The Distance to SN 1999em in NGC 1637 from the Expanding Photosphere Method
本文给出了超新星1999 em发现后517天内的30个光谱和49个测光历元，并利用膨胀光球法（ESTA）计算了它的距离。SN 1999 em是一个II型平台事件（II-P），光度平台持续到爆炸后约100天。我们确定了在平台期光谱光学部分中观察到的大部分吸收特征的主导离子。我们发现SN 1999 em的距离为D = 8.2 +/- 0.6 Mpc，爆炸日期为发现前5.3 +/- 1.4天。我们研究了EPM导出的距离中系统误差的潜在来源，并发现最重要的原因是SN光球发射的通量分布的理论建模中的不确定性（即，“稀释因子”（flux dilution factor）我们比较了以前推导的距离5 SNe II的星系，最近修订的造父变星距离存在的HST关键项目，并找到D（造父变星）/ D（α）= 0.96 +/- 0.09。最后，我们研究了SNe II-P作为标准烛光的可能性，发现对于8个经光度学证实的SNe II-P和SN 1999 em，平均平台绝对亮度为M_V（plateau）= -16.4 +/-0.6 mag，这意味着不需要完整的光谱分析就可以获得好到~30%（1-sigma）的距离。在M_V（坪）= -15.9 +/-0.2等时，SN 1999 em比SN II-P的平均亮度稍暗。在坪期间，SN II-P绝对亮度的一致性表明，标准烛光假设可能允许SN II-P在z > 2时成为可行的…
2001-09-27 astro-ph
Temporal Evolution Of Thermal Emission From Relativistically Expanding Plasma
光子在相对论膨胀等离子体外流中的传播，其特征在于稳定的洛伦兹因子伽玛被认为是。注入高光学深度区域的光子与气流平流，直到它们在光球层逃逸。在光球层下方，光子通过康普顿散射耦合到等离子体。我在这里表明，由于散射电子速度矢量的轻微不对准，（局部）同向运动光子能量随半径减小为ε '（r）~ r^{-2/3}。在电子绝热冷却较快的情况下，这种机制主导了光子冷却。然后，我表明，光球半径的相对论膨胀等离子体风强烈依赖于角度的视线，θ。对于θ <~ 1/Gamma，r_{ph}与θ无关，而对于θ>~ 1/Gamma，r_{ph} ~ θ ^2。我表明，θ的光球的依赖性意味着，对于流参数表征伽玛暴，热光子起源于下面的光球可以观察到长达几十秒的内部发动机活动衰减。我计算了热光子以半径r和角度θ逃离等离子体的概率密度函数P（r，θ）。使用这个函数，我表明，随着内部光子注入机制的终止，热通量随着F_{BB} ^{ob.} ~ t^{-2}，光子能量随半径的衰减导致观测温度T^{ob.}的幂律衰减。(t)~ t^{-2/3}，稍后变为t^{-1/2}。详细的数值结果与分析预测非常吻合。我讨论的后果，鉴于最近的证据，在伽玛暴的即时发射阶段观察到的热发射分量的时间行为。
2008-03-11 astro-ph
Imaging of Radio Supernovae
当超新星的冲击波和膨胀的外壳以数千公里/秒的速度穿过星周物质时，就会产生无线电发射。VLBI对这种射电辐射的观测是目前唯一可以直接对任何比SN 1987 A更远的超新星的膨胀壳进行成像的方法。在过去的十年里，射电超新星的VLBI成像取得了很大的进展。特别是，M81星系中的SN 1993 J提供了一个难得的机会来仔细研究一颗膨胀的超新星，并被密集观测。本文总结了SN 1993 J和其他射电超新星的一些研究结果，并对不同观测到的射电超新星进行了比较。我简要地讨论了射电超新星成像的未来前景。
2005-05-13 astro-ph
The Distance to SN 1999em from the Expanding Photosphere Method
