Modeling supernova emission at late times
我们比较模型计算与观测的超新星在晚些时候推断的温度，电离和线发射的时间演化。在这里，我们主要报告我们对SN 1987 A的建模结果。我们从线通量的模拟中讨论了氧的质量。谱线剖面显示了元素的分布以及在计算中包含时间依赖性的重要性。我们讨论了不同的方法来确定44Ti的质量。
1999-03-26 astro-ph
Late Light Curves of Normal Type Ia Supernovae
本文报道了SN 2000 E、SN 2000 ce、SN 2000 cx、SN 2001 C、SN 2001 V、SN 2001 bg、SN 2001 dp等7颗正常/超亮Ia型超新星的晚历元光学光度测量结果。这些物体的光度测定是使用模板减法来消除孔径光度测定过程中的星系光污染。我们展示了这些超新星爆炸后640天内的光学光变曲线。我们发现，在爆炸后的200-500天内，这些数据呈线性下降，B、V和R波段的下降率约为1.4等/100天，但I波段的下降率要小得多，为0.94等/100天。
2006-10-03 astro-ph
Gamma Ray Burst Production and Supernova Signatures in Slowly Rotating Collapsars
我们认为吸积到新生的黑洞的旋转大质量的恒星核心崩溃后，在离心支撑的磁盘让位于近径向流入低角动量的阈值。对于取自超新星前（pre-SN）演化计算的实际初始条件，所涉及的密度和温度需要使用详细的状态方程和中微子冷却过程，以及对广义相对论影响的定性考虑。通过二维动力学计算，我们展示了如何的能量释放的影响的旋转速率和角动量运输的强度，从而产生定性不同的解决方案的限制，高和低的角动量，每个都能够供电的伽马射线暴（GRB）。我们探讨了在这两个制度中产生Fe族元素的可能性，并建议，虽然大型和大规模的离心支撑盘能够驱动强大的外流与可能的SN样签名，准径向流缺乏这样的功能，并可能产生GRB没有这样的伴随功能，如GRB 060505。
2009-03-04 astro-ph
Improving the Calibration of Type Ia Supernovae Using Late-time Lightcurves
使用Ia型超新星作为宇宙学标准烛光是解开暗能量之谜的关键。改进Ia型超新星的校准可以提高它们作为宇宙学标准烛光的能力。我们发现了一个初步的证据之间的相关性的后期光变曲线的斜率和超新星Ia在B波段的峰值亮度;更明亮的超新星Ia似乎有较浅的光变曲线的斜率之间的100和150天的最大光。利用马尔可夫链蒙特卡罗分析方法对Ia型超新星进行定标，可以同时考虑尘埃消光效应、光度与光变曲线宽度的相关性（以Δ m_{15}为参数）以及光度与后期光变曲线斜率的相关性。对于现有的样本11超新星Ia以及测量的后期光变曲线，我们发现，校正光度和后期光变曲线斜率的超新星Ia之间的相关性导致0.12等的哈勃图中的固有色散。我们的研究结果对未来的超新星调查具有重要意义，旨在阐明暗能量的性质。
2008-06-20 astro-ph
Supernova search in the afterglow of gamma ray burst 011121
为了帮助计划寻找伽马射线暴（GRB）011121的余辉（AG）超新星（SN），我们利用GRB的炮弹模型和它在R波段的余辉观测，预测了它的余辉和内禀谱。
2001-11-25 astro-ph
Late-time Radio Observations of 68 Type Ibc Supernovae: Strong Constraints on Off-Axis Gamma-ray Bursts
