Synthetic Spectra for Type Ia Supernovae at Early Epochs
我们目前的状态，我们的建设合成光谱的Ia型超新星。这些适当地考虑了NLTE的影响以及线路阻塞和覆盖的充分表示。这些模型是基于一个复杂的原子数据库。我们表明，合成光谱再现观察到的光谱的“正常”SN-Ia近最大光从紫外到近红外。然而，进一步的改进是必要的，才能真正定量分析观察到的SN-Ia光谱。特别是，内边界条件必须从根本上修改。这是由于电子散射的优势超过真正的吸收过程，再加上这些物体中的平坦密度结构
2004-10-28 astro-ph
Verifying the Cosmological Utility of Type Ia Supernovae: Implications of a Dispersion in the Ultraviolet Spectra
我们分析了平均静止帧紫外（UV）光谱的Ia型超新星（SNe Ia）和它的色散使用高信噪比的RESIK-I/LRIS-B光谱的36个事件中红移（z=0.5）发现的加拿大-法国-夏威夷望远镜超新星遗产调查（SNLS）的样本。我们介绍了一种新的方法，用于消除我们的光谱中的宿主星系污染，利用全面的光度覆盖的SNLS SNe和他们的宿主星系，从而提供了第一个定量的紫外光谱特性的大样本的遥远的SNe Ia。虽然平均超新星Ia光谱在过去40%的宇宙历史中没有显著的演化，但精确的演化约束受到缺乏高质量局部光谱可比样本的限制。在高红移样本中，我们发现了显着的紫外光谱变化，并排除尘埃消光的主要原因，通过检查与光学SN颜色的趋势。虽然祖先金属丰度可能会推动其中一些趋势，但我们看到的变化比最近模型中预测的要大得多，并且不遵循预期的模式。一个有趣的新结果是所选UV特征的波长随相位的变化。我们还展示了系统的差异，在SN Ia光谱特征与SN光曲线宽度在紫外和光学。我们表明，这些内在的变化可能代表了一个统计限制，在未来使用高红移超新星Ia精密宇宙学。我们的结论是，需要进一步的详细研究，无论是在本地和中等红移的静止帧紫外线可以精确地研究，以便未来的任务可以有信心地计划充分利用SNe Ia作为宇宙学探测器[ABRIDGED]。
2007-10-22 astro-ph
UV Light Curves of Thermonuclear Supernovae
用多频辐射流体动力学程序计算了几种热核超新星模型的紫外光变曲线。研究发现，无论是爆轰还是爆燃，均采用了质量模型产生非常相似的光变曲线。亚克拉塞卡质量模型在紫外线通量行为方面与"正常“克拉塞卡模型有本质区别。绝对亮度和热核超新星的光变曲线形状的差异可以用现代紫外太空望远镜探测到高达300 Mpc。
2000-03-17 astro-ph
Photometric Identification of Type Ia Supernovae at Moderate Redshift
大型测光调查的目的是确定许多Ia型超新星（SNe）在中等红移的挑战，在分离这些SNe从其他SN类型。我们的动机，以确定Ia型超新星的基础上，只有宽带光度信息，因为光谱测定SN类型，传统的方法，需要大量的时间在大型望远镜。我们考虑一个大的天气测光调查提供的可能观测。我们研究了许多SN类型的光学颜色和大小从z=0.1到z=1.0，使用天基紫外光谱和地基光谱模拟测光。我们还讨论了SN爆发的颜色的演变和使用主机星系的特性，以帮助识别Ia型SNe。我们认为在SDSS光度系统和建议的过滤器系统的幅度与victimically间隔带通。我们发现，在四个波段的光度信息覆盖整个光谱出现能够提供识别Ia型超新星的基础上，在一个单一的观察时代后不久，最大的光，即使没有独立的估计SN红移的颜色。非常蓝的滤光片是非常有用的，因为在中等红移时，它们会对SN类型非常不同的剩余帧紫外光谱进行采样。我们强调需要进一步观察SNe在restframe紫外线充分表征，完善和改进这种方法的SN类型识别。
2005-11-15 astro-ph
An International Ultraviolet Explorer Archival Study of Dwarf Novae in Outburst
