Detonating Failed Deflagration Model of Thermonuclear Supernovae II. Comparison to Observations
通过研究热核超新星的一个失效爆燃爆炸模型的性质，发展并论证了多维超新星模型与观测结果的对比检验方法。利用含时的多维辐射转移计算，我们生成了合成的宽带光变曲线，近红外线曲线，颜色演化曲线，全光谱时间序列，和光谱偏振的模型，从不同的视角。所有的模型观测值严格评估的例子，观察良好，标准的Ia型超新星（SNe Ia）。我们探索的内在模型非球面的后果，通过研究模型发射视角的依赖性，并通过量化所产生的分散（和内部之间的相关性）的各种模型观测。这些统计特性的模型也进行了评估，对现有的观测样本的超新星Ia。总的来说，DFD模型与大范围的Ia超新星观测结果吻合良好。某些不足之处也很明显，并指出在基本理论框架内的进一步发展。我们还确定了几个有趣的取向效应的模型，这表明在SNe Ia的非球面性可能有助于其光度和光谱的多样性，相反，如何SNe Ia的相对均匀性约束的不对称程度允许在模型中。在这项工作中采用的综合方法证明了开发和验证理论超新星模型的重要组成部分，并有助于激励和明确定义未来的方向在SNe Ia的建模和观测。
2006-12-07 astro-ph
Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitors of Type Ia Supernovae
在一些发光的超软X射线源（SSS）中，氢以与稳定的核燃烧或多或少相容的速率在白矮星表面上吸积。因此，这些系统中的白矮星有很好的机会增加质量。在这里，我们回顾了已知的Ia型超新星的可能与SSS有关的速率。观测到的后果的猜想，SSSs可以是Ia型超新星的祖先进行了讨论。
1997-01-26 astro-ph
Explosions inside Ejecta and Most Luminous Supernovae
极其明亮的超新星SN 2006 gy的解释与其他SNIIn事件相同：光是由辐射冲击波在之前弱爆炸形成的致密星周包层中传播而产生的。本文简要地评述了多次爆发超新星的理论和观测中存在的问题。
2008-12-28 astro-ph
X-ray Luminous Radio Supernovae in the Center of M82?
研究了典型星暴星系M82中心区域的X射线辐射。先前的观测显示了一个明亮的中心X射线点源，有人认为它的性质包括一个低光度的活动星系核或一个X射线双星。对ROSAT HRI观测的新分析在M82的中央千秒差距中发现了4个X射线点源，我们确定了两个最亮的X射线源的射电对应物。对应的可能是年轻的射电超新星（SN），是M82中最明亮和最年轻的SN之一。因此，我们认为我们看到的是来自M82中年轻超新星的X射线发射，特别是最亮的X射线源与射电源41.95+57.5有关。我们讨论了这些意见的演变X射线发光SN的影响。
1999-09-02 astro-ph
Late Light Curves of Normally-Luminous Type Ia Supernovae
Ia型超新星作为宇宙学工具的使用加强了更好地理解这些物体及其光变曲线的必要性。Ia型超新星的光变曲线由$^{56}Ni \to ^{56}Co \to ^{56}Fe$的核衰变提供动力。后期光变曲线可以提供对衰变产物的行为及其对曲线形状的影响的洞察。我们提出了六个“正常”Ia型超新星的光学光变曲线，在晚些时候与模板图像减法，这些光变曲线的超新星能量沉积模型的拟合。
2006-01-05 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
Supernovae and Their Massive Star Progenitors
我简要介绍了利克天文台超新星搜索与0.76米卡茨曼自动成像望远镜。然后，我介绍了II型，IIb型，Ib型和Ic型超新星（SNe）的光学观测的概述，所有这些都被认为是由大规模的祖先，以前经历了不同数量的质量损失的核心崩溃。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;它们可能有异常密集的星周气体与喷出物相互作用。然而，有些超新星II In实际上可能是发光变星的超级爆发;在极少数情况下，它们甚至可能是伪装的超新星Ia。已经对一些SNe II的祖先进行了合理的检测。光谱偏振的核心崩溃SNe表明，非球面性增加的核心。
2004-12-01 astro-ph