我们目前的光学和红外光谱的头两个月的演变II型SN 1999 em。我们将这些数据与高质量的光学/红外测光结合起来，在冲击爆发后仅三天开始，以研究“扩大光球法”（ESTA）在确定距离方面的性能。为此，我们开发了一种技术，通过互相关观测和模型光谱测量准确的光球速度。这种技术的应用SN 1999 em表明，我们可以达到11%的平均不确定性速度从一个单独的频谱。我们的分析表明，该系统对灰尘的影响是相当鲁棒的。特别是，来自VI过滤器的距离只有7%的变化时，通过在宿主星系的视觉消光变化0.45马格。一流的时间采样的SN 1999 em的BVIZJHK光变曲线，使我们能够研究的内部一致性，并测试稀释因子计算的II型高原超新星的大气模型。我们发现，在爆炸后的第一周，恒星距离比平均值低50%，这可能是由于星周物质的存在。另一方面，在接下来的65天里，我们的测试为大气模型提供了强有力的证据，并证实了之前的说法，即超新星可以产生一致的距离，而不必为每个超新星制作特定的模型。这对于产生内部一致性为4%的距离的VI滤波器尤其如此。从整个BVIZJHK光度测量中，我们获得了7.5+/-0.5 Mpc的平均距离，其中引用的不确定性（7%）是对超新星演化前70天分析中获得的方法内部精度的保守估计。
2001-05-01 astro-ph
Type II Supernovae as Standardized Candles
我们提出的证据II型高原超新星的喷出物的膨胀速度和它们的辐射热光度在高原阶段之间的相关性。这种相关性允许人们标准化烛光，并将哈勃图中的散射从约1等分别降低到V和I波段的0.4和0.3等水平。当我们把样本限制在哈勃流中的八个天体（cz > 3，000 km/s）时，散射甚至进一步下降到只有0.2等（或距离的9%），这与Ia型超新星产生的精度相当，远远好于应用于II型超新星的“膨胀光球法”。使用SN 1987 A校准哈勃图，我们得到Ho=55+/-12。
2002-01-17 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
The Outermost Ejecta of Type Ia Supernovae
利用6SNe的极早期光谱模型，研究了正常Ia型超新星（SNe Ia）最高速度喷出物的性质。在最大值出现前一周，快速演化的Si II 6355线速度（HVG）的SNe比缓慢演化的Si II 6355线速度（LVG）的SNe有更大的光球速度。由于这两个星系团的光度相当，因此在LVG SNe中光球层的温度较高。这解释了HVG和LVG SNe的不同整体光谱外观。然而，在最高速度（v>~20，000 km/s）时Ca II和Si II的变化表明，其他因素，如非球面性或祖先白矮星的不同丰度，影响了最外层。C Ⅱ 6578线在3个LVG SNe中被边缘检测到，表明LVG经历较不强烈的燃烧。碳的质量分数很小，在光球附近仅小于0.01，因此未燃烧的C的质量仅<~0.01 Msun。在LVG和HVG SNe中都检测到放射性56 Ni和稳定Fe。外层不同的Fe族丰度可能是Ia超新星最早期光谱差异的原因之一。Ia型超新星在最早期阶段的多样性也可能表明光变曲线的宽度-光度关系存在内在的分散性。
2007-12-17 astro-ph
Type IIP Supernovae as Cosmological Probes: A SEAM Distance to SN 1999em
由于其内在的亮度，超新星是极好的宇宙学探测器。我们描述了SEAM方法获得的距离类型IIP超新星（SNe IIP），并提出了距离SN 1999em的造父变星的距离存在。我们的模型给出了与造父变星距离一致的结果，尽管我们没有试图调整底层的流体动力学模型，我们只是选择了最佳拟合。这与膨胀光球法（英语：Expanding Photosphere method）（ESTA）形成对比，ESTA得到的SN 1999 em的距离比造父变星的距离小50%。我们强调了SEAM和SEAM之间的区别。我们表明，在系统的稀释因子在ESTA分析中使用的太小，在以后的时代。我们还表明，黑体假设是可疑的。由于SNe IIP在红移高达z小于6时是可见的，因此使用JWST，SEAM可能是早期宇宙的有价值的探测器。
2004-10-06 astro-ph
Using Quantitative Spectroscopic Analysis to Determine the Properties and Distances of Type II-Plateau Supernovae: SNe 2005cs and 2006bp
