Gpc^（-3）yr^（-1），与SNe-Ibc的比值分别为\sim 1%-9%和0.4%-3%。这些数据可能表明存在两种物理上不同的伽玛暴，其中LL-GRB（本质上）比HL-GRB更频繁。然而，与目前的数据，我们不能排除的可能性，一个单一的人口的伽玛射线暴，引起各向同性的低发光的发射（LL-GRB：检测只有在附近的伽玛射线暴）和高度准直的高发光的发射（HL-GRB：检测优先在高Z）。我们还计算了以宽谱线为特征的超新星（Hypernovae）的SNe-Ibc速率，发现它约为1.5 \times 10^（-4）HNe yr^（-1）10^（10）L_（B \odot）（即小于10%的SNe-Ibc发生在螺线中）。这一结果意味着HL-GRB/HNe的比值小于1，可能在0.04- 0.3之间。我们利用超超新星和LL-GRB之间的比值将它们的聚束因子限制在f_b^（-1）\sim 10或更小。
2006-12-07 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
A Broader Perspective on the GRB-SN Connection
在过去的几年里，我们对局部Ibc型超新星及其与长时间伽马射线暴的联系的理解发生了革命性的变化。最近的发现表明，核心塌陷爆炸的新图像是多样性的。从我们的专用无线电调查的SNe Ibc和我们的综合HST调查GRB-SNe连同地面的后续活动的数据编译，我回顾了我们目前的理解GRB-SN连接。特别是，我根据以下标准比较了本地SNe Ibc和GRB-SNe：（1）光学峰值强度的分布，它可作为爆炸产生的镍-56质量的代用指标;（2）早期射电光度（几天到几周），它提供了一个衡量能量耦合到轴上相对论喷出物，（3）晚期（几年）的射电光度限制了最初偏离我们视线的伽玛暴喷流的辐射。通过关注这三点，我将描述正在出现的恒星死亡的复杂画面。
2006-01-30 astro-ph
Optical Bumps in Cosmological GRBs as Supernovae
从对伽马射线暴（GRB）光变曲线"凸点“的光度和宽带光谱监测，特别是GRB 011121，一个强有力的超新星（SN）起源的案例。GRB-SN的联系最终被证实，因为发现GRB 030329中的隆起在光谱上与明亮的Ic型SN相似。根据这一结果，我纠正了以前的SN碰撞索赔，并得出结论：1）GRB-SN碰撞峰值幅度的分布与当地Ibc型SNe峰值分布一致，并建议2）所有长持续时间GRB中的晚期碰撞可能是超新星。
2004-03-23 astro-ph
Classifications of the Host Galaxies of Supernovae, Set II
在DDO系统的分类中，给出了在用卡茨曼自动成像望远镜（KAIT）进行的利克天文台超新星搜索过程中发现的另外231个超新星宿主星系。这使得KAIT发现（或独立重新发现）的超新星宿主总数达到408个，迄今为止这些超新星被归类为均匀系统。发现超新星Ia和超新星II具有不同的宿主星系哈勃类型分布的概率为99.7%。在Ia型超新星和Ibc型超新星（这里定义为包括Ib、Ib/c和Ic型超新星）的宿主星系分布之间也发现了显著的差异。然而，SNe II和SNe IIn的宿主星系的频率分布之间没有显着差异。这表明，SNe IIn通常不是嵌入在伪装成SNe II的拱星物质中的SNe Ia。此外，没有显着差异之间的分布发现的哈勃类型的主机的SNe Ibc和SNe II。此外，SNe II-P和SNe II-L被发现出现在相似的恒星星族中。超新星Ia-pec与正常超新星Ia的数量之比在早期类型星系中似乎比在后期形态类型星系中更高。这表明SNe Ia-pec的祖先可能在年龄或组成上与正常SNe Ia的祖先系统性不同。出乎意料的是，在名义上被归类为E型和S 0型的宿主星系中发现了5个Ib/c型、II型和IIn型SNe（所有这些都被认为有大质量的祖先）。然而，在每一种情况下，星系的分类都是不确定的，或者新检查的图像显示出表明后来分类的证据（删节）。
2003-08-19 astro-ph
Bayesian Estimation Applied to Multiple Species: Towards cosmology with a million supernovae
观测数据经常被未发现的闯入者污染，导致有偏的参数估计。在这里，我们提出了BEAMS（贝叶斯估计应用于多个物种），显着提高了标准的极大似然方法的情况下，每个数据点的概率是“纯”是已知的。我们将讨论BEAMS在未来Ia型超新星（SNIa）调查中的应用，如LSST，预计将提供超过100万颗超新星的光变曲线而不需要光谱。每个候选者的多波段光变曲线将提供Ia（纯）的概率，但整个样本将被其他类型的超新星和瞬变显著污染。给定一个样本的N个超新星的平均概率，P，是Ia，BEAMS提供的参数约束等于NP光谱证实的SNIa。此外，BEAMS可以同时用于梳理不同的数据族，并恢复这些族的基础分布（例如Ibc型和II型分布）的属性。因此，BEAMS提供了一个统一的分类和参数估计方法，这可能是有用的，在各种各样的问题，如光度红移估计，或实际上，任何参数估计问题的污染是一个问题。
2007-07-27 astro-ph
A Probabilistic Approach to Classifying Supernovae Using Photometric Information
本文提出了一种新的方法，用于确定超新星候选者属于一个已知的超新星类型（如Ia，Ibc，IIL，\emph{etc.}）的概率，单独使用其光度信息。它是用蒙特卡罗方法以及空间和地面数据进行验证的.我们研究的方法，以及采样差的超新星光变曲线的应用，并调查到何种程度上最好的目前可用的超新星模型可以用于超新星候选人的类型。该方法的核心是假设超新星候选人属于一组可以建模的对象，因此，我们讨论了可能的方法，从样品中删除异常或不太了解的事件。这种方法对于分析超新星样品的纯度是至关重要的，或者对于那些重要的是知道某种类型的超新星候选者（\emph{e.g.}，在超新星速率研究中）的数量的分析特别有利。
2006-12-09 astro-ph
Classifications of the Host Galaxies of Supernovae, Set III