我们提出了一个合成光谱分析的几乎整个远紫外国际紫外探测器（IUE）档案的光谱矮新星或附近的爆发。该研究包括46个系统的所有矮新星亚型以上和以下的周期差距。使用光学厚吸积盘和恒星光球的合成光谱代码以及最佳可用距离测量或估计，对光谱进行了统一分析。我们提出了新的估计吸积率，并讨论了我们的研究磁盘吸积物理和CV演化的影响。
2007-04-21 astro-ph
Ultraviolet, Optical, and X-Ray Observations of the Type Ia Supernova 2005am with Swift
我们目前的紫外和光学光变曲线在六个宽带过滤器和棱镜光谱斯威夫特的紫外/光学望远镜获得的Ia型超新星SN 2005 am。这些数据是在B波段最大值出现前大约4天开始收集的，对快速下降阶段的覆盖率很高，后来的观测一直延伸到峰值出现后的69天。光学和近紫外光曲线与SN 1992 A的光学和近紫外光曲线匹配良好。其他的紫外线观测构成了第一组短于2500埃的光变曲线，使我们能够比较三个紫外波段的光变曲线演变。这个和其他低红移超新星的紫外行为可以用来限制祖先演化理论或解释高红移超新星的光学光变曲线。利用斯威夫特的X射线望远镜，我们还报告了SN 2005 am的X射线亮度上限为1.77 x 10^40 erg s^-1，在0.3- 10 keV范围内，曝光时间为58，117 s。
2005-06-01 astro-ph
Optical Spectra of Supernovae
超新星的通量和偏振光谱带来了关于喷射物质的几何形状、物理条件和组成结构的重要信息。对于某些超新星，星周物质也被观测到的光谱探测到。其中一些信息可以直接从观测到的谱线轮廓和通量中推断出来，但由于多普勒展宽和严重的谱线混合，解释往往涉及使用合成光谱。本章的重点是最近的结果得到的帮助下合成光谱。
2001-11-30 astro-ph
Non-LTE models for synthetic spectra of type Ia supernovae/hot stars with extremely extended atmospheres
为了定量解释Ia型超新星（SNIa）的观测数据和评估超新星爆炸理论模型的物理价值，需要建立一个将超新星喷出物的性质和物理条件与观测光谱联系起来的真实大气模型。辐射传输的数值处理-产生的合成光谱-在模型中的超新星Ia喷出物在早期阶段通常进行类比的大气模型的“正常”热星。不加区别地应用这种类比会导致Ia超新星模型的不一致，因为扩散的下边界虽然对热恒星是合理的，但对氢和氦缺乏的超新星喷出物是无效的。在Ia型超新星中，即使在很深的地方，辐射场也不会热化，并且在所有波长下都不会达到很大的光学深度。我们得到一个改进的描述的下边界，允许一个更一致的解决方案，在超新星Ia的辐射传输，因此产生更现实的合成光谱。我们分析的条件，导致传统的扩散近似在SN Ia的下边界的故障。对于辐射转移，我们使用了一个完整的非LTE代码最初开发的热星的辐射驱动风，适应在SN Ia的物理条件。除了经过良好测试的治疗的基础微物理过程，这个代码允许直接比较的结果为超新星Ia和热星。我们开发了一个半解析的描述，使我们能够克服一些限制性的假设，在传统的治疗的下边界的超新星Ia辐射转移模型。我们的测试模型的合成光谱和观察到的光谱之间的比较，我们取得了很好的协议。
2006-08-24 astro-ph
Circumstellar Na I and Ca II lines in type IIP supernovae and SN 1998S
研究了在光球期IIP型超新星光谱中探测到Na I D $_{1,2}$和Ca II H，K的星周吸收线的可能性。模拟表明，在中等风密度的IIP型超新星中不会看到Na I双重态的星周线，例如，SN 1999em的特征，而具有天鹅座P分布的相当明显的Ca II线应该是可检测的。一个类似的模型被用来描述在SN 1998S中看到的Na I和Ca II拱星线，类型IIL，风很密。我们表明，在这颗超新星的线强度再现，如果一个假设的紫外线过剩，这主要是由于在冲击波中的超新星辐射的康普顿化。
2008-05-21 astro-ph
Ultraviolet Line Spectra of Metal-Poor Star-Forming Galaxies
