Observational Constraints on the Nature of the Dark Energy: First Cosmological Results from the ESSENCE Supernova Survey
我们利用ESSENCE超新星巡天中的60颗Ia型超新星（SNe Ia），给出了对暗能量状态方程参数w=P/（rho c^2）的限制。假设宇宙是扁平的，我们推导出了一组关于暗能量性质的约束条件。通过对来自重子声学振荡的（Omega_M，w）进行约束，我们得到静态状态方程参数w=-1.05 ^{+0.13}_{-0.12}（stat; 1 sigma）+-0.11（sys）和Omega_M=0.274^{+0.033}_{-0.020}（stat; 1 sigma），最佳拟合卡方/自由度为0.96。这些结果与超新星遗产调查在测量超新星距离和红移的类似计划中报告的结果一致。我们评估了影响超新星观测的系统误差来源，并提出了探索这些影响的蒙特卡罗模拟。目前，最大的系统，目前有可能影响我们的测量是灭绝的治疗，由于在超新星宿主星系的尘埃。将我们的ESSENCE SNe Ia集合与SuperNova Legacy Survey SNe Ia结合，我们得到了一个联合约束w=-1.07 ^{+0.09}_{-0.09}（stat; 1 sigma）+- 0.12（sys），Omega_M=0.267^{+0.028}_{-0.018}（stat; 1 sigma），最佳拟合chi^2/DoF为0.91。目前的Ia超新星数据与一个宇宙学常数完全一致。
2007-01-02 astro-ph
Exploring the Outer Solar System with the ESSENCE Supernova Survey
我们报告的发现和轨道确定的14 trans-Neptunian对象（TNO）从ESSENCE超新星巡天差分成像数据集。在对SDSS-II超新星巡天数据库进行类似搜索时发现的另外两个物体也在这一努力中被回收。ESSENCE反复观测远离太阳系黄道（-21 deg < beta < -5 deg）的区域，每次观测达到极限星等I~23.1和R~23.7。我们详细研究了几个新探测到的天体，包括2003 UC_414，它的轨道完全位于天王星和海王星之间，并且非常接近一个动态区域，这将使它在太阳系的寿命中保持稳定。2003 SS_422和2007 TA_418有着高的离心率和大的近日点，使它们成为外海王星天体的候选成员。我们还报道了一个新的“扩展”或“分离”的分散盘，2004 VN_112，并验证其轨道的稳定性，使用数值模拟。ESSENCE只能在其轨道的2%左右看到这个物体，这表明天空中有大量类似的物体。我们强调，黄道外的调查是揭示这些物体多样性的最佳选择，这反过来又会限制塑造我们早期太阳系的引力影响的历史。
2008-05-29 astro-ph
Spectroscopy of High-Redshift Supernovae from the ESSENCE Project: The First Two Years
我们提出的光谱观测的结果，发现在头两年的ESSENCE项目的目标。ESSENCE的目标是使用大约200个中等红移（0.2 < z < 0.8）的Ia型超新星（SNe Ia）样本来限制宇宙的状态方程。光谱学不仅提供了天体的红移，而且还证实了一些发现确实是超新星Ia。这一确认对该项目至关重要，因为确定超新星Ia的光度距离的技术依赖于高红移天体与低红移天体相同的知识。我们描述了目标选择和优先排序的方法，望远镜和探测器，以及用于识别物体的软件。由高红移Ia型超新星和低红移Ia型超新星的光谱匹配所得到的红移值与由主星系光谱所得到的一致。我们发现，高红移超新星Ia匹配以及与低红移模板。我们包括所有的光谱获得的ESSENCE项目，包括52个SNe Ia，5个核心坍缩SNe，12个活动星系核，19个星系，4个可能的变星，和16个对象与不确定的身份。
2004-11-12 astro-ph
Scrutinizing Exotic Cosmological Models Using ESSENCE Supernova Data Combined with Other Cosmological Probes
ESSENCE超新星巡天（Wood-Vasey et al. 2007）的第一个宇宙学结果被扩展到更广泛的宇宙学模型，包括动力学暗能量和非标准宇宙学模型。我们加入了大量的外部数据集，如最近公布的高红移超新星的Higher-z数据（Riess et al. 2007）以及几个互补的宇宙学探测器。模型比较统计，如贝叶斯和赤池信息标准，以衡量模型的价值。这些统计数据有利于模型，提供了一个很好的拟合与较少的参数。基于这一分析，首选的宇宙学模型是平坦的宇宙学常数模型，其中宇宙的膨胀历史可以充分描述与描述宇宙的能量含量只有一个自由参数。在更奇异的模型，提供良好的拟合的数据，我们注意到一个偏好的模型，其最佳拟合参数减少到宇宙学常数模型。
2007-07-22 astro-ph
Spectroscopy of High-Redshift Supernovae from the ESSENCE Project: The First Four Years
我们提出的光谱观测结果从ESSENCE高红移超新星（SN）调查在其第一个四年的操作。这个样本包括所有Ia型超新星的光谱，其光变曲线由Miknaitis et al.（2007）提出，并用于Davis et al.（2007）和Wood-Vasey et al.（2007）的宇宙学分析。该样本代表了ESSENCE团队使用6.5 - 10米级望远镜对探测到的物体进行了273小时的光谱观测。我们提出了156个对象的174个光谱。将这个样本与Matheson等人（2005）的样本结合起来，我们总共有274个物体的329个光谱样本。由此，我们能够光谱分类118 Ia型SNe。随着调查的成熟，分类超新星Ia的效率保持不变，而我们已经观察到更高的红移超新星Ia和超新星Ia远离最大亮度。用主星系红移检查Ia超新星的子样本表明，仅从Ia超新星光谱得出的红移与从主星系光谱发现的红移一致。此外，来自只有超新星Ia光谱的相位是一致的来自光曲线拟合。通过与本地样本的光谱比较，我们发现我们的样本中与过亮SN 1991 T和欠亮SN 1991 bg相似的天体的比率与本地样本的比率是一致的。然而，我们确实注意到，我们没有探测到光谱学或光度学上与SN 1991 bg相似的物体。虽然系统效应可能会降低我们基于低红移巡天所预期的高红移率，但类似SN 1991 bg的Ia型超新星在高红移时可能不那么普遍。
2008-11-26 astro-ph