一个由604颗最近超新星的宿主星系组成的均匀样本，其中包括212个主要在2003年和2004年发现的天体，已经在大卫邓拉普天文台系统中分类。大部分类SN 1991 bg的超新星Ia出现在E和E/Sa星系中，而大部分类SN 1991 T的超新星Ia出现在中间型星系中。这种差异在99.9%的水平上是显著的。正如预期的那样，所有类型的SNe II在早期类型的星系中都很罕见，而正常的SNe Ia在所有哈勃类型的星系中都有。这种差异在99.99%的水平上是显著的。在E星系中的少数SNe II可能是由于星系分类错误，或者是由于这些主要是老天体中的小的SNe-人口组成部分。在哈勃型超新星Ibc和SNe II上的分布没有显著差异。这证实了这两种类型的物体都有类似的（大质量的）祖先。目前的数据表明，为了了解超新星类型对宿主星系人口的依赖性，获得准确的形态分类比增加数据样本的大小更重要。
2005-04-29 astro-ph
An HST Study of the Supernovae Accompanying GRB 040924 and GRB 041006
本文介绍了{ \it哈勃太空望远镜/ACS}对040924（$z=0.86$）和041006（$z=0.71$）伽马射线暴超新星的研究结果。我们发现的证据表明，这两个GRB都与SN 1998 bw型超新星有关，分别被$\sim 1.5$和$\sim 0.3$等变暗，使GRB 040924成为有史以来探测到的最暗的GRB相关SN。我们研究了GRB/XRF相关SNe的光度色散，并与文献中的局部Ibc型超新星进行了比较。我们发现两个样本之间的显着重叠，这表明GRB/XRF相关的SNe不一定更明亮，也不一定比本地SNe产生更多的$^{56}$ Ni。基于目前（有限）的数据集，我们发现，这两个样品可能有一个相似的$^{56}$镍生产机制。
2005-12-06 astro-ph
Imaging of Radio Supernovae
当超新星的冲击波和膨胀的外壳以数千公里/秒的速度穿过星周物质时，就会产生无线电发射。VLBI对这种射电辐射的观测是目前唯一可以直接对任何比SN 1987 A更远的超新星的膨胀壳进行成像的方法。在过去的十年里，射电超新星的VLBI成像取得了很大的进展。特别是，M81星系中的SN 1993 J提供了一个难得的机会来仔细研究一颗膨胀的超新星，并被密集观测。本文总结了SN 1993 J和其他射电超新星的一些研究结果，并对不同观测到的射电超新星进行了比较。我简要地讨论了射电超新星成像的未来前景。
2005-05-13 astro-ph
Non-thermal neutrinos from supernovae leaving a magnetar
根据磁星磁场起源的化石场假说，磁星继承了其祖先的磁场。我们表明，在这样一个祖先的超新星爆发过程中，当超新星激波在磁性恒星包层中传播时，质子可能被加速到\sim 10^4 GeV。这些质子的非弹性核碰撞产生了高能中微子的闪光，在热中微子（10 MeV）到达后几个小时到达。中微子闪光的特征是能量高达O（100）GeV，持续时间从数秒到数小时不等，这取决于前身：与较大的II型前身相比，较小的Ibc型前身的中微子闪光通常持续时间较短，能量较高。银河系Ib型超新星留下磁星遗迹后，在超级神冈中将产生高达\sim 160的中微子诱导μ介子事件，在km ^3级探测器（如冰立方）中将产生高达\sim 7000的中微子诱导μ介子事件，这为探测超新星模型和恒星包层中是否存在强磁场提供了一种手段。
2008-11-14 astro-ph
Radio Supernovae and the Square Kilometer Array
对河外超新星进行详细的射电观测，对于获得关于其前身星在爆发前几百年到几万年的性质和演化阶段的有价值信息至关重要。此外，对古老超新星（>20年）的射电观测为超新星演化为超新星遗迹提供了重要线索，在我们目前的知识中，这一差距几乎有300年（SN ~1680=Cas A，SN 1923 A）。最后，新的经验关系表明，有可能使用某些类型的射电超新星作为距离标尺，以独立测量宇宙的距离尺度。然而，射电超新星的研究受到当前射电望远镜阵列的灵敏度和分辨率的限制。因此，有必要拥有更灵敏的阵列，如平方公里阵列和其他几个射电望远镜升级方案，以推进射电超新星研究和我们对超新星及其前身的理解，以及与超新星遗迹的联系。
1999-11-07 astro-ph
Radio Supernovae
在这篇文章中，我将简要地回顾目前的无线电观测附近的超新星及其残余物的状态。这篇评论将首先讨论附近核心坍缩超新星的射电光变曲线的观测，然后是最近对附近超新星及其残余物膨胀的甚长基线干涉观测的更详细的总结。后面的章节将集中讨论几个来源，即在M82、SN 1993J和最近的超新星SN 2004et中发现的。此外，我还将讨论在星暴星系的高度模糊的中心发现的许多超新星的无线电探测，如M82和Arp 220，在那里没有光学探测是可能的。
2006-11-10 astro-ph
An HST Search for Supernovae Accompanying X-ray Flashes
我们提出的结果，从哈勃太空望远镜/ACS搜索超新星与X射线闪光020903，040701，040812和040916。我们发现了强有力的证据表明XRF 020903（z=0.25）与SN 1998 bw类超新星有关，并在t ~ 25天使用光谱学证实了这一点。然而，我们没有发现类似SN 1998 bw的超新星与其他三个事件相关的证据。在XRF 040701（z=0.21）的情况下，我们甚至排除了类似SN 2002 ap的微弱超新星，使用几个本地Ic型超新星的模板光变曲线。对于这两种情况下，红移是未知的，XRFs 040812和040916，我们得到强大的红移极限假设它们伴随着超新星类似SN 1998 bw和比较这些限制与光度红移的限制提供了他们的宿主星系。我们补充了这一分析的结果，另外三个事件（XRFs 011030，020427和030723），并讨论了所观察到的超新星的多样性与X射线闪光和伽马射线暴。我们的结论是，XRF-SNe存在，但可以显着比SN 1998 bw暗，可能与当地Ibc型超新星中观察到的传播一致。
2005-02-25 astro-ph
Recent Type II Radio Supernovae
我们提出的射电观测结果，主要是与甚大阵列，超新星1993J，2001gd，2001em，2002hh，2004dj和2004et。我们对每个超新星的多频观测值拟合了一个参数化模型。我们通过光学分类比较了这些超新星的观测和导出的射电性质，并讨论了其意义。
2007-08-08 astro-ph
X-ray Luminous Radio Supernovae in the Center of M82?