我们提出的合成紫外光谱的贫金属恒星形成的星系与Starburst 99软件包计算。一个新的光谱库是由HST对大麦哲伦云和小麦哲伦云中O星的观测产生的。合成光谱的相应平均金属丰度约为1/4 \Zs。光谱的分辨率为100 nm，光谱范围为1200- 1600 nm。一组模型光谱计算的标准初始质量函数和恒星形成的历史，并在太阳金属丰度合成光谱进行比较。我们发现，谱线一般较弱，在较低的金属丰度，预期从较低的元素丰度。然而，星风线表现出更复杂的行为：电离平衡的金属丰度依赖性在痕量离子中可能很重要，如N $^{4+}$和Si $^{3+}$。因此，\nv和\siiv的强度不随金属量单调变化。我们比较我们的新模型的紫外光谱的NGC 5253和\cB，两个恒星形成星系的1/4太阳的金属丰度在低和高红移，分别。与使用\Zs库的早期模型相比，新库提供了与观察结果的更好拟合。我们讨论了利用恒星光球和风线来估计恒星形成星系的化学成分的潜力。新的贫金属合成光谱可通过Starburst 99网站获得。
2000-12-15 astro-ph
Direct Analysis of Spectra of Type Ic Supernovae
合成光谱产生的参数化超新星合成光谱代码SYNOW与观测到的光球相位光谱的正常Ic型SN 1994 I和奇特的Ic型SNe 1997 EF和1998 BW。观察到的光谱可以与基于球对称的合成光谱相当好地匹配，并且合成光谱包括预期在LTE计算的基础上出现的仅几个离子的线。通过光谱学估算，SN 1994 I的质量和动能与SN 1997 ef相比有很高的动能（$\sim 30 \times 10^{51}$ erg），SN 1998 bw的动能更高（$\sim 60 \times 10^{51}$ erg）。很可能即使SNe 1997ef和1998bw是非球形的，它们也是高能的。
1999-06-09 astro-ph
Synthetic Spectra of Hydrodynamic Models of Type Ia Supernovae
我们提出了详细的NLTE合成光谱的流体动力学超新星Ia模型。我们对内边界处的谱的形式不作任何假设。我们计算了两种质量爆燃模型和亚质量氦雷管。伽马射线沉积是以简单、准确的方式处理的。我们已经以合理的方式参数化了由放射性衰变能量的时间依赖性沉积产生的能量的存储，其跨越了预期的范围。我们发现Nomoto等人的质量爆燃模型W7与SN 1992A和SN 1994D的观测光谱吻合得很好，特别是在紫外区，我们的模型预计是最准确的。亚克拉塞卡模型不能再现在正常Ia超新星中观察到的紫外线不足。它们确实与次发光的Ia型超新星有一些相似之处，但光谱的形状（即颜色）与观测到的相反，并且中间质量元素线（如Si II和Ca II）非常弱，这似乎是模型的一个普遍困难。虽然亚氦塞卡模型有显著的氦丰度（不像氦塞卡质量模型），氦线在最大光附近的光谱中并不突出，因此不能作为祖先的光谱特征。
1996-12-04 astro-ph
Optical, Ultraviolet, and Infrared Observations of SN 1993J
我们回顾了现有的超新星1993 J的光学/紫外/红外观测，主要集中在光学数据，因为这些是迄今为止最丰富的。一些观测的理论模型的结果进行了讨论。SN 1993 J提供了SN从一种光谱类型转变为另一种光谱类型的最佳观测证据，从而提供了II型和Ib型超新星（SNe）之间的联系。这加强了SNe Ib（以及推而广之，SNe Ic）是核心坍缩事件的论点。SN 1993 J在过去的10年里一直保持相对明亮的亮度，它的后期辐射来自超新星喷出物与爆炸前释放的星周气体的碰撞。星周物质显示出CNO加工的强有力证据。
2003-10-08 astro-ph
Direct Analysis of Spectra of Type Ib Supernovae
