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
Expanding Photospheres of Type II Supernovae and the Extragalactic Distance Scale
我们使用扩展光球方法来确定10个II型超新星的距离。探讨了不对称性、消光和通量稀释的影响。使用经验证据和时间无关的，球形模型，处理H和He在非LTE，我们表明，黑体校正所造成的通量稀释是小的II型超新星在红外，并在光学时，他们的色温小于6000~K。II-P型超新星的消光可以从它的光变曲线来估计：由于消光而引入距离测量的不确定性通常小于10%。修正了消光和通量稀释后，我们得到了10颗超新星的距离：SN 1968 L，SN 1969 L，SN 1970 G，SN 1973 R，SN 1979 C，SN 1980 K，SN 1987 A，SN 1988 A，SN 1990 E和SN 1990 ae。距离测量范围很广，从50千秒差距到120百万秒差距，这在建立河外距离尺度的方法中是独一无二的。M101中SN 1970 G和LMC中SN 1987 A的距离测量值与造父变星的距离测量值吻合得很好。我们到室女星系团的距离为22 +- 3 Mpc，比最近使用表面亮度波动、行星状星云光度函数和塔利-费舍尔方法估计的距离要大。利用从这些II型超新星中测定的距离，我们得出了$H_0 = 60 \pm 10$ km sec $^{-1}$ Mpc $^{-1}$的值。这个值会受到哈勃流局部偏差引起的误差的影响，但很快就会通过将扩展光球方法应用于几个遥远的II型超新星而得到改善。
1992-04-30 astro-ph
Infrared and Optical Study of the Type Ia SN 1998bu in M96
Ia型SN 1998 bu于1998年5月9日在M96星系被发现。它是现代最接近的Ia型事件之一，并且已经实现了良好的时间覆盖。此外，它的距离是确定的。我们在这里描述一些第一季的光度和光谱观测。虽然SN 1998 bu的红度非常高，但我们仍然可以推断它是一个典型的Ia型事件。初步分析表明，对于约60 km/s Mpc的Ho，其（去红）峰值光度，光变曲线形状和光谱行为证实了在其他经典Ia型超新星中发现的这些参数之间的关系。
1999-02-03 astro-ph
Magnetic Rayleigh-Taylor instability for Pulsar Wind Nebulae in expanding Supernova Remnants
我们提出了一个数值研究的瑞利-泰勒不稳定性的发展之间的接口膨胀的脉冲星风星云和周围的超新星遗迹。这些系统长期以来一直被认为是自然地受到这种不稳定性，考虑到它们的膨胀行为和密度跳跃在接触不连续。蟹状星云在光学频率上的高分辨率图像显示了在同步加速器星云内部存在着一个复杂的线状发射细丝网络。这些结构被解释为瑞利-泰勒不稳定性实际上在起作用的观测证据。这种不稳定性的发展在适合描述超新星遗迹脉冲星风星云系统的制度是不平凡的。界面处的条件可能接近稳定性阈值，并且星云磁场的包含对于建模至关重要，该磁场可能在稳定系统方面发挥重要作用。如果瑞利-泰勒特征能够有效地增长，那么星云外部的混合层可能会形成，而大部分超新星物质都被限制在那里。当磁场接近均分时，我们发现界面是稳定的，即使是较弱的磁场也会影响手指的生长和形状。
2004-05-14 astro-ph
Interaction of a Pulsar Wind with the Expanding Supernova Remnant
最近HST对蟹状星云的观测显示，这些结构似乎起源于瑞利-泰勒（R-T）不稳定性，该不稳定性作用于由脉冲星驱动的风加速的超新星喷出物。为了理解蟹状星云中丝状体的起源和形成，我们用数值模拟的方法研究了脉冲星风与均匀膨胀的超新星遗迹的相互作用。通过二维数值模拟，我们发现在脉冲星风和膨胀的超新星遗迹之间的相互作用区域存在三个独立的不稳定性。随着脉冲星泡驱动的冲击加速，最重要的不稳定性会发展（$r \propto t^{6/5}$）。这种不稳定性产生了明显的丝状结构，类似于在蟹状星云中观察到的丝状结构。我们的数值模拟可以重现蟹状星云的重要观测特征。由于气体的可压缩性，在R-T指尖中产生高密度头部。发现这些头部的密度比手指中的其他区域高约10倍。R-T指中的质量占总冲击质量的$60 % - 75 %$，R-T指中的动能占冲击流总动能的$55 % - 72 %$。发现R-T指的加速度比激波阵面慢，这与观测结果一致。通过比较我们的模拟和观测结果，我们推断一些手指状的细丝（赫斯特观测中的F或G区域）大约在657年前开始发展。