研究了典型星暴星系M82中心区域的X射线辐射。先前的观测显示了一个明亮的中心X射线点源，有人认为它的性质包括一个低光度的活动星系核或一个X射线双星。对ROSAT HRI观测的新分析在M82的中央千秒差距中发现了4个X射线点源，我们确定了两个最亮的X射线源的射电对应物。对应的可能是年轻的射电超新星（SN），是M82中最明亮和最年轻的SN之一。因此，我们认为我们看到的是来自M82中年轻超新星的X射线发射，特别是最亮的X射线源与射电源41.95+57.5有关。我们讨论了这些意见的演变X射线发光SN的影响。
1999-09-02 astro-ph
Light Curves of Radio Supernovae
我们目前正在进行的无线电监测最近的II型超新星（SNe），包括SNe 2004 et，2004 dj，2002 hh，2001 em，和2001 gd的结果。利用甚大天线阵监测这些超新星，我们给出了它们的射电光变曲线。从这些数据中，我们能够讨论参数化和建模，并根据以前的研究对祖细胞的性质进行预测。导出的质量损失率假设风形成的星周介质，激波速度~ 10，000 km/s，风速~10 km/s，CSM温度~ 10，000 K。
2007-08-08 astro-ph
Radio and X-Ray Emission as Probes of Type IIP Supernovae and Red Supergiant Mass Loss
IIP型超新星被认为来自初始质量约为8-25个太阳质量的恒星，它们以红超巨星的形式结束生命。预期的恒星终点可以从演化计算中找到，在这一点上相应的质量损失属性可以从银河系恒星的典型值估计。观测到的超新星的质量损失密度可以通过观测超新星与周围风相互作用产生的热X射线和射电同步辐射来估算。IIP型超新星预计在典型的观测时间内会有能量守恒的相互作用。由于IIP型超新星有一段长时间的高光度，康普顿冷却会影响射电发射电子，在光学薄的区域产生相对平坦的射电光变曲线。或者，高效率的磁场产生导致无线电发射电子的同步加速器冷却。X射线和射电光度对祖星的质量损失和初始质量都很敏感，尽管射电辐射的开启可能是星周密度的最佳估计。质量损失密度和密度随恒星质量的变化与从最近超新星的直接观测中推断出的祖星的预期是一致的。目前的观测结果与质量是唯一的参数是一致的;在贫金属区域的超新星观测可能会显示质量损失如何取决于金属丰度。
2005-09-15 astro-ph
Radio Studies of Young Core Collapse Supernovae
本文介绍了用GMRT对两个射电亮SNe（SN 1993 J，SN 1979 C）进行的一年多多频观测。它们的射电光变曲线追踪了超新星爆发前恒星风中质量损失的演变。它们在低频的光谱区分同步自吸收和自由-自由吸收模型。还观察到两个非常相似的IIp型SN 1999 gi和SN 1999 em，我们对它们的祖细胞质量进行了评论。这些对核心坍缩超新星不同子类的观测将有助于确定它们的祖先。
2002-05-16 astro-ph
Radio Observations of Supernovae
过去25年来对射电超新星的研究包括24个探测到的物体和100多个上限。从这项工作中，有可能确定类的无线电特性，证明符合和偏离现有的模型，估计的密度和结构的拱星材料，并通过推理，超新星前恒星风的演变。它还可以沿着视线探测电离氢，证明恒星系统的双星性质，探测星周物质的团块，并对未被探测到的Ia型超新星的祖先施加有用的限制。
2007-03-15 astro-ph
Cosmological Studies with Radio Galaxies and Supernovae
扩展射电星系的物理尺寸可以作为宇宙学的“标准尺”，使用以前开发的方法。11个新的射电星系被添加到我们之前的19个源的样本中，形成了30个红移在0和1.8之间的物体的样本。这个样本的射电星系被用来获得最适合的宇宙学参数在一个空间平坦的宇宙，一个宇宙学常数模型，允许非零空间曲率的精髓模型，和一个滚动的标量场模型在空间平坦的宇宙。用射电星系得到的结果与用不同超新星样本得到的结果进行了比较，并与射电星系和超新星组合样本进行了比较。用不同样品得到的结果是一致的，这表明两种方法都不受系统误差的严重影响。在不同的宇宙学模型中确定的最佳拟合射电星系和超新星模型参数几乎是相同的，并且用于确定超新星和射电星系的无量纲坐标距离以及射电星系的距离模量。到射电星系的距离模数可以与超新星样本相结合，以增加样本中的源，特别是高红移源的数量。在滚动标量场模型下，用射电星系加超新星的组合数据集得到的约束是相当强的。最佳拟合参数值表明，ω的值小于约0.35，模型参数α接近于零;也就是说，宇宙学常数提供了对数据的良好描述。我们还获得了新的约束的物理引擎的动力大规模无线电发射。
2008-11-25 astro-ph
Radio Supernovae as Distance Indicators
用甚大天线阵（VLA）对超新星射电辐射进行的长期监测表明，射电“光曲线”以系统的方式演变，在每个频率上都有一个明显的峰值通量密度（因此，结合距离，峰值光谱光度），以及从爆炸到峰值的明确时间。研究这两个量在6厘米波长，峰值光谱光度（L_{6 cm peak}）和爆炸日期后达到峰值的时间（t_{6 cm peak} - t_0），我们发现它们似乎相关。特别是，根据两个天体，Ib型超新星可能近似于射电"标准烛光“，峰值亮度为6厘米L_{6 cm peak} \approx 19.9 X 10^{26} erg s^{-1} Hz^{-1};同样基于两个对象，Ic型超新星可能近似于射电"标准烛光“，峰值亮度为6厘米L_{6 cm peak} \approx 6.5 X 10^{26} erg s^{-1} Hz^{-1};根据12个天体，II型超新星似乎遵循关系式L_{6 cm peak} \simeq 5.5 X 10^{23}（t_{6 cm peak} - t_0）^{1.4}尔格·s^{-1} Hz^{-1}，时间以天为单位。如果这些关系得到进一步观测的支持，它们就提供了一种从纯粹的射电连续统观测确定超新星距离的方法，从而也就提供了一种确定超新星到其母星系距离的方法。
1998-01-21 astro-ph
Supernovae and Radio Galaxies Probing Gurzadyan-Xue Cosmological Models with Dark Energy
