Nucleosynthesis in Chandrasekhar Mass Models for Type Ia Supernovae and Constraints on Progenitor Systems and Burning-Front Propagation
我们计算爆炸性核合成在Ia型超新星（SNe Ia）的Krasekhar质量模型，以获得新的约束的物质吸积到祖白矮星的速度和中心碳爆燃的点火密度。计算的Fe-组富中子核的丰度是高度敏感的电子捕获发生在中心层。从一个缓慢的中心爆燃，并从一个快速爆燃或延迟爆炸的外层，产量相结合，并把太阳同位素丰度进行比较。我们发现（1）为了避免$^{54}$ Cr/ $^{56}$ Fe和$^{50}$ Ti/ $^{56}$ Fe的比值过大，点火密度应低至\ltsim 2 \e 9 \gmc;（2）为了避免$^{58}$ Ni和$^{54}$ Fe的过量产生，要么火焰速度不应超过中心低$Y_e$层中声速的百分之几，或者说与太阳系相比，它的前身恒星必须是贫金属的。如此低的中心密度可以通过像$\dot M$ \gtsim 1 $\times$ 10 $^{-7}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$那样快的快速吸积来实现。为了重现$^{48}$ Ca的太阳丰度，还需要在更高密度下经历点火的祖先系统。我们还发现，$^{56}$ Ni的总量，Si-Ca/Fe比，以及元素如Mn和Cr（不完全Si燃烧灰）的丰度，取决于延迟爆轰中的爆燃-爆轰转变的密度。我们的核合成结果有利于过渡密度略低于2.2 $\times 10^7$ g cm $^{-3}$。
2000-02-17 astro-ph
Progenitors of Type Ia Supernovae: Binary Stars with White Dwarf Companions
Ia型超新星（SNe Ia）被认为来自碳氧白矮星，它们从双星伴星中吸积质量，直到它们接近克拉塞卡极限，点燃碳，并经历完全的热核分裂。本文综述了已观测到的含有白矮星的双星类型。我们建议，某些系统，似乎最有希望作为超新星Ia的祖先，应该更深入地观察和建模，以确定这些系统中的白矮星是否能够达到卡拉塞卡极限。考虑到有希望的单简并系统的数量和有希望的双简并系统的缺乏，我们怀疑单简并产生大部分或可能所有的SNe Ia，而双简并产生一些或可能没有。
2007-03-15 astro-ph
Hard X- and Gamma-Rays from Type Ia Supernovae
伽玛射线光变曲线和光谱的一组理论Ia型超新星模型，包括爆燃，爆炸，延迟爆炸，和脉动的延迟爆炸的质量白矮星，以及合并的情况下，可能涉及更多的质量和氦爆炸的亚质量白矮星。已经得到的结果与蒙特卡罗辐射输运计划，考虑到所有相关的伽马跃迁和相互作用过程。其结果是一组准确的线轮廓，这是超新星模型的初始镍质量分布的特点。伽马射线探测的是放射性元素在喷出物中的同位素分布，而不仅仅是元素分布。详细的线轮廓，包括线宽，相对于休息帧的移位，和线比进行了讨论。有了足够的能量和时间分辨率，可以清楚地区分不同的模式情景。观测战略讨论了当前和即将到来的几代卫星（CGRO和INTEGRAL）以及预计未来的任务，包括劳厄望远镜等概念。有了CGRO，目前有可能通过足够早的观测（接近光学最大值）来区分氦爆轰与克拉塞卡质量祖细胞的爆炸以及那些涉及合并的距离约为15 Mpc的爆炸。这意味着每八年就有一个机会目标。SNe Ia高达约10 Mpc将允许详细的CGRO研究的线比的Co线。
1997-09-04 astro-ph
Chandra Observations of SN 2004et and the X-ray Emission of Type IIp Supernovae
本文报道了利用钱德拉X射线天文台对旋涡星系NGC 6946中II型坪超新星SN 2004 et的X射线探测。发现X射线源的位置与光学位置在~0.4 arcsec内一致。钱德拉还在2004年的事件之前调查了该地区，在祖星的位置没有发现X射线发射。在爆炸后的观测中，分别于2004年10月22日、11月6日和12月3日在三个点上探测到了202、151和158个光子，每个点的长度约为29 k。第一次观测的光谱与温度为kT=1.3 keV，视线吸收为N_H=1.0 x 10^{22} cm^{-2}的热模型最佳拟合。采用5.5 Mpc的距离，推断的未吸收光度（0.4-8 keV）约为4x 10 ^{38} erg/s。第一和第三个时期的硬和软计数之间的比较表明，在这段时间内的软化，虽然有一个光子的数量不足以限制温度和光谱拟合的吸收的变化。我们的排放模型所产生的超新星喷出物和祖风之间的相互作用的反向冲击区。对于具有扩展祖先的IIP型超新星，冲击波爆发时形成的冷壳层可以影响相互作用壳层的初始演化和对反向冲击辐射的吸收。观察到的光谱软化可能是由于减少壳吸收。我们发现，在风速为10公里时，超新星爆发前的质量损失率为（2-2.5）x 10^{-6} M_{\odot} /年，这与IIP型超新星的预期一致。
2007-06-13 astro-ph
Type Ia Supernovae: Toward the Standard Model?