我们提出了68个当地Ibc型超新星的晚期射电观测，包括6个具有宽光学吸收线的事件（“hypernovae”）。这些物体都没有表现出可归因于离轴伽马射线暴喷流的无线电发射，这些喷流扩散到我们的视线中。通过与我们的余辉模型的比较，我们得到了以下结论：（1）Ibc型超新星的小于$\sim 10%$的事件与最初偏离我们视线的典型伽马射线暴有关，这就对伽玛暴聚束因子$<f_b^{-1}> \lesssim 10^4$提出了一个经验约束，它对应于一个平均喷流张开角，即$θ_j \gtrsim 0.8$度。(2)这一点尤其适用于宽线超新星（SNe 1997dq、1997ef、1998ey、2002ap、2002bl和2003jd），它们被认为是伽玛射线暴喷流的宿主。我们的观测没有发现典型的（甚至是亚高能的）GRB的证据，并且排除了在84%的置信水平下每个宽线SN都有GRB的情况。他们的大光球速度和不对称的喷出物（从分光偏振和星云光谱推断）似乎是非相对论性超新星爆炸的特征，并不一定意味着相关的伽玛射线暴喷流的存在。
2005-12-06 astro-ph
A tidal disruption model for the gamma-ray burst of GRB 060614
长持续时间和没有任何伴随的超新星的组合清楚地表明GRB 060614不能被归类为两种传统的伽马射线暴，即被认为是双萨星的长/软爆发和被认为是合并双星的短/硬爆发。这种异常的伽马射线暴需要一种新的祖先模型。我们认为GRB 060614可能是通过中等质量黑洞对恒星的潮汐破坏产生的。在这种情况下，自然会预期到长的持续时间和缺乏任何相关的超新星。理论能量输出也与观测结果一致。在GRB 060614的$γ$光变曲线中观察到的9-s周期性也能得到满意的解释。
2008-07-16 astro-ph
Radioactive Decay Energy Deposition in Supernovae and the Exponential/Quasi-Exponential Behavior of Late-Time Supernova Light Curves
来自衰变链Ni 56-Co 56-Fe 56的超新星中的放射性衰变能量（RDE）沉积通常直接为超新星在准稳态阶段的UV/光学/IR（UVOIR）测热光度提供动力，直到很晚的时候。这一阶段的结果是指数/准指数UVOIR测辐射热光曲线和经常指数/准指数宽带光曲线。一个介绍给出了一个简单的，近似的，分析处理RDE沉积，提供了一个简单的理解指数/准指数行为的UVOIR测辐射热光度和宽带光变曲线的指数/准指数行为的部分理解。处理简化为使用归一化沉积函数N_{Ni} ^{*}（t）作为分析工具。N_{Ni} ^{*}（t）的一个自由参数是基准时间t_{0}，它控制超新星随时间变化的伽马射线光学深度行为。N_{Ni} ^{*}（t）函数用于分析SN Ic 1998 bw（GRB 980425伽马射线暴的可能成因）的初步UVOIR辐射热光变曲线。SN 1998 bw的t_{0}为134.42天，并预测了SN 1998 bw RDE沉积曲线和准稳态UVOIR辐射热光度曲线在爆炸后1000天的演变。从光变曲线分析得到的SN 1998 bw质量的一个非常粗略的估计是4.26 M_{Sun}。作为简单分析处理的进一步例子，还研究了SN Ia 1992 A和SN II 1987 A的RDE沉积和光度演化。RDE沉积的简单分析处理实际上已经存在了至少20年，显然没有被详细讨论。本文的主要价值在于明确、详细、概…
1999-07-01 astro-ph
Constraints on Off-Axis GRB Jets in Type Ibc Supernovae From Late-Time Radio Observations
有人提出，如果从远离相对论性喷流轴的角度看，发光的Ic型超新星SN 1998 bw及其低能伽马射线暴GRB 980425起源于标准伽马射线暴爆炸，那么它们的特殊性质就可以理解。在这种情况下，预计在爆炸后1到10年的时间尺度上，当它减速并传播到我们的视线中时，会有强烈的无线电发射。为了验证这一假设，我们对SN 1998 bw进行了$t=5.6$年的射电观测，得到了与超新星持续衰落相一致的上限。我们发现这些限制是一致的，只有当祖质量损失率为$\dot{M}\lesssim 4 \times 10^{-7}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$（对于风速$v_w=1000$ km s $^{-1}$）或磁场中的冲击能量的分数为$ε_B \lesssim 10^{-3}$时，才与离轴射流一致。这些值是低的相对于宇宙学伽玛暴推断。我们结合SN 1998bw测量与现有的15个本地Ibc型超新星样本的观测估计，最多6%的产生准直，相对论流出。
