Type Ia Supernovae, the Hubble Constant, the Cosmological Constant, and the Age of the Universe
宇宙的年龄取决于现今的哈勃常数和宇宙膨胀的历史。对于诸如Omega_m= 1的减速宇宙学，无量纲乘积H_0，t_0 <1 and modestly high values of the Hubble constant H_0 >70将与大于12 Gyr的宇宙年龄t_0不一致。但如果Ω_λ> 0，则H_0，t_0可以取一系列值。从哈勃图上得到的高红移Ia型超新星的证据支持Omega_Lambda~0.7和H_0，t_0 ~ 1。那么，如果H_0在65- 73的范围内，宇宙的年龄t_0是14+/-1.6 Gyr。
2001-05-30 astro-ph
Constraints of age, distance and progenitor of the supernova remnant RX J0852-4622/GRO J0852-4642
ROSAT和COMPTEL最近在银河系中发现了最近的年轻超新星遗迹RXJ 0852 -4622/GROJ 0852 -4642。根据放射性44 Ti的X射线直径和伽马射线线通量，年龄和距离被确定为约680年和约200秒差距。在这里，我们讨论的影响的X射线光谱和事实，即1.8兆电子伏的伽马射线线发射从26铝的衰变已被测量从船帆座区域与一定的分数可能与新的SNR。对于44 Ti的固定产率，我们估计年龄的不确定性为+-100年。目前的超新星模型提供的44 Ti产额的最高值给出了最坏情况的上限为1100年的年龄和500 pc的距离。此外，44 Ti的未知电离阶段增加了年龄和距离的不确定性，最多再增加35%。超新星模型对44 Ti和26 Al的残余物和产量预测的能量平衡都有利于核心坍塌事件。在爆炸中心附近发现了两个点源，其中之一可能是超新星留下的中子星。如果有一颗中子星，两个点源的X射线计数率提供了黑体表面温度的上限，该上限不太可能超过3 × 10 ~ 5 K。这颗超新星可能在大约750+-150年前就被观测到了，但是根据SN 1181的数据，如果这颗超新星是亚发光的，那么它就有可能被错过。
1999-09-24 astro-ph
Supernovae astrophysics from Middle Age documents
公元1054年的超新星爆发，产生了蟹状星云和脉冲星，可能是通过历史资料研究得最深入的天文事件。然而，许多谜团和不一致之处，无论是在不同的来源之间，还是在历史记录和当今天文数据之间，都需要理论天体物理学家付出非凡的努力，以便将所有数据置于一个有意义的框架中。对历史资料的准确分析，就像我们在这里介绍的那样，可能有助于解决其中的一些问题。
2005-11-07 astro-ph
Time Dilation from Spectral Feature Age Measurements of Type Ia Supernovae
我们已经开发了一个定量的，经验的方法来估计年龄的Ia型超新星（SNe Ia）从一个单一的光谱时代。该技术检查的拟合优度的光谱特征的函数的时间演变的一个大型数据库的超新星Ia光谱特征。当在3800 ~ 6800 A的静止框架范围内获得具有良好信噪比的超新星Ia谱时，谱特征年龄（SFA）的精度为（1-sigma）~ 1.4天。对SN 1996 bj（z=0.574）的两个光谱历元进行了SFA估计，以测量高红移的老化速率。在光谱观测之间的10.05天内，SN 1996 bj老化了3.35 $\pm$ 3.2天，与膨胀宇宙中预期的6.38天老化一致，并且在96.4%置信水平下与无时间膨胀不一致。个别特征对超新星年龄的精确限制，对Ia超新星不均匀性的来源有影响。
1997-07-24 astro-ph
New Constraints on the Energetics, Progenitor Mass, and Age of the Supernova Remnant G292.0+1.8 Containing PSR J1124-5916