Luminous Blue Variables as the progenitors of supernovae with quasi-periodic radio modulations
超新星喷出物和星周物质之间的相互作用，产生于以前的质量损失事件，为我们提供了一种手段，以限制超新星的祖先。对一些超新星的射电观测表明，在较晚的时候，它们会偏离严格的幂律衰减。虽然已经提出了几种可能性来解释这些调制，没有一个单一的解释已被证明是完全令人满意的。在这里，我们认为，明亮的蓝色变星经历S-Doradus型的变化，产生了增强阶段的质量损失，这是印在爆炸的恒星的直接环境作为一系列的密度增强。质量损失的变化是由Fe的电离平衡的变化引起的，Fe是驱动风的主要离子。基于这一想法，我们发现，变异的重现时间尺度以及调制的幅度都与观测结果一致。因此，我们的方案为观察到的行为提供了一个自然的、单星的解释，事实上，这是理论上的预期。
2006-10-03 astro-ph
Pulsational pair instability as an explanation for the most luminous supernovae
超新星SN 2006 gy的亮度超过了超新星的10倍，这对传统的观点提出了挑战，即恒星核心的坍缩是大质量恒星形成超新星的唯一机制。在这里，我们报告说，现代宇宙中最明亮的超新星是由大质量恒星喷出的物质壳层之间的碰撞产生的，这些恒星经历了由电子-正电子对产生的内部不稳定性。这种“对不稳定性”导致爆炸性的燃烧，不足以使恒星脱离束缚，但却使包层的太阳质量减少了许多。在第一次爆炸后，剩余的核心收缩并寻找稳定的燃烧状态。当下一次爆炸发生时，几个太阳质量的物质再次被喷射出来，与先前的喷射物相撞。这次碰撞可以辐射出1 E50尔格的光，大约是普通超新星的十倍。我们的模型与SN 2006 gy观测到的光变曲线吻合得很好，并且还表明一些大质量恒星可以产生不止一次类似超新星的爆发。
2007-10-17 astro-ph
Multi-Dimensional Simulations of Radiative Transfer in Aspherical Core-Collapse Supernovae
研究了非球面超新星的光辐射，提出了一种利用河外超新星的光学观测来验证非球面超新星的非球面性的方法。为此，我们开发了一个多维Monte-Carlo辐射转移程序SAMURAI（超新星多维辐射转移程序）。该程序可以根据流体动力学和核合成模型计算早期阶段（爆炸后<~ 40天）和晚期阶段（爆炸后~ 1年）的光学光变曲线和光谱。我们发现，SN 1998 bw（与GRB 980425相关）的所有光学观测结果与动能为20 x 10^{51}尔格的非球面爆炸模型的极观辐射一致。对离轴超新星的性质也作了简要的讨论。
2008-06-10 astro-ph
Multi-dimensional simulations of radiative transfer in Type Ia supernovae
本文描述了一个模拟Ia型超新星辐射输运的三维蒙特卡罗程序。除了跟踪蒙特卡罗量子以跟踪辐射能量的发射、散射和沉积之外，还使用涉及基于体积的蒙特卡罗估计器的方案来允许针对多维结构中的特定视角提取出射辐射场的属性。这消除了通过出射量子的角度合并来计算光谱或光变曲线的需要。该代码被应用到两个测试问题，以说明后果的多维结构上的建模的光变曲线。首先，椭圆模型被用来量化如何大规模的非球面可以引入角度依赖性的光变曲线。其次，一个模型，其中包括复杂的结构不均匀性，如现代爆炸模型预测，是用来研究这种结构可能会影响光变曲线特性。
2006-12-06 astro-ph
Optical Spectra and Light Curves of Supernovae
我回顾了我的小组最近对超新星（SNe）的光学观测。使用0.76米卡茨曼自动成像望远镜的利克天文台超新星搜索是目前世界上最成功的SNe附近的搜索。我们还利用这台望远镜获得了超新星的三阶光变曲线。我们发现的一个更有趣的SNe是SN 2000 cx，它不同于以前观察到的所有SNe Ia。我们研究的另一个非常奇怪的Ia型超新星是SN 2002 cx，它的许多性质与SN 2000 cx相反。SNe II-P 1999 em和1999 gi的大量数据被用来用膨胀光球法计算距离。分光偏振测量的结果表明，我们越深入观察超新星核心坍缩的喷出物，非球面度就越大。我们正在使用哈勃太空望远镜的数据来识别或限制核心塌陷SNe的祖先。
2003-07-08 astro-ph
Yields of Population III Supernovae and the Abundance Patterns of Extremely Metal-Poor Stars