在这篇简短的评论中，我认为最近的发展支持这样的猜想，即Ia型超新星（SNe Ia）是单简并双星系统中的克拉塞卡质量碳氧白矮星的完全破坏。在这个标准模型的背景下，超新星Ia的观测多样性的原因，和年轻的超新星Ia的残余模型的影响，进行了简要讨论。
2000-12-13 astro-ph
The 1 Ms Chandra Survey of the HDF-N: Populations at the Faintest X-ray Fluxes
钱德拉深场北调查，其中有在其中心的哈勃深场北，已经达到了1毫秒的曝光，现在可供公众分析。这一伟大的天文资源不久将以目录文件的形式向社会公布，其中包括四个波段的精确X射线通量和整个ACIS-I领域内约0.6 - 1.2角秒的天体测量。这一贡献的科学重点是人口的X射线源检测的X射线通量低于最微弱的探测极限的X射线天文台，如ROSAT和ASCA。这些星系包括z = 2的正常星系和恒星形成星系，z = 2 - 4的星暴星系和可能非常高红移（z> 6）的活动星系核。讨论了在X射线波段研究这些粒子群的令人兴奋的新前景。
2001-08-14 astro-ph
The ignition process in type Ia supernovae: numerical simulations of core temperature perturbations
本文用流体动力学模拟研究了一颗质量为1000亿克拉塞卡的白矮星的热核逃逸过程，并由此导致Ia型超新星的爆发。通过二维数值模拟，我们研究了WD对流核中温度波动（“气泡”）的演变。我们展示了如何发生的热核失控取决于各种气泡参数。还讨论了点火过程的祖的组合物的相关性。
2007-11-13 astro-ph
Investigating the Flame Microstructure in Type Ia Supernovae
本文提出了一个在不连续近似下研究热核火焰行为的数值模型。该模型被应用于研究Landau-Darrieus不稳定性的条件下发现的Ia型超新星爆炸的质量白矮星。这是探索这些事件中火焰微观结构的第一步。该模型再现了朗道的线性稳定性分析的火焰演化的早期阶段和稳定的细胞火焰结构中的非线性阶段。
2002-04-02 astro-ph
Search for double degenerate progenitors of supernovae type Ia with SPY
我们报告了在ESO VLT（SN Ia始祖星巡天- SPY）上用UVES摄谱仪对作为Ia型超新星潜在始祖星的双简并（DD）双星进行的一次大型巡天。到目前为止，大约有560颗白矮星被检查了径向速度的变化。已经发现了90个新的DD，其中包括质量接近阿布拉塞卡质量的短周期系统。
2002-10-29 astro-ph
Properties of the ultraviolet flux of type Ia supernovae: an analysis with synthetic spectra of SN 2001ep and SN 2001eh
利用哈勃空间望远镜（HST）获得的SN 2001ep和SN 2001eh的早期光谱，研究了Ia型超新星的紫外光谱特性。一系列的光谱模型计算的Monte Carlo光谱合成代码，和紫外线通量的元素丰度和密度梯度的外层喷出物的依赖性进行了测试。大部分的UV通量是由从红色到蓝色波长的光子的反向荧光散射形成的。这一过程，结合电离位移由于增强线阻塞，可以导致更强的紫外线通量的外层中的铁基团丰度增加，与以前的权利要求相反。
2008-09-30 astro-ph
Type Ia supernovae in dense circumstellar gas
本文提出了一个简单的Ia型超新星爆炸的辐射热光变曲线模型，用来描述超新星2002ic和1997cy的光变曲线。模拟表明，在半径$\sim7\times10^{15}$ cm处，两颗超新星周围的CS包层密度相似。SN 1997 cy周围的CS包层质量接近于$5 M_{\odot}$，而其特征喷发时间不超过600年。我们分析了两种可能导致致密CS包层内Ia型超新星爆发的演化情景：共生双星中CO白矮星的吸积和初始质量约为$8 M_{\odot}$的单星演化。如果在SN 2002 ic和SN 1997 cy的情况下，关于致密CS包层中Ia型超新星爆炸的猜想是正确的，那么红超巨星包层的迅速消失和随后的CO白矮星爆炸是通过某种机制同步的。这一机制可能与白矮星在接近克拉塞卡极限时的收缩有关。我们表明，形成（超级）的一个红超巨星的CO白矮星和CO的核心合并，随之而来的爆炸是不可能的，因为它不提供所需的快速质量损失和爆炸的同步。
2003-08-18 astro-ph
The Progenitors of Type Ia Supernovae
本文综述了Ia型超新星的模型。结果表明，当白矮星达到Ekrasekhar极限并在中心点燃碳原子时，有充分的理由相信Ia超新星代表了C-O白矮星的热核破裂.对原始情景进行了严格的审查，并明确提出了每种情景的优点和缺点。有人认为，单简并模型，其中的白矮星吸积从一个亚巨星或巨星的同伴目前青睐。不同的模型的关系，使用超新星Ia的宇宙学参数的测定进行了讨论。建议的结论的观察测试。