在以前的论文中，我们推导了Gurzadyan-Xue暗能量模型的宇宙学方程，进行了定性分析，特别是，揭示了一个显着的隐藏不变性的模型相对于分界线$Ω_{sep}$在其相图。现在，这些模型的新的解析解，显示在不同的曲率额外的对称性。超新星和射电星系的数据和他们的特点（年龄，减速参数）的可能性分析，再次证明了至关重要的作用的$Ω_{sep}$的所有模型，尽管两者的多样性，初始方程及其解决方案。
2006-04-27 astro-ph
Radio Supernovae and GRB 980425
过去20年来对射电超新星（RSNe）的研究包括24个探测到的物体和100多个上限。从这项工作中，我们能够识别类的无线电特性，证明符合和偏离现有的模型，估计的星周物质的密度和结构，并推断，前超新星恒星风的演变，并揭示爆炸前的最后阶段的恒星演化。它也有可能沿着视线探测到电离氢，以证明恒星系统的二元性质，并显示星周物质的团块。更有可能的是，它可能提供距离估计无线电超新星。有趣的和不寻常的无线电超新星SN 1998 bw，这被认为是有关的伽马射线暴GRB 980425，特别详细地讨论。它的无线电性能进行了比较和对比与其他已知的RSNe。
2000-02-27 astro-ph
High-resolution radio imaging of young supernovae
通过使用VLBI获得的高分辨率提供了一个独特的机会来直接观察膨胀的射电超新星与其周围介质的相互作用。本文介绍了对年轻超新星SN 1979C、SN 1986J和SN 2001gd的VLBI观测结果。
2004-03-12 astro-ph
On coordinate distances to type Ia supernovae and radio galaxies
均匀和各向同性宇宙的量子模型预测的坐标距离源的红移z，这是在很好的协议与Ia型超新星和射电星系观测的红移范围z = 0.01 - 1.8的库仑定律的依赖。比较了具有宇宙学常数形式的暗能量和不具有暗能量成分的唯象模型。宇宙学尺度因子的平均值的波动可能出现在早期宇宙中，产生加速或减速膨胀的空间子域，其中包含具有高红移的独立源，而宇宙作为一个整体以稳定的速率膨胀。
2004-03-24 astro-ph
Low frequency radio and X-ray properties of core-collapse supernovae
对年轻超新星的无线电和X射线研究探测了超新星冲击波和周围介质之间的相互作用，并为祖先恒星的性质和过去提供了线索。在这里，我们讨论了早期的发射类型Ic SN 2002 ap，并认为，重复康普顿助推的热电子的光子提出了最自然的解释提示X射线发射。我们描述了另一个Ic型SN 2003dh（GRB 030329）的无线电频谱与组合GMRT和VLA数据。我们的报告SN 1995 N的低频无线电监测和我们的目标之间的竞争模型的X射线发射从这个SN和它的祖先的性质，X射线光谱区分。本文介绍了SN 2001gd、SN 2001ig和SN 2002hh的射电研究。
2003-11-18 astro-ph
A Radio and X-Ray Study of Historical Supernovae in M83
我们报告了15年的无线电观测的结果，六个历史超新星（SNe）在M83使用甚大阵列。我们注意到SN 1957D的射电辐射几乎呈线性下降，这是一个II型SN，它仍然是一个非热射电辐射源。从SNe 1923 A和1950 B测得的通量密度已经变平，因为它们开始衰减到低于可检测的极限，也就是II型SNe。这三个超新星的光度与其他几十年前的超新星在类似时期的射电光度相当。SNe 1945 B、1968 L和1983 N在最近的观测中没有被检测到，这些未检测到的结果与以前的研究一致。我们报告的X射线未检测到的所有六个历史SNe使用钱德拉X射线天文台，与以前的X射线搜索其他几十年的SNe，和低推断的质量损失率的祖先。
2005-11-07 astro-ph
Correlation between the Peak Spectral Energy of Gamma-Ray Bursts and the Peak Luminosity of the Underlying Supernovae: Implication for the Nature of GRB-SN Connection
在本文中，我们提出的伽马射线暴（GRB）的峰值光谱能量和下面的超新星（SNe）的峰值辐射光度之间的相关性，基于一个样本的四对GRBs-SNe与光谱证实的连接。结合伽玛暴峰值光谱能量与各向同性等效能量之间的关系，我们得到了伽玛暴各向同性能量的上限，即\approx 10^{52} erg（L_{SN,peak} /10^{43} erg s^{-1}）^{10}，其中L_{SN,peak}是超新星的峰值辐射热光度。我们的研究结果表明，决定GRB-SN连接的关键参数是SNe的峰值光度，而不是通常假设的SN光谱和/或SN爆炸能量的特征。由于一般认为由放射性衰变提供能量的超新星的峰值亮度与超新星爆炸中产生的56 Ni的量有关，因此56 Ni的质量可能是理解伽玛暴性质及其与超新星联系的关键物理因素。我们的关系的应用与正常峰值亮度的Ibc型超新星表明，如果这些正常的超新星伴随着它们的伽玛暴，伽玛暴将是非常软的和亚高能的γ射线，因此更容易检测到X射线或紫外探测器比γ射线探测器。
2006-08-15 astro-ph
Gamma--Ray Bursts associated with Supernovae: A systematic analysis of BATSE GRB candidates
我们研究了BATSE伽马射线暴（GRBs）的一个样本的性质，该样本包括与超新星（SN）有关联迹象的事件，有些是基于光学余辉光变曲线中的再增亮迹象，但在大多数情况下仅基于从星表的互相关推断出的“松散”时间和方向重合。尽管后一种选择方法存在很大的不确定性，但当将样本与所有BAT伽玛暴的样本进行比较时，时间和谱分析揭示了三个有趣的统计结果：暂时与SNe有关的伽玛暴主要（在$\sim$ 80%的情况下）具有单峰光变曲线，较软的光谱（即低能量幂律指数$α\sim$-1.5），并且倾向于不遵循滞后-亮度和各向同性能量-峰值能量相关性。这三个独立的统计属性指向存在大量的欠亮，GRB 980425-like事件构成-至少从观测的角度来看-一个尾巴或一个单独的类相对于整个BATSE GRB事件。在通过目录互相关识别的那些中，SN Ibc的异常高的百分比（因子$\sim 4$高于SN目录统计的预期）加强了（一些）所选事件的非随机性。
