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
Light Element Abundance Inhomogeneities in Globular Clusters: Probing Star Formation and Evolution in the Early Milky Way
元素C、N和O的光谱分布是恒星核合成过程的敏感探针，此外，O丰度也是恒星年龄测定的重要输入。了解这些元素的观测分布的性质是限制原星系恒星形成历史的关键。模式推导出低分辨率光谱的CN，CH，NH和CO分子的低质量恒星在其核心氢或第一壳氢燃烧阶段在已知的最古老的合奏，银河系球状星团，进行审查。NGC 104（47 Tuc，C 0021 -723）中暗星的新结果显示，在发光演化恒星中发现的CN和CH强度的双峰，与CN相关的模式也存在于接近主序星寿命结束的恒星中。在缺乏已知机制的情况下，将新合成的元素从内部混合到这些未演化恒星的可观测表面层，这些特殊的不均匀性意味着大约150亿年前形成恒星的原始材料在C和N元素中是化学不均匀的。然而，在其他星团中，丰度比和碳同位素比的观测表明，随着恒星从主序星到红巨星分支的演化，表面化学成分会发生变化。因此，目前观测到的C、N和O在最亮恒星（也是最常观测到的恒星）中的分布可能并不能反映原星团云形成的真实分布。在球状星团中出现的C、N和O丰度模式的图像可能是这样一幅图像，
1994-08-02 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 Electron-Capture Supernovae: X-Ray Binaries in Starbursts
提出了恒星形成爆发后形成的高质量X射线双星（HMXB）的总体模型，研究了大质量ONeMg白矮星的电子俘获超新星（ECS）效应，并假设ECS事件与新生中子星的典型低超新星反冲有关。我们确定了一个有趣的ECS颠簸的时间演变的HMXB数字，这颠簸是由显着增加生产的风喂养HMXB 20-60百万年后星爆。ECS碰撞的幅度和年龄范围取决于ECS碰撞的强度和ECS祖细胞的质量范围。我们还发现，ECS-HMXBs形成通过一个特定的进化通道，预计将导致二进制与被捐助者在宽轨道。这些特性，以及它们对ECS特性的敏感性，为我们提供了一个有趣的机会，通过研究不同年龄的恒星爆发来探测ECS物理和祖先。具体来说，小麦哲伦星云的情况下，有一个显着的观察人口的Be HMXB和星暴活动30-60万年前，出现作为一个有前途的实验室，了解电子捕获超新星在中子星形成的作用。
2009-06-24 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 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
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
Neutral hydrogen at high redshift: probing structure formation
利用氢原子21厘米谱线的红移，可以在红移$z \leq 10$处探测到宇宙中中性氢的大的不均匀性。本文回顾了中性氢的预期演变，并提出了估计未来的调查HI在$z \approx 3$。我们还讨论了在更高的红移检测中性氢的可能性。
1998-01-23 astro-ph
The Effects of Inhomogeneities on Evaluating the Deceleration Parameter q$_0$
本文用修正了Friedmann-Robertson-Walker（FRW）质量密度中某些不均匀性影响的距离-红移关系的解析表达式来说明不均匀性对用Ia型超新星测定$q_0$的重要性。从一组给定的观测值推断出的$q_0$的值取决于不均匀性中物质的分数，并且比使用标准的Mattig $m$ - $z$结果获得的纯尘埃FRW模型的值大50%。
1995-11-24 astro-ph gr-qc hep-ph
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 String Theory with Modulated Cosmological Fluctuations
超弦理论、具有额外维度的模型和其他超对称模型一般都预言，耦合常数实际上是场的真空期望值，如介子、模等。假设这些场在暴胀过程中是轻的，我们得到这些场在暴胀过程中产生的小的经典不均匀性。因此，耦合常数在比早期宇宙的因果视界大得多的尺度上继承了小的不均匀性。在模量被固定到它们的最小值之后，晚期时间宇宙中耦合常数的空间变化将被擦除。然而，在非常早期的宇宙中，耦合常数的不均匀性会在所有残余物种中产生调制的大尺度波动，这些波动是由于相互作用和冻结而产生的。此外，（p）暴胀子场的再加热导致调制的曲率起伏。即使标准暴胀子涨落被抑制，在这幅图中，我们也可能得到完全由预热期间耦合常数的调制空间变化产生的纯曲率宇宙学涨落。
