The faint supernova remnant G 34.7-0.4 (W44)
给出了已知超新星遗迹G34.7 -0.4的基本光发射谱线通量定标图像。低电离图像显示相对平坦的通量分布。检测到的光发射的扩散和斑片状形态可以指示湍流磁场的存在。典型观测到的H α +[N II]通量约为8 x 10^{-17} erg s^{-1} cm^{-2} arcsec^{-2}，而[S II]通量较低，约为4 x 10^{-17} erg s^{-1} cm^{-2} arcsec^{-2}。在我们的灵敏度范围内没有检测到[O III] 5007 A的中等电离线的发射，可能是由于对残留物的严重消光。长缝光谱显示相对于H α的强[S II]和[N II]发射和中等的[O I] 6300 A发射。激波速度在110-150公里/秒的范围内，低电子密度的估计。档案MSX红外数据显示，残骸南部和西部地区的辐射与光学和无线电辐射相当匹配。
2003-05-19 astro-ph
A new faint Type Ia Supernova: SN 1997cn in NGC 5490
对椭圆星系NGC 5490中最近的SN 1991 bg的观测表明，这个天体在光度和光谱上都非常类似于暗淡的SNIa 1991 bg。这两个天体有着相似的光变曲线，在近红外波段没有像正常Ia型超新星那样出现次极大值。宿主星系NGC 5490位于哈勃流中。SN 1997 cn的红化E（B-V）=0时，绝对星等较暗：当Ho=65时，MV = -17.98;当Ho=85 km/（s Mpc）时，MV = -17.40。后一个值与SN 1991 bg在SBF-PNLF-TF距离标度上的绝对星等非常一致。这两个超新星的光球光谱具有相同的特点，在4000 ~ 4500 A之间有深的Ti Ⅱ槽，有强的Ca Ⅱ红外三重态，在5700 A附近有窄吸收，膨胀速度慢。与SN 1991 bg类似，SN 1997 cn的观测光谱已经成功地通过将W7模型缩小2倍来模拟，假设B最大值的上升时间为18天，光球速度和有效温度低于正常SNIa。最后讨论了距离尺度对最佳拟合模型输入参数的影响。这些数据表明，像SN 1991 bg这样的特殊SNIa不是一生中只有一次的事件，并且深SN搜索可能会被相当大体积的暗SNIa污染。
1998-08-03 astro-ph
Explosive Nucleosynthesis of Weak r-Process Elements in Extremely Metal-Poor Core-Collapse Supernovae
有人试图用比Zn轻的元素的超新星核合成模型来拟合极端贫金属恒星的丰度模式。另一方面，观测表明，EMP星的存在具有特别高的“弱r过程元素”Sr，Y和Zr的比例。虽然提出了几种可能的过程，这些元素的起源，完整的解决方案，重现这些比例尚未找到。为了重现这些恒星的丰度模式，我们研究了一个模型，从传统的质量削减的内部区域的中子丰富的物质喷射。我们发现，在高能超新星（或称“超超新星”）中，爆发性核合成可以再现Sr、Y和Zr的高丰度，而在正常超新星中，核合成不能使Sr、Y和Zr的丰度增加。我们的结果意味着，如果这些元素是从一个正常的超新星喷出，核合成在更高的熵流比超新星激波是必需的。
2008-10-31 astro-ph
Observations and analysis of two type IIP supernovae: the intrinsically faint object SN 2005cs and the ambiguous object SN 2005ay
目的：根据U、B、V、R、I CCD测光结果，导出IIP型超新星SN 2005ay和SN 2005cs的观测性质和物理参数，并确定其速度行为。方法：分析SN 2005cs的光变曲线，用合成光谱模拟方法得到SN 2005cs的速度和光谱特征。结果如下：这两颗超新星都比SN IIP的平均亮度要暗，SN 2005cs的亮度更低，在V、R、I带的平台阶段的后半段有轻微的增亮，膨胀速度也很低。考虑了两种不同的距离模量对SN 2005ay物理参数的影响。两种方法被用来恢复喷出的56 Ni的数量，表明质量为0.02 Msun的数量级，虽然后期的光度可能表明SN 2005 ay的数量更高，特别是对于大距离的情况。祖属性的限制，也提出了基于经验分析模型。两种方法被用来估计在平台阶段的中间的膨胀速度。SN 2005cs代表了一个例子，其中所有3个物理参数，速度，能量和56Ni质量都低于平均值，这种相关性并不总是在SNe IIP中观察到。如果采用较短距离的可能性，SN 2005ay可能属于同一类。此外，SN 2005cs的估计质量范围与使用超新星前成像建立的限制一致。