合成光谱产生的参数化超新星合成光谱代码SYNOW相比，光球相光谱的Ib型超新星（SNe Ib）。虽然合成光谱是基于许多简化的近似，包括球对称性，他们占观察到的光谱。我们的样本SNe Ib服从一个紧密的关系，在光球的速度，确定从Fe II的功能，和时间相对于最大的光。由此我们推断，在这个样本中，事件的质量和动能是相似的。在最大亮度之后，氦I特征形成的最小速度通常高于光球层的速度，但喷出的氦的最小速度至少低至7000公里。以前未发表的光谱的SN 2000 H揭示了氢的吸收功能的存在下，我们得出结论，氢线也存在于SNe 1999di和1954A。一般来说，氢似乎存在于超新星Ib中，尽管在大多数情况下，它在最大光之后变得太弱而无法很快识别。我们用来拟合SNe 2000 H、1999 di和1954 A光谱的氢线光学深度并不高，因此只需要稍微降低氢线光学深度就可以使这些事件看起来像典型的SNe Ib。同样，He I线的光学深度也不是很高，所以适度的降低会使SNe Ib看起来像SNe Ic。
2001-06-20 astro-ph
Ion Signatures in Supernova Spectra
对可能导致超新星光谱特征的离子进行了系统的调查。六种不同的成分，可能会遇到超新星被认为是。对于每种组合物，将每种离子的最强光学线之一的LTE光学深度相对于温度作图。对于每一个离子，可以现实地被认为是一个候选人，以产生可识别的功能，在超新星光谱，样品合成光谱显示。光学深度图和合成光谱可为各类超新星光球相光谱谱线识别研究提供指导。
1998-09-18 astro-ph
A Far Ultraviolet Archival Study of Cataclysmic Variables: I. FUSE and HST/STIS Spectra of the Exposed White Dwarf in Dwarf Nova Systems
本文综合分析了静止期期间5颗矮新星的远紫外光谱探测器（FUSE）和哈勃空间望远镜/空间望远镜成像光谱仪（HST/STIS）光谱。我们使用我们的合成光谱代码，包括选项的氢准分子卫星线（低温恒星大气），NLTE近似（高温恒星大气）的治疗，并为一个系统（RU Peg），我们模型的星际介质（ISM）的分子和原子氢线。在这里介绍的所有系统中，FUV通量连续体是由于WD。这些光谱还表现出一些宽的发射线。在这项工作中，我们确认了一些以前的FUV分析结果，但我们也提出了新的结果。对于4个系统，我们结合了FUSE和STIS光谱，以覆盖更大的波长范围并改善光谱拟合。这项工作是我们更广泛的HST档案研究计划的一部分，在该计划中，我们的目标是通过结合FUSE和HST FUV光谱，为周期间隙以上和以下的灾难变量提供准确的系统参数。
2008-02-14 astro-ph
GALEX Spectroscopy of SN 2005ay suggests a UV spectral uniformity among type II-P supernovae
我们提出的第一个结果，从我们的GALEX计划，旨在获得附近的核心坍缩超新星（SNe）的紫外（UV）光谱。我们的第一个目标是位于附近星系NGC 3938中的SN 2005 ay，它是II-P SN子类的典型成员。我们的光谱与原型II-P型事件SN 1999 em的光谱有着显著的相似性，也类似于Swift对最近II-P型事件SN 2005 cs的观测。总之，这三个事件的观测跟踪SNe II-P在爆炸后的第一个月内的紫外光谱演化，以解释高红移SNe II-P的光学观测，并获得交叉滤波器K-校正。虽然仍然是非常初步的，SNe II-P的明显的紫外均匀性预示着这些事件作为宇宙学探测器在高红移。
2008-06-24 astro-ph
A Far Ultraviolet Analysis of the Stellar Populations in Six Elliptical and S0 Galaxies
我们分析了六个椭圆星系和S 0星系的远紫外光谱，以表征它们的热恒星星族。这些光谱是在1995年3月使用霍普金斯紫外望远镜（HUT）获得的。这些数据，加上1990年用HUT观测到的两个星系的光谱，代表了早期类型星系的唯一FUV光谱，延伸到912 A的莱曼极限，因此包括了莱曼α以下光谱能量分布的“周转”。使用一个广泛的新的网格的合成光谱相匹配的HUT的分辨率和覆盖相关的参数空间的温度和重力，我们已经构建了合成光谱能量分布，通过整合预测恒星的水平分支恒星及其后代的演化轨迹。当模型与HUT数据进行比较时，我们发现那些具有超太阳金属丰度和氦的模型最好地再现了整个HUT波长范围内的通量，而那些具有太阳下Z和Y的模型拟合得不太好，部分原因是模型中970 A的显著通量赤字。我们发现，AGB-Manque演化是必需的，在所有适合的HUT光谱，这表明所有的星系都有一些亚矮星B星人口。在任何Z & Y，最匹配HUT通量的模型都是由水平分支蓝色端的包络质量范围很窄的恒星演化而来的。