极贫金属（EMP）恒星的丰度模式为我们提供了在Pop III或EMP环境中形成的超新星（SNe）核合成的重要信息，从而为宇宙中第一批恒星的性质提供了重要信息。我们审查核合成产量的各种类型的SNe，集中在核心崩溃（黑洞形成）SNe与各种祖质量，爆炸能量（包括超新星），和非球面。我们讨论的影响，所观察到的趋势之间的铁峰元素的丰度比，和大的C/Fe比观察到的某些EMP星，特别注意最近发现的超贫金属（HMP）星。结果表明，[Fe/H] < -5的HMP星和其它EMP星的丰度分布与黑洞形成超新星的丰度分布相一致，而与对不稳定超新星的丰度分布不一致。这表明形成黑洞的超新星对早期银河系（和宇宙）的化学演化做出了重要贡献。最后，我们讨论了第一（流行III）明星的性质。
2006-03-16 astro-ph
Optical polarimetric monitoring of the type II-plateau SN 2005af
目标。核心坍缩的超新星可能会显示出明显的极化，这意味着非球对称的爆炸。我们观察II型高原SN 2005 af使用光学偏振，以验证是否有任何非球面性是目前在超新星的时间演化。方法.我们使用的IAGPOL成像偏振仪，以获得光学线性偏振测量在R（五个历元）和V（一个历元）的宽带。从CCD帧中的场星估计星际偏振。光学偏振监测在爆炸后约一个月开始，持续了约30天，介于平台期和早期星云阶段之间。结果在位置角（PA）为54 °时，R波段观察到的加权平均偏振为[1.89 +/- 0.03]%。前景减影后，SN 2005 af的平均内极化水平约为0.5%，在平台期略有增强，在星云期早期下降。还观察到PA在天数时间尺度上的旋转。SN 2005 af在观测时期的偏振演化与~20%的整体非球面度和~30度的倾角一致。一个更复杂的证据，不断发展的非球面，可能涉及在SN 2005 af信封团块，被发现。
2006-04-25 astro-ph
A Comparison of Metal Enrichment Histories in Rich Clusters and Individual Luminous Elliptical Galaxies
大质量椭圆星系周围的炽热的X射线气体晕是恒星质量损失和向高密度流入的结果，巨大的椭圆星系和它们相关的星系群形成了。这种气体中的金属丰度包含了有关早期恒星形成和过去超新星活动的重要信息。我们发现，基于Salpeter IMF的II型超新星，加上少量的额外的Ia型超新星，可以解释目前在大质量椭圆星系周围的气体晕中观察到的密度，温度和丰度分布。在明亮椭圆星系的中央明亮区域，大约一半的星际铁是由Ia型超新星产生的，另一半是由II型超新星富集的演化恒星损失的。然而，丰富的星团内的团内气体中的铁和硅丰度表明，每单位可见光的超新星数量比我们对大质量椭圆星系的要求要多，要么是Ia型，要么是II型。由于大质量椭圆星系和富星系团的富集历史是根本不同的，E和SO星系可能不是富星系团气体中金属富集的唯一来源。
1998-11-16 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
Mass loss from Luminous Blue Variables and Quasi-Periodic Modulations of Radio Supernovae
大质量恒星、超新星（SNe）和长持续时间的伽马射线暴（GRB）对它们的环境有着巨大的影响。尽管它们的重要性，一个全面的知识，哪些大质量的恒星产生的SN/GRB是迄今为止缺乏。我们提出了一个简短的概述，我们的知识的质量损失的赫兹-罗素图（HRD），包括演化阶段的OB主序列，不稳定的发光蓝变量（LBV）阶段，和沃尔夫-拉叶（WR）阶段。尽管WR大气中"自富集"产生的金属超过初始-宿主星系-金属丰度几个数量级，但在亚太阳金属丰度（1/10 - 1/100太阳）的WR恒星中，发现质量损失率对初始金属丰度的依赖性特别强。这为伽马射线暴的星载模型提供了一个显着的推动力，因为它可能提出了一个可行的机制，以防止在低金属丰度时恒星风损失角动量，而强大的银河WR风可能会抑制在太阳金属丰度时发生的伽马射线暴。此外，我们还讨论了最近报道的SNe 2001ig和2003bg的射电光变曲线中的准正弦调制。我们表明，这些调制的正弦行为和复发时间尺度与预测的质量损失行为的LBVs是一致的，我们建议LBVs可能是一些核心崩溃SNe的祖先。
2007-04-20 astro-ph
SN 2005 gj: Evidence for LBV supernovae progenitors?