2005-12-06 astro-ph
Late-Time Spectroscopy of SN 2002cx: The Prototype of a New Subclass of Type Ia Supernovae
我们目前的凯克光谱SN 2002 cx，最奇特的已知Ia型超新星（SN Ia），采取227和277天过去的最大光。令人惊讶的是，光谱并不受铁的禁止发射线的支配，这是星云阶段热核超新星的标志。相反，我们确定了许多P-Cygni配置文件的Fe II在非常低的膨胀速度约700公里/秒，这是没有先例的超新星Ia。我们还报告了这些光谱中低速氧的初步鉴定，表明爆炸的白矮星中心附近存在未燃烧的物质。SN 2002 cx是超新星Ia的一个新子类的原型，其光谱特征可能与最近的纯爆燃模型一致。这些与大多数Ia型超新星不同，Ia型超新星可能需要另一种爆炸机制，如延迟爆炸。
2006-04-04 astro-ph
Extraordinary Late-Time Infrared Emission of Type IIn Supernovae
本文介绍了5颗在晚期（t >= 100 d）表现出强烈红外超辐射的I In型超新星（SN 1995 N、SN 1997 ab、SN 1998 S、SN 1999 Z和SN 1999 el）的近红外观测结果。这些天体的H-和K-波段发射主要由一个向更长波长上升的连续谱所支配。这些数据被解释为来自尘埃的热辐射，可能位于先前存在的拱星星云中。由单温黑体拟合得到的红外光度值相当大，大于10^（41 - 42）erg s^-1，而且辐射变化缓慢，在达到最大亮度后会持续数年。对于SN 1995 N，通过红外尘埃辐射释放的能量为0.5 - 1 * 10^50 erg。一些尘埃加热的情况被认为是，最有可能的是一个由X射线和紫外线辐射的冲击波与致密的星周介质相互作用的红外回波。
2002-04-27 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 Remnant 1987A: The Latest Report from the Chandra X-Ray Observatory
我们继续监测超新星遗迹（SNR）1987 A与{ \it钱德拉X射线天文台}。截至2004年1月，除了明亮的东部环外，西北和西南部的明亮X射线斑点现在也很明显。自2002年12月以来，整个X射线谱可以用电子温度为$\sim$ 2.1 keV的平面激波来描述。现在的软X射线通量为8 $\times$ 10 $^{-13}$ ergs cm $^{-2}$ s $^{-1}$，比四年前高出约五倍。该通量增加率与我们基于H{ \small II}区域和内环之间的SNR半径的指数密度分布的预测一致。我们仍然没有中心点源的直接证据，并在3 $-$ 10 keV波段X射线光度上设置了$L_X$ = 1.3 $\times$ 10 $^{34}$尔格s $^{-1}$的上限。
2005-01-25 astro-ph
Evidence for Supernova Signatures in the Spectrum of the Late-time Bump of the Optical Afterglow of GRB 021211
我们提出的光度和光谱观测的伽马射线暴GRB 021211在其余辉的后期阶段。光变曲线显示在伽玛射线暴后约25天出现了再亮现象。对撞击期间（GRB后27天）获得的VLT光谱的分析显示，与原型Ic型SN 1994 I的光谱有相似之处，大约在最大光照后10天获得。特别是，我们已经测量了一个强大的，广泛的吸收功能，在3770 A，我们已经确定与钙II蓝移约14400公里/秒，从而表明超新星（SN）组件确实是供电的余辉衰减中的“颠簸”。假设SN 1994 I是一个模板，光谱和光度数据一起表明SN和GRB爆炸最多相隔几天。我们的研究结果表明，伽玛暴可能也与标准的Ic型超新星。
2003-06-16 astro-ph
Type Ia Supernova models: latest developments