我们提出了空间分辨光谱超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8与钱德拉X射线天文台。这个信噪比包含135毫秒脉冲星J1124-5916。我们应用非平衡电离（NEI）模型的数据。通过比较衍生的丰度与核合成模型预测的丰度，我们估计祖质量为30-40太阳质量。我们还得到了超新星爆炸的内在参数，如它的能量，SNR的年龄，冲击波的速度，和扫起的质量。在Sedov解释中，我们估计的SNR年龄为2，600年，接近脉冲星的特征年龄2，900年。这证实了脉冲星/信噪比的关联，并放宽了脉冲星需要有一个非正则值的制动指数，一个大的周期出生或一个大的横向速度。利用Kennel和Coroniti模型讨论了脉冲星风星云的性质，并估算了脉冲星风的磁化参数。我们还报告了第一个证据陡峭的幂律谱指数从脉冲星半径的增加。
2003-01-11 astro-ph
Supernovae in Early-Type Galaxies: Directly Connecting Age and Metallicity with Type Ia Luminosity
我们已经获得了29个早期型（E/S 0）星系的光学光谱的Ia型超新星（SNe Ia）的主机。我们已经测量了吸收线的强度，并将它们与模型网格进行比较，以提取超新星属性和宿主星系的亮度加权年龄/组成之间的关系。同样的分析被应用到大量的早期型场星系选择从SDSS光谱调查。我们发现没有差异的年龄和丰度分布之间的场星系和超新星Ia宿主星系。我们发现一个很强的相关性表明，超新星Ia在星系的人口有一个特征年龄大于5 Gyr的~ 1 mag昏暗的V（最大）比那些发现在星系与年轻的人口。然而，这些数据无法区分年龄和超新星亮度之间的平滑关系或两个超新星Ia祖先群体。我们发现哈勃图中的超新星Ia距离残差与主星系金属丰度相关，与Timmes，Brown & Truran（2003）的预测一致。数据显示，高铁丰度的星系拥有亮度较低的超新星。因此，我们得出结论，时间，因为祖形成主要决定放射性镍生产，而祖金属丰度有一个较弱的影响，峰值亮度，但没有完全校正的光曲线形状和颜色拟合。假设没有选择的影响，在发现SNe Ia在当地的早型星系，我们发现一个更高的特定SNIa率在E/S 0星系的年龄低于3 Gyr比老主机。在最年轻的E/S 0宿主中看到的更高速率和更明亮的光度可能是最近恒星形成的结果，代表了“即时”SN Ia祖先的尾部。
2008-06-17 astro-ph
Determining the motion of the solar system relative to the cosmic microwave background using type Ia supernovae
我们利用Ia型超新星（SNe）的观测资料估算了太阳系相对于宇宙微波背景的运动。我们考虑到SNe测量的误差条中的相关性所产生的相关特有的速度。在不考虑特殊速度的相关性的情况下，我们使用的SNe数据似乎在3.5 sigma水平上检测到太阳系的特殊速度。然而，当正确考虑相关性时，SNe数据仅在约2.5 sigma水平上检测到太阳系特有的速度。我们预测GAIA将在9 sigma水平上探测到太阳系特有速度，LSST将在11 sigma水平上探测到太阳系特有速度。对于这些调查，我们发现相关性是不太重要的，因为大多数的信号来自更高的红移，SNe的数密度是不够的相关性是重要的。
2008-04-04 astro-ph gr-qc hep-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
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
Revealing the obscured supernova remnant Kes 32 with Chandra
我在这里报告的分析和解释的钱德拉观测超新星遗迹Kes 32。Kes 32在X射线中相当弱，这是因为它有很大的星际吸收，其吸收率约为4 E22 cm^-2，比之前报道的要大。光谱分析表明，该天体的电离年龄非常年轻，n_et ~ 4 E9 cm^-3 s，温度kT_e ~ 1 keV。X射线发射的峰值半径比无线电中的小。低电离年龄表明Kes 32是一个年轻的遗迹。然而，年轻的年龄与相对较大的表观尺寸相矛盾，这表明年龄为几千年，而不是几百年。这个问题的讨论与Kes 32的未知距离和它可能与诺玛银河臂。
2003-12-12 astro-ph
Supernova remnant S147 and its associated neutron star(s)