2003-03-27 astro-ph hep-ph hep-th
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
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
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 neutrino oscillations from supernovae shock waves via the IceCube detector
本文分析了激波通过超新星时产生的随时间变化的中微子振荡信号，包括三个活跃中微子的情况和两个额外的惰性中微子的情况。它示出，即使没有味道识别和能量测量，详细的信息的中微子的质量和混合角可以获得与具有优良的时间分辨率的探测器，如冰立方。这样的信号也将提供有关超新星内部冲击波性质的重要信息。
2006-09-27 astro-ph hep-ex hep-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 the Type Ia environment with Light Echoes
一般来说，光的回声（LE）是美丽的，相当学术，因此毫无用处的现象。然而，在某些情况下，它们可以提供有关爆炸恒星周围环境的有趣信息。在简要介绍了这个问题之后，我描述了它在Ia型超新星的情况下的应用，并讨论了祖先及其在宿主星系中的位置的影响。
2004-11-19 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 Shock Breakout with Serendipitous GALEX Detections of Two SNLS Type II-P Supernovae
我们报告了GALEX偶然探测到超新星遗产调查发现的两颗z=0.185和0.324的II型平台（II-P）超新星（SNe）的快速（<1天）上升（>1等）紫外辐射。光学光度学和VLT光谱2周后，GALEX检测链接的紫外线发射的冲击爆发的时间开始。使用辐射流体动力学和非LTE辐射转移模拟，并从一个标准的红超巨星（RSG; II-P型SN祖星）恒星自洽地从主序演化到铁芯坍塌，我们模拟了冲击爆发阶段和随后的55小时。我们的RSG大气模型的小尺度高度表明，突破签名是一个热软X射线爆发（λ_peak ~ 90 μ m），持续时间<~ 2000 s。更长的持续时间是可能的，但需要一个扩展的和脆弱的非标准的信封，或一个非常密集的RSG风与\dot{M} ~ 10^（-3）Msun yr^（-1）。GALEX观测错过了发光（M_FUV ~-20）紫外爆发的峰值，但明确地捕捉到了发射的上升和随后长达2天的平台期。爆发后的紫外线明亮平台是我们模型的预测，其中光谱能量分布（SED）峰值从~100到~ 1000 μ m的移动和喷出物的膨胀都抵消了在此期间热光度从~10^11到~10^9 L_sun的下降。根据我们的研究观察到的检测效率，我们预测的突破检测率的GALEX时域调查。
2008-07-31 astro-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
Constraining the dark energy and smoothness-parameter with supernovae
不均匀性的存在通过引力透镜效应改变了宇宙距离，并且间接地影响了主要的宇宙学测试。假设暗能量是一个平滑的成分，解释成团影响的最简单方法是假设膨胀宇宙的平均演化是由总物质能量密度决定的，而光的聚焦只受$α$ Dyer-Roeder参数量化的总物质密度的一小部分影响。利用两个不同的Ia型SNe数据样本，通过应用Zeldovich-Kantowski-Dyer-Roeder（ZKDR）光度距离红移关系（$Λ$ CDM），对$Ω_m$和$α$参数进行了约束.使用Astier的115 SNe Ia数据的$χ^{2}$分析{\it et al.} sample（2006）将密度参数约束为$Ω_m=0.26_{-0.07}^{+0.17}$（$2σ$），而$α$参数受到弱限制（即使在1 $σ$时也允许所有值$\in [0,1]$）。然而，基于Riess的182 SNe Ia数据的类似分析{\it等人}（2007）将参数对约束为$Ω_m= 0.33^{+0.09}_{-0.07}$和$α\geq 0.42$（$2σ$）。基本上，这是因为Riess {\it et al.}样品延伸到明显更高的红移。作为一般结果，即使考虑到存在由平滑度$α$参数描述的不均匀性，Einstein-de Sitter模型也被具有高度统计置信度的两个样本（分别为$11.5σ$和$9.9σ$）排除。这里讨论的非均匀哈勃-桑德奇…