1999-03-17 astro-ph
Monitoring The Evolution of SNR 1987A with Chandra
我们报告的结果，我们的监测计划的SNR 1987 A与钱德拉X射线天文台。来自最新钱德拉数据的高分辨率图像和光谱表明，爆炸波已经到达SNR西侧的密集内环，以及东部。观测到的软X射线通量比以往任何时候都要快，最新的通量比三年前亮了四倍。
2003-10-14 astro-ph
A first look with Chandra at SGR 1806-20 after the Giant Flare: significant spectral softening and rapid flux decay
我们报告的软伽马射线中继器SGR 1806-20，第一个高光谱分辨率的X射线观测后，2004年12月27日巨型耀斑的~30 KS钱德拉指向的结果。该源被发现处于爆发活动阶段，并且具有比巨耀斑之前的最新观测结果明显更软的光谱。在2-10 keV范围内观测到的通量约为2.2 x10^-11 erg/s/cm ^2，比事件发生前3个月测量的通量低约20%。这表明，虽然它的巨大耀斑比以前在其他两个软伽马射线中继站观测到的耀斑强度高出约100倍，但SGR 1806-20的耀斑后X射线通量衰减要快得多。脉冲部分约为3%，比耀斑前观察到的值小。我们讨论了SGR 1806-20与SGR 1900+14耀斑后演化的不同性质，并将结果解释为巨耀斑后磁层解扭发生（或正在发生）的有力证据。
2005-05-20 astro-ph
HST Imaging in the Chandra Deep Field South: II. WFPC2 Observations of an X-Ray Flux-Limited Sample from the 1 Msec Chandra Catalog
我们提出了HST/WFPC 2观测的一个定义明确的样本的40个X射线源与X射线通量以上的检测阈值的完整的1毫秒钱德拉深场南（CDFS）。我们的HST观测的灵敏度和空间分辨率足以检测到37个X射线源的光学对应物，产生关于它们的形态和环境的信息。在本文中，我们扩展了我们以前的研究中获得的结果300 ks CDFS X射线数据（Schreier等人，2001年，论文I）。具体来说，我们表明，光学对应的X射线源分为两个不同的群体：1）光学暗淡的组与相对蓝色的颜色，类似于暗淡的蓝场星系人口，和2）光学较亮的组，包括解决星系的平均颜色显着红比相应的亮场星系人口。较亮的天体包括各种类型，包括早期和晚期星系、星暴和活动星系核。相比之下，我们表明，微弱的蓝色X射线人口是最一致的主要类型2活动星系核的低到中等亮度，位于较高的红移（z ~ 1 - 2）。这一结论得到了各类天体光度函数模型的支持。因此，深X射线数据与HST的高空间分辨率相结合，首次使我们能够探测活动星系核光度函数在宇宙学上有趣的红移的暗端。
2001-10-16 astro-ph
The cosmic rate of supernovae and the range of stars ending as Type Ia SNe
目前宇宙中Ia型超新星（SNeIa）的发生率表明，在双星系统中，大约有6%的恒星的初始质量在$3-9\ M\sun$范围内，最后会成为SNeIa。如果这一点得到证实，不可避免的结论是，SNeIa只能用单一的简并情景来解释。在上述范围内的双星系统中，最多有1%的恒星会以CO + CO WD的形式存在，其总质量等于或大于克拉塞卡质量。考虑到CO + He WDs对的合并数量甚至更低，该结论强烈支持仅包含一个CO WD的双星作为SNeIa的祖先，因为SNeIa的产生效率（相对于瞬时恒星形成率）预测的双简并（DD）对低于观测数据超过$3σ$，并且DD场景可以在超过99%的置信水平下被拒绝。只有当从$z\sim 0.1$到$z\sim 0.5$的SFR测量值被低估了6倍，而SNeIa率没有被低估时，我们才能逃脱上述结论。我们评估了具有不同化学成分（CO和He WD）的双WD系统的数量和特性，并将其与观测结果进行比较，以检查我们的预测。我们的结论在这次测试之后显得很有说服力。
2000-09-20 astro-ph
Chandra Observations of SDSS J1004+4112: Constraints on the Lensing Cluster and Anomalous X-Ray Flux Ratios of the Quadruply Imaged Quasar