越来越多的观测证据支持亮蓝变星（LBV）是超新星的直接祖先。在这里，我们提出了可能是最令人信服的证据，这样的祖先。在SN 2005 gj的光谱中，我们发现了氢和氦的多个吸收分量P-Cygni轮廓，我们将其解释为祖先质量损失历史的印记。这样的配置文件以前只在亮蓝变星中检测到。这种轮廓的惊人相似性，以及与LBV一致的风速和周期，使我们将SN 2005 gj与LBV的祖先联系起来。
2008-04-15 astro-ph
Broad Band Polarimetry of Supernovae: SN1994D, SN1994Y, SN1994ae, SN1995D and SN 1995H
我们对三颗Ia型超新星（SN Ia）和两颗II型超新星（SN II）进行了偏振观测。对于任何低于0.2\%水平的Ia型超新星都没有检测到明显的极化，而对于两个II型超新星1994 Y和1995 H则检测到$1.0\%$级的极化。所有的SNe与极化数据的目录编译，显示了一个明显的趋势，所有5个SN II与足够的极化数据显示在约1%的极化，而没有9个SN Ia样品中显示出内在的极化。这种超新星极化的系统性差异，如果得到证实，将引发许多关于超新星爆炸机制的有趣问题。我们的观察增强了Ia型超新星作为通过各种技术确定距离尺度的工具的使用，但建议在使用II型超新星进行距离测定时必须非常谨慎。然而，我们警告说，超新星的非球面性和测量的“固有”偏振之间的联系是复杂的反射光从拱星物质和干预星际物质，所谓的光回波。这种效应对超新星II的贡献可能比对超新星Ia的贡献更大。Ia型超新星偏振的严格限制可能会限制具有广泛散射星云的祖先模型，如共生星和其他大量质量损失的系统。
1996-02-29 astro-ph
Is it Round? Spectropolarimetry of the Type II-P Supernova 1999em
我们提出了第一个多历元光谱偏振的II型高原超新星（SN II-P），与SN 1999 em的光学观测7天，40天，49天，159天，和163天后发现。这些数据被用来探测电子散射大气层的几何形状之前，期间和之后的平台阶段，这结束了大约90天后发现。在所有时期都检测到偏振角不变（θ ~ 160度）的弱连续偏振，第7天p ~ 0.2%，第40天和第49天p ~ 0.3%，最终观测值p ~ 0.5%。在第40、49、159和163天，强线特征上存在明显的偏振调制。在未校正星际偏振（据信是相当小的）的情况下，偏振峰与强的天鹅座P吸收谷相关，并且在H-α发射剖面上看到几乎完全的去偏振。连续极化的时间演化和线间的急剧变化表明SN 1999 em的极化是固有的。当建模的扁圆形，电子散射大气的Hoeflich，所观察到的偏振意味着在研究期间至少7%的非球面。时间偏振的增加可能表明更大的非球面更深入到喷出物。我们讨论了使用II-P型超新星作为主要的河外距离指标，通过扩大光球法（ESTA）的非球面的影响。如果非球面性产生的方向依赖的流量和奇特的星系运动的特点是sigma_v_rec = 300公里/秒，它表明，以前的SNE II和距离之间的协议测量的主机星系预测的线性哈勃定律限制平均SN II的非球面性值小于30%（3-sigma）在光球阶段。
2001-05-17 astro-ph
Jet Induced Supernovae-Hydrodynamics and Observational Consequences
核心坍缩超新星（SN）是大质量恒星恒星演化的最后阶段，在此期间，中心区域坍缩，形成中子星（NS），外层被抛出。最近的爆炸情景假设，喷射是由于能量沉积的中微子进入信封，但详细的模型不产生强大的爆炸。有越来越多的证据表明SN中的非球面性，这在这张照片中很难解释。这些证据包括观察到的高极化，脉冲星踢，高速铁族和中等质量的元素材料中观察到的残留物，等高磁星的发现恢复了这样的想法，即基本机制的信封喷射是有关一个高度集中的MHD喷流形成在NS。我们对喷流在恒星中传播的三维水力模拟证实了该机制可以解释非球面性。本文给出了“经典”核塌缩超新星喷流诱发爆炸的详细三维模型。我们展示了射流性质和底层祖结构对最终密度和化学结构的影响。最后，我们讨论了这种情况下的观测结果，预测和测试。
2000-11-01 astro-ph
An optical supernova associated with the X-ray flash XRF 060218
长持续时间的伽马射线暴（GRB）与Ic型超新星有关，Ic型超新星比一般超新星更明亮，并以非常高的速度喷射物质。到目前为止，还没有发现亮度较低的超新星与GRB有关，因此GRB超新星被认为是罕见的事件。X射线闪光--类似于伽玛暴，但亮度较低，伽马射线较少--是否也与超新星有关，以及它们是本质上“弱”的事件还是偏离爆发轴观察的典型伽玛暴，目前还不清楚。本文报道了与X射线闪光XRF 060218有关的Ic型超新星SN 2006 aj的光学发现和后续观测。超新星2006 aj本质上不如GRB超新星明亮，但比许多没有伴随GRB的超新星明亮。从我们的光谱导出的喷出物的速度是这两组之间的中间，这是一致的伽玛射线暴输出和超新星射电通量的弱点。我们的数据，结合无线电和X射线观测，表明XRF 060218是一个本质上弱和软事件，而不是一个经典的伽玛暴离轴观察。这将GRB与超新星的联系扩展到X射线闪光和更暗的超新星，暗示了一个共同的起源。像XRF 060218这样的事件可能比GRB超新星还要多。