Probing the Geometry of Supernovae with Spectropolarimetry
本文介绍了凯克天文台对年轻超新星进行的分光偏振测量的结果，其中包括至少一个主要超新星类型的例子：Ia（1997 dt），Ib（1998 T，1997 dq），Ib/c-pec（1997 ef），IIn（1997 eg）和II-P（1997 ds）。所有的天体都显示出内在偏振的证据，这表明非球面性可能是年轻超新星大气的共同特征。
1999-12-16 astro-ph
Importance of Supernovae at z<0.1 for Probing Dark Energy
超新星实验表征暗能量需要一个精心设计的低红移计划，我们认为这是正在进行的/近期（如超新星遗产调查）和全面的未来（如SNAP）的实验。导出的标准为：一个以z=0.05为中心的超新星样本，包括150-500（在前一种情况下）和300-900（在后一种情况下）个测量良好的超新星。低红移的Ia型超新星在超新星距离-红移关系的宇宙学应用中扮演两个重要角色：作为哈勃图的锚点，以及作为可能的系统学的指标。宇宙学距离的固有简并性意味着300颗附近的超新星几乎饱和了它们的宇宙学杠杆作用，它们的最佳中心红移是z=0.05。这一结论是加强后，包括速度流和震级偏移系统。由于超新星群体漂移（演化）系统学的限制，宇宙学参数的偏差不可避免地增加了第二次使用的要求，约少于900颗超新星。
2007-02-20 astro-ph
Probing the Explosion Mechanism of Supernovae by Radioactive Decay Gamma- and X-Rays
放射性衰变产生的伽马射线和X射线为研究超新星爆炸物理学提供了一个潜在的强大工具，因为放射性同位素的分布和数量强烈依赖于爆炸的性质。在本文中，这些高能量排放的预期功能提出了双极射流诱发爆炸模型，这是最近非常活跃的超新星，甚至为典型的Ib/c型超新星青睐。它表明，各种观察的组合，即，线-连续比、光电吸收截止能量、线轮廓和光度允许对爆炸能量、放射性56 Ni的量、爆炸几何形状、甚至观察方向进行独特的确定。
2007-08-07 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
Probing Dark Energy Inhomogeneities with Supernovae
我们讨论的可能性，以确定各向异性和/或不均匀的宇宙模型使用Ia型超新星的数据。在大范围的角尺度上搜索电流Ia型峰值幅度的相关性产生零结果。然而，同样的分析仅限于低红移的超新星，在大约40度的角标度下，在2 σ水平上显示出微弱的π关系。即将到来的数据，例如，SNLS（超新星遗留巡天）和SDSS-II（SDSS：斯隆数字巡天）超新星搜索将在不久的将来改善我们对可能的相关性的大小限制--或者可能检测到--在高红移的百分比水平上。利用建议的SNAP（超新星加速探测器）卫星的数据，我们将能够在小于一度的尺度上检测到Ia型峰值幅度上的引力透镜引起的相关性。
2008-06-30 astro-ph
Probing Dark Energy with Supernovae : a concordant or a convergent model?
我们提出了一个修订的解释最近的超新星数据分析。我们评估了先验对提取暗能量状态方程的影响。我们发现，结论强烈依赖于$Ω_M$先验值和它的不确定性，并表明有偏拟合程序应用于非协调的模拟数据可以收敛到“协调模型”。放松$Ω_M$的先验指向其他解集，这些解集没有被观测数据排除。
2004-07-21 astro-ph
Probing the gravitational well: No supernova explosion in spherical symmetry with general relativistic Boltzmann neutrino transport
我们报告的恒星核心的崩溃，反弹，和postbounce演化的13太阳质量的恒星在自洽的广义相对论球对称模拟的基础上玻尔兹曼中微子输运。我们的结论是，精确的中微子输运近似和忽略广义相对论效应并不是唯一导致之前无数次尝试在球对称中模拟超新星爆炸失败的原因。与牛顿引力下的模拟相比，广义相对论模拟的激波半径更小。然而，我们认为，在广义相对论的情况下，更高的中微子光度和均方根能量可能会导致更大的超新星爆炸能量。
2001-04-17 astro-ph
Constraining Cosmic Evolution of Type Ia Supernovae
我们提出了第一个大规模的努力，创造复合光谱的高红移Ia型超新星（SNe Ia），并将它们与低红移同行。通过ESSENCE计划，我们获得了88个高红移Ia超新星的107个光谱，具有良好的光变曲线信息。此外，我们已经获得了397光谱的低红移SNe通过几十年的努力在利克和凯克天文台，我们已经使用了45紫外光谱获得的HST/IUE。与ESSECE光谱相比，低红移光谱充当对照样本。在所有情况下，ESSENCE和Lick复合光谱看起来非常相似。在利克复合光谱中加入星系光，使得整体光谱能量分布与ESSENCE复合光谱几乎完美匹配，这表明高红移SNe比它们的低红移对应物更容易受到宿主星系光的污染。这是由于观测到的物体在所有红移下都具有相同的狭缝宽度，这对应于不同的投影距离。在修正了星系光的污染之后，光谱中仍然存在细微的差异。我们已经估计的系统误差时，使用当前的光谱模板K-校正为~0.02马格。在复合光谱的方差给低红移最大光SN光谱的固有方差的估计~3%的光学和增长的UV。最大光低和高红移光谱之间的差异限制了我们样品之间的SN演化在静止坐标系光学中< 10%。
2007-10-11 astro-ph
Coping with Type Ia Supernova "Evolution" When Probing the Nature of the Dark Energy
对高红移Ia型超新星（SNe Ia）的观测为暗能量的存在提供了强有力的证据，而对高红移Ia型超新星进行进一步的精确观测是探索暗能量本质的最有希望的方法。我们讨论这样一个项目的关注之一-即应对超新星的演变。我们强调，超新星Ia的演化在一个重要的方面不同的那种已经挫败了一些过去的观测宇宙学项目的演化，我们概述了经验的策略，将考虑到它。本文还讨论了Ia超新星物理模型的支持作用。我们的结论是，由于超新星Ia演化的系统误差将是小的。
2001-09-05 astro-ph
Probing Dark Energy with Supernovae : Bias from the time evolution of the equation of state