超新星遗迹S147内有脉冲星PSR J 0538 +2817，其特征年龄比系统的运动学年龄大一个数量级以上（根据脉冲星与超新星遗迹几何中心的角偏移和脉冲星自行推断）。为了调和这种差异，我们提出PSR J 0538 +2817可能是大质量双星系统中第一颗超新星爆炸的恒星残骸，因此可能与其特征年龄一样古老。我们的建议意味着S147是第二次超新星爆炸（破坏了双星系统）的弥漫残余物，一颗年轻得多的第二颗中子星（不一定表现为射电脉冲星）应该与S147有关。我们使用现有的观测数据表明，形成S147的超新星的祖先是沃尔夫-拉叶星（因此超新星爆炸发生在被大质量壳包围的风泡内），并限制了双星系统的参数。我们还限制了年轻的中子星在出生时受到的反冲速度的大小和方向，发现反冲矢量不应该强烈地偏离双星系统的轨道平面。
2006-04-08 astro-ph
Supernova Ia Predicted without the Cosmological Constant
目前的大爆炸宇宙学模型需要重新引入爱因斯坦“令人遗憾”的旧宇宙学常数，以适应超新星Ia星等与红移的天文测量。宇宙学常数的物理基础和由此产生的宇宙加速没有得到任何其他物理证据的支持，有些人建议在匆忙接受它时要谨慎。一个全新的宇宙学模型，只有一个可调参数，宇宙的年龄，没有宇宙学常数提供了一个很好的预测超新星测量。用最少的新模型的描述，一个完整的方程组在这里提出足以计算的峰值有效星等的Ia型超新星的输入值的红移Z和年龄t0。模型的完整描述，以及许多更可证伪的预测，在其他地方提出。
2001-02-14 astro-ph
Discovery of a Supernova Explosion at Half the Age of the Universe and its Cosmological Implications
宇宙的最终命运是无限膨胀还是大挤压，可以通过测量非常遥远的超新星的红移、视亮度和固有光度来确定。最近的发展提供了使这一计划切实可行的工具：（1）对相对较近的Ia型超新星（SNe Ia）的研究表明，它们的内禀光度可以精确测定;（2）新的研究技术使人们有可能安排发现和后续观测遥远超新星的时间，迄今为止产生了50多个非常远的（z = 0.3 - 0.7）超新星Ia。这些遥远的超新星提供了过去几十亿年来膨胀率变化的记录。通过在更远的距离上对超新星进行精确测量，从而将膨胀的历史追溯到足够远的时间，我们可以区分宇宙质量密度Ω_M的引力引起的减速和宇宙学常数λ引起的可能的暴胀压力的影响。我们在这里报告了第一次这样的测量，我们发现了一颗Ia型超新星（SN 1997 ap），z = 0.83。凯克II 10米望远镜的测量使其成为光谱学证实的最遥远的超新星。用哈勃太空望远镜和地面望远镜对SN 1997 ap进行了两个多月的测光，结合之前对更近的SNe Ia的测量，表明我们可能生活在一个低质量密度的宇宙中。目前计划在地面和空间观测更多的类似距离的超新星。
1997-12-16 astro-ph
Type Ia Supernovae: Their Origin and Possible Applications in Cosmology
光谱学和光度学的证据表明Ia型超新星（SNe Ia）是吸积白矮星的热核爆炸。然而，超新星Ia的起源双星系统和流体动力学模型仍然存在争议。超新星Ia相对均匀的光变曲线和光谱演化使其成为确定宇宙学参数的标准烛光，如哈勃常数、密度参数和宇宙学常数。最近的进展包括用哈勃空间望远镜标定Ia型超新星的绝对最大亮度，利用Ia型超新星的光变曲线形状与最大亮度之间的关系减少哈勃图中的色散，以及发现许多具有高红移的Ia型超新星。
1997-06-06 astro-ph
Interpretation of the Center-Filled Emission from the Supernova Remnant W44
我们已经研究了两种进化方案，以解释超新星遗迹（SNR）W 44的中心增亮X射线形态：（1）一个涉及超新星爆炸波在通过一个星团星际介质（ISM）传播时所吞没的云的缓慢热蒸发的模型，和（2）一个爆炸波通过一个均匀的ISM传播的流体动力学模拟，包括辐射冷却的影响。两个模型都可以调整其各自的参数以近似残余物的形态。通过我们的非平衡电离X射线光谱分析确定的W 44（~0.9 keV）中的热等离子体的平均温度提供了区分这些情况的关键。根据W 44的大小（使用公认的距离3千秒差距）和温度，由云蒸发模式预测的动力学演变给出的SNR的年龄仅为6500年。我们认为，因为这个年龄是不符合特征年龄（约。20000年）的相关PSR 1853+01，该模型不能提供的中心填充形态的解释。我们倾向于辐射相激波模型，因为它可以再现W 44的形态和年龄，假设初始爆炸能量在0.7E51至0.9E51尔格范围内，环境ISM密度在3至4 cm**-3之间。
1997-05-29 astro-ph