1997-01-30 astro-ph
Optical and Ultraviolet Spectroscopy of SN 1995N: Evidence for Strong Circumstellar Interaction
对IIn型超新星1995 N在爆发后321至1799天的光学和紫外观测显示出三种不同的速度分量。窄线来自星周气体，显示出低电离和高电离。该成分具有低填充因子，并且被来自冲击的X射线光电离。中间组分主要是新加工的氧，起源于速度为2500-5000 km/s的壳层，很可能来自喷出物。氢和氦占主导地位的气体具有低电离，高密度和延伸到~ 10，000 km/s的速度。在近红外和紫外线中可以看到Fe II的Ly-alpha泵浦荧光线的强烈特征。He/H比约为0.3，以及氮的过剩为CNO燃烧产物提供了强有力的证据。宽的氢和氦谱线的通量比氧谱线的通量下降得快得多。H-alpha谱线显示出强烈的演化，红色机翼比蓝色机翼下降得更快。可能的情况下，无论是cluerous拱星介质，或周围气体的非球面分布，讨论的基础上的线的轮廓和物理条件。最后，我们提出IIn型超新星起源于超风阶段的红超巨星。
2001-08-08 astro-ph
Synthetic High-Resolution Line Spectra of Star-Forming Galaxies Below 1200A
我们已经产生了一套远紫外恒星库使用光谱的OB和沃尔夫-拉叶星在银河系和大，小麦哲伦云。用远紫外光谱探测器收集光谱，覆盖波长范围为1003.1至1182.7 A，分辨率为0.127 A。图书馆延伸从最早的O-晚O和早期的B星麦哲伦云和银河系图书馆，分别。注意是支付给恒星和星际线，这可能是显着的，特别是在模型中使用银河系恒星的复杂混合。最严重的污染是由于分子氢。使用一个简单的模型的H $_2$线强度，我们能够删除的麦哲伦星云恒星的一个子集中的分子氢线。讨论了CIII 1176、OVI 1032、1038、PV 1118、1128和SIV 1063、1073、1074的光球和风特征随温度和光度级的变化。光谱库被实现到LavalSB和Starburst 99软件包中，并用于计算恒星形成星系的标准合成光谱。有代表性的光谱提出了各种初始质量函数和恒星形成的历史。有效的参数空间被限制到最年轻的年龄小于10万年的瞬时爆发，年龄之前，不完整的光谱类型在图书馆集。对于太阳金属丰度的连续爆发，参数空间没有限制。这套模型对于解释局域星系和高红移星系中的远紫外光重构框架是有用的。
2002-09-23 astro-ph
A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae
Ia型超新星，即由碳和氧组成的白矮星的热核爆炸，是确定宇宙加速膨胀的距离指标。然而，爆炸的物理学是有争议的。在这里，我们报告了一个系统的光谱分析的大样本观测良好的Ia型超新星。映射核燃烧的主要产品的速度分布，我们约束理论的情况。我们发现，所有的超新星都有稳定的铁族元素的低速核心。在这个核心之外，镍-56在超新星喷出物中占主导地位。铁族物质的外部范围取决于镍-56的量，并与硅的内部范围一致，硅是不完全燃烧的主要产物。硅块的外部范围在所有SNe中都是相似的，其膨胀速度约为11000 km/s，相当于略高于一个太阳质量的质量。这表明，所有的超新星在这里考虑燃烧类似的质量，并建议他们的祖先有相同的质量。合成光变曲线参数和三维爆炸模拟支持这一解释。一个单一的爆炸场景，可能是延迟爆炸，可以解释大多数Ia型超新星。
2007-02-13 astro-ph
Comparative Direct Analysis of Spectra of Type Ia Supernovae. I. SN 1994D