对数千颗Ia型超新星的观测应该是探测宇宙中暗能量含量的最直接的方法。这将通过未来的大型地面勘测和随后的空间飞行任务（SNAP/JDEM）来进行。我们解决的问题，从未来的数据中提取的宇宙学参数的模型无关的方法，与最小的假设的先验知识的一些参数。我们集中在基准模型和拟合函数之间的比较和地址，特别是忽略（或不）的状态方程的时间演化的影响。我们提出了一个定量分析的偏差，可以引入的拟合过程。一旦现有数据的统计误差得到显著改善，这种偏差就不能忽视。
2004-03-11 astro-ph
Probing quintessence: reconstruction and parameter estimation from supernovae
我们探讨了利用未来超新星观测来探测暗能量的前景。我们重点关注精髓，这是一个不断发展的标量场，已被建议作为暗能量的候选者。在模拟了从拟议的超新星/加速探测卫星（SNAP）预期的观测结果后，我们研究了两种从这些数据中提取精华信息的方法。首先，将经典状态方程展开为w_Q（z）= w_Q（0）-alpha*ln（1+z），对数据进行拟合，可以在很宽的光滑变化势范围内重建经典势。第二，通过限制参数Omega_Q、w_Q和alpha，可以测试暗能量的基本性质。例如，我们证明，用这种方法区分精髓和宇宙学常数是可能的。此外，当超新星数据与其他计划的宇宙学观测相结合时，重建和参数约束的精度显着提高，允许区分更广泛的暗能量模型。
2002-04-19 astro-ph
Probing the Structure of Dark Matter in Galaxy Halos and Clusters using Supernovae
研究了一种测量高红移Ia型超新星引力透镜的新方法。该方法利用前景星系和超新星亮度之间的相关性，以大大减少可能的系统误差，并增加信噪比。研究表明，如果暗物质是由微观粒子组成的，那么这种透镜效应可以与星系晕和星系团的质量、大小和亚结构有关。这种技术可能特别适用于测量暗物质晕的大小，这是一种不适合星系透镜效应的测量方法，也适用于测量星系晕中的子结构水平，这是冷暗物质模型的一个有问题的预测。对来自星系晕和星系团的信号的贡献进行了建模，并估计了来自星系数计数波动、星系红移误差、SN光度色散和样本方差的噪声贡献。超新星光度的本征分布和它的红移演化作为不确定性的主要来源被删除。该方法被发现是补充星系-星系透镜。对于$\simgt 100$超新星的观测要求已经被提出来用于宇宙学参数估计。
2001-04-29 astro-ph
Probing Dark Energy via Weak Gravitational Lensing with the SuperNova Acceleration Probe (SNAP)
SNAP是联合暗能量任务（JDEM）的候选者，该任务旨在使用两种不同的方法对暗能量进行限制。第一种是Ia型SN，在配套的白皮书中进行了讨论。第二种方法是弱引力透镜，它依赖于前景质量结构对背景星系形状的相干扭曲。2米天基天文台所提供的出色的空间分辨率和测光精度对于实现高表面密度的已分辨星系、严格控制望远镜点扩散函数（PSF）的系统误差以及该项目所需的精致红移精度和深度至关重要。这些都是通过消除大气失真和望远镜上的大部分热负荷和重力负荷来实现的。探测暗能量的SN和WL方法是高度互补的，并且这两种方法的误差轮廓在很大程度上是正交的。
2005-07-19 astro-ph
Probing the dark side: Constraints on the dark energy equation of state from CMB, large scale structure and Type Ia supernovae
本文用几组宇宙学数据重新分析了暗能量状态方程参数w_Q = P/ρ的约束条件，并放宽了通常的约束条件w_Q >-1。结合宇宙微波背景辐射、大尺度结构和Ia型超新星数据，我们发现了一个非平凡的w_Q下界。在95.4%的置信度下，我们发现，假设宇宙的几何形状是平坦的，-2.68 < w_Q-1的界限< -0.78 if w_Q is taken to be a completely free parameter. Reassuringly we also find that the constraint w_Q >不会显著地偏离w_Q的整体允许区域。当施加此约束时，95.4%置信界限为-1 < w_Q <-0.71。此外，一个纯宇宙学常数（w = -1）是所有可用数据的极好拟合。基于对未来普朗克CMB实验、SNAP和SNfactory超新星实验数据的模拟，我们估计在未来将w_Q限制在5%的水平是可能的。
2002-08-31 astro-ph
Probing the Origins of Neutrino Mass with Supernova Data
我们研究II型超新星签名的中微子质量产生通过对称性破缺的范围从千电子伏到兆电子伏的尺度。导致对称性破缺的标量可以在超新星核心中热化并恢复对称性。标量衰变产生的中微子的平均能量大约是热中微子的一半，并且是玻色-爱因斯坦分布的。我们发现，即使没有超新星参数的详细知识，在超级神冈发现也是触手可及的。
2005-05-17 astro-ph hep-ph
Probing Dark Energy with SNAP
超新星观测到的距离-红移关系导致了宇宙正在加速膨胀的发现。下一代实验，超新星/加速探测器（SNAP），可以调查暗能量的性质，确定其能量密度的贡献和状态方程。此外，在状态方程的时间变化的迹象可以提供关键线索的基础物理，我们展示了如何SNAP可以实现3西格玛检测这种时间变化在某些情况下。
2002-10-09 astro-ph
Near-Infrared [Fe II] and H2 Line Observations of the Supernova Remnant 3C 396: Probing the Pre-supernova Circumstellar Materials
我们提出的近红外[Fe II]和H2线成像和光谱观测的超新星遗迹3C 396使用Palomar 5米海尔望远镜的结果。我们检测到长期的，间接的[Fe II]发射描绘的无线电发射的内边缘在西部边界的残留物在成像观测，连同一个明亮的[Fe II]发射团靠近残留物中心。似乎有微弱的，弥漫的[Fe II]发射之间的中央团块和西方的间接排放。光谱观测确定了中央团块的膨胀速度约为56 km/s。这远远小于从X射线观测中获得的3C 396的膨胀速度，这意味着周围介质的不均匀性。[Fe II]发射气体的电子数密度<2，000 cm-3。另一方面，H2线发射位于西部边界的非连续[Fe II]发射之外，并形成一个相当直的灯丝。我们认为，[Fe II]的排放代表密集的团块风的材料从红超巨星阶段的IIL/b型祖3C 396已被席卷的超新星遗迹冲击。H2的排放可能代表在主序阶段的祖细胞或分子团留在气泡内产生的风泡的边界。我们提出，在几个超新星遗迹中观察到的近红外[Fe II]和H2发射的类型IIL/b SNe可能有相同的起源。