1997-12-03 astro-ph
Semi-analytic Continuum Spectra of Type II Supernovae and the Expanding Photosphere Method of Distance Determination
我们将Hershkowitz、Linder和Wagoner（1986）的近似辐射传输分析推广到更一般的超新星模型大气中，使用对线产生的有效连续不透明度的简单拟合（Wagoner、Perez和Vasu 1991）。在考虑的低密度下，氢的激发态的布居主要由光致电离和复合决定，并且散射主导吸收不透明度。我们匹配的光谱能量密度$\Jnu$的渐近表达式在光球，其位置在每个频率是由一阶计算的偏差$\Jnu$从普朗克函数$\Bnu$。出射光谱光度的形式为$ L_ν= 4π^2 \r*^2 ζ^2 \Bnu(T_p) $，其中$T_p(ν)$是光球温度，$ζ$是稀释因子，$\r*$是基准半径[最终取光球半径$r_p (ν)$ ]。大气的特征是有效温度$T_e$（$\propto L^{1/4} r_*^{-1/2}$）和氢密度$n_H=n_* (r_*/r)^α$ ;重元素丰度和速度梯度的影响较小。我们的主要结果是$ζ$的频率$ν$和参数$T_p$，$r_p$，和$α$的依赖性。
1994-08-17 astro-ph
Simulations of Mixed Morphology Supernova Remnants With Anisotropic Thermal Conduction
通过数值模拟，我们探索了各向异性热传导对超新星遗迹在不同密度的星际介质中演化的作用。我们发现，一个在致密环境中膨胀的遗迹可以在20 kyr内产生中心明亮的硬x射线辐射，并在60 kyr内的超新星事件中心明亮的软x射线辐射。在更稀薄的环境中，硬x射线中中心明亮结构的出现要延迟到大约60 kyr。这样的残骸发出的软x射线在其可观测的寿命期间可能不会变成中心明亮。这可以解释观测结果表明，混合形态的超新星遗迹优先发生在密度更高的分子环境附近。膨胀到密度更大的环境中的残余物往往更小，这使得热传导更容易使其热气泡的温度发生更大的变化。我们表明，较低的温度使得它非常有利于使用高阶段的离子作为诊断的热气泡在信噪比。特别是，分布的O VIII过渡壳明亮的早期时代的中心明亮的后期时代的SNR扩展在一个密集的ISM的演变时，包括热传导的物理。
2006-04-21 astro-ph
Distance determinations using type II supernovae and the expanding photosphere method
由于II型超新星（SN）的高内在亮度，它们可以被用作灯塔，使用巴德-韦塞林克方法的变体来限制宇宙中的距离。基于一个大的CMFGEN模型（Hillier & Miller 1998），涵盖光球阶段的II型SN，我们研究了各种概念进入这样的技术，扩大光球方法（ESTA）。我们计算校正因子$ξ$需要近似的合成光谱能量分布（SED）与温度$T$的黑体。我们的$ξ$虽然相似，但系统性地大于Eastman等人（1996）获得的值（通过$\sim 0.1$）。这意味着系统性地增强了10-20%的EPM距离。我们发现，线发射和吸收，不直接与色温的变化，可以大大改变合成的幅度，并导致以上单位$ξ$值。光学粗线，出现在光学后期，也可以引入一个强烈的波长依赖性的光球半径，无效的使用巴德方法。线覆盖对SED的影响和低$T$时的光球半径都表明，最好在早期，当外流完全电离和线不透明度主要局限于紫外线范围时，使用太阳能电池。我们还调查如何可靠地可以测量光球速度从P-Cygni线轮廓。与通常的看法相反，在天鹅座P谷中光学粗线的最大吸收速度可以{ \it高估或低估}光球速度，其大小取决于SN流出密度梯度和线的光学厚度。
2005-05-23 astro-ph
Spectral Identification of an Ancient Supernova using Light Echoes in the LMC
我们报告的超新星类型的成功识别负责超新星遗迹SNR 0509-675在大麦云（LMC）使用双子座光谱周围的光回波。对与数百年历史遗迹相关的爆发进行分类的能力为超新星研究的几个方面提供了一个新的窗口，并可能成功地为其他LMC超新星以及银河系（MWG）中的历史对应物提供新的限制。来自SNR 0509-675的回波光的组合光谱显示出与超新星（SN）光谱一致的宽发射和吸收线。我们创建了一个光谱库，由26个超新星Ia和6个超新星Ib/c组成，它们是时间积分的，由LMC尘埃散射的尘埃，并由LMC和MWG变红。我们适合这些SN模板所观察到的光回波光谱，使用$χ^2$最小化以及相关技术，我们发现，过亮的91 T-类SNe Ia与$\dm15<0.9$匹配所观察到的光谱最好。