2006-12-04 astro-ph
Uncovering Extremely Metal-Poor Stars in the Milky Way's Ultra-Faint Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies
我们提出了新的金属丰度测量298个红巨星分支星在8个最不发光的矮球状星系（dSphs）在银河系（MW）系统。我们的技术是基于中等分辨率Keck/DEIMOS光谱加上光谱合成。我们给出了矮星系中[Fe/H] < -3.0恒星的第一光谱金属丰度，个别恒星的金属丰度低至[Fe/H] =-3.3。由于我们的[Fe/H]测量不依赖于经验金属丰度校准器，并且对任意低的金属丰度敏感，因此我们能够准确地探测这种极贫金属的状态。这些dSphs中恒星的金属丰度分布与贫金属端的MW晕相似。我们还证明了以前在更明亮的dSph星系（M_V = -13.4到-8.8）中看到的光度-金属丰度关系平滑地延伸到M_V =-3.7的绝对星等。在dSphs中发现极贫金属的恒星支持了LCDM星系组装范例，其中矮星系溶解形成MW的恒星晕。
2008-08-23 astro-ph
Detecting high redshift evolved galaxies as the hosts of optically faint hard X-ray sources
我们结合深斯巴鲁近红外图像的大规模透镜集群A2390和A370与凯克光学数据映射钱德拉X射线源的光谱能量分布（SED）躺在后面的集群。A2390后面的三个源被发现具有极红色，其SED与红移z>1.4的演化星系一致。一个源有非常异常的颜色，我们解释为一个类型的Sa SED在红移约2.5的证据。另一个光源的光度红移已经在斯巴鲁上使用CISCO摄谱仪从近红外光谱中确认为z=1.467。光学微弱的硬X射线源的映射可能被证明是一个非常有效的方式来定位高红移的发光演化星系。
2001-02-18 astro-ph
SN 2003lw and GRB 031203: A Bright Supernova for a Faint Gamma-ray Burst
本文报道了z = 0.1055的伽马射线暴GRB 031203的光学和近红外观测结果。在我们的第一次红外JHK观测中，一个非常微弱的余辉被检测到叠加到宿主星系上，在爆发后约9小时进行。随后，在所有波段中检测到重新变亮，在爆发后约18个休息帧天在R波段达到峰值。重新变亮的过程非常类似于SN 1998bw这样的超新星的光变曲线，假设GRB和SN几乎同时爆发，但演化速度较慢。接近再亮最大值的光谱显示出与SN 1998bw一样的极其广泛的特征。由于SN 2003lw的大规模不确定性，确定它的绝对星等是困难的，但在VRI波段，它可能比SN 1998bw亮0.5等，达到绝对星等M_V =-19.75 +-0.15。
2004-05-28 astro-ph
Baryonic Tully-Fisher Relation for Extremely Low Mass Galaxies
我们研究了一个由极暗（M_B > -14.0）星系和亮（即L_*）星系组成的样本的Tully-Fisher关系。精确（~ 10%）的距离，I波段测光，和B-V颜色是已知的大多数星系在我们的样本。暗星系是从暗不规则星系GMRT巡天（FIGGS）中提取的，我们得到了它们的HI自转速度。对于微弱的星系，我们发现，即使中位数HI和恒星质量是可比的，HI质量的相关性显着更好的圆速度指标比恒星质量。我们还发现W $_{20}$与质量的相关性比旋转速度更好，尽管差异在统计学上不显著。暗星系系统地低于由亮星系定义的I波段TF关系，并且也显示出明显更多的内禀散射。这意味着这些星系中的恒星形成过程比大型星系的效率更低，也更不受监管。我们发现，虽然暗端偏差大大减少重子塔利-费舍尔（BTF）的关系，在暗端的BTF的存在一个突破是受系统学，如假设的恒星质量与光的比例。如果我们假设存在一个内禀BTF，并试图通过寻找导致最紧BTF的处方来确定重子质量，我们发现，缩放HI质量比缩放恒星质光比导致更显著的收紧。然而，我们发现的最显著的收紧是，如果我们缩放了暗淡（但不是明亮）星系的整个重子质量。这样的一种情况将与矮星系（但不是大的）有很大一部分黑暗或“失踪”重子的模型相一致。