The Expansion Center and Dynamical Age of the Galactic Supernova Remnant Cassiopeia A
我们提出了自行车21个明亮的主壳和17个暗淡的，更高的速度，在Cas A超新星遗迹的外部喷出物结，并使用它们来获得新的估计残留物的膨胀中心和年龄。我们的研究包括1951年至1976年帕洛玛5米主焦板，1988年至1999年的CCD图像从KPNO 4米和MDM 2.4米望远镜，和1999年的HST WFPC 2图像。可测量的位置涵盖了23至41年的时间跨度为大多数节，与几个外节随后近48年。我们得到的膨胀中心α = 23 h 23 m 27 s.77 +-0 s.05，δ = 58 d 48' 49”.4 +- 0”.4（ICRS），使用外壳或主壳结得到的中心之间几乎没有差异。这个位置比van den Bergh和Kamper（1983）估计的位置偏北3.0角秒。它也位于残骸最近探测到的中心X射线点源的正北方（PA = 354度）6.6 +-1.5弧秒，这意味着X射线点源的横向速度约为330 km/s，距离为3.4 kpc。利用位于残骸前向爆炸波前方的纽结，我们估计纽结收敛的日期为公元1671.3 ± 0.9年，假设没有减速。然而，在300年的时间跨度内，仅约1.6 km/s yr的减速将产生公元1680年的爆炸，与J. Flamsteed怀疑的Cas A超新星的目击一致。
2001-04-10 astro-ph
Implications of aging in young supernovae
我们在这里提出的组合无线电频谱从巨型米波射电望远镜（GMRT）和甚大阵（VLA）的IIb型SN 1993 J（年龄11岁）和Ic型SN 2003 bg（年龄1岁）。在SN 1993 J中，我们发现了一个在4 GHz处的光谱中断，并将其与同步加速器冷却中断联系起来。因此，我们确定的磁场之间的相对论电子和磁能均分假设无关。我们还看到SN 2003 bg在22-40 GHz之间的频谱中有一个中断的迹象。SN 2003 bg的光谱可用同步辐射自吸收模型描述。
2004-10-12 astro-ph
Potential of colors for determining age and metallicity of stellar populations
颜色通常不被用来约束恒星星族，因为它们被认为具有著名的年龄金属度简并，但最近的一些工作表明，颜色也可以使用。一个简单的恒星星族合成模型被广泛使用，但没有对其颜色进行分析。我们试图找到颜色，可以潜在地用于确定年龄和金属丰度的恒星星族的标准模型。在这项工作中使用主成分分析和相对敏感参数技术。结果表明，U-K、U-H、U-J、B-K、B-H、U-I、B-J和V-K对种群的研究具有重要意义。在高分辨率模型下，B-K和B-V等颜色对可以用来解释恒星年龄-金属丰度简并度，而在低分辨率模型下，U-K和R-I等颜色对可以用来解释恒星年龄-金属丰度简并度。此外，低分辨率模型的u-g和r-i颜色似乎具有相同的潜力，但高分辨率模型没有这样的颜色。总之，一些颜色被证明具有确定恒星星族年龄和金属丰度的潜力，但不同的恒星星族合成模型中颜色的相对金属丰度和年龄敏感性通常是不同的。此外，小恒星的形成会使恒星系统看起来比它们的主要种群更年轻，更富含金属。
2007-01-08 astro-ph
The discovery of PSR J1833-1034 : the pulsar associated with the supernova remnant G21.5-0.9
我们报告的发现一个年轻的脉冲星与超新星遗迹G21.5-0.9，使用巨型米波射电望远镜（GMRT）位于印度浦那附近。J1833-1034的发现频率为610 MHz，周期为61.86 ms，周期导数为$2.0 \times 10^{-13}$，与其他已知的年轻恒星相似。这颗脉冲星的特征年龄是$\approx 4900$ yr，略高于对残骸年龄的估计，但并不与之相矛盾。这颗脉冲星的自旋下降光度为$3.3 \times 10^{37}$ erg s $^{-1}$，是所有已知的银河系中第二高的恒星。
2005-11-09 astro-ph
G55.0+0.3: A Highly Evolved Supernova Remnant
多频分析揭示了银河平面上存在一个新的超新星遗迹G55.0+0.3。由HI谱线数据测得的运动距离为14kpc。这个暗淡的、星云状的半壳层是非热的，物理半径为70 pc。使用进化模型，遗迹的年龄估计为100万年，超过传统限制的五倍。这个残骸可能与附近的脉冲星J1932+2020有关，它的自旋年龄为110万年。这项工作意味着残留物的辐射寿命可能比以前提出的要长得多。