2008-01-30 astro-ph
Interactions between Pulsars, Pulsar Nebulae and Supernova Remnants
蟹状星云很可能会膨胀成自由膨胀的超新星喷出物，尽管喷出物中的能量可能低于典型的II型超新星。尚未发现比蟹状星云年轻得多的脉冲星星云，它们可能具有不同的性质。通过核心坍缩超新星中的紫外线/光学谱线发射，或通过它们的X射线发射（可能显示出强吸收）来寻找这样的星云是有道理的。中子星现在已经在许多年轻的超新星遗迹中被发现。中子星和遗迹类型之间没有明确的联系，尽管有迹象表明正常的中子星会避开富含O的遗迹。在超新星遗迹的后期阶段，脉冲星风星云被反向激波阵面压碎。最近的模拟显示，这个过程是不稳定的，这可能导致热气体和相对论气体的混合，并且脉冲星星云很容易从脉冲星中位移出来，这可以解释船帆座脉冲星相对于船帆座X射电星云的位置。
2002-01-17 astro-ph
Expanding Ejecta in the Oxygen-Rich Supernova Remnant G292.0+1.8: Direct Measurement through Proper Motions
我们在这里报告的第一个研究的自行快速灯丝在年轻的，富氧超新星遗迹G292.0+1.8，进行了一系列的[O III] 5007 A发射线图像超过21年的时间。从1986年到2008年的七个时期拍摄的图像都来自Cerro Tololo Inter-American Observatory的望远镜，显示出氧气发射丝，可能是喷出物碎片，遍布大部分残骸。我们已经测量了67个离散的细丝通过从不同时期的图像之间的二维相关性的自行。虽然运动很小，大多数是20到100毫角秒，但它们仍然可以通过对许多历元对的测量进行平均的鲁棒技术来测量。这些数据与自由膨胀模型在性质上是一致的，并且清楚地显示了从无线电/X射线壳中心附近的一点向外的系统运动。使用该模型的全局拟合表明扩展中心在R. A。（2000.0）= 11：24：34.4，Dec.（2000.0）= -59：15：51，运动学年龄为2990 ± 60年。年轻的脉冲星PSR J1124-5916位于膨胀中心东南46角秒处。假设它是由超新星发射的，我们预计脉冲星将以16毫角秒的速度向东南方向移动，或以440公里/秒的横向速度移动。我们发现最快的喷出物沿着天空平面中大致为南北方向的轴，这表明双极爆炸产生了G292.0+1.8，就像Cas A的情况一样。
2008-10-10 astro-ph
Cicrumnuclear Supernova Remnants and HII Regions in NGC 253
档案VLA数据已被用来产生在NGC 253中的200 pc（~15”）核星暴周围区域的角秒分辨率6-和20-cm图像。22个强度大于0.4 mJy的离散源在星系核的~2 kpc（~ 3 '）范围内被探测到，几乎所有这些源都与星系有关。没有一个射电源与探测到的X射线双星相吻合，所以它们似乎是由于超新星遗迹和H II区。在中心星暴之外的区域，射电超新星爆发率小于0.1/年，可能至少占NGC 253最近恒星形成的20%。大多数新发现的源具有陡峭的非热射电光谱，但也存在几个相对较强的热源，包含数十颗O 5星。这些恒星分布在数十秒差距的范围内，并且嵌入在平均电离气体密度为20-200/cm ^3的区域中，远低于NGC 253中最活跃的核恒星形成区域或其他星系中的超级星团。最强的热辐射区域与近红外波长处的高度变红区域相吻合，可能包含光学模糊的H II区域。
2000-03-31 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
A method to identify the companion stars of type Ia supernovae in young supernova remnants
我们提出了一种方法来识别的Ia型超新星（SNe Ia）的伴星在年轻的超新星遗迹（SNRs），通过识别不同的功能，由于Fe I出现在光谱中的吸收线。如果有足够量的Fe I留在喷出物中，向我们移动的Fe I原子会通过从基态的跃迁吸收光子，从而在伴星光谱中只留下蓝移成分的宽吸收线。要调查的Fe I在喷出物中的柱深度的时间演化，我们进行了流体动力学计算SNR扩展到均匀的环境介质，考虑到碰撞电离，激发，和光电离的重元素。结果表明，如果采用碳爆燃SN模型，在第谷SNR中的伴星在$λλ= 371.9935$ nm和385.9911 nm处的Fe I吸收谱线上具有可观测的特征。然而，这些特征可能会消失，采取另一种模型，发射几倍更强烈的电离光子从冲击外层。为了进一步探索自由膨胀喷出物中的电离状态，我们需要一个可靠的模型来描述外层的结构。