Ia型超新星（SNe Ia）在宇宙学中非常重要。为了排除将观测到的遥远的Ia超新星的光与宇宙学模型的参数联系起来的系统效应，人们必须了解超新星爆发的性质，并建立精确的算法来预测它们的发射。我们回顾了最近的进展，模拟核火焰的传播受到许多固有的流体动力学不稳定性的火焰前锋。在最大尺度上，Rayleigh-Taylor（RT）不稳定性是控制锋面传播的主要过程，而在最小尺度上，则由Landau-Darrieus不稳定性控制锋面传播。基于几个流体动力学爆炸模型，我们预测的宽带UBVI和测热光变曲线的超新星Ia，使用我们的一维水程序模型的多组时间相关的非平衡辐射转移内SN喷出物。我们采用我们的新的校正处理线不透明度的扩展介质，这是很重要的，特别是在紫外和红外波段。并将计算结果与实测光变曲线进行了比较。特别有趣的是最近的三维爆燃模型计算MPA，Garching，M。reinecke等人
2003-01-07 astro-ph
Late-time emission of type Ia supernovae: optical and near-infrared observations of SN 2001el
我们目前的光学和近红外线曲线SN 2001 el从310至445天过去的最大光，获得的甚大望远镜。晚时光学（UBVRI）光变曲线在U、B、V、R和I波段的衰减时间尺度分别为1.43 \pm 0.14、1.43 \pm 0.06、1.48 \pm 0.06、1.45 \pm 0.07和1.03 \pm 0.07等（每百日），几乎呈线性衰减。相比之下，在近红外（JHKs）波段的通量的时间演化似乎是几乎恒定的，在这些时期。我们在J和H波段分别测量到0.19 \pm 0.10和0.17 \pm 0.11量级的下降率（每百日）。我们构造了紫外光变曲线，发现晚期光度的衰减时间尺度与正电子动能的完全沉积几乎一致。正常Ia型SN 2001 el的后期光变曲线证明了近红外贡献的重要性增加。这是以前在特殊的SN 2000 cx中观察到的，因此SN 2001 el的结果确保了以前基于单个特殊事件的结论适用于正常的Ia型超新星。测得的后期UVOIR下降率表明，大多数正电子被困在喷出物中。这一结果不利于弱和/或径向梳状磁场配置的预测。
2007-05-16 astro-ph
Asphericity in Supernova Explosions from Late-Time Spectroscopy
核心坍缩超新星（CC-SNe）是宣布大质量恒星死亡的爆炸。一些CC-SNe与长持续时间的伽马射线暴（GRB）有关，并且是高度非球面的。一个重要的问题是非球面性在多大程度上是所有CC-SNe所共有的。在这里，我们提出了一些CC-SNe从剥离信封星的后期光谱，并使用它们来探索任何非球面产生的内部爆炸的恒星，附近的网站崩溃。一系列的氧发射线的档案进行了观察，包括高发病率的双峰档案，一个独特的签名的非球面爆炸。我们的研究结果表明，所有的CC-SNe从剥离信封星是非球面爆炸和SNe伴随着伽玛暴表现出最高程度的非球面性。
2008-03-19 astro-ph
Convection during the Late Stages of Simmering in Type Ia Supernovae
在Ia型超新星（SN Ia）中的一颗白矮星（WD）在碳的不稳定点火之后，但在爆炸之前，经历了一个沸腾阶段。在此期间，一个中央对流区的增长，并包括约1 Msun的WD超过一个时间尺度的约1000年，这设置了后续爆炸的热和湍流配置文件。我们研究了这种随时间变化的对流，并总结了一些不同于传统的稳态情况下的关键功能。我们发现，对流区上方的长传导时间尺度和提取的能量加热WD核心导致对流区的顶部边界附近的对流光度和特征速度的减少。此外，对流核心和传导外部之间的成分差异将显著改变该边界的位置。在这方面，我们发现最大的效果，由于完整的22 Ne沉降之前，碳点火。这些影响增加了可能的WD模型的多样性，这可能会改变超新星Ia爆炸的性质。
2008-01-08 astro-ph
Is Positron Escape Seen In the Late-time Light Curves of Type Ia Supernovae?