2008-01-23 astro-ph
An Overdensity of Extremely Red Objects Around Faint Mid-IR galaxies
我们已经在ELAIS领域寻找了微弱的中红外选定星系周围的极红天体（ERO）。我们发现一个显着的密度过大，由2至5的因素，这些ERO相比，在同一地区和文献随机场ERO计数字段ERO。这种过剩类似于以前在已知高红移类星体和活动星系核领域中发现的过剩。虽然目前的数据不能明确地表明高密度是否与中红外源有物理联系，但导出的径向分布确实表明了这一点。在K-选择星系的ERO的比例是高的中红外领域的协议的图片，ERO负责的超密度的成员高红移星系团。我们发现R-K>5的ERO比I-K>4的ERO更多地聚集在中红外星系周围，尽管由于数量少，统计数据很弱。然而，这将是一致的集群/星系群的情况下，如果我们认为，前者的颜色选择优先发现更强烈的集群早期类型的星系，而后者的选择包括一个更大的部分灰尘ERO。最后，使用中红外数据，我们能够限制ULIRG类型的非常尘土飞扬的ERO在K<18等的比例小于总ERO人口的10%。
2004-05-04 astro-ph
Fossil Imprints of the First Generation Supernova Ejecta in Extremely Metal-Deficient Stars
利用核合成理论计算不同质量的核心坍缩超新星模型的结果，表明[Fe/H] < -2.5的极端缺金属恒星中C、Mg、Si、Ca和H的丰度分布与单个第一代超新星遗迹（SNRs）中的丰度分布相似。这表明大多数[Fe/H] < -2.5的恒星都是由单个超新星（SN）事件形成的。为了获得重元素与氢的比值，推导了在原始丰度的星际物质中，信噪比扫过的氢质量的估算公式。我们用[Mg/H]代替[Fe/H]来表示金属丰度。从这些SNRs预测的金属丰度[Mg/H]范围从~-4到~-1.5，SN中Mg的质量与其祖先的质量有很好的相关性。因此，在一个极度缺乏金属的恒星中观察到的[Mg/H]与其前身的质量是一致的。较大的[Mg/H]对应于较大的祖细胞质量。因此，所谓的“年龄-金属丰度关系”对于[Fe/H] <-2.5的恒星不成立。与此相反，[Mg/Fe]比的理论信噪比有一个不同的趋势，从那些极端缺乏金属的恒星。它还表明，观察到的趋势[Mg/Fe]可以预测每个SN的铁产量的对应关系[Mg/H]的祖细胞的质量。由此获得的Fe产率与SN光变曲线分析的结果一致。这表明，在爆炸或质量削减开始时对核心坍缩超新星进行建模仍然存在问题。
1998-09-16 astro-ph
Extremely faint high proper motion objects from SDSS stripe 82 - Optical classification spectroscopy of about 40 new objects
沿着天赤道（SDSS条纹82 = S82）的275平方度区域内的深多历元斯隆数字巡天数据使我们能够搜索自行大于0.14角秒/年的极暗（$i>21$）天体。我们使用FORS1@ESO VLT对38个新检测到的物体进行低分辨率光谱分类。在我们的高自行巡天中，已经探测到了S82中所有22个已知的L型矮星。然而，已知的L型矮星中有11颗的自行较小（0.01 $<$ $μ$ $<$ 0.14角秒/年）。虽然S82已经是最好的研究天区的L和T矮星，我们能够分类13个新的L矮星。我们还发现了8颗新的M7.5-M9.5矮星。我们发现的四颗新的冷白矮星（CWD）比以前在SDSS数据中发现的暗1-2等。所有新的L型，晚M和CWD对象显示厚盘和晕运动学。有13个天体，大部分具有不确定的自行，我们最初将其归类为中M矮星。其中，我们发现了9个具有替代亚矮星分类（sdM 7或更早的类型），而我们没有发现任何新的光谱类似于已知的超冷（$>$ sdM 7）亚矮星。一些M亚矮星候选者已经被分类的光谱指数的基础上，具有很大的不确定性。我们未能探测到附近新的（$d<50$ pc）L矮星，可能是因为S82区域之前已经被充分研究过了。通过我们的调查，我们已经证明了比以前的搜索更高的效率在寻找星系晕CWD。晕状CWD的空间密度约为1.5-3.0 $\times$ × 10 $^{-5}$ pc $^{-3}$。
2008-12-08 astro-ph
The diversity of Type Ia Supernovae: evidence for systematics?