作为对Ia型超新星（SNe Ia）光谱进行全面、比较、直接分析的第一步，我们使用参数化的超新星合成光谱代码SYNOW来解释观测良好的SN 1994 D的26个光谱。我们的结果与传统的观点一致，即成分结构（元素丰度分数与喷射速度）是径向分层。我们发现，共振散射功能，由于允许线的Ca II，Na I，和Fe II持续到爆炸后100多天。SN 1994 D的拟合参数，以及其他SNe Ia的拟合参数，将为SNe Ia之间的光谱多样性提供内部一致的量化，并揭示观测多样性的各种表现与其物理原因的关系。
2005-03-07 astro-ph
Type Ia Supernovae as Extragalactic Distance Indicators
因为Ia型超新星（SNe Ia）不是完美的标准烛光，所以重要的是能够使用与距离无关的观测量（DIO）来定义Ia型超新星的子集，这些子集是“接近标准烛光”或校正Ia型超新星的绝对星等，使它们接近均匀（“标准烛光”）。这对测量H_0并不重要，但对测量q_0和母星系特有速度却很重要。我们讨论了使用各种光度和光谱的超新星Ia DIO，和一个父星系DIO，为此目的。本文还讨论了Ia超新星绝对星等刻度的现状。我们发现，无论是通过（1）造父变星在其母星系中的定标，（2）用详细的非LTE模型大气计算拟合其光学-紫外光谱，还是（3）考虑由放射性Ni衰变提供动力的光变曲线，Ia型超新星的H_0值都很低，小于或约为60 km/s/Mpc。本文对用Ia超新星测定q_0的有关问题作了简要讨论。最后，我们推测，即使q_0 = 0.5，也可能不存在宇宙年龄问题。
1996-01-02 astro-ph
Abundance stratification in Type Ia supernovae - I. The case of SN 2002bo
通过拟合一系列近时间间隔的光谱，导出了正常Ia型超新星2002 bo喷出物的丰度分层。一个蒙特卡罗代码，修改，包括丰度分层，是用来计算合成光谱在光球阶段的13个历元，开始前13天B最大。从而得到了7600 km/s以上的丰度分布的描述。在更深的层，到零速度，来自两个星云相谱模型的丰度。在燃烧的不同阶段合成的元素在喷出物中明显混合，但不完全混合。得到了~（56）Ni的总质量为0.52M_sun。在高速度（> 18000 km/s）下发现了中等质量元素的证据，最明显的是Si II 6355 A、Ca II H&K和Ca II红外三重态。在任何速度下都看不到碳线，这可能意味着祖先/爆炸情景。使用推断的丰度分布计算的合成测辐射热光变曲线与观察到的曲线非常一致，提供了独立的检查。特别是，光变曲线的快速上升被很好地再现。这是由于56 Ni的向外混合，这显然是很好地确定了光谱建模。
2005-08-12 astro-ph
Synthetic Mid-UV Spectroscopic Indices of Stars
使用UVBLUE库的合成恒星光谱，我们计算了一组中紫外线和连续光谱指数。我们探讨他们的行为的主导恒星参数[T_eff，log（g）]。总的结果是，综合指数遵循从经验数据库计算出的一般趋势。另外，我们还研究了指数对化学成分变化的敏感性，这种分析只有在理论方法下才可行。在这方面，线指数FeI 3000，BL 3096和MgI 2852和连续指数2828/2921是最不敏感的功能，一个重要的特性，要考虑到恒星系统的综合光谱分析。我们还量化了仪器分辨率对指数的影响，发现指数在6-10埃的FWHM之间的分辨率间隔中显示高达0.1 mag的变化。我们讨论了在何种程度上合成指数与国际紫外线探测器（IUE）收集的光谱中测量的指数是兼容的。5个线指数和连续体指数（FeI 3000、2110/2570、2828/2921、S2850和S2850 L）与观测值有很好的相关性。其余的指数要么被低估，要么被高估，然而，其中两个，MgWide和BL 3096，只显示出轻微的差异。对于11个指数，我们给出了将合成指数转换为IUE系统的系数。这项工作是第一次尝试从高分辨率的理论光谱合成中紫外线指数，并预见到重要的应用研究的紫外线形态的老恒星聚集。
2006-11-22 astro-ph
The Peculiar SN 2005hk: Do Some Type Ia Supernovae Explode as Deflagrations?