我们介绍了对SDSS J1004+4112的Chandra观测结果，SDSS J1004 +4112是一个强透镜类星体系统，最大像距为15”。类星体的所有四个明亮的图像，以及来自透镜星团的分辨X射线发射，都被清晰地探测到。来自透镜团的发射延伸到大约1.5弧分。我们测量到透镜星系团的热辐射X射线光度和温度分别为4.7 e44 erg s^-1和6.4 keV，与遥远星系团的光度-温度关系一致。由X射线观测得到的质量与由引力透镜得到的质量非常吻合。类星体图像的X射线通量比与光通量比明显不同，并且图像的组合X射线光谱具有异常强的Fe K α发射线，这两者都指示微透镜。
2006-04-26 astro-ph
Chandra and XMM-Newton Detection of Large-scale Diffuse X-ray Emission from the Sombrero Galaxy
利用XMM-Newton和Chandra观测资料，对大质量边对Sa星系草帽星系（M~104; NGC 4594）进行了X射线研究。提供了62个XMM-牛顿和175个钱德拉离散X射线源的列表。在能量高于2 keV时，扣除源的X射线发射与恒星K波段光的分布类似，主要是由于离散源的残余发射。然而，在较低的能量下，扣除源的发射中有相当一部分来自从银河系中心延伸到~20 kpc的扩散热气。观测到的星系的弥漫X射线发射显示出陡峭的光谱，其特征在于光学薄的热等离子体，温度为~0.6-0.7 keV，随半径变化很小。在0.2-2 keV能量范围内，漫发射的总光度约为3e 39 erg/s。这个光度明显小于当前数值模拟对像阔边帽这样大质量星系的预测。我们认为，恒星反馈可能在调节热气体的物理性质中起着至关重要的作用。实际上，所观测到的阔边帽的漫射X射线光度最多只占Ia型超新星预期输入的机械能的百分之几。推断的气体质量和金属含量也大大低于恒星喷出物的预期。我们推测，主要由Ia型超新星提供动力的银河系隆起风已经从X射线观测所揭示的区域中去除了大部分“缺失”的能量和富含金属的气体。
2007-01-17 astro-ph
The ignition of thermonuclear flames in Type Ia supernovae
在Ia型超新星（SNe Ia）的克拉塞卡质量爆燃模型的框架中，一个持续存在的自由参数是火焰前缘的初始形态，它与前身白矮星的点火过程有关。先前的分析模型表明，热失控是由白矮星的对流核心中产生的温度扰动（"气泡"）驱动的。为了探索点火条件（直径，温度和演化的时间尺度），我们进行了流体动力学的二维模拟浮力气泡在白矮星内部。我们的研究结果表明，在气泡上升过程中发生的破碎影响的气泡演化的结果。可能的影响SNe Ia的点火过程进行了讨论。
2005-12-12 astro-ph
Chandra X-ray Observations of Galaxies in an Off-Center Region of the Coma Cluster
为了研究正常星系的X射线性质和光度函数，我们对后发座星系团的一个偏离中心的区域进行了一次试验性的Chandra巡天。我们目前的结果13钱德拉探测星系的光学光度匹配，包括光谱确认后发座成员星系。在这一范围内，所有7个经光谱学证实的后发座星系都具有与低X射线/光通量比（fX/fR < 10^-3）相一致的探测或极限。我们没有足够数量的X射线探测到的星系来直接测量星系的X射线光度函数（XLF）。然而，由于我们有一个测量良好的光学LF，我们采取这种低X射线光通量比的7个光谱确认的星系翻译的光学LF的XLF。我们发现与Finoguenov等人（2004）的结果非常一致，表明星系团中每个星系单位光通量的X射线发射受到抑制，但将这项工作扩展到后发座星系团中的特定偏心环境。最后，我们报告发现了一个区域的弥漫X射线通量，这可能对应于一个小集团与后发座内集群介质（ICM）的相互作用。
2005-12-22 astro-ph
Simulations of Core Collapse Supernovae In One and Two Dimemsions Using Multigroup Neutrino Transport
在一个维度上，我们提出的结果从稳态多群通量限制扩散和玻尔兹曼中微子运输的比较，集中在数量的中心postbounce冲击再加热。在两个维度上，我们提出了耦合一维多群限流扩散到二维PPM流体动力学的模拟结果。
1997-04-17 astro-ph
Spectral variability of the nucleus of M33 in a Chandra-ACIS observation
我们分析了Chandra/ACIS对M33亮核的90 ksec长观测。我们检测到低振幅（约sim10%）的高度显着的变异性的时间尺度约5000秒。我们还发现了相关的光谱变异性。两个主要的光谱分量（幂律为Γ~2，圆盘为MCD，kT为0.9-1.2 keV）的相对通量是变化的。MCD温度也随着MCD通量的增加而增加。这种变化模式让人想起（但不完全相同）银河系黑洞双星。一个~5 M的$_{\odot}$吸积黑洞可以解释这个来源。
2002-10-08 astro-ph
Can Chandra resolve the remaining cosmic X-ray background?