2008-10-05 astro-ph
Probing galaxy density profiles with future supernova surveys
在本文中，我们讨论的可能性，测量哈勃参数和星系密度剖面的斜率，利用未来的超新星数据。随着未来的超新星调查，如SNAP，大量的核心坍缩超新星将被发现，其中一小部分将被多次成像。对这些系统的像分离、通量比、时间延迟和透镜前景星系的测量将对星系晕的斜率提供严格的约束，并为其他关于哈勃参数的宇宙学测试提供补充和独立的信息。
2004-10-12 astro-ph hep-ph
Probing Modified Gravity by Combining Supernovae and Galaxy Cluster Surveys
对观测到的宇宙加速膨胀的可能解释是暗能量成分的引入或大距离引力的改变。这些情景之间的一个特殊区别是结构增长的动力学。星系团的红移分布将以很高的精度探测这种结构的增长。在这里，我们将研究如何建议星系团调查将允许一个区分从暗能量模型修改的重力场景。我们发现，集团计数可以区分Dvali-Gabadadze-Porrati模型从暗能量模型，其中具有相同的背景演化，只要原始功率谱的振幅是由CMB实验，如普朗克约束。为了实现这一点，仅需要宽度Δ z = 0.1的箱中的几百个簇。这应该很容易实现与即将到来的Sunyaev-Zel'dovich集群计数，如南极望远镜与暗能量调查。
2006-09-01 astro-ph
Quantitative Spectroscopy of Supernovae for Dark Energy Studies
Ia型超新星（SNe~Ia）的详细定量光谱学提供了重要的信息，以尽量减少系统的影响，在两个正在进行的SNe Ia观测计划，如附近的超新星工厂，ESSENCE和超新星遗产调查（SNLS）和拟议的JDEM任务，如SNAP，JEDI和DESTINY。定量光谱学是强制性的量化和理解的观察策略比较"喜欢与喜欢“。它使我们能够探索进化的影响，从祖先金属丰度的变化，在祖先年龄的变化，在宇宙学时代的尘埃变化。它还使我们能够解释和量化非球面性的影响，以及热核爆炸中不同的混合量。
2005-10-06 astro-ph
Probing Reionization with the Cosmological Proximity Effect and High-Redshift Supernovae Rates
我们开发和评估几个强大的技术，旨在调查再电离的细节的潜力。首先，我们提出了一个程序来探测中性分数，x_HI，使用莱曼α传输统计的高红移（z > 6）的来源。我们发现只有几十个明亮的类星体光谱可以区分xHI ~ 1和xHI < 0.01。在类星体SDSS J1030+0524上初步应用这种技术，得到了在z ~ 6处存在大中性分数（xHI> 0.2）的令人信服的证据。我们还产生了可观察到的，高Z超新星（SNe）率和量化的前景，检测抑制恒星形成的低质量星系在再电离从这样的SNe率，特别是从詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）。我们的分析表明，对SNe的搜索可以在z ~ 6处产生每单位红移数千个SNe，并且是研究z < 13的再电离特征和反馈效应的有价值的工具。
2005-09-26 astro-ph
Probing the curvature of the Universe from supernova measurement
本文研究了用超新星测量的光度距离立方修正来探测宇宙空间几何的可能性。我们用一个无限体积额外维的加速宇宙模型来说明，1 $σ$级超新星的结果表明宇宙是封闭的。
2004-11-10 astro-ph gr-qc hep-th
Narrow Lines in Type II Supernovae -- Probing the Circumstellar Nebulae of the Progenitors
我们对16颗II型超新星（SNe）进行了高色散（R~ 30，000）阶梯光栅光谱巡天，以寻找由其大质量祖先抛射出的星周星云的窄发射线。如果发现星周星云，将为探测SN祖先提供宝贵的机会。在观测到的16个SNe中，4个SNe和另外2个SNe中清楚地检测到SN喷出物，12个SNe中检测到星际气体，而仅在SN 1978 K和SN 1998 S中检测到星周物质。在SN 1978 K的情况下，我们可以将星周喷出物星云的大小上限设定为2.2 pc，并注意到这与在明亮的蓝色变星而不是沃尔夫-拉叶星周围观测到的喷出物星云的典型大小更一致。在SN 1998 S的情况下，我们对SN爆发后1年的窄线的观测显示出与早期相比的变化。我们从SN 1998 S观测到的星云线要么来自低密度的星周星云的外部区域，要么已经被星际成分所控制。
2002-01-28 astro-ph
Probing ISM Magnetic Fields With SNRs
当超新星遗迹膨胀时，它们的冲击波冻结并压缩它们遇到的磁场线;因此，我们可以将超新星遗迹用作其周围磁场的放大镜。我们将描述一个简单的模型，以确定发射，偏振和旋转测量特性的膨胀超新星遗迹，以及我们如何利用这个模型来获得信息的大尺度磁场在我们的银河系。我们将举两个例子：SNR DA 530位于银河平面上方，揭示了银河系晕中磁场的信息。SNR G182.4+4.3位于我们银河系的反中心附近，揭示了大规模磁场垂直于视线的最可能方向。这可能有助于决定我们银河系的大规模磁场配置。
2008-12-17 astro-ph
Prospects for probing the dark energy via supernova distance measurements
对Ia型超新星（SNe Ia）的距离测量表明，宇宙正在加速，并且三分之二的临界能量密度存在于具有负压的暗能量成分中。到Ia超新星的距离测量可以用来区分暗能量的不同可能性，如果它是一个演化的标量场，则可以重建标量场势。我们推导了重建方程，并通过蒙特卡罗模拟讨论了这种方法的可行性。
1999-06-24 astro-ph hep-ph
Probing supernova physics with neutrino oscillations