在晚于200天的时间，Ia型SN光变曲线占主导地位的动能沉积的正电子产生的衰变$^{56}$公司在本文中，传输的正电子发射后进行了模拟，爆燃和延迟爆轰模型，假设各种配置的磁场。我们发现由于正电子动能的光变曲线在径向梳状磁场中的形状与在俘获正电子的缠结场中的形状不同。径向场光变曲线拟合所观察到的光变曲线比捕获场光变曲线在这项研究中使用的四个SNe。径向场允许更大比例的正电子逃逸，这也许足以解释OSSE观测到的来自银河平面的511 keV湮灭辐射的大部分。
1997-07-09 astro-ph
Detailed Analysis of Early to Late-Time Spectra of Supernova 1993J
本文详细研究了超新星1993 J的早、晚期谱线结构。在星云阶段的光谱，但在爆炸后的头两年内，在一些物种的发射线，特别是氧和镁，表现出小规模的结构，表明SN 1993 J的喷出物是cluquitous。另一方面，钙发射线结构的缺乏意味着钙发射源均匀分布在整个喷出物中。这些结果被解释为证据表明，氧排放起源于clustrium，新合成的材料，而钙排放产生的材料预先存在于大气中的祖先。爆炸后433-2454天的光谱显示出盒状的发射线轮廓，清楚地表明在大致球形的壳层中的星周相互作用。这是在Chevalier & Fransson（1994）模型中解释的，即SNe与先前恒星风中损失的质量相互作用。在很晚的时候，发射线有一个双角的轮廓，这意味着形成了一个有点扁平或盘状的结构，这是一个重要的发射源。非常高的信噪比光谱被用来证明在明亮的SNe光谱的大地吸收线的误解的潜在意义。
2000-06-19 astro-ph
The late-time light curve of the Type Ia supernova 2000cx
我们利用VLT和HST对Ia型超新星2000cx的晚期阶段进行了系统和全面的监测计划。VLT观测涵盖了最大亮度过去360至480天的阶段，包括BVRIJH波段的测光，以及U和Ks的单个历元。虽然光学波段每100天衰减约1.4等，但我们发现，在观测期间，近红外的幅度几乎保持不变。这意味着近红外线对测辐射热光变曲线的重要性随时间而增加。这一发现也与我们在星云阶段对Ia型超新星的详细建模一致。在这些模型中，近红外的重要性增加是温度效应。我们注意到，这使得后期研究变得复杂，通常只有V波段得到很好的监测。特别地，假设任何光带在这些相位处遵循测辐射热光变曲线是不正确的，并且基于这样的假设的任何结论，例如，关于正电子逃逸，必须被视为过早。一个非常简单的模型，所有的正电子都被捕获，可以合理地解释观测结果。从这个光变曲线的正电子尾部推导出的镍质量低于从峰值亮度中发现的镍质量，这提供了对观测到的波长范围之外的晚期发射的分数的估计。我们的详细模型显示了这些时期的红外灾难的特征，这是不支持的观测。
2004-09-14 astro-ph
Effects of Relativistic Expansion on the Late-time Supernova Light Curves
本文分析了相对论膨胀对晚期超新星光变曲线的影响，并通过将观测到的光通量展开为（β），得到了（准）指数衰减的修正项，其中（β）是喷出物的最大速度除以光速（c）。结果表明，由于放射性核的延迟衰变以及光子能量的洛伦兹提升，多普勒效应使光变曲线增亮。最前面的修正项是（β）的二次项，因此与（E_{\rm k} /（M_{\rm ej} c^2））成正比，其中（E_{\rm k}）和（M_{\rm ej}）是爆炸的动能和喷出物质量。它还表明，作为一个时间的二次函数，因为爆炸的校正项的演变。相对论效应在早期阶段小得可以忽略不计，但在后期阶段变得相当大。特别是，对于具有非常大能量的超新星（超新星）或以喷流状或任何非球形几何形状爆炸的超新星，（^{56}）Ni可能会被提升到更高的速度，然后我们可能会看到通量的明显变化。然而，偏离（准）指数衰减的实际大小将是不确定的，这取决于其他可能的影响，如电离冻结和来自其他能量源的贡献，为光变曲线提供动力。
2002-01-08 astro-ph
On the source of the late-time infrared luminosity of SN 1998S and other type II supernovae
我们提出了晚时间近红外（NIR）和光学观测的I型SN 1998 S。近红外测光时间跨度为333-1242天，近红外光谱和光学光谱分别为333-1191天和305-1093天。近红外测光延伸到M '波段（4.7 μ），使SN 1998 S成为第二颗被探测到如此长红外波长的超新星。的H α和氦1.083亩线剖面的形状和演变表明一个强大的相互作用与祖风，以及提供证据的尘埃凝结在喷出物。最新的光谱表明，风已经流动了至少430年。HK连续谱的强度和向长波长方向的上升以及相对明亮的L'和M'星等表明，近红外辐射是由于超新星中新形成的热尘埃可能提供了喷出物和/或原星周介质（CSM）中预先存在的尘埃。[摘要]考虑了近红外辐射的可能来源。排除了喷出物尘埃的显著放射性加热，也排除了CSM尘埃的冲击/X射线前体加热。更合理的来源是（a）由紫外/光学峰值亮度驱动的CSM尘埃的红外回波，以及（b）由喷出物激波/CSM相互作用产生的冷而致密的壳层内形成的新凝聚尘埃的发射。我们认为，证据有利于冷凝尘埃假说，虽然红外回波不排除。在尘埃凝结的假设中，红外光度表明喷出物中至少有0.001太阳质量的尘埃，甚至可能更多。最后，我们表明，II型超新星的后期内禀（K-L '）演化可能提供一个有用的工具，用于确定是否存在大质量CSM周围的祖星。
2004-04-27 astro-ph
Did SN 1989B Exhibit a Light Echo?