本文详细介绍了SN 2005 hk的u 'g' r 'i' BVRIYJHK测光和光谱学。这些数据表明，SN 2005 hk的观测性质与SN 2002 cx几乎相同，后者被称为“已知最奇特的Ia型超新星”。这两颗超新星都表现出类似SN 1991 T的高电离前最大光谱，但峰值亮度却像SN 1991 bg一样低。光谱显示SN 2005 hk和SN 2002 cx一样，膨胀速度大约是典型Ia型超新星的一半。这两颗超新星的R光变曲线和I光变曲线也很奇特，没有显示出在正常Ia型超新星中观察到的次极大值。我们对SN 2005 hk的YJH测光在近红外波段也显示出同样的特点。通过将SN 2005 hk的光学和近红外测光与Swift卫星获得的已公布的紫外光变曲线相结合，我们能够构建B极大期前~10天至B极大期后~60天的测热光变曲线。这个光变曲线的形状和异常低的峰值光度，加上低膨胀速度和在红色和近红外波长处没有第二个最大值，都与产生~0.25 M_sun的56 Ni的3D爆燃模型计算合理一致。
2007-03-26 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
Model-independent determination of the cosmic expansion rate. I. Application to type-Ia supernovae
目的：鉴于暗能量的可能动力学存在很大的不确定性，我们的目标是在不参考特定弗里德曼模型及其参数的情况下约束宇宙的膨胀率。研究方法：我们表明，宇宙学观测值的宇宙膨胀率集成可以转换成一个Volterra积分方程，这是已知的诺依曼级数有一个唯一的解决方案。将Ia型超新星的光度距离等观测量展开为一系列正交函数，可以求解积分方程，并在数据精度允许的范围内恢复宇宙膨胀率。结果：我们证明了该方法的性能，将其应用于日益复杂的合成数据集，并在第一年的SNLS数据。特别是，我们表明，该方法是能够再现一个假设的扩展函数包含一个突然的过渡。
2008-03-13 astro-ph
Identification of Type Ia Supernovae at Redshift 1.3 and Beyond with the Advanced Camera for Surveys on HST
我们目前的发现SNe Ia在z > 1和光度诊断用于区分他们从其他类型的SNe检测期间的GOODS哈勃太空望远镜财政部计划与高级相机的调查（ACS）。通过利用Ia型超新星能量分布中的紫外线（UV）缺陷，结合深f606 w、f775 w和f850 lp成像对宿主的光度红移测量，在z > 1时区分了富氢的II型超新星和I型超新星。这种分类可以迅速跟踪天基发现。随后从地面和ACS上的棱镜获得的11个GOODS SNe Ia的光谱证实了我们光度筛选的可靠性。我们提出了迄今为止发表的任何超新星的最高红移光谱，SN Ia 2002 fw在z = 1.3附近观察到的最大亮度与ACS棱镜。真正的Ia超新星缺乏紫外光通量，这为我们正在进行的构建1.2 < z < 1.8的Ia超新星样本的努力提供了一个有效的工具，这将扩大Ia超新星星等-红移关系的有用范围。
2003-08-11 astro-ph
Identification of the Red Supergiant Progenitor of Supernova 2005cs: Do the Progenitors of Type II-P Supernovae Have Low Mass?
以超新星（SNe）结束生命的恒星只在少数情况下被直接观察到，主要是因为在SN爆炸之前获得的图像中识别它们非常困难。在这里，我们报告的祖先的识别最近II型高原（核心塌陷）SN 2005 cs在爆炸前的档案图像的漩涡星系（M51）获得的哈勃太空望远镜（HST）高级相机的调查（ACS）。从加拿大-法国-夏威夷望远镜的高质量地面SN图像中，我们精确地确定了SN的位置，并能够在HST/ACS光学图像中将SN祖星分离到0”.04以内。我们进一步从SN的HST/ACS紫外图像中将SN位置精确到0”.005以内，从而确认了我们的祖先鉴定。根据前SN ACS图像获得的SN祖星的测光结果，并限制其在前SN HST/NICMOS图像中的亮度，我们推断该祖星是一颗光谱类型为K_0-M_3的红超巨星，初始质量为7- 9 Msun。我们还讨论了SN 2005 cs的祖先识别和质量估计的影响。有一种新的趋势，即最常见的II型坪SNe起源于低质量的超巨星8- 15 Msun。
2005-07-18 astro-ph