最深的河外X射线观测，2毫秒钱德拉深场北（CDF-N），解决了约80%的总河外宇宙X射线背景（CXB）在1-2 keV波段。最近的研究表明，剩余的CXB通量中有70%与哈勃太空望远镜（HST）探测到的源有关。本文使用现有的CDF-N数据来约束这些X射线未检测到的HST源的X射线通量分布，通过比较在HST位置处的0.5-2 keV X射线计数的数量与模型通量分布的预期。在所有未检测到的HST X射线源具有相同的0.5-2 keV通量的简单情况下，与9个计数的检测限（在10%完整性下）相比，数据在2个Ms中每个源1.5-3个计数的情况下最佳拟合。假设一个更现实的幂律logN-logS分布[N（>S）S^-alpha]，数据支持一个相对陡峭的通量分布，alpha=1.1^+0.5_-0.3（极限为99%置信度）。这个斜率与以前在CDF-N中发现的微弱正常星系和星暴星系非常相似。这些结果表明，更深的钱德拉观测将检测到一个新的人口微弱的X射线源，但需要非常深的曝光，以解决其余的软CXB。在最乐观的情况下，当HST源具有最平坦的允许通量分布并且检测到所有没有HST对应物的源时，比现有观测灵敏5倍的观测将最多解决剩余软CXB的约60%。
2007-11-27 astro-ph
Type Ia Supernovae: Simulations and Nucleosynthesis
我们提出了我们的第一个核合成的热核破裂的静态冷的Bracrasekhar质量的C/O白矮星的数值模拟结果。二维模拟进行了自适应网格欧拉流体动力学代码，FLASH，作为一个火焰捕捉计划的被动缩放的演变。为了计算同位素产额及其速度分布，在恒星中嵌入了10，000个无质量的示踪粒子。粒子沿流线平流，并提供了爆炸的拉格朗日描述。我们简要介绍了我们的验证测试和初步结果后处理的粒子轨迹与适度（214同位素）的反应网络。
2005-05-19 astro-ph
Catching NGC 4051 in the low state with Chandra
我们报告的结果，从钱德拉TOO观测的低光度窄线塞弗特1星系NGC 4051，在2001年2月6周的持续时间低流量状态。在钱德拉观测期间，2-10 keV的源通量为7 e-12 erg/cm^2/s，对应于2-10 keV的光度为8 e40 erg/s。我们证实了NGC 4051没有强的扩展软X射线辐射，并且低能谱主要由中心点源控制。X射线光谱具有不寻常的混合形状，在~3 keV以下非常软（我们用温度为0.14 keV的黑体建模），在更高的能量下非常硬（Gamma~1的幂律斜率）。在软和硬带的光变曲线是显着的变量和相关性，这意味着硬和软组件之间的连接，并证明硬组件是主要的连续发射，而不是由于从遥远的冷材料的纯反射。然而，与RXTE数据在2001年相同的低状态下获得的比较表明，异常突出的磁盘反射功能的存在，这可能有助于解释明显向上的曲率和极端硬度的钱德拉频谱以上几千电子伏。2001年低态谱的形状与2000年4月在源正常状态期间的一次短暂（<3 d）低通量漂移中观察到的一致，表明低态期间的发射过程与正常状态下的发射过程没有显著差异。在低状态下观察到的不寻常的光谱形状可能是正常的，通量相关的源的光谱变化的低通量的延续。
2003-06-11 astro-ph
Constraints on the Progenitor Systems of Type Ia Supernovae
UVOIR测辐射热光变曲线为深入了解Ia型超新星的性质提供了宝贵的资料。我们分析了16个观测良好的Ia超新星。约束被放置在几个全球参数有关的祖系统，爆炸机制和随后的辐射传输。通过拟合放射性衰变能量沉积函数的准指数阶段（50至100天后，最大的光），它被发现，喷射的质量变化至少有两个因素。这一结果表明，一个亚亚克拉塞卡质量模型可能是一些Ia型超新星的祖先系统的原因。我们发现，合成的（56）Ni的量的范围表明燃烧机制的显着变化。为了解释在观测到的热光度的10倍范围内，需要对爆炸机制进行更详细的建模。
2005-12-05 astro-ph
On the evolution of rapidly rotating massive white dwarfs towards supernovae or collapses
Yoon & Langer（2004 a）最近的一项研究表明，快速吸积（Mdot > 10^{-7} M_sun/yr）的CO白矮星内核可能有差异地旋转，其剪切速率接近动力学剪切不稳定性开始的阈值。这种不同旋转的白矮星获得了热核爆炸或电子俘获引起的坍缩的临界质量，这大大超过了典型的克拉塞卡极限。在这里，我们构建了二维差分旋转的白矮星模型，其旋转规律类似于Yoon & Langer（2004 a）的一维模型。我们推导出了白矮星的质量、角动量、转动能、引力能和结合能之间的解析关系。我们表明，这些关系是适用于广泛的角速度配置文件，包括固体旋转。我们证明了刚性旋转和差速旋转的白矮星的预爆炸和预坍缩条件都是由目前的工作建立的，这可能有助于未来Ia型超新星爆炸的多维模拟和研究从坍缩的白矮星中形成毫秒双星和伽马射线暴。我们的结果使我们提出了Ia型超新星祖先的各种可能的演化情景。导致了一个新的范例，一个可变质量的爆炸白矮星，在价值远高于经典的卡拉塞卡质量。基于我们的二维模型，我们认为超新星峰值亮度与白矮星质量成正比，这可以解释Ia型超新星多样性的各个方面，如它们的亮度变化，它们的平均光度对宿主星系类型的依赖，以及喷出物速度和峰值亮度之间的弱相关性。