分析了26颗已观测到的Ia型超新星的光度和光谱特征，旨在探索Ia型超新星的多样性。样本包括（分支）正常SNe以及极端事件，如SNe 1991 T和1991 bg，而真正奇特的SNIa，SN 2000 cx和SN 2002 cx不包括在我们的样本中。统计学处理揭示了三个不同群体的存在。第一组（FAINT）由类似SN 1991 bg的微弱SNeIa组成，具有低膨胀速度和快速演化的Si II速度。第二组由“正常”SNe Ia组成，也具有高的时间速度梯度（HVG），但具有更明亮的平均绝对星等<M_B>=-19.3和比FAINT SNe更高的膨胀速度。第三组包括“正常”和SN 1991 T型SNeIa：这些SNe在SIII速度演化图中占据一个狭窄的条带，具有小的速度梯度（SVG），但具有与HVG相似的绝对幅度。虽然FAINT和HVG SNeIa一起似乎定义了RSi（II）和Dm 15（B）之间的关系，但SVG的关系要么不符合该关系，要么定义了一个新的，更松散的关系。HVGs的RSi（II）极大前演化与SVGs的RSi（II）极大前演化明显不同。这一证据的理解SNIa多样性的影响，在爆炸机制，喷出物的混合程度，和喷出物CSM相互作用，进行了讨论。
2005-01-03 astro-ph
The Extremely Red Objects Found Thus Far in the Caltech Faint Galaxy Redshift Survey
我们讨论在加州理工学院暗星系红移巡天的第一个领域中发现的非常红色的物体，现在已经完成了观测和分析。在这个15弧分$^2$的磁场中，在J005325+1234处有195个具有$K_s < 20$等的天体，其中84%具有红移。样本包括24颗光谱确认的银河系恒星，136个星系，3个活动星系核和32个没有红移的物体。大约10%的样本有$(R-K) \ge 5$等，其中四个有红移，有$0.78 \le z \le 1.23$。其中三个是基于中紫外线的吸收特征，而最低红移的物体在4000 nm附近显示出标准特征。许多仍然没有红移的天体已经被光谱观测到，在它们的光谱中没有看到发射线。我们相信它们是具有$z \sim 1 - 1.5$的星系，红色是由于它们的年龄和恒星含量，而不是由于尘埃的大量内部变红。在许多其他的结果，从这个调查的兴趣在这里是一个确定的中值消光在中紫外线的物体与强发射线光谱在$z \sim 1 - 1.3$。结果是在2400 ℃时消光系数为$\sim$ 2。
1998-08-30 astro-ph
An extremely luminous X-ray outburst at the birth of a supernova
大质量恒星在壮观的爆炸中结束了它们短暂的生命，超新星合成了新元素，推动了星系的演化。纵观历史，超新星主要是通过其延迟的可见光被发现的，阻止了在爆炸后的第一时间（几小时到几天）进行观测。因此，一些超新星的祖先和导致其暴力消亡的事件仍然存在激烈的争论。在这里，我们报告一个超新星爆炸时的偶然发现，其标志是一个极其明亮的X射线爆发。我们把这次爆发归因于超新星冲击波从母体爆发，并表明推断出的这种事件的发生率与所有核心坍缩超新星的发生率一致。我们预测，未来的宽场X射线调查将捕捉到数百个超新星每年的爆炸行为，从而使关键的中微子和引力波检测，可能最终解开爆炸机制。
2008-05-05 astro-ph
NGC 300: an extremely faint, outer stellar disk observed to 10 scale lengths
我们用双子座南8米望远镜上的双子座多目标摄谱仪（GMOS）在特殊条件下（0.6 "半高宽视宁度）对玉夫座星系NGC 300的外星盘进行了两个位置的观测。在我们的点源检测阈值r '= 27.0（3-sigma）mag时，我们追踪恒星盘到半径为24'，或2.2 R_25，其中R_25是25 mag/arcsec ** 2等照度半径。这相当于这个低光度螺旋（M_B =-18.6）中的10个标度长度，或者在造父变星距离为2.0 +/-0.07 Mpc时约为14.4 kpc。背景星系数来自最外层的区域，这些都在哈勃深场平均调查数的10%以内。光度分布是很好地描述了一个核加上一个简单的指数分布到10个光学标度长度。我们在55%的完整性下达到30.5 mag/arcsec ** 2（2-sigma）的有效表面亮度，这是光盘的已知径向范围的两倍。这些能级是非常微弱的，因为在B或V中等效的表面亮度大约是32 mag/arcsec ** 2。我们没有发现恒星盘被截断的证据。只有恒星计数才能可靠地追踪到如此微弱的水平，因为表面测光最终受到非恒星辐射源的限制。在附录中，我们得到了一个这样的源的预期表面亮度：在外盘星光的尘埃散射。