2006-08-31 astro-ph
Evolution of binaries producing Type Ia supernovae, luminous supersoft X-ray sources, and recurrent novae
我们提出了两条Ia型超新星（SNe Ia）的演化路径，这两条路径被称为超软X射线源（SSS）通道和共生通道，这取决于超新星爆炸前的轨道分离。我们的处理方法的本质区别在于，当质量吸积的白矮星（WD）的质量吸积速率超过约1 x 10^{-6} Mo/yr的临界速率时，在双星演化中包含质量吸积的WD上的强光学厚风。一旦从WD吹来光学上厚的风，在某些情况下，双星可以避免形成共同的包络。这样一来，WD就能够成长为克拉塞卡质量，并爆炸为超新星Ia，在通往超新星Ia的道路上显示出SSS或周期性新星现象。因此，WD的吸积风过程可以为超新星Ia打开新的通道.我们模拟了LMC超软源RX J0513.9-6951作为吸积风阶段系统的一个例子。另外两个基本过程的进一步夹杂物，使通道更宽，这些都是情况BB质量转移SSS通道和强大的轨道收缩期间的超级风阶段的主要恒星在共生通道。因此，通过这两个通道估计的Ia超新星的出生率与我们银河系的观测结果一致。有趣的是，复发新星的U Sco和T CrB亚类可以自然地理解为这两个SSS和共生通道的进化阶段的一部分，以超新星Ia，分别。因此，我们有一个统一的图片的二进制演变为超新星Ia，发光SSS，和复发新星。
2001-10-11 astro-ph
The Radio and X-ray Luminous SN 2003bg and the Circumstellar Density Variations Around Radio Supernovae
我们报告了SN 2003 bg的广泛的无线电和X射线观测，其光谱演化显示了从宽线Ic型到富氢II型，再到典型的贫氢Ibc型的过渡。我们发现，非常明亮的无线电发射是很好地描述了一个自吸收占主导地位的同步辐射光谱，而观测到的X射线发射在t~30天是适当的逆康普顿散射的同步辐射发射电子的光子。我们的射电模型暗示了在爆炸后t_0 ~ 10天的亚相对论喷出物速度v ~ 0.24c，这强调了宽的光学吸收线并不意味着相对论喷出物。我们发现，假设相对论电子与磁场能量均分（e_e=e_B=0.1），射电发射区的总能量演化为E ~ 7.3 × 10^{48}（t/t_0）^{0.4} erg。星周密度是很好地描述了恒星风廓线与适度（因子~2）的情节密度增强，产生突然的消色差流量变化。我们估计，平均祖星质量损失率为M_dot ~ 3 x 10^{-4}太阳质量/年（假设风速为1000 km/s），与银河系沃尔夫-拉叶星的观测值一致。与其他事件的比较显示，约50%的射电超新星显示出类似的短时间尺度通量变化，归因于星周密度的不规则性。特别是SN 2003 bg的射电光变曲线与IIb型SN 2001 ig惊人地相似，暗示它们有共同的祖先演化。我们的结论是，他们的祖先经历了准周期性的质量损失发作之前的SN爆炸。[删节]
2006-07-17 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
Spectropolarimetric Observations of Supernovae
我们简要回顾了现有的超新星光谱偏振数据库，集中在最近的数据和我们小组的研究结果。分光偏振法提供了唯一已知的直接探测早期超新星几何形状的方法。然而，为了获得可靠的结论，正确地解释星际极化是非常重要的。我们发现，IIn型超新星（SNe IIn）往往是高度极化的，也许部分是因为喷出物与不对称的星周介质的相互作用。相比之下，SNe II-P并没有极化太多，至少在爆炸后不久。然而，在后来的时间里，有证据表明，随着人们对不断膨胀的喷出物的深入观察，两极分化越来越严重。此外，在爆炸前失去部分（SN IIb）或全部（SN Ib）氢（甚至氦; SN Ic）层的核心坍缩SNe倾向于显示出实质性的极化;因此，我们越深入研究核心坍缩事件，非球面性就越大。现在有确凿的证据表明，至少有一些Ia型超新星是内在极化的，尽管只有很小的数量。最后，SN分光偏振仪提供了研究外星系星际尘埃基本性质的机会。例如，我们已经发现了NGC 3184中SN 1999 gi视线方向的尘埃具有极高偏振效率的证据。
2003-12-18 astro-ph
A non-spherical core in the explosion of supernova SN 2004dj