我们指出，太阳中微子振荡与大的混合角，证明在目前的太阳中微子数据有很强的影响，通过中微子观测诊断的战略，中微子驱动的超新星（SN）。这样的振荡会引起中微子能谱的显著变形，从而使我们能够获得SN中微子谱的其他无法获得的特征。我们证明了利用质子的带电电流反应，在大质量水切伦科夫探测器中观测来自银河系SN的bar{nu}_{e}，可以确定非电子味中微子的温度和光度。
2002-07-26 astro-ph 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
Multiple kinetic k-essence, phantom barrier crossing and stability
我们调查模型的暗能量与纯动力学的多个k-本质源，允许跨越的幻影分界线，而不违反条件的稳定性。我们知道，如果有一个以上的动力学k场，我们就有可能建立暗能量模型，其状态方程参数$\wx$在最近的红移处穿过-1（幻影势垒），正如超新星Ia和其他观测探测器所指出的那样。然而，这样的模型可能会遭受宇宙学不稳定性，因为当$\wx = -1$势垒被跨越时，暗能量密度扰动的有效传播速度$\cx$可能变成{ \it imaginary}。计算出$\cx$的表达式，我们发现多个动力学k-本质场确实导致$\wx = -1$穿越暗能量模型，满足稳定性判据$\cx^2 \geq 0$以及条件$\cx \leq 1$（自然单位），这意味着暗能量不是超光速的。作为一个具体的例子，我们构建了一个幻影障碍交叉模型，涉及三个k场，其中$\cx$是一个常数，位于0和1之间。该模型与超新星Ia Union的最新数据拟合良好，最佳拟合表明，$\wx$在红移$z \sim 0.2$处穿过-1，而暗能量密度在更高的红移处几乎跟踪物质密度。
2009-02-09 astro-ph gr-qc hep-th
Probing r-Process Production of Nuclei Beyond Bi209 with Gamma Rays
我们估计伽玛射线通量由于衰变的核超过Bi 209从超新星或超新星遗迹假设r-过程发生在超新星。我们发现，在40 keV至3 MeV的能量下，灵敏度约为10**（-7）光子/cm**2/s的探测器可以探测到由于在船帆座附近新发现的超新星遗迹中的Ra 226，Th 229，Am 241，Am 243，Cf 249和Cf 251衰变而产生的通量。此外，这样的探测器可能会探测到由未来超新星中产生的Ac 227和Ra 228衰变产生的通量，这些超新星的距离约为1千秒差距。由于质量数A > 209的原子核仅由r过程产生，因此这种探测是超新星r过程地点的最佳证据。此外，它们提供了关于在r-过程冻出时A > 209的祖细胞核产率的最直接的信息。最后，探测超新星或超新星遗迹中一定质量范围内的r过程核衰变所产生的通量，提供了一个机会，可以将单个超新星事件中的产量与太阳r过程丰度模式进行比较。
1999-05-28 astro-ph nucl-th
Probing the Evolution of the Dark Energy Density with Future Supernova Surveys
暗能量密度的时间依赖性可能是宇宙中暗能量性质的重要线索。我们表明，未来的超新星数据从专用望远镜（如SNAP），当与附近的超新星的数据相结合，可以用来确定如何暗能量密度$ρ_X(z)$取决于红移，如果$ρ_X(z)$不是太接近一个常数。为了定量比较，我们对一些暗能量模型进行了广泛的研究。基于这些模型，我们模拟了数据集，以表明我们确实可以重建暗能量密度的时间依赖性的正确符号，在以$1+w_0 = -w_1 z_{max}/3$为中心的简并区域之外（其中$z_{max}$是调查的最大红移，例如，SNAP的$z_{max}=1.7$）。我们强调，在相同的数据下，人们可以直接获得更多关于暗能量密度的信息（以及它的时间依赖性），而不是关于它的状态方程。
2004-02-03 astro-ph hep-ph
Probing the Proper Motion of the Central Compact Object in Puppis-A with the Chandra High Resolution Camera
利用钱德拉X射线卫星上高分辨率照相机（HRC-I）的亚角秒角分辨率，我们对超新星残骸Puppis-A中的中心致密天体RX J 0822 -4300进行了可能的自行检查。使用跨越1952天的数据，我们发现RX J 0822 -4300的位置，相差$0.574\pm0.184$ arcsec，这意味着自行$μ=107.49\pm34.46$ mas/yr。对于2.2 kpc的距离，这种自行相当于$1121.79\pm 359.60$ km/s的反冲速度。位置角为$241^\circ \pm 24^\circ$。由于自行的大小和方向都与RX J 0822 -4300的诞生地一致，靠近超新星遗迹的光学膨胀中心，因此这封信中提出的结果是一个有希望的指示，表明超新星遗迹中有一个快速移动的紧凑物体。虽然从当前数据推断的位置偏移仅在$\sim3σ$水平上是显著的，但是一个或多个未来HRC-I观测可以获得大得多的位置分离并且进一步约束测量。
2006-08-31 astro-ph
Probing Dark Energy in the Accelerating Universe with SNAP
现在已经确定，宇宙正在加速膨胀，这是由目前未知形式的暗能量驱动的，这种暗能量似乎主导着我们今天的宇宙。设计了一个专门的卫星任务，以精确绘制宇宙的宇宙膨胀历史，从而确定暗能量的性质。超新星/加速探测器（SNAP）将研究数千颗遥远的超新星，每一颗都具有前所未有的精度，使用2米口径望远镜，配备宽视场，大面积光学到近红外成像仪和高通量光谱仪。SNAP不仅可以高精度地确定暗能量的数量，还可以通过检查其状态方程如何演变来测试暗能量的性质。SNAP产生的图像将具有前所未有的深度、立体角、角分辨率和时间采样的组合，并将提供丰富的辅助科学计划。
2003-08-22 astro-ph
Dark energy and cosmic curvature: Monte-Carlo Markov Chain approach
我们利用Monte-Carlo马尔可夫链方法，通过拟合两种流行的暗能量参数化方法，对观测数据进行了暗能量性质和宇宙曲率的研究。新的182颗金超新星Ia数据和ESSENCE数据都对暗能量模型$w_0+w_a z/(1+z)$的DE参数和宇宙曲率给出了很好的约束。宇宙曲率是$|Ω_k|\la 0.03$。对于暗能量模型$w_0+w_a z/(1+z)^2$，ESSENCE数据对宇宙曲率有较好的约束，我们得到了$|Ω_k|\leq 0.02$ .