SN 1989 B的后期光变曲线显示出相对于其他Ia型超新星的过量发射。我们调查这种过量的发射是否表明来自这颗超新星的光回波发射，或者更确切地说，是超新星所在位置的强烈背景星系污染。我们的结论是，恒星的发射可以更好地解释后期光谱，和过量的排放可能是由于背景污染。
2002-10-10 astro-ph
Correlation between the Peak Spectral Energy of Gamma-Ray Bursts and the Peak Luminosity of the Underlying Supernovae: Implication for the Nature of GRB-SN Connection
在本文中，我们提出的伽马射线暴（GRB）的峰值光谱能量和下面的超新星（SNe）的峰值辐射光度之间的相关性，基于一个样本的四对GRBs-SNe与光谱证实的连接。结合伽玛暴峰值光谱能量与各向同性等效能量之间的关系，我们得到了伽玛暴各向同性能量的上限，即\approx 10^{52} erg（L_{SN,peak} /10^{43} erg s^{-1}）^{10}，其中L_{SN,peak}是超新星的峰值辐射热光度。我们的研究结果表明，决定GRB-SN连接的关键参数是SNe的峰值光度，而不是通常假设的SN光谱和/或SN爆炸能量的特征。由于一般认为由放射性衰变提供能量的超新星的峰值亮度与超新星爆炸中产生的56 Ni的量有关，因此56 Ni的质量可能是理解伽玛暴性质及其与超新星联系的关键物理因素。我们的关系的应用与正常峰值亮度的Ibc型超新星表明，如果这些正常的超新星伴随着它们的伽玛暴，伽玛暴将是非常软的和亚高能的γ射线，因此更容易检测到X射线或紫外探测器比γ射线探测器。
2006-08-15 astro-ph
Late reionization by supernova-driven winds
提出了一个模型，其中超新星驱动的风从早期星系reflects星系际介质的z=5。如果这些早期星系的体积相当小，质量不超过10^8个太阳质量，那么这种情况就可以解释在高红移类星体的光谱中观测到的冈恩-彼得森槽的缺失。它还预测，大多数IGM在z=5时富集到至少10%的当前金属含量，并且可能早在z=15时。这种早期迷你星系的存在不违反光谱限制，并且与b<2的纯CDM模型一致。由于一个典型的电离气泡的最终半径只有100 kpc左右，星系自相关函数的诱导修改是可以忽略不计的，因为是诱导角平滑的CMBR。一些被炮弹卷起的气体可以作为压力支持的莱曼α森林云被观测到。
1996-09-08 astro-ph
A Hubble Space Telescope Snapshot Survey of Nearby Supernovae
我们提出了测光的12个最近的超新星（SNe）恢复在{ \it哈勃太空望远镜}快照计划，并将测量到早期的地面观测，以研究的晚时间演化的SNe。许多基于地面的测量以前没有发表，主要是用机器人望远镜，卡茨曼自动成像望远镜。星周相互作用的证据在核心坍缩的SNe中很常见。晚的时间下降率的类型IIn SNe被发现跨越一个很宽的范围，也许是由于在拱星相互作用的差异。一个极端的例子，SN I在1995年N，在发现后的大约4年里，$V$中只下降了1.2等。因此，如果要尽量减少超新星本身的污染，就必须在爆炸多年后获得一些超新星的模板图像。先前的一个假说认为SN 1997 bs的I型实际上是一颗明亮的蓝色变星的超爆发，现在的证据与此相反。奇特的SN Ic 1997 ef是一颗“超新星”，在晚期衰退非常缓慢。超新星Ia 2000 cx的衰减率在后期有所下降，但这不太可能是由光回波引起的。
2002-01-14 astro-ph
Positron Escape from Type Ia Supernovae