2006-02-27 astro-ph
Improved Distances to Type Ia Supernovae with Multicolor Light Curve Shapes: MLCS2k2
我们提出了一个更新版本的多色光曲线形状的方法来测量距离Ia型超新星（SN Ia），将新的程序K-校正和消光校正。我们还开发了一个简单的模型来解开固有的颜色变化和变红的灰尘，并扩展的方法，将U波段的光变曲线，更容易地适应任何模型参数的先验约束。我们将这种方法应用于133个附近的Ia超新星，包括95个哈勃流中的天体（cz >= 2500 km/s），这些天体在距离上的固有色散小于7%。哈勃流样本，这是至关重要的所有宇宙学用途的超新星Ia，是有史以来最大的均匀距离。我们发现Hd >= 7400 km/s的哈勃流超新星产生的膨胀率比从该距离内的超新星确定的膨胀率低6.5 +/- 1.8%，这可能对SN Ia的暗能量状态方程的测量产生很大的影响。Ia型超新星宿主星系在本星系群静止坐标系中的奇异速度与在宇宙微波背景中测得的偶极相一致。直接拟合的Ia型超新星由于其宿主星系中的尘埃而显著变红，其平均消光律可用R_V ~= 2.7来描述，但光色本身对R_V的约束很弱。
2006-12-21 astro-ph
Light Curves of Microlensed Type Ia Supernovae
详细描述了微透镜超新星Ia作为扩展和扩展源的表观光变曲线。我们表明，微透镜放大可以有显着的超新星观测效果。一个模型的光变曲线是用来比较透镜和unlensed的情况下，我们发现，由于微透镜的形状可能会发生显着的变化。我们也简要讨论了观察到这种效应的可能性。在整个文件中，我们认为源的红移为1.0，我们限制我们的工作，球对称偏转器。
2005-09-11 astro-ph
Kepler's Supernova Remnant: The view at 400 Years
2004年10月是观测SN 1604的400周年纪念日，现在的标志是一个膨胀的星云，被称为开普勒超新星遗迹。在历史上少数超新星的遗迹中，开普勒的遗迹仍然是最神秘的。超新星的类型，以及爆炸的恒星的类型，仍然是一个有争议的问题，甚至到残骸的距离也不确定。随着新的和改进的多波观测的出现，以及观测的时间基线越来越长，开普勒的超新星遗迹正在慢慢揭示它的秘密。我回顾最近和目前的观测开普勒的超新星遗迹和他们表明这个有趣的对象。
2004-10-04 astro-ph
Dust-to-gas ratios in the Kepler supernova remnant
本文提出了一种新的估算开普勒信噪比中尘气比的方法。一致地计算了红外和韧致辐射中的尘埃发射，考虑到尘埃颗粒在膨胀和反向冲击的整个前部和下游被气体碰撞加热。尘埃与气体的比值是由尘埃发射颠簸和韧致辐射在红外线的比例。最大尘埃质量< 0.16 Mo。
2004-04-14 astro-ph
Supernovae Light Curves: An Argument for a New Distance Modulus
超新星Ia（SNe Ia）的光变曲线被用来证明宇宙正在膨胀。作为标准蜡烛，SNe Ia似乎表明扩张速度在过去有所增加，现在正在下降。这种独立的评估超新星Ia光变曲线表明Malmquist II型偏见存在于超新星数据的主体。如果这种偏差得到适当的解决，超新星的光变曲线中的时间膨胀预算就很少了。提出了一种非相对论距离模量，它是基于星系际CREIL（相干拉曼效应对非相干光）辐射传递函数的光的可预测衰减。
2004-04-09 astro-ph
A Spitzer Space Telescope study of SN 2002hh: an infrared echo from a Type IIP supernova