2008-04-08 astro-ph
The Redshift Distribution of Distant Supernovae and its Use in Probing Reionization
我们模型的可检测的超新星（SNe）的数量作为在不同的流量阈值的红移的函数，利用本地SNe的观测特性，如它们的光变曲线，基准光谱和峰值幅度分布。我们在z > 5的近红外（4.5微米）通量密度阈值为3 nJy（詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）在10^5秒积分内可实现）时，获得了0.4-2.3 SNe/arcmin ^2/yr的速率。在一个假设的一年巡天中，应该可以在z > 6时探测到每单位红移几千个SNe。我们讨论了这样一个大样本的遥远的SNe作为探针的时代的再电离的可能应用。通过加热星系际介质和提高宇宙学的金斯质量，再电离过程可以抑制低质量星系中的恒星形成。这可能会在再电离的红移附近产生相对急剧的SNR下降。我们通过改变红移和持续时间的功能，以及其对低质量晕中的SFR的影响，在未来的调查中量化了这一功能的可检测性，这导致了不同的红移，宽度和预期的SFR下降的大小。我们发现，只要（i）再电离历史包含一个相对快速的特征，在不同的区域内（Δz < 1 - 3）是同步的，（ii）主导再电离的晕中的恒星形成效率约为10%，（iii）再电离显著抑制低质量晕中的恒星形成，那么在z_re ~ 13的范围内都可以检测到这种下降。视（i）至（iii）项的详情而定，这项工作可在两星期内完成。检测这种特征也将有助于阐明调节再电离的反馈机制。
2005-09-26 astro-ph
Probing Dark Energy via Neutrino & Supernova Observatories
提出了一种新的方法提取宇宙学演化参数，使用探测器而不是光：未来的观测扩散反中微子流量发射的核心坍缩超新星（SNe），结合从未来的SN调查提取的SN率。利用未来的中微子探测器，如富钆、百万吨级、水探测器或10万吨级液态氩探测器或液态闪烁体探测器，可以提取遗留的SN中微子微分通量。利用未来的精密观测站直接观测超新星爆炸，可以重建堆芯塌陷的超新星速率。我们的方法本身不能与基于光学的测量的准确性竞争，但可以作为一个重要的一致性检查以及补充信息的来源。该提案不需要构建专门的实验，而是依赖于为其他目的而提出的未来实验。
2006-07-10 astro-ph hep-ex hep-ph
SN 2006bp: Probing the Shock Breakout of a Type II-P Supernova
本文介绍了II-P型SN 2006 bp爆炸后前11个月的HET光谱学和未经过滤的ROTSE-III光度学。在发现前几天的通量极限与最初的快速增亮相结合，表明超新星是在冲击爆发后几个小时才首次被发现的。爆发后约2天获得的光谱表现出狭窄的发射线，对应于HeII 4200，HeII 4686和CIV 5805在休息帧，这些功能坚持在第二次观察后获得5小时;然而，这些发射线没有检测到第二天晚上，也没有在随后的观察。我们认为，这些线从靠近爆炸现场的材料发出，可能在外层的祖先，已被电离的高能量光子在冲击爆发释放。在+2和+3天光谱中，在4450 A附近观察到P-Cygni轮廓。以前的研究认为这一特征是由于高速的H-β，但我们讨论的可能性，这一配置文件，而不是由于HeII 4687。进一步的HET观测（共14个夜晚）涵盖了爆发后73天内整个测光平台的光谱演化以及+340天左右的星云阶段，并推导了关键特征的膨胀速度。在+121天和+335天之间，未过滤的光变曲线的测量衰减斜率为0.0073 +/- 0.0004 mag/天，这比56 Co的衰减率明显慢。我们将我们的HET测量结果与已公布的X射线，紫外线和光学数据相结合，以获得通过第+60天的准测辐射热光曲线。我们看到在最初的25天里有一个缓慢的冷却，但没有早期尖峰的迹象;任何来自冲击爆发的这样的特征都必须持续不到1天。[删节]
2007-05-23 astro-ph
RXTE, ROSAT and ASCA Observations of G347.3-0.5 (RX J1713.7-3946): Probing Cosmic Ray Acceleration by a Galactic Shell-Type Supernova Remnant
我们对银河壳型超新星遗迹（SNR）G347.3-0.5（RX J1713.7-3946）的X射线光谱进行了分析。通过使用ROSAT PSPC，ASCA GIS和RXTE PCA对G347.3-0.5的观测数据进行联合光谱分析，我们在0.5至30 keV的近似能量范围内拟合了该SNR的特定区域（包括明亮的西北和西南边缘，东北边缘和内部漫射发射）的光谱。基于SRCUT模型的最佳拟合的光谱参数，我们估计的最大能量的宇宙射线电子加速的边缘G347.3-0.5为19-25 TeV，假设磁场强度为10微高斯。我们提出了一个宽带（无线电伽马射线）的SNR的西北边缘的光子能量通量谱，使用同步逆康普顿模型与可变磁场强度，以适应频谱。我们从这个模型得到的拟合结果表明，加速宇宙射线电子的最大能量只有8.8 TeV，磁场强度为150微高斯。然而，我们推导出的TeV发射和X射线发射的体积比（约1000）太大，物理上无法接受。我们认为，无论是非热韧致辐射，也不中性π衰变可以充分描述TeV从这个边缘的排放，因此，负责这种排放的物理过程是目前不确定的。最后，我们比较了G347.3-0.5与其他已知具有以非热发射为主的X射线光谱的SNR的总体性质。
2003-04-30 astro-ph