我们分析了II型高原超新星（SN II-P）2005 cs和2006 bp的非LTE模式大气代码CMFGEN。在第一个月，我们拟合了SN 2005 cs的13个光谱，SN 2006 bp的18个光谱。{ \sl Swift}紫外测光和地基光学测光可校准每个光谱。我们的分析显示，这两个天体都是在爆炸后不到3天被发现的，这使得它们成为有史以来最早的SN II-P光谱。他们揭示了广泛的和非常弱的线，从高度电离的快速喷出物与一个非常陡峭的密度分布。我们在SN 2006 bp喷出物中鉴定出He{ \sc ii} 4686 He发射。几天后，光谱类似于原型的II-P SN 1999 em，它具有超巨星般的光球成分。尽管SN 2005 cs与可能的X射线辐射有关，但其发出的紫外线和可见光来自光球层，而不是来自环星辐射。我们推测，我们早期推断的密度急剧下降可能是冲击波传播和辐射驱动共同作用的化石。基于定制的CMFGEN模型，直接拟合技术和扩展光球方法都产生距离和爆炸时间，在百分之几内一致。我们推导出NGC 5194到SN 2005 cs的宿主的距离为8.9 $\pm$ 0.5 Mpc，NGC 3953中SN 2006 bp的距离为17.5 $\pm$ 0.8 Mpc。SN 2006 bp的光度是SN 1999 em的1.5倍，是SN 2005 cs的6倍。与II-P型超新星的可靠距离不依赖于小范围…
2007-11-12 astro-ph
Light Curves of Microlensed Type Ia Supernovae
详细描述了微透镜超新星Ia作为扩展和扩展源的表观光变曲线。我们表明，微透镜放大可以有显着的超新星观测效果。一个模型的光变曲线是用来比较透镜和unlensed的情况下，我们发现，由于微透镜的形状可能会发生显着的变化。我们也简要讨论了观察到这种效应的可能性。在整个文件中，我们认为源的红移为1.0，我们限制我们的工作，球对称偏转器。
2005-09-11 astro-ph
Model atmospheres for type Ia supernovae: Basic steps towards realistic synthetic spectra
Ia型超新星是研究宇宙膨胀历史的重要工具。推进我们尚未完成的爆炸场景的理解需要详细和现实的数值模型，以解释和分析越来越多的观测数据。在这里，我们提出了我们的新的NLTE模型计算的第一个结果的Ia型超新星，采用所有重要的NLTE效应，以及线阻塞和覆盖的详细和一致的治疗扩大的气氛。从这些模型与观测数据的合成光谱的比较表明，所采用的方法代表了一个更现实的描述超新星Ia的大气层的重要一步。
2002-04-24 astro-ph
A method to identify the companion stars of type Ia supernovae in young supernova remnants
我们提出了一种方法来识别的Ia型超新星（SNe Ia）的伴星在年轻的超新星遗迹（SNRs），通过识别不同的功能，由于Fe I出现在光谱中的吸收线。如果有足够量的Fe I留在喷出物中，向我们移动的Fe I原子会通过从基态的跃迁吸收光子，从而在伴星光谱中只留下蓝移成分的宽吸收线。要调查的Fe I在喷出物中的柱深度的时间演化，我们进行了流体动力学计算SNR扩展到均匀的环境介质，考虑到碰撞电离，激发，和光电离的重元素。结果表明，如果采用碳爆燃SN模型，在第谷SNR中的伴星在$λλ= 371.9935$ nm和385.9911 nm处的Fe I吸收谱线上具有可观测的特征。然而，这些特征可能会消失，采取另一种模型，发射几倍更强烈的电离光子从冲击外层。为了进一步探索自由膨胀喷出物中的电离状态，我们需要一个可靠的模型来描述外层的结构。
2006-02-27 astro-ph
Supernovae Light Curves: An Argument for a New Distance Modulus
超新星Ia（SNe Ia）的光变曲线被用来证明宇宙正在膨胀。作为标准蜡烛，SNe Ia似乎表明扩张速度在过去有所增加，现在正在下降。这种独立的评估超新星Ia光变曲线表明Malmquist II型偏见存在于超新星数据的主体。如果这种偏差得到适当的解决，超新星的光变曲线中的时间膨胀预算就很少了。提出了一种非相对论距离模量，它是基于星系际CREIL（相干拉曼效应对非相干光）辐射传递函数的光的可预测衰减。
2004-04-09 astro-ph
3D Models for High Velocity Features in Type Ia Supernovae