我们提出了晚时间（590-994天）中红外测光的正常，但高度红化的IIP型超新星SN 2002 hh。从超新星的方向检测到明亮、凉爽、缓慢衰落的辐射。大部分的流量似乎不是由超新星事件驱动的，而是可能起源于沿着视线的一个冷却的，模糊的恒星形成区域或分子云。然而，我们也表明，下降的组件的流量是一致的SN供电的红外回波从尘埃祖CSM。中红外辐射也可能来自新凝聚的尘埃和/或喷出物/CSM撞击，但它们的贡献可能很小。对于CSM-IR回波的情况，我们推断尘埃质量小至0.036 M（太阳），相应的CSM质量为3.6（0.01/r（dg））M（太阳），其中r（dg）是尘埃与气体的质量比。这样的CSM可能是由28，000年前的间歇性质量损失导致的，其速度显着下降。或者，来自周围密集的尘埃分子云的红外回波也可能是造成衰落的原因。无论哪种方式，这是第一次在IIP型超新星中清楚地识别出红外回波。我们没有发现支持或反对IIP型超新星通过喷出物中的颗粒凝结产生大量尘埃的证据。然而，在CSM-IR回波方案中，尘埃的质量意味着最常见的核心坍缩超新星的祖先可能对宇宙尘埃含量做出重要贡献。
2006-07-31 astro-ph
Near-IR Search for Lensed Supernovae Behind Galaxy Clusters - II. First Detection and Future Prospects
以大质量星系团为形式的强大引力望远镜可以用来在有限的视场内增强光收集能力，大约是通量的一个数量级。这种效应在这里被利用来增加近红外波长的透镜超新星调查的深度。本文介绍了在VLT用ISAAC相机进行的SN搜索试验计划。大质量星系团A1689、A1835和AC 114后面的透镜星系被观测了总共20小时，分别分为2、3和4个历元，间隔大约一个月，极限星等J<24（织女星）。图像减法，包括另外20小时的档案ISAAC/VLT数据的价值被用来搜索与红移超新星的光变特性一致的瞬态，无论是在新的和参考数据。在我们的调查中发现透镜超新星的可行性进行了研究，使用合成的超新星的光变曲线和几个模型的体积Ia型和核心坍缩超新星率作为红移的函数。我们还根据观测星系中推断的恒星形成率估计了预计发现的超新星数量。这些方法一致地预测了调查中SNe的预期数量的泊松平均值在N_SN=0.8和1.6之间，对于所有超新星类型，均匀分布在核心塌陷和Ia型SN之间。在A1689后面发现了一个瞬变天体，距离一个光度红移z_gal=0.6 +- 0.15的星系0.5”。瞬态的光变曲线和颜色与在z_SN=0.59时变红的IIP SN型一致。透镜模型预测在瞬变的位置处的放大率为1.4个星等，如果没有这个星等，在本文描述的近红外地基搜索中就不会探测到这个物体（未透镜星等J~25）。（节略）
2009-08-28 astro-ph
Dynamics of Massive Shells Ejected in a Supernova Explosion
膨胀的壳层在残余恒星辐射的作用下向外加速，在进入星际介质时，由于冲压压力和吸积作用而减慢速度。我们建立了这种壳层的广义相对论运动方程。在非相对论极限下，简化为标准的Ostriker-Gunn方程。此外，它表明，运动方程可以集成在一般情况下，减少在这种方式下的动力学研究的一个壳的一组四个耦合的一阶微分方程，可解的正交
1994-04-22 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
Evidence for Asphericity in the Type IIn Supernova 1998S
我们目前获得的光学偏振光谱仪在1998年3月7日UT随着总通量谱跨越发现后的第一个494天（1998年3月2日UT）的奇特的IIn型超新星（SN）1998 S的10米望远镜。SN被发现表现出高度的线性偏振，这意味着其连续散射环境显着的非球面性。在去除星际偏振之前，偏振光谱的特征是平坦的连续谱（p ~ 2%），偏振的明显变化与总通量光谱中看到的宽（FWZI >= 20，000 km/s）和窄（未分辨，FWHM < 300 km/s）线发射有关。当用非极化宽线复合发射的极化连续谱进行分析时，产生了p ~ 3%的本征连续谱极化（SN中发现的最高值），这表明根据Hoflich（1991）的扁电子散射主导模型，全局非球面度>= 45%。平滑，蓝色连续明显在早期被证明是不一致的变红，单温黑体，而不是有一个色温，随着波长的降低而增加。在稍后的总通量谱中可以看到宽的发射线轮廓，有明显的蓝峰和红峰，这可能表明致密的（n_e ~ 10^7 cm^{-3}）星周介质具有盘状或环状的形态。的拱星散射环境的分光偏振的影响进行了讨论，因为是不确定的星际偏振去除的影响。
2000-01-14 astro-ph
Supernova observations fit Einstein-deSitter expansion in 4-sphere
最近对遥远超新星的红移和震级的观测提出了宇宙结构和空间发展的基本问题。用标准宇宙学模型对观测结果的解释表明，空间加速膨胀，这需要假设未知的暗能量在宇宙学距离上对抗引力。本文分析表明，观测到的星等红移关系与膨胀的四维球中运动和引力能量平衡为零的假设所得到的预言非常一致。这种方法可以被视为第四维中的爱因斯坦-德西特膨胀，表明膨胀速度在无穷大中减速直到零。