2008-03-01 astro-ph
Weak Lensing and the Measurement of q0 from Type Ia Supernovae
正在进行的发现红移z = 0.3 - 1的Ia型超新星的项目，加上改进的技术，以缩小在SN Ia峰值幅度的色散，重新确定宇宙减速参数q_0的前景。我们估计了由于宇宙结构的弱透镜效应，使得遥远的标准烛光的视亮度随机移动，从而在哈勃图中确定q_0的预期不确定性。虽然结果对小尺度上的密度功率谱敏感，但对于z \leq 0.5的源，感应通量色散σ_m < 0.04 Omega_{m,0} ^{1/2}等，远低于附近SN Ia星等的"本征”扩展σ_M \simeq 0.2等。因此，密度不均匀性不会显著影响当前测量q_0的程序，与最近一项索赔相比。然而，如果光变曲线形状和其他校准器可以在高z时将有效本征扩散减小到0.1 mag，则弱透镜效应可以在z > 1时SNe的Omega_{m,0} =1宇宙中将观测到的扩散增加30%。
1996-08-13 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
Spectral Consequences of Deviation from Spherical Composition Symmetry in Type Ia Supernovae
我们调查的前景约束的最大规模的组合物，是一致的Ia型超新星通量谱的聚集。没有纯粹的球形组成对称性产生的合成光谱表明，总的不对称性使吸收功能的显着变化。受此启发，我们考虑的情况下，一个单一的未混合线形成在大气中的扰动不同的尺度和空间分布。约占光盘面积1%的微扰只会使吸收特性减弱相同的量，而与视线无关。相反，约占光盘面积10%的扰动会引起吸收深度的变化，这取决于视线。因此，1%的光盘面积扰动可能与观察到的轮廓均匀性一致，但10%的光盘面积扰动不能。基于此，我们认为，在最大光附近的正常Ia型光谱的Si II 6355吸收功能的深度没有显着变化表明，在这些事件中的任何组成扰动是相当小的。这也限制了未来的三维爆炸模型，以产生喷出物配置文件只有小规模的不均匀性。
2001-07-24 astro-ph
Probing Quark Matter In Neutron Stars
中子星内部夸克物质的存在可能在基本观测中具有独特的特征，例如（i）质量和半径[1]，（ii）表面温度与年龄[2]，（iii）毫秒恒星的自旋下降率[3]，以及（iv）未来星系核坍缩超新星的中微子光度[4]。我强调了这些领域的最新进展，以评估如何通过SuperK，SNO和其他正在考虑的探测器（包括UNO [5]）中来自未来银河系超新星的$ν-$信号以及新一代卫星（如HST，Chandra和XMM）的多波长光子观测来确认理论。
2001-05-16 astro-ph hep-ph nucl-th
Probing the Small-Scale Angular Distribution of Gamma-Ray Bursts with Combined BATSE/Ulysses 4B Locations
我们调查的角度分布的伽马射线暴使用最大的目录，以及本地化的事件，目前可用的-结合BATSE/伽玛射线暴的位置。本文对BATSE 4 B星表中的415个BATSE/ESTA爆发进行了初步的空间分析。我们发现这些位置与大尺度和小尺度各向同性一致，没有明显的聚集或重复。我们还搜索的BATSE/ESTA爆发和已知的河外天体-如阿贝尔星系团，无线电安静的类星体，活动星系核和超新星-之间的交叉相关性，并限制可能来自这些对象的爆发的分数。
1998-10-02 astro-ph
Probing for cosmological parameters with LAMOST measurement
本文采用蒙特卡罗马尔可夫链（MCMC）方法研究了大天区面积多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）计划对宇宙学参数测定的灵敏度。为了比较，我们首先分析了目前的观测数据，包括WMAP，SDSS和SN Ia的宇宙学参数的约束。然后，我们模拟的三维物质功率谱数据预计从LAMOST，与模拟的CMB数据普朗克和SN Ia从5年超新星遗产调查（SNLS）。利用模拟数据，我们探讨了未来宇宙学参数约束的改进，强调LAMOST的作用。我们的研究结果显示了LAMOST在探测宇宙学参数，特别是在约束暗能量和中微子质量的状态方程（EoS）方面的潜力。