2005-10-03 astro-ph
A Radio Survey of Type Ib and Ic Supernovae: Searching for Engine Driven Supernovae
伽马射线暴（GRB）与Ib型和Ic型核心坍缩超新星（SNe）的关联是由在GRB 980425的错误框中探测到SN 1998 bw和现在在宇宙学GRB 030329中确定的类似SN 1998 bw事件激发的。SN 1998 bw的明亮射电辐射表明它具有一些伽玛暴的独特属性，即相对论性喷出物中的大量能量和可变的能量输入。SN 1998 bw的起源有两种流行的假设，一种是离轴观测到的典型宇宙学爆发，另一种是新的超新星爆炸（gSNe）。在前者中，预计约0.5%的当地Ib/c型SNe与SN 1998 bw相似;对于后者，不存在这样的限制。因此，出于这种动机，我们开始了一个系统的无线电观测计划，大多数报告的Ib/c型SNe都可以用甚大阵进行。在1999年末至2002年末观测到的33颗超新星中，最多只有一颗像SN 1998 bw一样明亮。由此我们得出结论，此类事件的发生率<3%。此外，无线电发射的分析表明，没有观察到的SNe表现出明确的发动机签名。最后，SN的射电辐射的GRB余辉的比较表明，没有SNe可能是由一个典型的GRB，独立的初始喷流方向。因此，虽然SN 1998 bw的性质仍然是一个悬而未决的问题，但大多数流体动力爆炸和发动机驱动爆炸之间似乎存在明显的二分法。
2003-07-10 astro-ph
Supernovae Shedding Light on Gamma-Ray Bursts
本文综述了超新星（SN）/伽马射线暴（GRB）关联的观测现状。在第2节中，我们提供了一个简短的总结的观测性质的核心坍缩SNe。在第3-6节中，我们回顾了支持大质量恒星的死亡和伽玛暴之间存在深刻联系的间接证据和直接观察。目前的数据表明，SNe与伽玛暴形成一个异构类的对象，包括明亮和暗淡的超新星，也许也是“标准”的Ib/c事件。在第7节中，我们提供了一个经验估计的超超新星的速度，为一个“银河般”的星系，约为$\sim 2.6\times 10^{-4}$年$^{-1}$，这可能意味着伽玛暴/超超新星的比例是在范围$\sim 0.03-0.7$。在同样的框架下，我们发现GRB/SNe-Ibc的比值为$\sim 0.008÷0.05$。在第8节中，我们讨论了SN爆发和相关伽马射线事件之间可能存在的滞后。在迄今发现的少数SN/GRB组合中，SN爆炸和GRB事件似乎同时发生。在第9节中，我们提出了结论，并强调了Swift希望允许我们解决的开放问题。
2005-04-23 astro-ph
A Search for Radio Emission from Supernovae With Ages from About One Week to More Than 80 Years
我们报告的VLA射电观测29 SNe的年龄从10天到约90年过去的爆炸。这些观测结果大大有助于充实关于这类物体的现有数据库。其中包括已知的SN 1950 B、1957 D、1970 G、1983 N、疑似SN 1923 A和可能的SN 1961 V。其余23次观测均未发现超新星，这进一步证明了大多数超新星都是不可探测的无线电发射体这一观测趋势。为了调查这里报道的SNe明显缺乏无线电发射，我们遵循标准实践，并使用Chevalier的"标准模型"来推导超新星祖先的质量损失率（上限）。这些上限的流量是一致的缺乏拱星材料需要提供可检测的无线电发射SNe在这些年龄和距离。将这些超新星的射电光度作为爆发后年龄的函数与其他观测良好的射电SNe进行比较，表明II型SNe上限与SN 1980 K的外推光变曲线比SN 1979 C更一致，这表明SN 1980 K可能是比SN 1979 C更典型的射电辐射源。为了完整起见，我们在附录中列出了非SN射电源的分析结果。在可能的情况下，我们使用各种方法对这些来源进行（初步）鉴定。
2002-04-26 astro-ph
A Search for Radio Emission from Type Ia Supernovae
我们提出并讨论了无线电观测的27 Ia型超新星（SNe Ia）观察了二十多年的超大阵列。到目前为止，在射电中还没有探测到Ia超新星，这意味着在爆炸前，任何可能由祖先或祖先系统建立的星周物质的密度都很低。我们推导出单个SN系统的稳定质量损失率的2-sigma上限，其值低至~3 X 10^{-8} Msun yr^{-1}，这与白矮星通过共生星中大质量双星伴星的恒星风吸积（“单简并”方案的一个例子）有很强的区别。然而，白矮星通过足够高的效率（>60-80%）从相对低质量的伴星吸积，罗氏瓣溢出仍然符合我们的极限。也不能排除"双重退化“合并的情况。
2006-03-30 astro-ph
Luminous Blue Variables as the progenitors of supernovae with quasi-periodic radio modulations
超新星喷出物和星周物质之间的相互作用，产生于以前的质量损失事件，为我们提供了一种手段，以限制超新星的祖先。对一些超新星的射电观测表明，在较晚的时候，它们会偏离严格的幂律衰减。虽然已经提出了几种可能性来解释这些调制，没有一个单一的解释已被证明是完全令人满意的。在这里，我们认为，明亮的蓝色变星经历S-Doradus型的变化，产生了增强阶段的质量损失，这是印在爆炸的恒星的直接环境作为一系列的密度增强。质量损失的变化是由Fe的电离平衡的变化引起的，Fe是驱动风的主要离子。基于这一想法，我们发现，变异的重现时间尺度以及调制的幅度都与观测结果一致。因此，我们的方案为观察到的行为提供了一个自然的、单星的解释，事实上，这是理论上的预期。
2006-10-03 astro-ph
Jet triggered Type Ia supernovae in radio-galaxies?