2005-01-03 astro-ph
Strangelet spectra from type II supernovae
在这项工作中，我们研究的命运奇怪的注入作为一种污染的尾部的“奇怪的物质驱动”超新星冲击。一个简单的模型的破碎和制动的奇异通过膨胀的氧壳层时，他们提出并解决理解这个组件的后处理。我们发现，逃逸光谱是一个按比例缩小的版本，在基地的氧壳层注入。超新星源很可能产生低能量的$A \sim 100-1000$粒子，与初始条件完全无关。然而，超相对论奇异星（如假设的半人马座原初星）很难起源于这些爆炸事件。
1998-02-27 astro-ph
Finite bounded expanding white hole universe without dark matter
在宇宙广义相对论（CGR）中，当银河系处于有限但有界的球对称各向同性引力场的中心时，爱因斯坦场方程的解与无界解是一致的。这导致了宇宙可以被看作是一个有限膨胀的白洞的结论。CGR在描述高红移Ia型超新星的距离模与红移数据方面取得了成功，这一事实意味着数据无法区分无界模型和至少$c τ$的有限有界半径模型。它还表明，宇宙在空间上是平坦的，在当前的时代，并已在所有过去的时代，它是物质占主导地位。
2007-04-17 astro-ph
Puzzling Pulsars and Supernova Remnants
大多数最年轻的射电恒星都被膨胀的超新星遗迹所包围，这一事实有力地证明了中子星是在大质量恒星的超新星中产生的。在许多情况下，脉冲星似乎明显偏离超新星遗迹的几何中心，这表明中子星自诞生以来就以相当大的空间速度远离爆炸地点。在这里，我们表明，这些偏移量显示出对银河经度的一个符号的压倒性偏好，这一结果对真正的协会数量有重要意义。这种统计上的显著效应的起源可能在于星际介质中恒星和气体之间的银河系旋转速度差。
1999-11-02 astro-ph
Accelerated Lambda Iteration in Rapidly Expanding Envelopes
我们讨论了目前实施的ALI方法到我们的流体动力学辐射（HYDRODYNAMIC RADIATION，HYDRODYNAMIC RADIATION）代码快速膨胀，低密度信封中常见的核心崩溃和热核超新星，新星和WR星。由于低密度、高能量光子的非热激发（例如，通过放射性衰变）和问题的时间依赖性，即使在大的光学深度处，在整个包络中与LTE的大偏离也是常见的。ALI是仪器的统计方程和流体动力学方程与辐射输运（RT）的耦合。我们采用了几个概念，以提高稳定性，收敛速度/控制，包括领先元素的概念，使用净率，水平锁定，重建的全球光子重新分配功能，等效2-水平的方法，和预测校正方法。在适当的条件下，含时速率方程的解可以化为与时间无关的问题加上一个常微分方程的解析解。对于三维问题，我们通过矩方程求解辐射输运。为了构造爱丁顿张量元素，我们使用蒙特卡罗方法来确定RT方程的解与扩散近似（第二类ALI）的偏差。在热核超新星（SN 99 by）的例子中，我们展示了光的光变曲线，通量和偏振光谱的分析，并讨论了我们的方法的局限性。
2002-07-04 astro-ph
Evidence for an Expanding Molecular Superbubble in M82
我们给出了M82中存在膨胀的超级气泡的证据（直径：~130 pc，膨胀速度：~45 km/s，质量：~8*10^6 SM）。在12 CO（J=1-0）、12 CO（J=2-1）、13 CO（J=1-0）和C18 O（J=1-0）谱线中可以看到它。这个超级气泡的中心是M82中最强大的超新星遗迹41.9+58。CO的观测表明分子超泡已经从盘中破裂出来。ROSAT HRI的观测结果支持了这一假设，它表明来自壳层内部的热日冕气体是M82中弥漫X射线外流的主要贡献者。我们简要地讨论了在其他波长（无线电连续谱，光学，HI，X射线，电离气体）相同的区域的观测。根据我们的谱线观测，我们得到了超气泡的运动学年龄约为10^6年。使用简单的理论模型，产生这个超级气泡所需的总能量为2*10^{54}尔格。考虑到M82中心部分的超新星（SN）速率高达约0.1 SN yr^{-1}，所需的能量输入速率（0.001 SN yr^{-1}）是合理的。产生超级气泡所需能量的10%仍然以膨胀分子壳层的动能的形式存在。10%的数量级是保守的热X射线发射气体出现的超级气泡到晕的M82。这个新发现的膨胀分子超级气泡被认为是由同样的物体提供动力的，这些物体也位于M82中突出的X射线流出的起源处。因此，它可以作为一种替代工具来调查这些来源的物理特性。