我们产生的各种Ia型超新星模型在后期的辐射热光变曲线，模拟伽马射线和正电子输运的各种假设的磁场和电离的喷出物。这些计算出的光变曲线的形状进行了比较与特定的超新星，有足够的后期观测的光变曲线。模型的选择通常不是基于拟合后期观测的能力，而是因为其他作者已经证明了%模型可以近似该特定SN的光谱%和早期光变曲线。从这些比较中，我们得出两个结论：一个建议的模型是否是一个特定事件的可接受的近似，以及，如果它是，磁场特性和电离度，是最符合观察到的光变曲线形状。对于本研究中包含的10个SNe，5个强烈建议$^{56}$ Co正电子逃逸，因为弱或径向梳状磁场允许。在剩下的五个SNe中，没有一个清楚地显示出在强而缠结的磁场中捕获正电子所预期的向上翻转的光曲线。克拉塞卡质量模型可以解释正常、次亮和超亮超新星的光变曲线;次克拉塞卡质量模型在次亮（和潜在正常）超新星的光变曲线上有困难。银河系的正电子生产率的估计Ia型SNe与银河系511千电子伏湮灭辐射的γ射线观测进行了比较。此外，我们强调的重要性，正确处理的正电子输运计算的光谱，或任何属性，Ia型SNe在后期时期（$\geq$ 200天）。
1999-01-15 astro-ph
SN 1998bw at late phases
我们目前的特殊超新星SN 1998 bw的观测，这可能是与GRB 980425。光度和光谱的演变监测到500天过去的爆炸。我们还提出了建模的基础上，球对称，大规模的祖模型和非常充满活力的爆炸。该模型允许线识别，并清楚地表明混合的重要性。根据后期的光变曲线，我们估计需要大约0.3-0.9个太阳质量的镍-56来为超新星提供动力。
2000-06-28 astro-ph
CANGAROO-III Search for Gamma Rays from SN 1987A and the Surrounding Field
SN 1987 A的光学图像显示了一个三环结构。最近，内（尘埃）环的亮度和热点数量有所增加，这表明超新星冲击波已经与致密的预先存在的星周介质发生了碰撞，这一情况得到了无线电和X射线观测的支持。这样的冲击环境被广泛认为会导致带电粒子加速，并伴随着非常高能量的伽马射线的发射。在这里，我们报告的观测结果，在2004年和2006年产生的TeV的伽马射线通量的上限，这与理论预测相比。此外，我们设置的TeV流量的上限为四个高能量的对象，这是位于同一领域的观察：超级气泡30 Dor C，蟹状脉冲星PSR B 0540 $-$ 69，X射线双星LMC X-1，和超新星遗迹N157 B。
2007-09-10 astro-ph
A Possible Lateral Gamma-Ray Burst Jet from Supernova 1987A
超新星爆发后1 ~ 2个月，SN 1987 A有一个明亮的、短暂的伴星，其投影距离约为17光日，由光学散斑干涉术观测到。图中显示，亮点可能是由于一个超相对论性喷流以53度角穿过密度分布为rho（r）~ r^-2的星周介质，向超新星-SN 1987 A矢量运动而产生的。如果它沿着视线接近我们，我们就会看到一个非常明亮的伽马射线暴，其表观各向同性能量约为10^54尔格，张开角为几度。该模型提供了一个足够的解释斑点的演变，虽然在解释其观察到的颜色仍然存在问题。这个模型意味着至少有一些伽玛暴会被看作是穿过密度为ρ（r）~ r^-2的介质，而不是在伽玛暴计算中经常采用的均匀介质。对散斑数据的改进分析揭示了另一个更暗的点在对面。
1999-08-22 astro-ph
Subaru and Keck Observations of the Peculiar Type Ia Supernova 2006gz at Late Phases
最近，一些特殊的Ia型超新星（SNe）被发现，它们显示出异常大的峰值光度。它们的光度需要超过1兆太阳的56镍在爆炸中喷射出来，这表明它们可能起源于超级拉塞卡质量的白矮星。然而，这些物体的性质尚未得到很好的理解。特别是，在爆炸后一年左右的后期阶段没有收集任何数据。我们报告斯巴鲁和凯克的光谱和光度观测的超新星Ia 2006 gz，这已被归类为这些“overlightning”的超新星Ia之一。这种晚期行为与正常的Ia型超新星明显不同，这进一步证实了SN 2006 gz与正常的Ia型超新星属于不同的亚类。然而，在晚期发现的特殊特征并不容易与大量的56镍联系起来; SN是微弱的，它缺乏[Fe II]和[Fe III]的发射。如果大部分的放射性能量以可见光的形式从超新星喷出物中逃逸出来，就像正常的Ia超新星那样，56 Ni的质量不会超过~ 0.3 Msun。我们讨论了几种可能性来解决这个问题。然而，由于观察有限，我们无法最终确定哪个过程负责。一个有趣的可能性是，大部分的发射可能会转移到更长的波长，不像其他的超新星Ia，这可能与密集的富C区，如早期阶段的数据所示。另一种可能是SN 2006 gz虽然奇特，但在早期实际上并没有过度发光。