2005-02-07 astro-ph
Simultaneous H.E.S.S. and Chandra observations of Sgr A* during an X-ray flare
从Sgr A* 观测到的快速变化的非热X射线发射表明粒子加速发生在超大质量黑洞附近。TeV γ源HESS J1745-290与Sgr A ~* 重合，可能与X射线发射密切相关。需要同时进行X射线和TeV观测来阐明这两个物体之间的关系。在这里，我们报告联合H.E.S.S./ 2005年7月的钱德拉观测，在此期间发现了一个X射线耀斑。尽管Sgr A* 的X射线通量增加了10倍以上，但没有发现TeV γ射线通量增加的证据。我们发现，在99%的置信水平下，可以排除2倍或更大的伽马射线通量的增加。这一发现不利于大部分观测到的伽马射线发射产生于Sgr A* 附近的情况。
2007-10-08 astro-ph
Distribution of $^{56}$Ni Yields of Type Ia Supernovae and its Implication for Progenitors
Ia型超新星爆发产生的$^{56}$ Ni的量可能是Ia型超新星光度与其光变曲线相关性的最重要的物理参数。基于$^{56}$ Ni质量与光变曲线参数$\triangle m_{15}$之间的经验关系，我们获得了附近超新星Ia大样本的$^{56}$ Ni质量的粗略估计，目的是探索超新星Ia的多样性。我们发现，不同SNe Ia的推导出的$^{56}$ Ni质量可以变化十倍（例如，$M_{\rm Ni}=0.1 - 1.3$ $M_{\odot}$），这不能用标准的拉塞卡质量模型（$^{56}$ Ni的质量产量为0.4 - 0.8 $M_{\odot}$）来解释。对于不同的Ia超新星，特别是对于那些极贫镍和富镍的生产者，显然需要不同的爆炸和/或祖先模型。富镍（含$M_{\rm Ni}$ $>$ 0.8 $M_{\odot}$）SNe Ia非常明亮，并且可能具有大量的超过克拉塞卡质量极限的原始体，因为需要额外的原始体燃料来产生更多的$^{56}$ Ni，从而为光变曲线提供动力。这也与本质上明亮的Ia超新星更喜欢出现在年轻和大质量恒星的恒星环境中的发现相一致。例如，75%的Ia超新星在螺旋星系中具有$Δm_{15} < 1.2$，而在E/S 0星系中这一比例仅为18%。另一方面，贫镍的Ia型超新星（$M_{\rm Ni}$ $<$ 0.2 $M_{\odot}$）可能符合亚克拉塞卡模型，因为…
2008-02-27 astro-ph
The Extended Chandra Deep Field-South Survey: X-ray Point-Source Catalog
扩展钱德拉深场南（ECDFS）测量由4个钱德拉ACIS-I点组成，覆盖以原始CDF-S场为中心的$\approx$ 1100平方角分（$\approx$ 0.3度$^2$），深度约为228千帕。这是迄今为止在这样的深度进行的最大的钱德拉调查，只有一个XMM-牛顿调查达到了在硬2.0- 8.0 keV波段的通量下限。我们检测到651个独特的源- 587使用保守的源检测阈值和64使用较低的源检测阈值。这是作为两个单独的目录。在全部651个源中，在0.5- 8.0 keV全波段探测到561个，在0.5- 2.0 keV软波段探测到529个，在2.0- 8.0 keV硬波段探测到335个。对于目标点附近的点源，在0.5- 2.0 keV和2.0- 8.0 keV波段，极限通量分别约为$1.7 \times 10^{-16}$ $\rm{erg cm^{-2} s^{-1}}$和$3.9 \times 10^{-16}$ $\rm{erg cm^{-2} s^{-1}}$。使用模拟，我们确定的目录完整性作为通量的函数，并评估由于不完整的光谱信息导出通量的不确定性。我们提出的差分和累积通量分布，这是在很好的协议，从以前的深X射线调查的计数和AGN的人口合成模型，可以解释的X射线背景的预测。一般来说，较暗的源有较硬的X射线光谱，这与这些源主要是被遮蔽的活动星系核的假设一致。
2006-01-30 astro-ph
Positron Escape from Type Ia Supernovae