2008-10-18 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
Extreme Type IIp Supernovae as Yardsticks for Cosmology
基于13 ~ 25 Mo恒星模型的广泛网格和它们爆炸后的光变曲线，研究了核塌缩超新星的演化效应及其在宇宙学中的应用。随着金属丰度Z的降低和质量的增加，祖星倾向于爆炸为致密的蓝超巨星（BSG），并产生亚发光超新星，与红超巨星（RSG）祖星的“正常”SNeII相比，暗约1.5 mag.。具有小质量的祖先倾向于爆炸为RSG，即使具有低Z。对于探索化学演化来说，结果是显而易见的。我们确定“极端SNe IIp”超新星作为一个相当均匀的类，这可能使他们的使用作为标准烛光的距离测定精度在30%以内。由于它们独特的光变曲线，不需要光谱来识别它们，并且后续观测可以限制在非常小的亮度动态范围内。这意味着使用8米级望远镜，通过“极端SNe IIp”确定距离可能达到约3的红移。SIRTIF可能会将极限推高另一个量级。
2000-05-02 astro-ph
Prospects for the Lensing of Supernovae
对高红移Ia型超新星（SNe）的观测将使我们能够探测星系晕的结构和暗物质的组成。在此简要讨论了这一领域的未来前景。首先回顾了SN观测区分由宏观致密物体组成的暗物质和由微观粒子组成的暗物质的能力。然后介绍了一种探测星系晕和星系团晕结构的新方法。这种方法利用前景星系光和超新星亮度之间的相关性，大大减少了可能的系统误差。该技术可能是特别有用的测量暗物质晕的大小，其中星系-星系透镜是不是很适合的测量，和星系晕的子结构的水平，一个有问题的预测冷暗物质模型。为了估计宇宙学参数，人们已经提出了在z ~ 1处观测数百个SNe的要求。
2000-07-20 astro-ph
A Search for the Progenitors of Two Type-Ia Supernovae in NGC 1316
最近的证据表明，许多Ia型超新星（SNe-Ia）的年轻祖先人口提出了可能性，进化的中等质量的祖先恒星可能会在爆炸前的图像检测。NGC 1316是天炉座星系团中的一个射电星系，是SNe-Ia的多产者，自1980年以来已经探测到四个。我们分析了哈勃太空望远镜（HST）在这个星系中爆炸的两个SNe-Ia的爆炸前图像，SN 2006 dd（正常的Ia型）和SN 2006 mr（可能是一个亚发光的，1991 bg样的，SN-Ia）。天体测量位置是从事件的光学和近红外地面图像中获得的。我们在这两个位置都没有找到候选点源，并对来自任何此类祖先的B、V和I中的通量设置上限。我们还估计了可能存在的消光量，基于对HST图像本身表面亮度不均匀性的分析。在NGC 1316的距离上，M_B、M_V和M_I的绝对星等分别约为-5.5、-5.4和-6.0等。通过与恒星演化模型的比较，我们认为在超新星爆发前3年，在超新星爆发前的SN位置，不存在初始质量大于6 Msun的正常恒星，初始质量大于4 Msun的年轻后AGB恒星，以及初始质量大于9 Msun的后红巨星。
2008-04-30 astro-ph
Probing the neutrino mass hierarchy and the 13-mixing with supernovae
我们详细考虑了13-混合（sin^2 theta_{13}）和质量等级/排序类型（符号[Δ m^2_{13}]）对来自恒星引力坍缩的中微子信号的影响。计算了对sin^2 theta_{13}和符号[Δ m^2_{13}]敏感的观测量（nu_e和antinu_e事件的能谱特征）。它们包括谱的平均能量比r_E = /，能量分布宽度比r_Gamma，低能nu_e和反连续事例总数比S，高能尾数比R_{tail}。<E>< \bar E >我们构造并分析了散点图，这些散点图显示了对sin^2 theta_{13}和Delta m^2_{13}符号的不同间隔的观测值的预测，并考虑了原始中微子谱、恒星密度分布等的不确定性。在可观测量r_E、r_Gamma、S、R_{tail}的空间中，存在这样一些区域，在这些区域中，可以识别或区分出sin ^2 theta_{13}的某些质量等级和区间。详细阐述了事例谱中高能拖尾的处理方法。给出了sin^2 theta_{13}可以（i）测量，（ii）从下面限制，（iii）从上面限制的条件。我们讨论了利用激波通过恒星共振层传播时产生的信号随时间的变化来确定sin^2 theta_{13}的可能性。我们表明，在一个通道（nu_e或antinu_e）中延迟地球物质效应的出现与另一个通道中的非延迟效应相结合，将允许识别冲击波的出现并确定质量等级。