本文给出了Ia型超新星（SNe Ia）最早期光谱在三维空间中的合成。特别是，高速吸收功能，通常看到在最早的时代（$\sim 10$天前最大的光）的三维Monte Carlo光谱合成代码的装置进行了研究。越来越多的早期光谱允许统计研究的几何喷出物。观测到的高速特征（HVFs）强度的多样性可以用“覆盖因子”来解释，它代表了被高速物质掩盖的投射光球的比例。各种几何模型，包括高速材料的cluximab结构或厚环面可以很自然地解释所观察到的统计数据的HVFs。HVF可以通过密度和丰度增强的组合来形成。这种增强可能产生于爆炸本身，也可能是与星周物质或吸积盘相互作用的结果。具有1或2个斑点以及薄圆环或盘状增强的模型不太可能作为标准情况。
2006-03-08 astro-ph
Optical Observations of Type II Supernovae
我提出了一个概述光学观测（主要是光谱）的II型超新星。SNe II由氢的存在定义，并表现出非常广泛的性质。SNe II-L倾向于显示出与星周物质的后期相互作用的证据。SNe IIn的特征是相对较窄的发射线，几乎没有或没有P-Cygni吸收成分，并且（通常）光变曲线缓慢下降;它们可能有异常密集的星周气体与喷出物相互作用。然而，一些SNe IIn可能不是真正的SNe，而是明亮的蓝色变星的超级爆发。SNe IIb的祖先只含有一层低质量的氢皮，它们的光谱逐渐演化成类似于SNe Ib的光谱。有限的分光偏振仪迄今表明大的不对称性在喷出物的SNe IIn，但小得多的SNe II-P。有有趣的，但仍不确定的证据表明，一些奇特的SNe IIn可能与伽马射线暴。SNe II-P是有用的宇宙学距离测定与扩大光球方法，这是独立的造父变星距离尺度。
2000-02-12 astro-ph
Strangelet spectra from type II supernovae
在这项工作中，我们研究的命运奇怪的注入作为一种污染的尾部的“奇怪的物质驱动”超新星冲击。一个简单的模型的破碎和制动的奇异通过膨胀的氧壳层时，他们提出并解决理解这个组件的后处理。我们发现，逃逸光谱是一个按比例缩小的版本，在基地的氧壳层注入。超新星源很可能产生低能量的$A \sim 100-1000$粒子，与初始条件完全无关。然而，超相对论奇异星（如假设的半人马座原初星）很难起源于这些爆炸事件。
1998-02-27 astro-ph
Cosmological Relativity: A General-Relativistic Theory for the Accelerating Expanding Universe
最近对遥远超新星的观测表明，宇宙的增长正在加速，这与人们一直认为的膨胀由于引力而减缓的假设相反。本文提出了一种广义相对论宇宙学理论，它给出了膨胀宇宙中距离和红移之间的直接关系。该理论实际上是通过爱因斯坦的广义相对论将引力考虑在内的哈勃定律的推广。该理论预测宇宙可以有三个膨胀阶段，减速，恒定和加速，但它表明，目前的前两种情况被排除在外，虽然在过去它经历过它们。我们的理论表明，宇宙现在肯定处于加速膨胀阶段，证实了最近的实验结果。
2000-08-22 astro-ph
Evidence for Spectropolarimetric Diversity in Type Ia Supernovae
我们提出了一个时代，后极大分光偏振光谱的四个Ia型超新星（SNe Ia），跨越一系列的光谱和光度特性：SN 2002 BF和SN 2004 dt表现出异常的高速（HV）吸收线。SN 1997 dt可能是次发光，SN 2003 du则是过发光。我们在所有四个物体中检测到强线的偏振调制，表明所有物体都是固有偏振的。然而，两极分化的性质和程度差异很大。包括迄今为止研究的所有超新星Ia，在线偏振特征的增加强度方面出现以下顺序：普通/过亮<亚亮< HV超新星Ia，在我们的研究中，线偏振特征的强度从轻微过亮SN 2003 du的0.2%增加到两个HV超新星Ia的2%。对于所有天体的线偏振，最有说服力的解释是光球层被爆炸中形成的中间质量元素（IMEs）的团块部分遮蔽; HV超新星Ia的偏振特性特别有效地排除了一个简单的椭圆非球面性作为其线偏振的根本原因。Ia超新星根据其光谱偏振特性可分为不同的组，这可能有助于缩小祖先的可能性和/或爆炸物理学。特别是，最近提出的重力约束爆轰模型可以提供一个有吸引力的解释，许多观察到的极化特性的HV SNe Ia。
2005-06-20 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
Cosmic ray acceleration at blast waves from type Ia supernovae