爆炸中不对称性的证据越来越多，这为我们提供了一条重要的、也许是关键的线索，来解释大质量恒星爆炸为超新星的机制。间接的证据来自脉冲星的高速度，超新星与长时间软伽马射线暴的关联，以及晚期发射线轮廓的不对称性。分光偏振法提供了一个直接探测年轻超新星几何形状的方法，较高的偏振度通常表明偏离球面对称性的程度更大。大的极化已经被测量为“剥离包层”（即Ic型）超新星，这证实了它们的非球形形态;但是具有完整氢包层的大质量恒星（II-P型超新星）的爆炸在早期观察到的只有微弱的极化。在这里，我们报告了一个经典的II-P型超新星，揭示了显着的偏振突然出现时，内核是第一次暴露在稀薄的喷出物（约90天后爆炸）的多时代分光偏振。我们推断偏离球面对称的至少30%的内部喷出物。结合早期的结果，这表明强烈的非球形爆炸可能是所有类型的核心坍缩超新星的一般特征，其中II-P型超新星的非球形性在早期被大量不透明的氢包层所掩盖。
2006-03-13 astro-ph
Aspherical Supernovae Explosions
核心坍缩超新星（SN）是大质量恒星演化的最后阶段，在此期间中心区域坍缩。最近的爆炸情景假设，喷射是由于能量沉积的中微子进入信封，但详细的模型不产生强大的爆炸。有新的和越来越多的证据，非球面，特别是轴对称的几个SNe可能很难调和内的球面图片。这些证据包括观测到的高极化及其随时间的变化，脉冲星反冲，高速铁族和中等质量的元素物质观察残留物，直接观测的SN 1987 A的碎片等。一些新的证据进行了更详细的讨论。为了与观测结果相一致，任何成功的机制都必须使爆炸具有某种轴对称性。我们认为，射流诱导/主导爆炸的核心崩溃SNe。我们的研究是基于详细的3-D流体动力学和辐射输运模型，我们发现，可以解释的观测低速，大量的射流失速以及SN信封。这种外流可能是由MHD机制、中心物体上对流占主导地位的吸积盘或不对称中微子发射产生的。不对称的密度/化学分布，并为SN 2002 AP，偏离中心的能量沉积已被确定为至关重要的解释的极化。
2002-07-12 astro-ph
Adaptive Optics Discovery of Supernova 2004ip in the Nuclear Regions of the Luminous Infrared Galaxy IRAS 18293-3413
我们报告了在ESO甚大望远镜（VLT）上的NAOS CONICA自适应光学（AO）系统的KS波段图像中发现的超新星。这些图像是作为近红外搜索的一部分获得的，该搜索是在发光和超亮红外星系的核区域中寻找高度模糊的超新星。SN 2004 ip位于一个环核星暴内，距离亮红外星系IRAS 18293-3413的K波段核心约1.4角秒（或500秒差距）。超新星的光度和光变曲线是一致的核心崩溃事件遭受的主机星系灭绝高达约40级的V-波段，这是预期的环核星暴环境。这是第一个利用AO校正发现的超新星，并证明了目前配备AO的8米级望远镜在发现来自发光和超亮红外星系最内层核区域的超新星方面的潜力。
2007-02-28 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
Aspherical Supernovae: Hydrodynamics & Radiation Transport
核心坍缩超新星（SN）是大质量恒星恒星演化的最后阶段，在此期间，中心区域坍缩，形成中子星（NS），外层被抛出。最近的爆炸情景假设，喷射是由于能量沉积的中微子进入信封，但详细的模型不产生强大的爆炸。有新的和越来越多的证据，非球面，特别是轴对称的几个SNe可能很难调和内的球面图片。这些证据包括观测到的高极化及其随时间的变化、脉冲星反冲、残骸中的高速铁族和中等质量元素物质以及对SN 87 A碎片的直接观测。作为极限情况下，我们考虑射流诱导/占主导地位的爆炸的“经典”核心崩溃SNe。我们的研究是基于详细的三维水和辐射传输模型。射流性质和原始结构的性质影响最终密度和化学结构。我们的计算表明，低速大质量喷流可以解释观测结果。不对称电离和密度/化学分布已被认为对于不对称光球的形成至关重要。即使在喷流诱发爆炸的情况下，后一种效应也无法单独解释具有大量富氢包层的核心坍缩SNe（如SN 1999 em）的早期极化。
2001-04-02 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
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
A Search for Environmental Effects on Type Ia Supernovae