2003-06-25 astro-ph hep-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
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
Ideal bandpasses for type Ia supernova cosmology
为了使用Ia型超新星作为宇宙学的标准烛光，我们需要精确的宽带星等。在实践中，观测到的星等可能与理想的星等-红移关系不同，这可能是因为Ia型超新星群的内在不均匀性，也可能是因为观测误差。在这里，我们研究如何选择滤波器的带通，以减少这两种影响所造成的误差。我们发现，带通与大的积分通量和倾斜的翅膀是最好的能够尽量减少几个来源的观测误差，也是最不敏感的内在差异Ia型超新星。Ia型超新星宇宙学中完整滤波器组的最重要特征是每个带通都是第一个带通的红移拷贝。我们设计了实用的红移带通，典型的高电阻率CCD和碲镉汞红外探测器的灵敏度相匹配的设置。这些设计是为了最大限度地减少观测到的超新星的系统误差，具体任务的最终设计还应考虑信噪比要求和观测战略。此外，我们计算如何准确的过滤器需要校准，以达到所需的光度精度未来超新星宇宙学实验，如超新星加速探测器（SNAP），这是一个可能实现的联合暗能量任务（JDEM）。我们认为可能出现的周期性失调的影响，可能会出现从建设的干涉滤波器。
2005-11-01 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 dark energy using baryonic oscillations in the galaxy power spectrum as a cosmological ruler
我们表明，在星系功率谱中预期的重子振荡可以被用作“标准宇宙学规则”，以促进宇宙状态方程的精确测量。我们的方法涉及傅立叶空间中振荡“波长”的直接测量，该波长在早期宇宙中由基本线性物理学固定，因此高度独立于模型。我们用平均红移z~1和z~3来量化未来大尺度星系红移巡天在功率谱中描绘重子峰的能力，并推导出描述暗能量状态方程的参数w的相应约束条件。例如，在z ~ 1处测量斯隆体积的三倍可以产生精度为dw ~ 0.1的测量结果。我们认为，这种测量暗能量的方法有力地补充了其他探测方法，如Ia型超新星，并受到一组不同的（可以说是不太严重的）系统不确定性的影响。
2003-05-16 astro-ph
Non-thermal neutrinos from supernovae leaving a magnetar
根据磁星磁场起源的化石场假说，磁星继承了其祖先的磁场。我们表明，在这样一个祖先的超新星爆发过程中，当超新星激波在磁性恒星包层中传播时，质子可能被加速到\sim 10^4 GeV。这些质子的非弹性核碰撞产生了高能中微子的闪光，在热中微子（10 MeV）到达后几个小时到达。中微子闪光的特征是能量高达O（100）GeV，持续时间从数秒到数小时不等，这取决于前身：与较大的II型前身相比，较小的Ibc型前身的中微子闪光通常持续时间较短，能量较高。银河系Ib型超新星留下磁星遗迹后，在超级神冈中将产生高达\sim 160的中微子诱导μ介子事件，在km ^3级探测器（如冰立方）中将产生高达\sim 7000的中微子诱导μ介子事件，这为探测超新星模型和恒星包层中是否存在强磁场提供了一种手段。
2008-11-14 astro-ph
Probing Dark Energy with Constellation-X
星座-X（Con-X）将根据星系团的X射线观测进行两组强大而独立的暗能量测试，提供与其他领先的暗能量探测器相当的准确性。第一组测试将测量到星系团的绝对距离，主要使用最大的动态弛豫星系团中X射线气体质量分数的测量，但通过对Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应的后续观测提供了额外的约束力。与超新星研究一样，这些数据决定了红移和真实距离d（z）之间的转换，从而可以直接测量宇宙加速度。第二组独立的测试将使用Con-X的精密光谱能力来确定X射线观测值和质量之间的比例关系。连同即将进行的X射线和SZ星系团巡天，这些数据将有助于限制结构的增长，这也是宇宙学参数的一个强函数。
2006-08-01 astro-ph
Secondary Maximum in the Near-Infrared Lightcurves of Type Ia Supernovae