2005-03-23 astro-ph
The Phoenix Deep Survey: Extremely Red Galaxies and Cluster Candidates
我们介绍了对菲尼克斯深海调查中的375个极红星系（ERG）样本的研究结果，其中273个构成了一个子样本，在1160弧分的区域上，K_s = 18.5的样本完成了80%^[2]。估计了ERG的角关联函数，并探讨了ERG与弱射电源的关系。我们发现初步的证据表明，ERG和微弱的射电源在z > 0.5。一种新的过密度映射算法已被用于表征ERG分布，并识别多个聚类候选，包括包含0.5 < z < 1的ERG的可能聚类。我们的算法也被用来试图探测微弱的无线电源和ERG相关联的环境。我们发现有限的证据表明I-K_s > 4比R-K_s > 5更有效地选择尘埃恒星形成星系，而不是被动演化的ERG。
2008-04-24 astro-ph
Exploring the spectroscopic diversity of Type Ia Supernovae
测量了28个观测良好的Ia型超新星（SN Ia）样本的一组吸收特征的速度和等效宽度（EW），涵盖了广泛的属性。这些量的最大值是通过内插/外推法获得的，并根据下降率绘制，各种线比也是如此。SNe根据它们的速度演化被分为三类，在Benetti等人的先前工作中定义：低速度梯度（LVG）、高速度梯度（HVG）和FAINT。发现所有LVG SNe在B最大值处具有近似均匀的速度，而FAINT SNe具有随着Δ m_15（B）的增加而减小的值，并且HVG SNe具有大的扩展。铁为主的功能的EW是近似恒定的所有SNe，而那些中间质量元素（IME）线有较大的值为中间下降和较小的值为较亮和淡SNe。HVG SNe具有较强的Si II 6355-A线，与Δ m_15（B）无相关性。还示出了Si II 5972 A EW和三个EW比率，包括一个类似于Nugent等人介绍的R（Si II）比率，是光度的良好光谱指示器。数据表明，所有LVG SNe具有近似恒定的动能，因为燃烧到IME延伸到类似的速度。微弱的SNe可能具有较低的能量。大的速度和电子战的IME线的HVG SNe出现相互关联，但不相关的存在下，在钙II红外三重在最早的光谱SNe，这样的数据存在的高速功能。
2006-07-06 astro-ph
The most massive core collapse supernova progenitors
超新星SN 2006gy的发现，可能被解释为一对不稳定超新星，重新引起了人们对超大质量恒星的兴趣。我们探讨这些对象的演变，结束了他们的生活对不稳定超新星或核心坍缩超新星相对大规模的铁核心，约$3 M_\odot$。
2008-06-26 astro-ph
The faint supernova remnant G 116.5+1.1 and the detection of a new candidate remnant
在H α +[N II]、[S II]和[O III]的光学发射谱线上观测到了扩展的超新星遗迹G 116.5+1.1，还获得了深长缝谱。观测到的残骸发射物的形态主要是弥散和斑片状的，与已知的沿西翼的辐射形成对比。在该区域检测到的大部分发射似乎与残留物无关，但在东南部有一个发射区，其特征是[S II]/H α比约为0.5，这意味着可能与G 116.5+1.1有关。如果事实确实如此，这将意味着一个比以前认识到的更广泛的残余。在[O III] 5007 A线影像中没有侦测到辐射，不包括进入电离星际云的中速或高速激波。我们目前估计到G 116.5+1.1的距离约为3千秒差距，这与先前的估计一致，并意味着一个非常广泛的残余（69秒差距x 45秒差距）。在G 116.5+1.1的东北方向进一步观测发现了一个在H α +[N II]和[S II]中突出的沉积结构网络，但未能检测到[O III]线发射。在许多位置的长缝光谱提供了强有力的证据表明，这种新检测到的发射来自冲击加热气体。典型的H α通量在9 ~ 17 x10^{-17} erg/s/cm ^2/arcsec ^2之间，而硫谱线的强度表明电子密度较低。在5007 A处的中等电离线的弱发射仅在一个光谱中被检测到。在60和100微米处的冷粉尘发射可以与有限数量的位置中的光学发射相关。令人惊讶的是，在已发表的调查中没有检测到无线电发射，这表明新…