本文计算了Ia型超新星在膨胀到均匀星际介质（ISM）中的年轻残骸处的宇宙线（CR）加速度。采用准平行磁场，在随激波膨胀的随动球网格中求解气体动力学方程和粒子分布函数的扩散对流方程。计算中考虑了自激Alfven波引起的Bohm型扩散、这些波在前驱体中的漂移和耗散以及热漏注入。由于磁场被CR流不稳定性放大，在几千年前的年轻超新星遗迹（SNRs）中，粒子能量可以达到10^{16}Z eV。到那时，转移到CR组件的爆炸能量的分数渐近线为40- 50%。对于一个典型的SNR在温暖的ISM，加速CR能谱应表现出凹曲率与幂律斜率平坦从2到1.6在E>0.1 TeV。
2007-01-02 astro-ph
Observational Evidence from Supernovae for a Contracting Universe
利用超新星测量河外距离的新的精确度已经以很高的概率证实了红移随距离的加速增加。这被解释为暗示了暗能量存在于一个膨胀和加速的平坦宇宙中。对这些观测结果的一个更合乎逻辑的解释直接来自欧文·薛定谔在1939年的一个观测，即在一个封闭的弗里德曼宇宙中，每个量子波函数都随时空几何而变化。宇宙的大小增加一倍，光子的波长和原子的大小都增加一倍。当原子和光子的演化结合起来时，哈勃红移的意义就颠倒了。红移是宇宙收缩的特征。收缩宇宙的星等-红移曲线恰好具有最近观测到的加速形式，并且与Riess等（1998）、Knop等（2003）和其他人的数据在数量上非常吻合。观测到的最大红移为1.3，给出了宇宙1140亿年的最小年龄估计。直到崩溃的时间估计是150亿年或更少。
2004-02-28 astro-ph
The recurrent nova RS Oph: A possible scenario for type Ia supernovae
经常出现的新星RS Oph在2006年经历了一次爆发，正如预期的那样，在1985年爆发21年后。它几乎在所有波长都被观测到，有关其性质的重要信息仍在提取中。我们目前的理论模型爆炸的这个迷人的对象，这表明吸积的白矮星的质量应该是非常接近的Mrusrasekhar质量，允许这样一个短的复发期。此外，由于模型表明这颗新星喷射的质量小于其吸积的质量，因此它是大约$10^5-10^7$年后热核超新星爆炸的绝佳候选者。我们还分析了软伽马射线的发射RS Oph检测到的BAT仪器板载斯威夫特，并与PCA板载RXTE。我们排除了这种发射起源于膨胀的新星包层中的放射性衰变。
2008-07-21 astro-ph
Polarized Line Profiles as Diagnostics of Circumstellar Geometry in Type IIn Supernovae
IIn型超新星的光谱特征表明，超新星喷出物与周围致密的星周物质在爆炸前的质量损失事件中发生了强烈的相互作用。研究这种相互作用可以提供IIn型祖细胞的性质及其质量损失历史的线索。特别是，IIn型的偏振光谱显示复杂的线偏振和位置角的功能，所产生的几何和光学效应的组合。我已经建立了一个蒙特卡罗程序，模拟传输的H α线通过拱壳与各种几何配置和光学特性。宽线和窄线的叠加产生在不同地区的拱星环境和修改的电子和线散射，氢吸收，热辐射，几何和视角的影响，在模型光谱中产生各种偏振线的形状。比较这些结果与最近的高质量光谱偏振观测的IIn型超新星表明，一个模型之间的超新星光球和拱壳的“冲击”区域是必要的，以产生窄的偏振发射功能在休息波长的H α看到一些IIn的。进一步的模型结果指向极化线轮廓中的其他特征，这些特征可用于约束这些有趣物体中的拱星物质的特征。该代码的有用性将被扩展的多普勒效应的治疗，由于扩大的拱星散射区域，如那些具有特征的极化H α配置文件的类型IIn SN 1997 eg。
2006-12-10 astro-ph
Asymmetric Explosions of Type Ia Supernovae
热核超新星锋面的燃烧速度可用分形燃烧模型描述。我们研究了磁场对近偶极磁场作用下白矮星波前分形的影响，发现膨胀等离子体的速度场具有内在的不对称性。对于白矮星表面10^8-10^9 G的磁场，并假设中心附近的磁场大约是中心的10倍，我们发现在ρ ~ 10^8 g cm^（-3）处的速度场> 10- 20%的不对称性，产生于遗迹的磁极和赤道轴之间。这种效应可能与从非常年轻的Ia超新星遗迹（例如：SN 1999 by）的分光偏振观测中推断出的非球面性有关。在目前的工作中，我们分析的不对称性与组成的白矮星的祖先。