我们报告了在附近的射电星系3C 78中偶然发现的超新星（SN）。哈勃太空望远镜上的STIS摄谱仪观测显示，在距离星系核0.54角秒（300秒差距）的地方，有第二个明亮的光源，在以前的图像中不存在。由于这个源偶然被摄谱仪的狭缝所覆盖，因此获得了它的光谱，它是Ia型SN的特征。这个SN与3C 78的射电喷流紧密对齐。对历史记录的分析表明，在已报道的14个射电星系SNe中，有6个发生了喷流与超新星的这种密切关联。这是由宿主星系中SN的随机分布造成的概率小于0.05%。然后，我们认为喷流可能引发超新星爆炸。
2002-06-27 astro-ph
A VLBI Search for Radio Supernovae in Wolf Rayet Galaxies
我们使用VLBI高灵敏度阵列（VLBA与VLA，绿岸望远镜和阿雷西博）在三个附近的沃尔夫拉叶矮星系中寻找年轻的射电超新星，这些矮星系包含超级星团（SSC）和过去几百万年来极端恒星形成的迹象。在II Zw 40、He 2-10或NGC 5253中没有发现毫角秒射电源，这意味着这些星系几乎没有射电超新星，尽管它们至少有一些恒星形成可以追溯到1000万年前。在5 GHz时，源功率的上限范围为6 x 10^17 W/Hz ~2 x 10^18 W/Hz，大约是银河系超新星遗迹仙后座A功率的0.6 ~ 2.2倍。与Arp 299中的射电超新星数量相比，这三个矮星系目前的超新星爆发率都低于10^{-2}/年，这与标准恒星形成模型预测的超新星爆发率为10^{-3}/年或更低的目标一致。在He 2-10中，VLBI没有探测到具有显著非热成分的紧凑VLA源，表明该源可能由一个或多个年龄在几百年或更长的超新星遗迹主导，其功率和大小与Cas~A相当。
2007-01-02 astro-ph
Bayesian Single-Epoch Photometric Classification of Supernovae
（删节）正在进行的超新星（SN）调查发现了数百个候选者，需要确认它们的使用。传统的分类基础上的后续光谱的所有候选人几乎是不可能的这些大样本。提出了一种超新星的自动贝叶斯分类算法SN-ABC。我们仅仅依靠单历元多波段测光和主星系（测光）红移信息排序SN候选人分为两个主要类型，Ia和核心塌陷超新星。我们测试的SN-ABC性能的公布样本的SNE从SNLS和GOODS项目，具有宽带测光和光谱分类（所以真正的类型是已知的）。SN-ABC正确分类高达97%（85%）的Ia（II-P）SNe在SNLS中，和类似的分数的GOODS SNe，这取决于光度红移的质量。使用模拟与大型人工样本，我们发现同样高的成功率为Ia型和II-P，和合理的（~75%）成功率分类Ibc型SNe核心崩溃。然而，IIn型SNe常常被误认为Ia型。在深度探测中，Ia超新星的最佳分类是在红移z >~ 0.6或接近最大值时，成功率为95%。核心塌陷SNe最好在最大值后几周或在z <~ 0.6时识别，成功率接近80%。假设SNe是年轻的，就像滚动巡天的情况一样，成功率会提高，在一定程度上取决于类型和红移。SN-ABC还允许拒绝SN“冒名顶替者”，如活动星系核（AGN），我们模拟的AGN中有一半被算法拒绝。我们的算法还提供了一个很好的衡量分类的质量，这是有价值的错误估计。
2007-06-18 astro-ph
The rate and the origin of type Ia supernovae in radiogalaxies
对Evans等（1989）数据库中早型星系中Ia型超新星（SNIa）事件的分析提供了强有力的证据，即射电噪星系中Ia型超新星（SNe）的发生率比射电静星系中测量的发生率高6倍左右，即每世纪和每10个$^{10}$ L $^{B}_\odot$（SNU）中的SNIa型超新星（SNe）发生率为$(radio-loud galaxies)=0.47^{+0.23}_{-0.15} h^2_{50}$ SNe，而SNIa型超新星（SNU）发生率为$(radio-quiet galaxies)\lsim 0.080 h^2_{50}$ SNU。增强的确切值仍然相当不确定，但可能在$\sim 4-15$范围内。我们讨论了这一结果的可能原因，我们得出的结论是，在射电大声星系SNIa爆炸率的增强具有相同的共同起源，因为它们是强射电源，但这两种现象之间没有因果关系。我们认为，早期类型的星系与矮同伴的相互作用和/或合并的反复发作是负责诱导$\sim$ 14%的早期类型的星系，和$\sim1$陀螺老恒星星族需要提供足够数量的SNIa祖先的强烈的射电活动。在这种情况下，我们预测，在射电响亮的椭圆星系检测到核心坍缩SN事件的概率约为4%的SNIa事件。
2003-03-12 astro-ph
Why Are Radio-Galaxies Prolific Producers of Type Ia Supernovae?
对Cappellaro等人（1999）数据库中早型星系中的超新星事件进行的分析提供了确凿的证据，即射电强星系中Ia型超新星（SNe）的发生率比射电静星系中测量到的发生率高出约4倍，即SNIa型超新星的发生率$(radio-loud galaxies) = 0.43^{+0.19}_{-0.14}h^2_{75}$ SNu比SNIa型超新星的发生率$(radio-quiet galaxies) = 0.11^{+0.06}_{-0.03}h^2_{75}$ SNu高。增强的实际值可能在$\sim 2-7$（P $\sim 10^{-4}$）范围内。这一发现为Della Valle和Panagia（2003年）在较小的SNe样本基础上获得的结果提供了有力的经验依据。我们分析了这一结果的可能原因，认为射电噪星系SNIa爆发率的增强与它们是强射电源有着相同的起源，但两者之间不存在因果关系。我们认为，反复发作的相互作用和/或合并的早型星系与矮同伴，在时间尺度上约1 Gyr，负责诱导强烈的射电活动观察到的$\sim$ 14%的早型星系，并提供足够数量的SNIa祖先的椭圆星系的恒星星族。
2005-04-04 astro-ph
A search for radio supernovae and supernova remnants in the region of NGC1569's super star clusters
我们利用1.4GHz和5GHz的MERLIN在不规则矮星系NGC1569中，特别是在其超星团A和B区域中寻找射电超新星（RSNe）和超新星遗迹（SNRs）。在整个NGC1569中，我们发现了大约5个RSNe和SNR，但SSC及其周围环境基本上没有非热射电源。尽管SSC中的许多大质量恒星预计已经爆炸，但与M82和它的许多SSC相比，A和B中及其附近没有RSNe和SNRs似乎在统计上是合理的。然而，在A和B中及其附近没有RSNe和SNR也可能是由于恒星风和超新星喷射物质的剧烈和湍流外流，这并没有为SSC内及其附近的SNR的发展提供安静的环境。