1997-09-30 astro-ph
Redshift-distance relations from type Ia supernova observations. New constraints on grey dust models
由于星系际灰尘的灭绝被认为是加速膨胀的替代方案，以解释$z \simeq 0.5$以外\s通量的变暗。“闪烁”灰色尘埃模型虽然符合观测数据，但似乎并不是基于物理假设。为此，本文提出了一个新的灰色尘埃模型，其尘埃分布遵循共动SFR密度演化，这是一个合理的现象。这个新的模型进行了比较，从高Z超新星搜索队（HZT）更新的光度数据样本。此外，使用不同红移的超新星对，任何“补丁”分布的可能性，建议解释之间的差异"高$z$"尘埃模型和\s观测在非常高的红移（$z \ge 0.9$）被排除。最后，将数据与有和无暗能量的不同模型进行比较，得到了具有维度参数$Ω_{\mathrm{m0}} = 0.31$和$Ω_{\mathrm{Λ0}} = 0.69$的宇宙的最佳拟合，并由此推导出宇宙年龄为$t_{0} \simeq 14.6 \times 10^{9}$年。这个年龄与使用状态方程$ω= -1$得到的球状星团的年龄是一致的，并且它避免了诉诸任何形式的幻影能量的需要。
2007-01-10 astro-ph
Limits on diffusive shock acceleration in supernova remnants in the presence of cosmic-ray streaming instability and wave dissipation
研究了在星际介质中运动的超新星激波的宇宙线前兆的不稳定性。该区域的磁流体动力学湍流水平决定了扩散激波加速机制加速的粒子的最大能量。宇宙线加速的高效率是可以接受的，并且考虑不受弱湍流情况的限制。本文假设Kolmogorov型非线性波相互作用和离子-中性粒子碰撞共同限制了随机磁场的振幅。因此，加速粒子的最大能量强烈地依赖于超新星遗迹的年龄。在年轻超新星遗迹中，最大能量可达$\sim10^{17}Z$ eV，在Sedov阶段末期，能量下降到$\sim10^{10}Z$ eV左右。因此，在这种情况下，根据星际磁场强度计算的玻姆极限对最大粒子能量的标准估计是不合理的。这一发现可以解释为什么年龄超过几千年的超新星遗迹不是非常高能量伽马射线的主要来源。
2003-02-04 astro-ph
Chandra Observations of A Galactic Supernova Remnant Vela Jr.: A New Sample of Thin Filaments Emitting Synchrotron X-Rays
银河系超新星遗迹（SNR）小船帆座。(RX J0852.0 $-$ 4622，G266.6 $-$ 1.2）在硬X射线波段的遗迹西北边缘显示出尖锐的碎屑结构。细丝是如此光滑，位于残体的最外侧。我们测量了具有良好空间分辨率{\it Chandra}的细丝（$w_u$和$w_d$）的平均尺度宽度，其在上游侧和下游侧分别为{ \it Chandra}的点扩展函数的大小的数量级。细丝的光谱非常硬，没有线状结构，并且在假设$p=0.3$的情况下，用具有$Γ= $ 2.67（2.55- 2.77）的吸收幂律模型或具有$ν_{rolloff}$ = 4.3（3.4- 5.3）$\times 10^{16}$ Hz的{ \tt SRCUT}模型很好地再现。这些结果意味着硬X射线是由加速电子发射的同步辐射，如前所述。使用函数${\cal B} \equiv ν_{rolloff}/w_d^2$和SNR年龄之间的相关性，我们估计了Vela Jr.的距离和年龄：其距离和年龄分别为0.33（0.26- 0.50）kpc和660（420- 1400）年。这些结果与以前的报道一致，这意味着${\cal B}$ -年龄关系可能是一个有用的工具，以估计同步辐射X射线发射信噪比的距离和年龄。
2005-06-15 astro-ph
A supernova origin for dust in a high-redshift quasar