2002-08-27 astro-ph
Optical and IR observations of SN 2002dj: some possible common properties of fast expanding SNe Ia
作为欧洲超新星合作的一部分，我们获得了广泛的光度学和光谱学的Ia型SN 2002dj涵盖的时代，从11天前到近两年后的最大。详细的光学和近红外观测表明，该物体属于高速梯度事件，如Si，S和Ca线所示。SN 2002 dj的光变曲线形状和速度演化似乎与SN 2002 bo几乎相同。唯一的显著差异是观察到的光学到近红外颜色和超过6500 A的光谱发射减少。对于高速梯度Ia型超新星，我们初步确定了一个更快的上升到最大值，一个更明显的拐点在V和R的光变曲线最大值和一个更明亮，更慢的下降晚时间B光变曲线作为这类对象的共同光度特性。它们的特征似乎还在于与“正常”的Ia型超新星不同的颜色和颜色演变。通常的光变曲线形状参数不能区分这些事件。更强，更蓝移的吸收特征的中等质量的元素和较低的温度是最突出的光谱特征的Ia型超新星显示高速度梯度。这些事件似乎燃烧了外层更多的中等质量元素。可能的连接到祖星的金属丰度进行了探索。
2008-06-11 astro-ph
Properties of Deflagration Fronts and Models for Type Ia Supernovae
白矮星爆炸的详细模型，包括光变曲线和光谱的自洽计算，提供了观测量和潜在爆炸之间的联系。这些计算假设球形几何，并基于爆燃阶段燃烧前沿的参数化描述。最近，第一个多维计算核燃烧锋已经完成。虽然完全一致的治疗的燃烧前沿是超出了目前的最先进的，这些计算提供了一个新的和更好的理解的物理，并提出了新的描述火焰传播。在这里，我们已经研究了对以前的Ia型超新星的分析结果的影响，即，核合成和膨胀的信封的结构。我们的计算是基于一组延迟爆轰模型的参数，给出了一个很好的帐户的光学和红外线曲线，和光谱的演变。在这种情况下，燃烧前沿首先以爆燃模式传播，随后转变为爆震。爆炸和光变曲线使用一维拉格朗日辐射-水力代码计算，包括详细的核网络。
1999-08-18 astro-ph
Distant Supernovae and Cosmic Deceleration
遥远的超新星现在可以被常规地探测到。到目前为止，在$z > 0.1$已经发现了34颗超新星。其中有12颗Ia型超新星经光谱学证实，当适当地用作标准烛光时，它们适合于测量宇宙减速。然而，到目前为止，仅确定了两个物体的峰值幅度，并且还不可能确定$q_0$。我们描述的搜索和可能的陷阱的方法依赖于一些基本假设的当前状态。文中强调了提供足够的远距离事件信息的重要性，并以SN~ 1995 K的观测为例，详细说明了分析过程。只有光谱分类和至少两个滤光带的光变曲线提供了使用光度校正方案的基础，这些方案已经在附近的样品中成功建立。在SN~ 1995 K的光变曲线上观测到红移为0.478的时间膨胀，为宇宙膨胀提供了明确的证据。观测结果与膨胀宇宙中的局部Ia型超新星完全一致，但与静态宇宙的预期不一致。新的，大的望远镜对这一研究领域的贡献进行了说明。将观测扩展到更遥远的物体将提供更好的杠杆来区分可能的减速，并将II型超新星纳入样本中，增加对宇宙学距离的独立检查。
1996-08-22 astro-ph
Time Dilation in the Light Curve of the Distant Type Ia Supernovae SN 1995K
遥远的Ia型超新星的光变曲线就像一个时钟，可以用来测试宇宙的膨胀。SN~ 1995 K的光谱红移为$z = 0.479$，为这项测试提供了首批有意义的数据集之一。我们发现，SN~ 1995 K的各个方面类似于本地超新星Ia事件时，光变曲线膨胀的$(1+z)$，所规定的宇宙膨胀。在一个静态的、非膨胀的宇宙中，SN~ 1995 K代表一个独特的天体，它的光谱将其确定为一个规则的Ia型超新星，但其光变曲线形状和光度不符合当地事件的既定关系。我们的结论是，SN~ 1995 K提供了强有力的证据解释宇宙学红移由于宇宙膨胀。光子在旅行过程中耗散能量的理论被排除在外，因为年龄红移依赖性也被排除在外。
1996-05-22 astro-ph
Quantitative Spectroscopy of Photospheric-Phase Type II Supernovae