Probing Dark Energy with Supernovae: Exploiting Complementarity with the Cosmic Microwave Background
未来十年，宇宙学和粒子物理学的一个主要目标将是揭开推动宇宙加速膨胀的暗能量的本质。特别是，确定状态方程的暗能量，w等效p/rho，其时间变化，dw/dz，将是至关重要的发展理论理解的新物理现象背后。Ia型超新星（SNe）和宇宙微波背景辐射（CMB）的各向异性对暗能量状态方程都很敏感。SNe单独可以以一定的精度确定w（z），而CMB各向异性单独不能，因为物质密度Omega_M和w之间有很强的简并。然而，我们表明，普朗克CMB任务可以显着提高深SNe调查的权力，以探测W，特别是dw/dz。由于CMB约束在Omega_M-w平面上几乎与SNe约束正交，因此对于约束w（z），普朗克比精确确定Omega_M更有用。我们讨论了CMB/SNe互补性如何影响超新星调查的红移分布的策略，以确定w（z），并得出结论，一个精心设计的样本应该包括大量的超新星红移z ~ 2。
2003-04-30 astro-ph hep-ph
Probing Late Neutrino Mass Properties with Supernova Neutrinos
晚时间中微子质量产生的模型包含了宇宙背景中微子与超新星遗迹中微子（SRN）通过交换壳层轻玻色子的新的相互作用，导致在地球上观察到的差分SRN通量的显着修改。我们考虑了在低尺度下产生中微子质量的阿贝尔U（1）模型，并指出在这个模型中存在一个大的参数空间，在这个参数空间中，由轻玻色子交换引起的通量变化可能允许人们区分中微子是Majorana粒子还是Dirac粒子，即中微子质量等级的类型（正常或倒置或准简并），也可能确定中微子质量的绝对值。这些效应的存在的测量将有可能在下一代水切伦科夫探测器富含钆，或大型100千吨液氩探测器。
2007-08-08 astro-ph hep-ph
Probing Dynamics of Dark Energy with Supernova, Galaxy Clustering and the Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations
利用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法，结合超新星（Riess“Gold”样品）、星系团（SDSS 3D功率谱和SDSS lyman-α森林信息）和最近三年的Wilkinson微波各向异性探测器（WMAP）观测，对暗能量动力学进行了全局分析.我们允许暗能量状态方程跨越-1，并特别注意当错误地忽略暗能量扰动时的影响。我们发现动力学暗能量的参数空间现在受到很好的约束，忽略暗能量扰动将使参数空间显着更小。动态暗能量模型，其中状态方程交叉-1是温和的青睐和标准的\LambdaCDM模型仍然是一个很好的适合目前的数据。
2006-03-23 astro-ph gr-qc hep-ph
Fitting oscillating string gas cosmology to supernova data
在弦气体宇宙学中，额外维度是由弦气体稳定的。在物质主导的时代，推动额外维度膨胀的物质与将它们拉回的弦气体之间的竞争可能导致额外维度的振荡和可见维度的加速。考虑到大爆炸核合成对弦气体能量密度的约束，我们将这个模型与超新星数据相拟合。与Union超新星数据集的拟合是可以接受的，但与ESSENCE数据的拟合很差。
2009-04-02 astro-ph hep-ph hep-th
Fast Variability of Nonthermal X-Ray Emission in Cassiopeia A: Probing Electron Acceleration in Reverse-Shocked Ejecta
最近发现的超新星遗迹（SNR）RX J1713.7-3946的同步加速器X射线发射的年尺度变化，启动了我们的研究多历元X射线图像和光谱的年轻SNR仙后座A的基础上采取的钱德拉存档数据在2000年，2002年和2004年。我们发现了与反向冲击区有关的若干X射线细丝或结的X射线强度的年尺度时间变化。变化的灯丝的X射线谱的特征在于由一个无特征的连续，并与光子指数在1.9-2.3的幂律描述。铁K线等效宽度的上限为110 eV，这有利于X射线发射的同步辐射源。4年的特征变化时间尺度可以用快速同步加速器冷却和扩散冲击加速的影响来解释，磁场为1 mG。X射线变率为研究超新星冲击波中的粒子加速提供了一种新的有效途径。
2008-03-24 astro-ph
Bayesian Evidence for a Cosmological Constant using new High-Redshift Supernovae Data
我们进行了贝叶斯模型选择分析不同的暗能量参数化使用最近的光度距离数据的高红移超新星Riess等人。2007年和新的ESSENCE超新星巡天。包括互补的宇宙学数据集，我们发现了大量的证据（$Δ\ln (E) \sim 1$）对随时间变化的暗能量方程的状态参数，并对幻影暗能量模型。我们发现一个标准的宇宙学常数比加速非幻影模型，其中w是常数，但允许在-1到-0.33范围内变化的一个小的偏好。
2007-01-24 astro-ph gr-qc hep-ph
Feasibility of Probing Dark Energy with Strong Gravitational Lensing Systems -- Fisher-Matrix Approach --