我们产生的各种Ia型超新星模型在后期的辐射热光变曲线，模拟伽马射线和正电子输运的各种假设的磁场和电离的喷出物。这些计算出的光变曲线的形状进行了比较与特定的超新星，有足够的后期观测的光变曲线。模型的选择通常不是基于拟合后期观测的能力，而是因为其他作者已经证明了%模型可以近似该特定SN的光谱%和早期光变曲线。从这些比较中，我们得出两个结论：一个建议的模型是否是一个特定事件的可接受的近似，以及，如果它是，磁场特性和电离度，是最符合观察到的光变曲线形状。对于本研究中包含的10个SNe，5个强烈建议$^{56}$ Co正电子逃逸，因为弱或径向梳状磁场允许。在剩下的五个SNe中，没有一个清楚地显示出在强而缠结的磁场中捕获正电子所预期的向上翻转的光曲线。克拉塞卡质量模型可以解释正常、次亮和超亮超新星的光变曲线;次克拉塞卡质量模型在次亮（和潜在正常）超新星的光变曲线上有困难。银河系的正电子生产率的估计Ia型SNe与银河系511千电子伏湮灭辐射的γ射线观测进行了比较。此外，我们强调的重要性，正确处理的正电子输运计算的光谱，或任何属性，Ia型SNe在后期时期（$\geq$ 200天）。
1999-01-15 astro-ph
Beyond the bubble catastrophe of Type Ia supernovae: Pulsating Reverse Detonation models
我们描述了一种机制，通过这种机制，一个失败的爆燃一个卡拉塞卡质量的碳-氧白矮星可以变成一个成功的热核超新星爆炸，而不调用一个特设的高密度爆燃-爆炸过渡。在脉动阶段之后，在由碳和氧组成的1 M太阳的核心上方发展吸积激波，引起会聚爆轰。爆炸的三维模拟产生了1.05 E51尔格的动能和0.70 M_sun的56 Ni，喷射出几乎0.01 M_sun的低速运动的C-O。该机制在相当一般的条件下起作用，并且足够灵活，可以解释正常Ia型超新星的多样性。在给定的条件下，爆炸可能不会发生，这将反映在伽马和紫外波长的特殊信号中
2006-04-03 astro-ph
Binary Evolution of Type Ia Supernovae
通过对Ia型超新星（SN~Ia）的观测，结合动力学、光变曲线和光谱的模拟，我们继续得出一个困难的结论：SN~Ia是由一颗质量为100000的碳/氧白矮星的简并点火引起的。这样一个模型很好地解释了“正常”SN~Ia和所观察到的色散，例如光变曲线的振幅-形状关系。这个过程中的白矮星成长到接近1.4 Msun的标准继续为理解所涉及的双星恒星演化提供了巨大的挑战。所谓的“超软X射线源”可能提供一个重要的新的SN~Ia祖细胞群。正在开发的其他技术可能会限制二元进化。
1995-12-30 astro-ph
Establishing HZ43 A, Sirius B, and RX J185635-3754 as soft X-ray standards: a cross-calibration between the Chandra LETG+HRC-S, the EUVE spectrometer, and the ROSAT PSPC
星载仪器在软X射线范围内的绝对校准主要依赖于热白矮星的模型光谱。我们分析了Chandra LETG+HRC-S观测的白矮星HZ 43 A和天狼星B和中子星RX J185635-3754，以解决目前的不确定性的软X射线光谱通量和光球参数的三个明星。我们已经得到了改进的参数，适合从光学软X射线制度的观察。我们的方法使我们能够引用他们的绝对光谱通量在选定的波长，这可能有助于其他星载仪器的校准。
2006-08-28 astro-ph
Constraints on the Physics of Type Ia Supernovae from the X-Ray Spectrum of the Tycho Supernova Remnant
在本文中，我们使用高质量的X射线观测从XMM牛顿和钱德拉获得新的见解爆炸起源第谷的超新星433年前。我们进行了一个详细的比较从空间积分的超新星遗迹和目前的模型Ia型超新星爆炸的X射线光谱的喷出物排放。我们使用网格的合成X射线光谱的基础上的超新星遗迹和自洽的非平衡电离计算的状态的冲击等离子体的演化的流体动力学模型。我们发现，用动能为1.2e ~（51）erg的一维延迟爆轰模型很好地再现了第谷的X射线辐射的基本性质。我们测试过的Ia型爆炸的所有其他范例，包括一维爆燃、脉动延迟爆轰和亚克拉塞卡爆炸，以及三维计算的爆燃模型，都未能很好地近似观察到的喷出物排放。我们的研究结果要求超新星喷出物保留一定程度的化学分层，Fe峰元素内部的中间质量的元素。这强烈表明超音速燃烧锋（即，爆炸）必须在Ia型超新星爆炸的物理学的某个阶段参与。
2006-03-20 astro-ph
Flux and spectral variations in the Circinus Galaxy
我们报告了一个戏剧性的流量（50%的LECS和MECS波段增加）和光谱变化之间的两个BeppoSAX观测的Circinus星系进行了近三年。通过分析档案中的所有钱德拉观测资料，包括2001年5月的一次新的滴滴涕观测资料，我们发现，一个变化极大的超亮X射线源（CG X-1：Bauer等人，2001年）的高通量状态是对大多数观测到的变化的最可能的解释，该源位于所采用的BeppoSAX源提取区域2”内。然而，在新的BeppoSAX数据中，高通量6.7 keV线和PDS光谱变化的存在可能部分是由于核的内在变化。通过比较Chandra和BeppoSAX的观测结果，我们发现CG X-1的长期通量变化并不伴随着显著的光谱变化。我们还重新分析了钱德拉HEG核谱，并报告了康普顿肩的存在，其通量约为线芯的20%，与康普顿厚物质的理论预期一致。