2005-02-03 astro-ph
The Faint and Extremely Red K-band Selected Galaxy Population in the DEEP2/Palomar Fields
本文分析了Palomar天文台宽视场红外巡天近红外成像中发现的微弱和红色近红外选定星系群。这次巡天覆盖了1.53 deg^2到5 sigma的探测极限，K_vega = 20.5-21，J_vega = 22.5，与DEEP 2光谱红移巡天重叠。我们讨论了这次近红外测量的细节，包括我们的J和K波段计数。我们发现K波段星系群的红移分布随K星等的变化而变化，大多数K < 17的星系在z < 1.5时，K > 19的系统中有相当一部分（38.3+/-0.3%）在z > 1.5时。我们进一步研究了K-选择星系的恒星质量和形态特征，特别是极端红色的物体，定义为（R-K）> 5.3和（I-K）> 4。我们的结论之一是，ERO选择是一个很好的方法，可以挑选出z > 1.2的星系，并且在我们的星等限制内，在这些红移处质量最大的星系。ERO极限发现75%的M_* > 10^{11} M_0的星系在z ~ 1.5下至K_vega = 19.7。我们进一步发现，K < 19.7的ERO的形态分解以早期型（57+/-3%）和特殊型（34+/-3%）为主。然而，大约四分之一的早期类型是扭曲的椭圆形，在CAS参数空间内，这些桥梁的早期型和特有的人口，这表明一个形态演化序列。我们还研究了使用（I-K）> 4选择来定位ERO，发现它选择的星系平均红移（<z>= 1.43+/-0.32）略高于（R-K）>…
2007-11-07 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
On The Hydrogen Emission From The Type Ia Supernova 2002ic
SN 2002 ic的发现和随后的光谱研究导致了一个令人惊讶的发现，SN 2002 ic是一个Ia型超新星，具有强烈的喷出物-拱星相互作用。在这里，我们表明，爆炸后近1年的超新星已成为暗淡的整体，但H $α$的排放已增亮和扩大显着相比，早期的观测。我们已经获得的光谱偏振数据表明，富氢物质是高度非球面分布。这些观测结果表明，这颗超新星是在一个致密的、星云状的盘状环星环境中爆炸的。
2003-12-18 astro-ph
SN 2006gy: Discovery of the most luminous supernova ever recorded, powered by the death of an extremely massive star like Eta Carinae
我们报告了我们对NGC 1260中奇特的IIn型超新星SN 2006 gy的发现和观测，揭示了它达到了-22等的峰值，使其成为有史以来最明亮的超新星。目前还不清楚是什么力量的总辐射能量1 e51尔格，但我们认为，任何机制-热发射，星周相互作用，或56镍衰变-需要一个非常大的祖星。星周相互作用假说需要恒星周围真正特殊的条件，可能经历了像19世纪的船底座η喷发那样的LBV喷发。或者，56 Ni的放射性衰变可能是一个不太令人反感的假设。这个能量源意味着一个大的镍质量为22 Msun，这就要求SN 2006 gy是一颗对不稳定的超新星，恒星的核心被摧毁。SN 2006 gy是第一颗我们有充分理由怀疑是对不稳定爆炸的超新星。基于一系列证据，我们排除了SN 2006 gy是“IIa型”事件的假设。相反，我们提出，祖先可能是一个非常巨大的进化物体，如船底座η星，与预期相反，它在死亡前未能完全摆脱其巨大的氢外壳。我们对SN 2006 gy的解释意味着，在LBV阶段，质量最大的恒星可以比预期的更早爆炸，从而阻止它们成为沃尔夫-拉叶星。SN 2006 gy还表明，质量最大的恒星可以产生明亮的超新星，而不是通过直接坍缩成黑洞而不光彩地死去。