我们评估了利用强引力透镜系统探测暗能量的可行性。该方法的能力，这取决于与该透镜系统建模的精度，定量研究使用费舍尔矩阵形式主义。我们表明，这种方法可能会把有用的约束的密度参数和红移的暗能量的演化，通过结合超新星测量的约束。为此，需要精确地重建透镜势。我们确定所需的数据质量。我们还简要讨论了利用引力透镜系统约束宇宙学参数的最优策略。
2001-10-29 astro-ph
Constraints on Dissipative Non-Equilibrium Dark Energy Models from Recent Supernova Data
非临界弦宇宙学可以被看作是弦论中由于早期宇宙中的灾难性事件而产生的非平衡模型的类似物。这样的模型需要由一个滚动的介子场在后期提供弛豫到零的暗能量。我们讨论了这种非临界模型的高红移超新星的数据，包括最近的HST和ESSENCE和比较结果与传统的模型与冷暗物质和宇宙学常数和模型调用超视界扰动。
2007-08-01 astro-ph gr-qc hep-th
Probing ISM Models with H-alpha observations
我回顾了H $α$观测的能力，以约束当前星际介质模型的某些方面。特别是，它表明，湍流是任何可行的模型的必要成分，因为大部分的超新星爆炸和电离辐射产生的能量存储在ISM中的动力学形式。各种形式的湍流能量耗散，包括云碰撞，进行了分析。另外两个方面，关于银河喷泉的存在和它们与高速云的关系，以及扩展的螺旋星系电离层进行了讨论，一些关键的实验建议。
1997-07-24 astro-ph
Probing The Lower Mass Limit for Supernova Progenitors and the High-Mass End of the Initial-Final Mass Relation from White Dwarfs in the Open Cluster M35 (NGC 2168)
我们提出了一个光度和光谱的研究人口稠密的，中等年龄的疏散星团M35（NGC 2168）的白矮星人口，这项研究扩展了我们以前的研究白矮星在这个集群。我们用光谱法确认了14颗白矮星：12颗DA，1颗热DQ和1颗DB星。对于每一个DA，我们确定了白矮星的质量和冷却年龄，由此我们得到了每颗恒星的祖星质量。然后将这些数据添加到经验初始-最终质量关系（IFMR）中，其中M35 WD对关系的高质量端有显着贡献。由此产生的点是一致的，与先前公布的线性拟合IFMR，模中等系统介绍了星团年龄的不确定性。仅以这个星团为基础，在95%的置信水平下，观测到的白矮星祖先的最大质量下限为~5.1-5.2太阳质量;包括其他年轻疏散星团的数据，这一上限高达7.1太阳质量，这取决于三个大质量WD的星团成员资格和最大质量WD的核心组成。我们发现，仅从星团白矮星得到的视距离模和消光系数[（m-M）v=10.45 +/- 0.08和E（B-V）=0.185 +/- 0.010]与用主序拟合技术得到的结果完全一致。四个M35 WD的质量可能足以拥有氧-氖核心;假设的核心成分不会显著影响经验IFMR。最后，M35中的两个非DA WD在光度上与集群成员一致;需要进一步分析以确定它们的成员资格。
2008-11-10 astro-ph
Probing Cosmic Dust of the Early Universe through High-Redshift Gamma-Ray Bursts
我们探索的消光性质的尘埃在遥远的宇宙中通过高红移伽玛暴的余辉的基础上的“德鲁德”模型，与以往的研究不同，不需要事先假设的模板消光定律。我们选择了z~2.45的GRB 070802（这显示了2175年灭绝撞击的明确证据）和z~6.29的GRB 050904，这是迄今为止观测到的第二远的伽玛射线暴。我们拟合了它们的余辉光谱，以确定它们的宿主星系的灭绝。我们发现：（1）它们的消光曲线与银河系、小麦哲伦云和大麦云云（在文献中被广泛采用为消光定律的模板）的消光曲线有很大的不同;（2）2175光年的消光特征似乎也存在于GRB 050904中z~6.29处;（3）似乎没有强有力的证据表明尘埃消光依赖于红移。推断出的消光曲线是密切复制的混合物的无定形硅酸盐和石墨，这两者都是预期的超新星凝聚物，并已确定在原始陨石作为太阳前颗粒起源于超新星（这被认为是在高Z尘埃的主要来源）。
2008-11-12 astro-ph
Inside the Supernova: A Powerful Convective Engine
浓缩摘要：我们提出了一个广泛的研究超新星爆炸的开始以下的两个大质量恒星（15 Msun和25 Msun）的核心在两个维度上的演变。我们的计算从核心坍缩开始，在反弹后100毫秒停止，此时已经获得了适当大小的成功爆炸。(...)我们的数值结果的指导下，我们已经开发了一个范式的超新星爆炸机制。我们认为超新星是一个开放循环的热力学引擎，其中一个低熵物质的水库（信封）是热耦合和物理连接到一个热浴（质子中子星）的中微子通量，并通过流体动力学不稳定性。(...)从本质上说，卡诺循环建立在对流允许由中微子介导的非平衡热传递将低熵物质驱动到更高熵，从而从引力坍缩产生的热量中提取机械能。我们认为，超新星爆炸几乎可以通过热力学发动机的高效率来保证和自我调节。(...)对流继续在中子星外部积累能量，直到发生成功的爆炸。此时，包层被驱逐，因此与热源（中子星）解耦，能量输入停止。这种范式并没有引用新的或修改过的物理学来取代以前的治疗方法，而是依赖于令人信服的直接热力学论点。它提供了一个强大的和自我调节的爆炸机制来驱动超新星，这在广泛的物理参数下是有效的。
1994-04-12 astro-ph