我们使用积分的颜色和B和V绝对星等的Ia型超新星（SN）的宿主星系，以寻找环境对SN光学性质的影响。利用新的44 SNe样品，我们证实了Hamuy等人（1996 a）的结论，即明亮事件优先发生在年轻恒星环境中。我们还发现，最亮的SNe发生在最不明亮的星系，一个可能的迹象表明，金属贫穷的邻居产生更明亮的事件。然而，这些结果的解释是困难的，因为年轻的恒星星族星系的光度也较低。为了消除这种模糊性，我们使用模型的线强度的吸收光谱的五个早期型星系，以估计金属丰度和SN主机星系的年龄。通过对三个螺旋星系的发射光谱进行星云分析，我们发现了可能的进一步证据，即发光的SNe产生于金属贫乏的街区。进一步的光谱观测的SN主机星系将是必要的，以测试这些结果，并协助解开年龄/金属丰度的影响Ia型SNe。
2000-05-10 astro-ph
The Exceptionally Luminous Type II-L SN 2008es
我们报告了我们对极亮II型超新星（SN）2008 es的早期光度和光谱观测。SN 2008 es观测到的最高光学星等为m_V = 17.8，红移z = 0.213，其绝对星等为M_V =-22.3，是有史以来观测到的第二明亮的SN。SN 2008 es的光度演化表现出快速的衰减速率（~0.042星等·d^-1），与非常明亮的II-L型SN 2005 ap相似。我们发现SN 2008 es在光谱上类似于发光的II-L型SN 1979 C。虽然SN 2008 es的光谱缺乏通常与SN与其祖星的星周介质的相互作用相关的窄和中等宽度的线发射，我们认为SN 2008 es的极端亮度是通过与致密的光学厚的星周介质的强相互作用提供动力的。SN 2008 es的综合辐射热光度在紫外和可见光波段产生的总辐射能量大于10^51尔格。最后，我们研究了德克萨斯州超新星搜索发现罕见超新星的明显异常率，包括迄今为止观察到的五颗最明亮的超新星，并发现它们的结果与其他现代SN搜索的结果一致。
2008-09-03 astro-ph
Hypernova Nucleosynthesis and Early Chemical Evolution
我们回顾了“超新星”核合成的特征，即，爆炸能量非常大的超新星（$ \gsim 10^{52} $尔格）。与普通的核塌缩超新星相比，超超新星的产额具有以下特点：1）完全硅燃烧发生在更大的区域，因此超超新星完全硅燃烧区与不完全硅燃烧区的质量比一般大于普通超新星。因此，更高能量的爆炸倾向于产生更大的[（Zn，Co）/Fe]、更小的[（Mn，Cr）/Fe]和更大的[Fe/O]，这可以解释在非常贫金属的恒星中观察到的趋势。2)Si燃烧发生在较低密度区域，从而增强了富含$α$的冻析效果。因此，$^{44}$ Ca、$^{48}$ Ti和$^{64}$ Zn的生成量比正常超新星要多。在非常贫金属的恒星中观察到的大[（Ti，Zn）/Fe]比强烈表明了超新星的重要贡献。3)由于爆炸能量更大，氧气燃烧也发生在更广泛的区域。然后合成更大量的Si、S、Ar和Ca（“Si”），这使得“Si”/O比更大。星暴星系M82的丰度模式可能归因于超新星爆炸。除了“Si”/O外，爆炸中的非球形增强了超新星的核合成性质。因此，我们认为，超新星对早期银河系（和宇宙）的化学演化作出了重要贡献。
2001-10-24 astro-ph
Hypernova Nucleosynthesis and Galactic Chemical Evolution
我们研究“超新星”中的核合成，即，具有非常大的爆炸能量（$ \gsim 10^{52} $尔格）的超新星，无论是球形还是非球形爆炸。与普通的核塌缩超新星相比，超超新星的产额具有以下特点：1）完全硅燃烧发生在更大的区域，因此超超新星完全硅燃烧区与不完全硅燃烧区的质量比一般大于普通超新星。因此，较高能量的爆炸倾向于产生较大的[（Zn，Co）/Fe]、较小的[（Mn，Cr）/Fe]和较大的[Fe/O]，这可以解释在非常贫金属的恒星中观察到的趋势。2)Si燃烧发生在较低密度区域，从而增强了富含$α$的冻析效果。因此，$^{44}$ Ca、$^{48}$ Ti和$^{64}$ Zn的生成量比正常超新星要多。在非常贫金属的恒星中观察到的大[（Ti，Zn）/Fe]比强烈表明了超新星的重要贡献。3)由于爆炸能量更大，氧气燃烧也发生在更广泛的区域。然后合成更大量的Si、S、Ar和Ca（“Si”），这使得“Si”/O比更大。星暴星系M82的丰度模式可能归因于超新星爆炸。除了“Si”/O外，爆炸中的非球形增强了超新星的核合成性质。因此，我们认为，超新星对早期银河系（和宇宙）的化学演化作出了重要贡献。
2001-05-08 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 cosmological parameters from supernovae
超新星是明亮的发光恒星天体，可观测到的红移接近z~1。它们被用来通过应用不同的方法来探测宇宙的几何形状及其膨胀率。在这篇文章中，我回顾了各种方法用于测量宇宙的膨胀率，$H_{0}$，和路径，以确定其物质密度$Ω_{M}$和一个非零的宇宙学常数$Λ$的可能贡献。根据目前的研究状况，给出了这些宇宙学参数的数值估计。