1999-04-07 astro-ph
Dust Formation and Survival in Supernova Ejecta
根据目前的理论模型，在高红移的尘埃的存在需要有效的凝聚在SN喷出物的颗粒。然而，对少数研究充分的SNe和SN残留物的观测意味着凝结效率大约小两个数量级。在这种紧张关系的推动下，我们（i）重新审视了Todini和Ferrara（2001）关于超新星核心坍缩喷出物中尘埃形成的模型，（ii）首次跟踪了超新星遗迹中新凝聚颗粒从形成到存活（通过反向冲击波）的演化过程。我们发现，在12 - 40 M_sun的恒星祖先的喷出物中形成0.1 - 0.6 M_sun的尘埃。根据周围ISM的密度，在距离恒星爆炸约4-8 x 10^4年的时间尺度上，有2-20%的初始尘埃质量在反向激波通过后幸存下来。由热气体的溅射引起粉尘尺寸分布向更小的颗粒的转变。由此产生的尘埃消光曲线显示出很好的协议，来自一个红化类星体在z =6.2的观测。小颗粒的随机加热导致尘埃温度的广泛分布。这支持了大量（~ 0.1Msun）冷尘埃（T ~ 40 K）可以存在于SN遗迹中的想法，而不会与观测到的红外辐射相冲突。
2007-04-04 astro-ph
Chandra Observations of the Crab-like Supernova Remnant G21.5-0.9
钱德拉对类克拉布超新星遗迹G21.5-0.9的观测揭示了致密的中央核心和光谱变化，表明内部星云中高能电子的同步加速器烧毁。中央的核心略微延伸，可能表明脉冲星周围存在一个内部的风震星云。从中心区域没有观察到脉动，产生约40%的脉动分数的上限。一个暗淡的外壳可能是最初爆炸时形成的膨胀喷出物和冲击波的第一个证据，表明G21.5-0.9的复合性质。
2000-01-31 astro-ph
Dust sublimation by GRBs and its implications
最近探测到的伴随GRB 990123的瞬发闪光表明，至少对于某些伽玛暴，γ射线发射伴随着亮度L（1 - 7.5eV）= 10 ^{49}（Δ Ω/4 π）erg/s的瞬发紫外光发射，其中Δ Ω是γ射线和紫外光发射所入射的立体角。这样的光紫外闪光可以通过升华破坏光束中的尘埃，达到一个可感知的距离，大约10 pc，并且可以在10秒的表观时间尺度上清除多达10^7（Δ Ω/4 π）M太阳的分子云物质。因此，在这个时间尺度上检测与时间相关的消光将对伽玛射线暴源环境提供强有力的约束。尘埃的破坏意味着，现有的，或未来的，不严重发红的火球的观测与伽马射线暴与恒星形成区有关并不矛盾。然而，在这种情况下，如果伽马射线发射是高光束的，膨胀的火球将在一周的时间尺度上变红。如果尘埃产生的光学深度超过伽马射线暴约8 pc，则0.2 <τ_V <2，大部分紫外闪光能量转化为红外线，λ \sim 1微米，辐射亮度为\sim 10 ^{41} erg/s，持续时间为\sim 20（1 + z）（Δ Ω/0.01）天。尘埃红外辐射可能已经在GRB 970228和GRB 980326中观察到，并可能解释它们不寻常的后期行为。
1999-09-01 astro-ph
Optical and IR observations of SN 2002dj: some possible common properties of fast expanding SNe Ia
作为欧洲超新星合作的一部分，我们获得了广泛的光度学和光谱学的Ia型SN 2002dj涵盖的时代，从11天前到近两年后的最大。详细的光学和近红外观测表明，该物体属于高速梯度事件，如Si，S和Ca线所示。SN 2002 dj的光变曲线形状和速度演化似乎与SN 2002 bo几乎相同。唯一的显著差异是观察到的光学到近红外颜色和超过6500 A的光谱发射减少。对于高速梯度Ia型超新星，我们初步确定了一个更快的上升到最大值，一个更明显的拐点在V和R的光变曲线最大值和一个更明亮，更慢的下降晚时间B光变曲线作为这类对象的共同光度特性。它们的特征似乎还在于与“正常”的Ia型超新星不同的颜色和颜色演变。通常的光变曲线形状参数不能区分这些事件。更强，更蓝移的吸收特征的中等质量的元素和较低的温度是最突出的光谱特征的Ia型超新星显示高速度梯度。这些事件似乎燃烧了外层更多的中等质量元素。可能的连接到祖星的金属丰度进行了探索。
2008-06-11 astro-ph
Cosmological Relativity: A General-Relativistic Theory for the Accelerating Expanding Universe