2001-11-12 astro-ph
Radio halos in star forming galaxies
研究了射电晕、超新星能量输入与星系质量的关系。我们发现超新星的能量输入和星系质量都是理解射电晕形成的重要参数。具有高能量输入的星系通常具有射电晕，而具有相反特征的星系则没有。此外，在简单的引力近似下，观测到的天秤高度和预期高度之间存在着初步的相关性。
2003-10-16 astro-ph
Simulated Radio Images and Light Curves of Young Supernovae
我们提出了计算的无线电发射的超新星的基础上的流体动力学和辐射传输的高分辨率模拟，使用简单的能量密度的关系链接的辐射电子和磁场的流体动力学的属性。作为一个具体的例子，我们从SN 1993 J，这不能充分适合与常用的分析迷你壳模型的发射建模，并提出了一个很好的适合在一个单一的频率无线电演化。自由-自由吸收和同步加速器自吸收都需要用来拟合早期的光变曲线，rho~r^-1.7的星周密度分布为后期的数据提供了最佳拟合。我们表明，在喷出物与反向超新星冲击的密度结构的相互作用可能会产生的射电光变曲线，如已观察到的功能。我们讨论了使用超新星的高分辨率无线电图像来区分不同的吸收机制，并确定特定的光变曲线特征的起源。与合成模型图像的SN 1993 J的VLBI图像的比较表明，内部自由-自由吸收完全掩盖了在爆炸后的头几十年通过超新星中心的8.4 GHz的发射。我们预测，在8.4 GHz的内部自由-自由吸收目前正在下降，并在未来40年的表面亮度的中心源应增加相对于VLBI图像中看到的明亮的发射环。在附近的超新星中类似的吸收将使爆炸后150年内无法检测到1 GHz的无线电脉冲星。
2001-07-30 astro-ph
Baby supernovae through the looking glass at long wavelengths
我们强调了在宽射电波段观测年轻超新星的重要性。我们认为，只有高或只有低频数据的观测结果的基础上，不足以得到完整的物理图片的冲击等离子体。在3200天左右，我们用甚大阵（VLA）和巨型米波射电望远镜（GMRT）获得的SN 1993 J复合光谱中，我们看到了同步加速器冷却的观测证据，这使我们能够直接确定磁场，而不依赖于均分假设，以及磁场和相对论粒子能量密度的相对强度。GMRT低频SN 1993J光变曲线表明，仅根据VLA数据开发的无线电发射模型进行了修改。用GMRT加VLA得到的SN 2003bg第350天的合成射电谱强烈支持内同步自吸收为主要吸收机制。
2004-10-12 astro-ph
Radio Emission from Supernovae
我认为无线电发射从显着的SN 1998 bw。Ni-56和Co-56衰变产生的γ射线通量的康普顿散射电子自然解释了观测到的射电源的温和相对论扩展及其双峰历史。这样的模型需要一个周围的等离子体，也许是由超新星的前身产生的，它与非相对论碎片的相互作用可以解释观察到的X射线源。无线电频谱似乎是自吸收的。这种解释决定了亮温，因此也决定了辐射电子的能量，这意味着一个惊人的大磁场。试图通过将光谱解释为逆韧致辐射吸收的结果来避免这一结论，并不会导致明显较低的场。大的推断场可能有几种解释：来自中央脉冲星的辐射，湍流流体动力发电机或非球面康普顿电流，但来自超新星祖先的冻结场是不够的。讨论了电子-离子和粒子-场的均分问题。康普顿电子也解释了SN 1987 A斑点的膨胀速度。
1999-04-12 astro-ph
VLBI Images of 49 Radio Supernovae in Arp 220
我们用波长为18厘米的甚长基线干涉仪（VLBI）阵列对明亮的红外星系Arp 220的核进行了成像，线性分辨率为1 pc，具有很高的灵敏度。由此产生的地图具有5.5 microJy/束的均方根，仔细的图像分析结果在49个确认的点源的通量密度范围从1.2 mJy下降到~60 microJy。与12个月前的高灵敏度数据比较，发现至少有四个新的来源。对这些来源的有利解释是它们是射电超新星，如果所有新的超新星都能在这个灵敏度下被探测到，那么Arp 220系统中的超新星发生率估计为每年4 +/- 2。隐含的恒星形成率足以为整个星系观测到的远红外光度提供动力。Arp 220的两个核在射电性质上表现出惊人的相似性，尽管西部的核更紧凑，而且似乎比东部的核亮3倍。也有一些令人困惑的差异，和微分自由-自由吸收，同步加速老化和膨胀损失可能都发挥了作用。与附近的星暴星系M82的比较支持了Arp 220的活动本质上是M82的放大版本的假设。
2006-04-27 astro-ph
SN1998bw/GRB980425 and Radio Supernovae
不寻常的超新星SN 1998 bw被认为与伽马射线爆发GRB 980425有关，可能是这两类天体之间的联系。通过分析SN 1998 bw的大量射电辐射数据，我们能够在已建立的超新星射电辐射分析框架内描述其时间演化。然后，这允许描述对象的许多物理属性。无线电发射可以最好地解释为一个温和的相对论性（伽马约1.6）冲击波与密集的爆炸前恒星风建立的星周介质（CSM）的相互作用，该介质在方位角上，在团块或细丝中，以及径向上都具有高度结构，两个观察到的密度增强约3e 17 cm。假设爆炸前的恒星风条件，可以估计SN 1998 bw的前身的质量损失率约为每年3.5e-5太阳质量，至少有两次质量损失率增加约30%;最近的一次是在爆炸前的1,600 - 4,700年，而已知最古老的一次是在爆炸前的12年，000年前爆炸。由于它不寻常的Ib/c型SN特征，SN 1998 bw与GRB 980425的关系得到加强，从而提高了我们对这些知之甚少的天体的理解。
2001-06-07 astro-ph
The Radio and X-ray Luminous SN 2003bg and the Circumstellar Density Variations Around Radio Supernovae
我们报告了SN 2003 bg的广泛的无线电和X射线观测，其光谱演化显示了从宽线Ic型到富氢II型，再到典型的贫氢Ibc型的过渡。我们发现，非常明亮的无线电发射是很好地描述了一个自吸收占主导地位的同步辐射光谱，而观测到的X射线发射在t~30天是适当的逆康普顿散射的同步辐射发射电子的光子。我们的射电模型暗示了在爆炸后t_0 ~ 10天的亚相对论喷出物速度v ~ 0.24c，这强调了宽的光学吸收线并不意味着相对论喷出物。我们发现，假设相对论电子与磁场能量均分（e_e=e_B=0.1），射电发射区的总能量演化为E ~ 7.3 × 10^{48}（t/t_0）^{0.4} erg。星周密度是很好地描述了恒星风廓线与适度（因子~2）的情节密度增强，产生突然的消色差流量变化。我们估计，平均祖星质量损失率为M_dot ~ 3 x 10^{-4}太阳质量/年（假设风速为1000 km/s），与银河系沃尔夫-拉叶星的观测值一致。与其他事件的比较显示，约50%的射电超新星显示出类似的短时间尺度通量变化，归因于星周密度的不规则性。特别是SN 2003 bg的射电光变曲线与IIb型SN 2001 ig惊人地相似，暗示它们有共同的祖先演化。我们的结论是，他们的祖先经历了准周期性的质量损失发作之前的SN爆炸。[删节]