ORFEUS-II Observations of the Ultraviolet-Bright Star Barnard 29 in M13
1996年11月至12月，ORFEUS-SPAS II任务中的伯克利光谱仪对球状星团M13中的紫外亮星巴纳德29进行了5300秒的观测。由此产生的光谱从912埃的星际截止延伸到~ 1200埃，分辨率为~ 0.33埃。它显示了许多吸收功能，包括光球和星际，但没有显着的发射以外的扩散发射的本地起源。最适合这些数据的库鲁茨合成恒星光谱的T_eff = 21，000 K，log g = 3.0，[M/H] =-2.5。这个有效温度和表面重力与先前的结果一致，但导出的金属丰度低于其他M13巨星的[Fe/H] =-1.60。使用高分辨率的合成光谱，我们确定的光球丰度的C，S和Fe，在光学无法观察到的物种。我们发现log Fe（C）= 6.15 +/- 0.10，log Fe（S）= 5.34 +/- 0.50，log Fe（Fe）= 5.30（+0.22，-0.26）。再次，铁丰度低于预期。这种异常可能反映了在AGB阶段结束时，金属选择性地凝结到尘埃颗粒上，这与一些具有特殊Fe丰度的较冷的后AGB恒星的情况相同。
1998-04-15 astro-ph
Three-dimensional modeling of Type Ia supernovae - The power of late time spectra
本文给出了基于三维爆燃模型的Ia型超新星晚期合成谱。我们主要集中在一个模型，“c3_3d_256_10s”，其中的流体动力学（Roepke 2005）和核合成（Travaglio等。2004）计算了同源相的爆炸。对其它不同点火条件和不同分辨率的模型也作了简要的讨论。合成的光谱进行比较，观察到的晚时间谱。我们发现，虽然300至500天后的模型光谱显示出良好的协议与所观察到的Fe II-III功能，他们也表现出太强的O I和C I线相比，所观察到的后期时间谱。氧和碳的排放来源于这些模型的中心区域的低速未燃烧的材料。为了使模型与观测结果一致，我们发现爆炸后只有少量未燃烧的物质留在中心。这可能是一个纯爆燃模型的问题，虽然改进的初始条件，以及更高的分辨率减少的差异。来自铁的不同电离阶段的相对强度对发射富铁材料的密度敏感。我们发现，丛生，与低密度区域的存在下，需要重现所观察到的铁排放，特别是在4000和6000 AA之间的范围。温度和电离都敏感地取决于密度、丰度和放射性含量。因此，这项工作说明了包括现实的三维爆炸模型的不均匀性的重要性。我们简要地讨论了爆炸的性质的光谱建模的影响。
2005-04-14 astro-ph
A Far Ultraviolet Study of the Hot White Dwarf in the Dwarf Nova WW Ceti
我们提出了一个综合的光谱分析IUE档案和FUSE FUV光谱的奇特矮新星WW鲸鱼座。在鲸鱼座WW的静止期，一个Twd=26，000 K的白矮星可以解释FUV通量，并给出适当的距离。然而，与观测结果最吻合的是一个双温白矮星模型，其中一个较冷的白矮星在Twd=25，000 K时提供了75%的FUV通量，而一个较热的区域（吸积带或光学厚盘环）在T=40，000 K时提供了25%的通量。我们从FUSE光谱中发现，白矮星以投影旋转速度Vsin {i} = 600 km/s旋转。我们的温度结果提供了一个额外的数据点，在分布的Twd与轨道周期以上的CV周期的差距，很少Twds可用。
2006-02-06 astro-ph
Can Lambda be determined from nearby Type Ia Supernovae?
Ia型超新星（SNe Ia）是目前已知的最好的标准烛光。在高红移（$z\sim1$）时，用Ia超新星成功地测定了宇宙学常数λ。然而，最严重的问题是由超新星Ia爆炸本身可能的光度演变引起的，即，它们的内在光度可能会随着回顾时间而变化。目前还不知道在何种程度上可以直接将高红移的Ia型超新星与近Ia型超新星进行比较，以确定λ。一种可能性，以规避这个问题是限制附近的超新星Ia位于E/S 0星系的分析。由于信号会小得多，我们必须考虑大量的样本。由于还没有足够的数据可用，我们进行了我们的分析的基础上，200个合成的SNe Ia与光度散射$σ_{\mathrm{m}}=0.^{\mathrm{m}}12$（来自观测）假设一个均匀的空间分布和一个有限的距离$z\leq0.16$。我们表明，这种数据，我们希望从未来的观测，将使我们能够区分一个物质为主或拉姆达为主（$Ω_{\mathrm{M}}=0.3$，$Ω_{\mathrmΛ}=0.7$）的宇宙与高达2-3西格玛的意义。
2006-10-10 astro-ph