2008-09-18 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
Late time accelerated Brans-Dicke pressureless solutions and the supernovae type Ia data
在Brans-Dicke理论中，无压流体的宇宙学解在参数$ω$的一定范围内表现出渐近加速相，内插了物质主导相和暴胀相。有效引力耦合为负。我们测试这个模型对超新星Ia型的数据。观测资料的拟合比$ΛCDM$模型的拟合稍好。我们对如何使大尺度的负引力耦合与局域检验相一致作了一些推测。在此背景下的结构形成问题的一些考虑。
2005-10-27 astro-ph gr-qc
Probing Late Neutrino Mass Properties with Supernova Neutrinos
晚时间中微子质量产生的模型包含了宇宙背景中微子与超新星遗迹中微子（SRN）通过交换壳层轻玻色子的新的相互作用，导致在地球上观察到的差分SRN通量的显着修改。我们考虑了在低尺度下产生中微子质量的阿贝尔U（1）模型，并指出在这个模型中存在一个大的参数空间，在这个参数空间中，由轻玻色子交换引起的通量变化可能允许人们区分中微子是Majorana粒子还是Dirac粒子，即中微子质量等级的类型（正常或倒置或准简并），也可能确定中微子质量的绝对值。这些效应的存在的测量将有可能在下一代水切伦科夫探测器富含钆，或大型100千吨液氩探测器。
2007-08-08 astro-ph hep-ph
Mini Z' Burst from Relic Supernova Neutrinos and Late Neutrino Masses
在中微子是轻的模型中，由于对称性破缺的尺度较低，一般会出现额外的轻玻色子。我们发现，扩散的遗迹超新星中微子（RSN）和宇宙背景中微子之间的相互作用，通过这些光标量的交换，可以导致超新星（SN）中微子流量的急剧变化。通过当前或未来的实验测量这种效应，可以为小尺度模式提供一个壮观的直接证据。我们演示了SN1987A中微子的观测如何限制上述模型的对称性破缺标度。我们还讨论了当前和未来的实验如何证实或进一步约束上述模型，无论是通过检测扩散RSN通过的"累积共振“，还是通过对附近< O（Mpc）SN爆发的中微子通量的大抑制。
2006-11-27 astro-ph hep-ex hep-ph
Constraints on Holographic Dark Energy from Latest Supernovae, Galaxy Clustering, and Cosmic Microwave Background Anisotropy Observations
全息暗能量模型是Li在量子引力理论框架下探索暗能量本质的一种尝试。全息暗能量的主要特征由模型中的数值参数$c$决定。参数$c$只能通过观察确定。因此，利用现有的观测数据对参数$c$进行约束，对于刻画暗能量的演化特征和预测宇宙的命运具有非常重要的意义。本文利用182颗Ia型超新星（SNIa）的金样品、三年的{ \it Wilkinson微波各向异性探测器}给出的宇宙微波背景辐射（CMB）位移参数等最新观测数据，导出了全息暗能量模型的约束条件（{ \it WMAP}）观测，以及斯隆数字巡天（SDSS）的重子声振荡（BAO）测量。联合分析给出了1- $σ$：$c=0.91^{+0.26}_{-0.18}$和$Ω_{\rm m0}=0.29\pm 0.03$中的拟合结果。也就是说，虽然$c<1$的可能性更有利，但在一个σ误差范围内不能排除$c>1$的可能性，这与使用早期数据的先前研究得出的结果有些不同。因此，根据新的数据，全息暗能量模型中五分像特征的证据不像以前那么强了。
2007-06-05 astro-ph gr-qc hep-ph