我们进行了Ia型超新星（SNe Ia）的近红外（NIR）光变曲线的理论研究。在这些波段中，光变曲线的特点是在初始光变曲线之后大约20到30天出现第二个最大值。利用含时多群辐射转移计算方法，计算了Ia型超新星喷出物结构的UBVRIJHK波段光变曲线。我们的合成近红外光曲线显示出明显的第二个最大值，并提供有利的拟合观察到的超新星Ia。我们提供了一个详细的解释的近红外光谱的第二个最大值，这是直接关系到喷出物中的铁族元素的电离演化的起源。这种理解提供了直接的直觉，近红外光变曲线对喷出物的物理性质的依赖，特别是解释了为什么更明亮的超新星有一个更晚和更突出的第二个最大值。我们证明了近红外光变曲线对56Ni的质量，56Ni混合的程度，电子俘获元素的质量，祖金属丰度，和中间质量元素（特别是钙）的丰度的依赖性。次最大值被证明是这些重要的物理参数的一个有价值的诊断。这些模型进一步证实，超新星Ia应该是近红外光谱中极好的标准烛光，即使在喷出物的物理性质变化很大的情况下，色散也小于0.2等。这项研究强调了近红外观测在探测Ia超新星结构和进一步提高其宇宙学效用方面的完美价值。
2006-06-19 astro-ph
Supernovae as a probe of particle physics and cosmology
最近，Csaki、Kaloper和Terning（CKT）证明，在星系际磁场存在的情况下，轻轴子与光子的混合可以适应高红移超新星的暗淡，这与通常用暗能量成分解释加速宇宙的说法相反。在本文中，我们分析了CKT机制及其推广的进一步方面。CKT机制还通过了来自CMB波动和大尺度结构形成的各种宇宙学约束，而不需要宇宙膨胀的加速阶段。我们研究了当前超新星数据的统计意义，以确定宇宙能量动量张量的不同分量，并探索超越标准模型的物理学。
2002-06-03 astro-ph hep-ph
Probing the dark energy: methods and strategies
宇宙中暗能量的存在可以直接从宇宙的加速膨胀中推断出来，也可以间接地从宇宙微波背景（CMB）各向异性的测量中推断出来。暗能量贡献了临界密度的2/3左右，分布非常平滑，并且有很大的负压。它的性质是非常未知的。它的大部分可辨别的后果来自于它对宇宙膨胀率演化的影响，这反过来又影响了密度扰动的增长和宇宙的年龄，并且可以通过经典的运动学宇宙学测试来探测。在没有令人信服的理论模型（甚至是一类模型）的情况下，我们用一个有效的状态方程w=p_X/ρ_X来描述暗能量，该状态方程可以随时间变化。我们描述和比较不同的方法来确定w（t），包括星等红移（哈勃）图，星系和星系团的数量计数，CMB各向异性，特别关注使用的样本几千Ia型超新星的红移z \lesssim 1.7，可能会收集的建议SNAP卫星。除其他外，我们推导出最佳的策略约束宇宙学参数使用Ia型超新星。虽然在短期内CMB各向异性将提供第一次测量的w，超新星和数计数似乎有最大的潜力探测暗能量。
2000-12-28 astro-ph hep-ph
Probing the Largest Cosmological Scales with the CMB-Velocity Correlation
宇宙微波背景与大尺度结构之间的互相关是在最大物理尺度上研究暗能量和引力的有力工具。我们介绍了一种新的估计，CMB速度相关性，有他的大部分权力在大尺度上，并在低红移，提供高达两个更高的信噪比的因素比最近检测到的CMB-暗物质密度相关性预期从集成的萨克斯-沃尔夫效应。我们建议使用从Ia型超新星和动力学Sunyaev-Zeldovich星团调查测量的奇特速度的组合来揭示这个信号，并预测未来调查可以实现的暗能量约束。我们强调，低红移特有的速度测量应利用互补的更深的大尺度结构调查的精密宇宙学。
2008-01-14 astro-ph hep-ph
Living in a Void: Testing the Copernican Principle with Distant Supernovae
现代宇宙学的一个基本前提是哥白尼原理;我们不在宇宙的中心或其他特殊区域。对Ia型超新星的研究，加上哥白尼原理，导致了宇宙正在加速膨胀的推论。对此通常的解释是，必须存在一种“暗能量”，以驱动加速。另一种情况是，哥白尼原理是无效的，并且数据是在不适当的理论框架内解释的。如果我们生活在宇宙中一个特殊的地方，靠近一个空洞的中心，那里的局部物质密度很低，那么超新星的观测就可以在不增加暗能量的情况下得到解释。我们发现，本地红移的光度距离的依赖性，可以作为一个明确的判别这两种范式之间。未来对Ia型超新星的观测将集中在~0.1-0.4的红移范围内，这将非常适合于检验这一假设，从而在新的尺度上通过观测确定哥白尼原理的有效性，以及探测暗能量在多大程度上必须被认为是宇宙中的必要成分。
2008-09-29 astro-ph gr-qc
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