2006-07-17 astro-ph
Light Curve Calculations of Supernovae from Fallback Gamma-Ray Bursts
目前流行的长时间伽马射线暴（GRB）模型，是从大质量恒星坍缩到黑洞的爆炸：直接或通过后备。那些通过回落形成的伽玛暴将产生更少的放射性镍，因此有人认为（没有任何实际计算）这些系统会产生暗淡的超新星。这些后退的黑洞GRB最近被认为是一组新发现的GRB的可能祖先，缺乏任何相关的超新星。在这里，我们提出了有史以来第一次辐射流体动力学计算的光变曲线的超超新星爆炸的延迟回落伽马射线暴。我们发现，辐射热光变曲线是由冲击沉积的能量，而不是放射性元素的衰变。因此，对这种爆发的观测实际上更多地探测了原始风的密度，而不是放射性镍的产生。
2007-05-04 astro-ph
Hubble Space Telescope imaging of the progenitor sites of six nearby core-collapse supernovae
这里介绍了在档案HST WFPC 2爆炸前成像中寻找六颗核心坍缩超新星（CCSNe）的祖先的过程。这些SNe是1999 an、1999 br、1999 ev、2000 ds、2000 ew和2001 B。利用HST ACS/WFC对超新星爆炸后进行的成像，已经利用差分天体测量技术在爆炸前的成像上确定了祖先的位置。SNe 1999 br、1999 ev、2000 ew和2001 B在后期成像中被恢复，并且在爆炸前成像上估计了祖星位置，具有亚像素精度。在爆炸前的F555 W成像中，只有II-P型SN 1999 ev的祖先在$4.8σ$显著性水平上被发现。假设是一颗红超巨星的前身，爆炸前的观测结果与$M_{ZAMS}=15-18M_{\odot}$一致。其他五个超新星的前身都低于爆炸前观测的$3σ$检测阈值。通过与恒星演化模型的比较，将探测阈值转化为祖先的质量极限。对特别微弱的SN 1999 br的爆炸前观测将红超巨星前身的质量限制在$M_{ZAMS} < 12M_{\odot}$。分析已经扩展，从以前的研究，包括可能的检测高$\mathrm{T_{eff}}$，高质量的恒星进行合成测光模型沃尔夫-拉叶星光谱。II-P型SN 1999 an和1999 br的质量限值与先前确定的该类型SN的质量限值一致。Ibc型SNe（2000 ds，2000 ew和2001 B）的祖细胞的检测限不允许区…
2005-01-16 astro-ph
Radio Supernovae as Tev Gamma-Ray Sources
当应用于大质量恒星爆炸形成超新星（SN）的冲击波时，激波前沿的扩散粒子加速理论预测宇宙射线中有非常高的能量密度。几乎在粒子开始被注入过程之后，宇宙射线的压力就立即上升，直到与冲击波阵面所遇到的冲压压力相当。在射电波段观测到的超新星，射电超新星（RSNe）以同步加速器发射电子的形式提供了粒子加速的直接证据。此外，这些物体特别令人感兴趣，因为它们通常被相对致密的封闭介质包围。然后，宇宙射线的加速可以导致产生高能粒子与目标核之间的碰撞所产生的甚高能量（VHE）伽马射线。我们估计宇宙射线的能量密度假设一小部分$ϕ\lesim1$的能量可在冲击波前转换成宇宙射线。结合这一点与描述的SN祖环境的参数，从观测中推导出，并从更详细的建模，我们计算在地球$\tevflux$的能量高于$1\,$ TeV的光子通量。对于相对较弱但在附近的超新星SN 1987 A，我们预测在冲击波阵面遇到哈勃太空望远镜看到的致密物质环之前会发生$\tevflux=2\times10^{-13}\,\fluxunits$。随后，预计通量将进一步上升。M81中SN 1993 J周围的介质被认为具有密度
1994-11-21 astro-ph
The radio spectra of the compact sources in Arp 220: A mixed population of supernovae and supernova remnants
我们报告的第一次检测在多个无线电波长（13，6和3.6厘米）的紧凑型源内的两个核的超发光的大红色星系Arp 220。我们提出了18个检测源的无线电频谱。在刚刚超过一半的来源，我们发现，这些光谱和其他属性是一致的标准模型的强大的IIn型超新星与他们的爆炸前的恒星风相互作用。这些超新星事件中新射电源的出现率表明，Arp 220中异常大部分的核心坍缩超新星是高度发光的;这可能意味着与星系盘相比，恒星的初始质量函数或恒星演化完全不同。另一种可能的解释是，占空比约为10%的非常短（约3 × 10^5年）的强烈（约10^3 M_Sol年^-1）恒星形成期。第二组我们检测到的源，包括最亮和最长的监测源在18厘米不容易适合无线电超新星模型。这些源显示出从-0.2到-1.9的光谱指数范围。我们认为这些是年轻的超新星遗迹，它们刚刚开始与周围密度在10^4 ~ 10^5 cm^-3之间的ISM相互作用。这些来源之一可能是解决了在3.6厘米波长与直径0.9 pc。在西核，我们估计ISM的电离成分引起前景自由-自由吸收，沿着大部分视线在18 cm处的不透明度<0.6。其他光源可能会受到不透明度在1至2范围内的吸收的影响。这些值与以前的模型是一致的，适合无线电复合线和连续谱。
2006-12-11 astro-ph
Relativistic ejecta from XRF 060218 and the rate of cosmic explosions
在过去的十年中，长持续时间的伽马射线暴（GRB），包括X射线闪光（XRF）的子类已被发现是一种罕见的Ibc型超新星（SN）。虽然所有这些事件都是大质量恒星死亡的结果，但GRB和XRF的电磁光度超过普通的Ibc型SNe许多数量级。导致垂死恒星产生GRB或XRF而不仅仅是SN的基本物理过程仍然是一个关键的悬而未决的问题。在这里，我们提出了XRF 060218（与SN 2006 aj相关）的无线电和X射线观测，这是迄今为止发现的第二个最近的GRB，这使我们能够测量其总能量并将其置于宇宙爆炸的更大背景下。我们表明，这种事件是100倍，但更常见的宇宙学伽玛射线暴的能量少10倍。此外，它与普通的Ibc型超新星的区别在于，它有一个10^48尔格的能量，耦合着温和的相对论性喷出物，以及一个中心引擎（一个吸积供给的快速旋转的致密源），在爆炸后的几周内产生X射线。这表明，相对论喷出物的产生是GRB/XRF和普通SNe之间的关键物理区别，而中心引擎（黑洞或磁星）的性质可能会将典型的爆发与低光度的球形事件（如XRF 060218）区分开来。
2006-08-14 astro-ph