2007-05-22 astro-ph
A Deep Search with HST for Late Time Supernova Signatures in the Hosts of XRF 011030 and XRF 020427
X射线闪光（XRF）和伽马射线暴（GRB）一样，被认为是遥远星系中大质量恒星坍缩的信号。许多模型认为XRF的各向同性等效能量低于GRB，因此与GRB相比，它们可以从更小的距离范围内看到。在这里，我们提出了两个时期的哈勃太空望远镜成像的两个XRF的结果。这些在爆发后大约45天和200天拍摄的图像显示，在这两种情况下都没有相关超新星的证据。超新星如SN 1998 bw在每种情况下都可以在z ~1.5的范围内看到，而更暗的超新星如SN 2002 ap在z ~ 1的范围内都可以看到。如果XRFs位于如此大的距离，它们的能量将不符合所观察到的GRB峰值能量和各向同性能量释放之间的相关性，其中软爆发的能量较低。我们的结论是，如果这些XRF位于低红移（$z<0.6$），要么他们的视线严重熄灭，或者他们与极其微弱的超新星，或者，不像伽玛暴，这些XRF没有时间重合的超新星。
2004-10-23 astro-ph
Supernova Nucleosynthesis and Extremely Metal-Poor Stars
我们研究了第三星族$40M_\odot$星喷流诱发爆炸的流体动力学和核合成性质，并与贫金属星的产额丰度模式进行了比较。结果表明：（1）Fe峰产物的抛射和未加工物质的回退可以解释极贫金属（EMP）星的丰度分布;（2）不同能量沉积率的喷流引发的爆炸可以解释极贫金属星丰度分布的多样性。此外，爆炸后的丰度分布和产额的角度依赖性的模型与高和低能量沉积率$\dot{E}_{\rm dep}=120\times10^{51} {\rm ergs s^{-1}}$和$1.5\times10^{51} {\rm ergs s^{-1}}$。我们还发现，缺硅贫金属星HE 1424- 0241的特殊丰度模式可以由含$\dot{E}_{\rm dep}=120\times10^{51} {\rm ergs s^{-1}}$的模型的$θ=30^\circ-35^\circ$的角定界产额再现。
2008-10-01 astro-ph
Dense, Fe-rich Ejecta in Supernova Remnants DEM L238 and DEM L249: A New Class of Type Ia Supernova?
我们目前的观测两个LMC超新星遗迹（SNRs），DEM L238和DEM L249，与钱德拉和XMM-牛顿X射线卫星。明亮的中心发射，被一个微弱的壳包围，存在于两个遗迹中。中心发射有一个完整的热谱占主导地位的强铁L-壳线，与推断的铁丰度超过太阳和不符合LMC丰度。铁的过量导致了DEM L238和DEM L249是热核（Ia型）爆炸的残余物的结论。炮弹发射源于被冲击波卷起并加热的气体。标准的谢多夫分析表明，两个后掠壳层的质量都约为50个太阳质量，信噪比年龄在10，000 ~ 15，000年之间，震前密度较低（< 0.05 cm^-3），爆炸能量为3 × 10^50尔格。中心富铁超新星喷出物接近碰撞电离平衡。它们的存在是出乎意料的，因为标准的Ia型信噪比模型预测微弱的喷出物发射与短的电离年龄。这两种SNR都属于以前未识别的Ia型SNR，其特征在于明亮的内部发射。密度比预期的喷出物和/或周围的祖先密集的拱星介质需要解释这些SNRs中的富铁喷出物的存在。大量的拱星气体更可能存在于更大质量的Ia型祖先的爆炸中。DEM L238，DEM L249和类似的SNRs可能是“不稳定的”Ia型爆炸的残留物，具有年轻的（约1亿年）祖先。
2006-10-20 astro-ph
Supernova Nucleosynthesis in Population III 13 -- 50 $M_{\odot}$ Stars and Abundance Patterns of Extremely Metal-Poor Stars