1997-10-02 astro-ph
VLBI Images of 49 Radio Supernovae in Arp 220
我们用波长为18厘米的甚长基线干涉仪（VLBI）阵列对明亮的红外星系Arp 220的核进行了成像，线性分辨率为1 pc，具有很高的灵敏度。由此产生的地图具有5.5 microJy/束的均方根，仔细的图像分析结果在49个确认的点源的通量密度范围从1.2 mJy下降到~60 microJy。与12个月前的高灵敏度数据比较，发现至少有四个新的来源。对这些来源的有利解释是它们是射电超新星，如果所有新的超新星都能在这个灵敏度下被探测到，那么Arp 220系统中的超新星发生率估计为每年4 +/- 2。隐含的恒星形成率足以为整个星系观测到的远红外光度提供动力。Arp 220的两个核在射电性质上表现出惊人的相似性，尽管西部的核更紧凑，而且似乎比东部的核亮3倍。也有一些令人困惑的差异，和微分自由-自由吸收，同步加速老化和膨胀损失可能都发挥了作用。与附近的星暴星系M82的比较支持了Arp 220的活动本质上是M82的放大版本的假设。
2006-04-27 astro-ph
Highly extinguished supernovae in the nuclear regions of starburst galaxies
最近发现了一些附近的超新星（SNe），它们的视觉亮度只有几个星等。然而，在星暴星系的核心（中央kpc）区域可能存在着一群尚未发现的高度熄灭（A（V）> 10）的核心坍缩超新星（CCSNe）。高尘埃消光意味着对这种SNe的光学搜索不太可能成功。在这里，我们提出了我们正在进行的近红外KS-波段搜索计划在附近的星爆星系的核SNe的初步结果。我们还讨论了搜索的SNe在发光和超铝红外线星系。
2003-10-05 astro-ph
Branching ratio of Type Ib/c supernovae into GRB-supernovae
本文研究了双星系统中大质量恒星核塌缩过程中黑洞的中心成核和偏心成核。根据贝肯斯坦的引力辐射反冲机制，一个新成核的黑洞通常会过早地离开中央核心。黑洞保持在中心位置的概率很低，如果双星系统是紧凑的，那么它会成熟为一个快速旋转的大质量黑洞。GRB 030329/SN 2003 dh表明Ib/c型超新星是长伽玛暴的母体，其分支比为${\cal R}=(2-4)\times 10^{-3}$。我们确定${\cal R}$与紧凑的双星中心成核的概率低。离心事件被预测会产生一个单一的引力辐射短爆发。据预测，中心事件将产生第二次长时间的引力辐射爆发，由发光的黑洞提供动力。这些特征是LIGO、VIRGO和TAMA感兴趣的。
2004-07-06 astro-ph
Discovery of two infrared supernovae: a new window on the SN search
我们报告了两颗超新星（SN 1999gw和SN 2001db）的发现，这两颗超新星是在旨在探测被遮蔽的超新星的亮红外星系团的红外监测活动框架内获得的。SN 2001db是第一颗在红外波段发现并得到光谱学证实的超新星，其亮度约为Av~5.5等。这一结果突出了红外监测在检测模糊SNe的能力，并表明光学调查可能会错过SNe的一个显着的部分，特别是在模糊的系统，如星爆星系。LIRG星系SN率的初步估计比光学巡天观测的结果高出一个数量级。
2002-04-06 astro-ph
The Morphology of Type Ia Supernovae Light Curves
我们提出了一个家庭的六个BVI模板光变曲线SNe Ia的-5和+80天，在CTIO收集的高质量数据的基础上。这些模板显示了广泛的光变曲线形态，其B光变曲线的初始下降率之间的m15（B）=0.87马格和1.93马格。我们使用这些模板来研究超新星Ia光变曲线的一般形态。我们发现BVI模板的几个主要特征与m15（B）密切相关。特别是，V光变曲线，这可能是一个相当不错的近似测辐射热光变曲线，显示有序的进展之间的形状最明亮的，最慢的下降事件和最不明亮的，最快的下降SNe。这支持了观测到的超新星Ia的光谱和光度序列主要是由于一个参数的想法。尽管如此，SNe非常相似的初始下降率显示显着差异时，他们的光变曲线特性的详细检查，表明一个或多个次要参数的影响。
1996-09-07 astro-ph
Understanding Type II Supernovae
我们提出了一组II型高原超新星的系统分析的结果，这些超新星的光度范围很大，从SN 1997 D和1999 br这样的微弱天体到SN 1992 am这样的非常明亮的事件。超新星的物理性质似乎与平台光度或膨胀速度有关。同时分析所观察到的光变曲线，线速度和连续温度导致我们强大的物理参数的估计喷出的信封。我们发现几个参数之间有很强的相关性。这些结果的性质的祖，中央残留和镍产量的影响也得到了解决。
2003-10-02 astro-ph