2002-09-27 astro-ph
Dark Supergiant: Chandra's Limits on X-rays from Betelgeuse
我们分析了在HRC-I（8 ks）、HRC-S（8 ks）和ACIS-I（5 ks）的瞄准点位置上获得的参宿四（α Ori，M2 Iab，m_V=0.58，131 pc）的钱德拉定标观测。参宿四在所有单独的观测中以及累积的观测中都没有被探测到。我们推导出上限的X射线计数率和计算相应的X射线通量和光度上限的日冕等离子体，可能存在于大气中的参宿四的温度范围内，T=0.3-10 MK。在T=1 MK时，我们将望远镜的通量限制为fx ~ 4 × 10 ^（-15）尔格·s^（-1）cm^（-2）。在较高的温度下，上限降低了~3倍，大致比先前获得的低一个数量级。假设整个恒星表面都是活跃的，这些通量对应的表面通量极限在T=1 MK时为30-7000尔格·s^（-1）cm^（-2），在更高温度下为~1尔格·s^（-1）cm^（-2），比安静的太阳X射线表面通量低5个数量级。我们讨论的背景下，我们的分析模型的埋电晕和无处不在的磁地毯的影响。我们排除了参宿四上类似太阳的日冕的存在，但不能排除冕洞规模的低水平发射的存在。
2007-12-05 astro-ph
Bounds on the possible evolution of the Gravitational Constant from Cosmological Type-Ia Supernovae
最近的高红移Ia型超新星的结果可以用来设定引力常量$G$可能变化的新界限。如果在遥远超新星的时空位置上$G$的局部值不同，则会改变超新星爆发中的动能释放和合成$^{56}$ Ni的量。这两种效应都与Eschrasekhar质量$M_{Ch} \propto G^{-3/2}$的变化有关。此外，$G$随时间的积分变化也会影响宇宙演化，从而影响光度距离关系。我们发现，在Ia型超新星的幅度的后期效果通常是几倍小于由相应的变化产生的变化的Ekrasekhar质量。我们调查在一个一致的方式如何不同的$G$可以修改哈勃图的Ia型超新星，以及如何使用这些结果来设置上限的假设变化的$G$。在红移$z\simeq 0.5$处发现了$G/G_0 \la 1.1$和$G'/G \la 10^{-11} yr^{-1}$。这些新的界限扩展了目前可用的约束的演变$G$所有的方式从太阳和恒星的距离，以典型的尺度的Gpc/Gyr，即超过15个数量级的时间和距离。
2001-09-18 astro-ph gr-qc
Type Ia Supernovae: Progenitors and Diversities
超新星宇宙学的一个关键问题是Ia型超新星（SNe Ia）的峰值光度是否足够不受宇宙和星系演化的影响。为了回答这个问题，我们回顾了目前流行的超新星Ia祖细胞的情况，即，单简并方案的Mr.rasekhar质量白矮星（WD）模型。我们用两个通道来识别其前身星的演化：（1）WD+RG（红巨星）通道和（2）WD+MS（近主序星富氦星）通道。吸积WD产生的强风起着关键作用，对演化产生了重要的年龄和金属丰度效应。我们认为，C+O WD中碳质量分数$X$（C）的变化（或WD初始质量的变化）导致了Ia超新星亮度的差异。这个模型可以解释观测到的Ia超新星亮度对星系类型的依赖性。然后，我们预测超新星Ia亮度如何沿红移（随着金属丰度和年龄的变化）的椭圆星系和螺旋星系的演变。这种沿着红移的演化效应可以被修正，就像对局部超新星Ia所做的那样。我们还讨论了几个相关的问题：（1）矮球状星系中恒星的丰度分布与Ia型超新星的金属丰度的关系，（2）角动量的影响与双简并的命运和双简并的关系，（3）氦在Ia型超新星2000cx中的可能存在与亚亚克拉塞卡质量模型的关系。
2003-08-08 astro-ph
The diffuse neutrino flux from supernovae: upper limit on the electron neutrino component from the non-observation of antineutrinos at SuperKamiokande
我推导出一个上限的电子中微子组件的扩散超新星中微子通量的约束在SuperKamiokande的反中微子组件。反中微子和中微子通道之间的联系是由于超新星中产生的μ子和τ中微子和反中微子通量的相似性，以及这些物质在恒星内部转化为电子中微子和反中微子。在中微子能量高于19.3 MeV的情况下，电子中微子通量的极限为5.5 cm^-2 s^-1，比勃朗峰的直接极限强3个数量级。它代表了未来直接搜索所需的最低灵敏度，并且非常接近萨德伯里中微子天文台（SNO）和ICARUS实验的范围。如果测量电子反中微子流，电子中微子流将有一个下限。根据中微子产生时光谱的细节，第一个中微子最多可以比第二个中微子小2-3倍。
2006-04-25 astro-ph hep-ex hep-ph