星际尘埃在宇宙的演化中起着至关重要的作用，它协助分子的形成，触发第一批低质量恒星的形成，吸收恒星的紫外光，随后以红外/毫米波长重新发射。尘埃被认为主要产生于演化（年龄>1 Gyr）的低质量恒星的包层中。然而，这幅图像最近受到了质疑，因为在红移z>6的类星体的宿主星系中发现了大量的尘埃，当时宇宙的年龄小于1 Gyr。理论上的研究，以及对附近超新星遗迹的观测，都表明超新星在早期宇宙中提供了一个快速而有效的尘埃形成环境。本文报道了一个红移6.2的类星体的红外观测结果，并利用这些观测结果直接获得了它的尘埃消光曲线。然后，我们表明，这样的曲线是非常符合超新星尘埃模型。这个结果证明了这个高红移类星体中的尘埃是超新星起源的，由此我们推断，大多数高红移的尘埃可能具有相同的起源。
2004-09-24 astro-ph
Dark Energy Constraints from the Cosmic Age and Supernova
利用球状星团和白矮星的宇宙年龄下限：$t_0 > 12$ Gyr，结合最近HST/GOODS计划的新的高红移超新星观测和以前的超新星数据，我们给出了暗能量的状态方程的一个相当大的估计，其一致先验弱到$0.2<Ω_m<0.4$或$0.1<Ω_m h^2<0.16$。我们发现宇宙年龄极限在降低暗能量状态方程变化幅度的上界方面起着重要的作用。在本文中，我们提出了一个新的暗能量的场景称为Quintom，这使得状态方程在过去大于-1，今天小于-1，满足当前的观测。此外，我们还考虑了最近的X射线气体质量分数数据对暗能量的影响，这有利于状态方程的负运行。
2004-12-23 astro-ph hep-ph hep-th
Determining the Equation of State of the Expanding Universe: Inverse Problem in Cosmology
即使使用例如Ia型超新星精确地获得作为红移的函数的光度距离，宇宙的状态方程也不能唯一地确定，而是取决于一个自由参数$Ω_{k0} ={k}/(a_0^2H_0^2)$，其中$a_0$和$H_0$分别是当前的标度因子和哈勃参数。这种简并可能会解决，例如，如果测量类星体的红移的时间变化，最近由勒布提出。因此，宇宙的状态方程（或宇宙的度规）可能在未来不需要对宇宙的物质含量进行任何理论假设的情况下确定。
1999-02-15 astro-ph hep-ph
Smoothing Supernova Data to Reconstruct the Expansion History of the Universe and its Age
我们提出了一种非参数的方法，平滑超新星数据的红移使用高斯核，以重建重要的宇宙学量，包括H（z）和w（z）在一个模型独立的方式。这种方法被证明是成功的区分不同型号的暗能量时，数据的质量是相称的预期从未来的超新星加速探测器（SNAP）。我们发现，哈勃参数是特别确定的，并为此目的有用。在该方法中，还可以以非常高的准确度（\lleq 0.2%）确定全域的回顾时间。通过对方法的改进，也有可能获得暗能量状态方程的合理界限。我们探索了一种新的暗能量诊断方法--“w探针”，它可以从数据的一阶导数中计算出来。我们发现，这种诊断是非常准确的重建不同的重建方法，即使Ω_m被边缘化。w-探针可以用来成功区分$Λ$ CDM和其他暗能量模型，达到很高的准确度。
2007-03-28 astro-ph gr-qc hep-ph
The Hubble Diagram of Type Ia Supernovae in Non-Uniform Pressure Universes
我们使用Dcabrowski（1995）导出的红移-星等关系，对于两个精确的非均匀压力球对称Stephani宇宙，观察者位于对称中心，来检验这些模型与Perlmutter等人（1997）报道的最近对高红移Ia型超新星（SNIa）的观测的一致性。通过一个特定的模型参数的选择，我们表明，这些模型给出了一个很好的拟合观测到的红移和（校正）B带的SNIa数据的表观幅度，但宇宙的年龄通常是约两个陀螺仪大于相应的弗里德曼模型。基于$H_0 \sim 65$值并假设$Λ\geq 0$，P97数据意味着弗里德曼年龄最多为13 Gyr，而实际上最佳拟合（对于$q_0 = 0.5$）年龄仅为10 Gyr。另一方面，我们的Stephani模型可以很好地拟合年龄高达15 Gyr的P97数据，因此可以显着减轻最近的宇宙学和天体物理学年龄预测之间的冲突。模型参数的选择是相当稳健的：只需要其中一个模型中的非均匀压力参数$a$为负并且满足$|a| \lte$ 3 km $^2$ s $^{-2}$ Mpc $^{-1}$。通过允许$a$的稍大的负值，可以"微调"模型，使其更好地拟合P97数据。
1997-11-18 astro-ph gr-qc