我们提出了第一个结果的定量光谱分析的光球相的II型超新星（SN）。分析是基于Hillier & Miller（1998）的非LTE模式大气代码CMFGEN。CMFGEN的一个关键资产是其对由于金属种类引起的线路覆盖的彻底处理。从它对热星环境的适用性来看，对源代码的主要修改是允许线性速度定律，幂律密度分布，自适应网格来处理在较冷的SN模型中发生的陡峭的H复合/电离前沿，以及在存在大速度的情况下计算灰温结构的例程。在这第一篇论文中，我们证明了CMFGEN再现的能力，具有很高的精度，UV和光学观测的样本，以及观察II型SN，即SN 1987 A和SN 1999 EM，在其光球演化的代表性阶段。两个主要阶段的SN建模-氢是完全电离，并在其中H仅部分电离。我们提供详细和准确的线识别为我们的样本的时代。我们讨论了不同的密度指数，空间尺度的SN，Rmax的值和金属丰度的SED的影响，我们说明了选定的线的形成地点。氢巴耳末线和氦线（如果存在的话）都能很好地再现，即使我们采用的hoc平衡丰度值对于一颗大质量超巨星祖星来说也足够了。NII线也被预测在Hbeta和HeI 5875 A的蓝翼中，因此与光球层上方的特殊吸收/发射无关。最后，我们提出了一个P-Cygni剖面形成的教学讨论，并解释，例如，在早期光谱中，Halpha的明显蓝移。
2005-04-01 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
Observation of Cosmological Time Dilation using Type Ia Supernovae as Clocks
这项工作是基于对高红移Ia型超新星的系统搜索的第一个结果。使用R波段的滤波器，我们发现了七个这样的SNe，红移z = 0.3 - 0.5，在最大光之前或最大光时。Ia型超新星是一组同质的超新星，具有非常相似的光变曲线、光谱和峰值亮度。在这次演讲中，我们报告说，我们观察到的光变曲线都是加宽的（时间膨胀），正如膨胀宇宙假说所预期的那样。光变曲线宽度与预期的1+z加宽的微小变化可以归因于在附近SNe（z<0.1）观察到的宽度-亮度相关性。在这次演讲中，我们展示了对宏观物体的宇宙学时间膨胀的第一次清晰的观察。
1996-02-23 astro-ph
Unified 1-D Simulations of Gamma-Ray Line Emission from Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SN Ia）的光变曲线是由放射性元素（如$^{56}$ Ni及其衰变产物）衰变发出的伽马射线提供动力的。这些伽马射线被向下散射、吸收，最终被重新处理成光学辐射，这构成了所有超新星观测的大部分。对逃逸出膨胀恒星的伽马射线的探测提供了唯一直接的手段来研究超新星Ia的光变曲线。不幸的是，对伽马射线谱线的计算之间的分歧使得解释任何伽马射线观测变得困难。在这里，我们提出了一个详细的比较主要的伽玛射线线传输代码的一系列一维Ia模型。过去结果的不一致是由于代码中的错误，七个不同代码的校正版本产生非常相似的结果。这种收敛的模拟结果，使我们能够推断出更可靠的信息，从目前的一组伽玛射线观测的超新星Ia。SNe 1986 G、1991 T和1998 bu的观测结果与基于它们的分类的爆炸模型一致：亚发光、超发光和正常发光。
2004-06-07 astro-ph
The distance modulus determined from Carmeli's cosmology fits the accelerating universe data of the high-redshift type Ia supernovae without dark matter
哈勃膨胀的速度已经被摩西·卡梅利加入到广义相对论中，这导致了膨胀宇宙的新运动方程。这是第一次从高$z$超新星团队获得的观测星等红移数据在Carmeli理论的框架内进行了分析，并且在不包含任何暗物质的情况下实现了对该理论的拟合。最佳拟合的数据产生的平均物质密度的宇宙在目前的时代$Ω_{m} \approx 0.021$，这正好落在重子物质密度的测量值。以及当前时期对$Ω_Λ + Ω_{m} \approx 1.021$的最佳估计。分析还清楚地表明，宇宙的哈勃膨胀是有速度限制的。
2005-12-15 astro-ph gr-qc