最近对遥远超新星的观测表明，宇宙的增长正在加速，这与人们一直认为的膨胀由于引力而减缓的假设相反。本文提出了一种广义相对论宇宙学理论，它给出了膨胀宇宙中距离和红移之间的直接关系。该理论实际上是通过爱因斯坦的广义相对论将引力考虑在内的哈勃定律的推广。该理论预测宇宙可以有三个膨胀阶段，减速，恒定和加速，但它表明，目前的前两种情况被排除在外，虽然在过去它经历过它们。我们的理论表明，宇宙现在肯定处于加速膨胀阶段，证实了最近的实验结果。
2000-08-22 astro-ph
Chang-Refsdal Microlensed Type Ia Supernova Light Curves
本文描述了微透镜Ia型超新星（SNe Ia）作为扩展源和扩展源的光变曲线。我们给出了恒星质量的Chang-Refsdal透镜对一小部分超新星光变曲线的微透镜作用的例子。我们发现，除了整体增亮，显着的变化，光曲线形状也可能发生。峰可以被扭曲，可以出现平台，甚至可以形成次级峰。给出并比较了透镜与超新星的相对运动和超新星的膨胀效应。当一颗遥远的超新星（$z_s \sim 1$）正好撞击在附近微透镜（$z_d \sim 0.05$）的爱因斯坦环内时，相对运动的影响更加明显，而对于更远的偏转器来说，相对运动的影响就不那么重要了。我们还发现，随着偏转器距离的增加，剪切力的增加往往会降低微透镜的时间变化性。我们简要地讨论观察到这些影响的概率。
2006-08-17 astro-ph
A mini-supernova model for optical afterglows of GRB
计算了\sim 10^{50}尔格的能量在红巨星外10^{-3} M_（\sun）层中的沉积，产生了类似于最近观测到的伽马射线暴（GRB）余辉的光学现象。如果伽玛暴是在密近双星系统中通过某种机制产生的，那么这个模型就可以实现。与Paczyoverski（1997）最近提出的伽玛暴的"超新星“假设相反，该模型不需要膨胀壳层的巨大动能来解释伽玛暴的光学余辉。
1997-09-17 astro-ph
Are the Models for Type Ia Supernova Progenitors Consistent with the Properties of Supernova Remnants?
我们探讨了Ia型超新星的祖先系统的模型和爆炸后演变的超新星遗迹的属性之间的关系。大多数Ia型祖先的模型在单一简并的情况下预测在前超新星演化过程中会有大量的外流。扩大以前的工作，我们估计这些流出的印记上的结构的星周介质在超新星爆炸的时候，和效果，这种修改后的星周介质上的演变，随后的超新星遗迹。我们比较我们的模拟与已知的Ia型超新星遗迹在银河系（开普勒，第谷，SN 1006），大麦云云（0509-67.5，0519-69.0，N103 B），和M31（SN 1885）的观测特性。我们发现，速度超过200公里/秒的来自白矮星表面的光学厚外流（有时称为吸积风）在祖星周围挖掘出大型低密度空腔。这样大的空洞与我们所研究的所有Ia型遗迹中的前向激波和激波喷出物的X射线发射的动力学是不相容的。
2007-03-13 astro-ph
The Distance to SN 1999em from the Expanding Photosphere Method
我们目前的光学和红外光谱的头两个月的演变II型SN 1999 em。我们将这些数据与高质量的光学/红外测光结合起来，在冲击爆发后仅三天开始，以研究“扩大光球法”（ESTA）在确定距离方面的性能。为此，我们开发了一种技术，通过互相关观测和模型光谱测量准确的光球速度。这种技术的应用SN 1999 em表明，我们可以达到11%的平均不确定性速度从一个单独的频谱。我们的分析表明，该系统对灰尘的影响是相当鲁棒的。特别是，来自VI过滤器的距离只有7%的变化时，通过在宿主星系的视觉消光变化0.45马格。一流的时间采样的SN 1999 em的BVIZJHK光变曲线，使我们能够研究的内部一致性，并测试稀释因子计算的II型高原超新星的大气模型。我们发现，在爆炸后的第一周，恒星距离比平均值低50%，这可能是由于星周物质的存在。另一方面，在接下来的65天里，我们的测试为大气模型提供了强有力的证据，并证实了之前的说法，即超新星可以产生一致的距离，而不必为每个超新星制作特定的模型。这对于产生内部一致性为4%的距离的VI滤波器尤其如此。从整个BVIZJHK光度测量中，我们获得了7.5+/-0.5 Mpc的平均距离，其中引用的不确定性（7%）是对超新星演化前70天分析中获得的方法内部精度的保守估计。
2001-05-01 astro-ph