我们进行流体动力学和核合成的核心坍缩超新星（SNe）和超新星（HNe）的人口（Pop）III星的计算。我们提供了新的产额的主序列的质量$M_{\rm MS}=13-50$ $M_{\odot}$和爆炸能量的$E=1-40\times10^{51}$尔格申请化学演化研究。我们的HN产量的基础上的混合回落模型的爆炸再现观测到的丰度模式的极贫金属（EMP）的恒星（$-4< {\rm [Fe/H]}< -3$），而非常贫金属（VMP）的恒星（$-3<{\rm [Fe/H]} < -2$）再现的正常SN产量集成在Salpeter初始质量函数。此外，观测到的EMP星丰度比[X/Fe]对[Fe/H]的小色散趋势可以再现为由$M_{\rm MS}$和$E$的各种组合产生的序列。这是因为我们采用了经验关系式，即更大质量的HNe会喷出更大量的Fe。我们的研究结果表明，所观察到的趋势与小的色散并不一定意味着快速均匀混合在早期的银河系晕在[Fe/H] $< -3$，但可以复制的“不稳定”的化学演化模型。此外，我们研究如何修改的电子摩尔分数$Y_{\rm e}$的分布和密度的presupernova模型提高与观测的一致性。在这方面，我们讨论了中微子驱动的风和吸积盘的核合成的可能贡献。
2007-01-25 astro-ph
Self-regulating galaxy formation as an explanation for the Tully-Fisher relation
使用3D流体动力学模拟的星系形成与超新星反馈和多相介质，我们推导出类似于所观察到的Tully-Fisher（TF）关系在各种光度带的理论关系。本文研究了在CDM、ΛCDM和BSI（破标不变性）三种宇宙学情景下，超新星反馈等自调节机制对星系光度的影响以及TF关系。从流体动力学模拟得到的星系星表在理论TF关系中有一个可接受的小散射，在I波段为ΔM =0.2-0.4，从I波段到B波段增加0.1等。我们的研究结果提供了强有力的证据，紧密的TF关系不能单独归因于超新星反馈。然而，尽管消除超新星反馈几乎不影响散射，但它确实非常敏感地影响TF关系的斜率。有超新星反馈时，L \propto V_c^{3-3.5}（取决于超新星反馈的强度）。没有它，L \propto V_c^{2}就像维里定理所预测的那样，M/L是常数。在B和K波段的光度函数是相当敏感的超新星反馈在这里研究的暗端。我们发现B波段光度函数的暗端（-18 \leq M_B \leq -15）的斜率比Stromlo-APM估计的要陡，但与最近ESO切片项目的估计大致一致。
1998-08-25 astro-ph
SN 2006tf: Precursor Eruptions and the Optically Thick Regime of Extremely Luminous Type IIn Supernovae
SN 2006 tf是迄今为止发现的第三明亮的SN，仅次于SN 2005 ap和SN 2006 gy。SN 2006 tf是有价值的，因为它提供了两种机制之间的联系：（1）发光的IIn型超新星，直接由与星周物质（CSM）的相互作用产生的辐射提供动力;（2）最明亮的SNe，其中CSM相互作用是如此的光学厚度，以至于能量必须从不透明的冲击壳中扩散出来。随着SN 2006 tf的演变，它慢慢地从第二种状态过渡到第一种状态，因为贝壳变得更加多孔。这种联系表明，最明亮的SNe的性质范围在很大程度上取决于爆炸前不久喷出的富含H的物质的密度和速度。SN 2006 tf辐射的总能量至少为7 e50尔格。如果这种光度的大部分来自于激波动能的热化，那么这颗恒星需要在核心坍缩前的4-8年内喷出~18 Msun，在此之前的几十年内又喷出2-6 Msun。因此，Ia型爆炸被排除在外。从H-alpha发射线剖面，我们得出爆炸波速度为2，000 km/s，不减速，从冲击前气体的窄天鹅座P吸收，我们推断出祖先的风速约为190 km/s。这让人想起LBV的风速，但不是RSG或WR星的风速。我们认为，像SN 2006 gy一样，SN 2006 tf标志着一颗非常大质量的恒星的死亡，该恒星在其生命结束前一直保持着H包层，并在爆炸前的几十年中遭受了类似LBV的极端质量损失。
2008-08-04 astro-ph
