ia型超新星的前身星证认进展综述 - 南京大学天文系.ppt

Ia型超新星的前身星证认进展综述 马波 南京大学天文系 1 概述 Ia型超新星可以当作标准烛光(Branch Tammann 1992 ) 观测超新星发现宇宙是加速膨胀(Schmidtet al. 1998) 2 Ia型超新星模型 单简并模型（SDS）(Whelan Iben 1973; Nomoto1982) 双简并模型（DDS）(Webbink 1984; Iben Tutukov 1984) 半相接模型（SWB）(Solheim Yungelson 2005) 3 延迟时间的计算 3.1 延迟时间(Delay Time) 延迟时间(DT)指超新星的前身星从零龄主序阶段开始，演化到发生超新星爆发所需要的时间。 3.2 延迟时间分布的理论计算 用Star Track population codes来计算（K. Belczynski et al.2005 )。 单星演化阶段： 系统出始诞生100万对双星系统，给出双星质量分布，轨道半长径a和离心率e的分布，然后让双星开始各自演化，直到出现充满Roche Lobe的物质交流。 2 洛希瓣物质外流(RLOF)(Webbink,1985) 核时标的物质传输 和 热时标的物质传输 动力学不稳定阶段时的物质传输(CE象) CE象演化的另外一种描述-角动量描述 3.3 计算结果（K. Belczynski et al.2005 ) (引自F?rster，Wolf， Podsiadlowski Han,2006) 4 延迟时间分布的观测和拟和结果 4.1 GOODS的超新星探测 大天文深空起源巡天探测计划（GOODS：The Great Observatories Origins Deep Survey, Riess 2002，Giavalisco et al2004）集合了斯必泽空间望远镜（SST），哈勃空间望远镜（HST）和钱德拉探测器(Chandra)，欧洲航天局的牛顿X射线多重镜面任务望探测器（XMM-Newton），以及最先进的地面望远镜，用这些望远镜来进行宇宙深处的多波段巡天观测。GOODS得巡天观测计划覆盖了空间中总共320平方角分的2个区域，这两个区域是北哈勃深空(HDFN：Hubble Deep Field North)和南钱德拉深空（CDFS: Chandra Deep Field South）。基于空间望远镜的观测也会得到地面包括欧南台（ESO）和美国国家天文台（NOAO）的成像分析和光谱分析的支持。 从2002年的8月到2003年的5月，这个项目组用了5个时间段对这两个区域进行了高红移超新星探测，每个时段4天左右，每两个时段间隔45天。通过比较不同时间的成像照片来发现爆发现象来发现超新星。在这次探测中，42颗超新星被发现，其中25颗Ia型超新星，它们的发现时间，坐标，超新星的型号，红移数据都在附录1中给出。 4.2 IfA深空巡天探测 夏威夷大学的天文学院（IFA：Insititute for Astronomy）从2001年末到2002年初对2.5平方度的区域进行了深空探测（探测的极限星等m=25），寻找超新星。这个区域被分为了5个约0.5平方度的小区域，方便从莫亚山上的地面望远镜进行跟踪观测。这次探测计划得到了24颗Ia型超新星，其中15颗红移z0.7，这个探测使得当时已经公布的这么高红移的Ia型超新星数目翻了一倍。同时还发现了100多个有待确认的超新星候选天体。 4.3 Strolger等人从GOODS数据中得到的结果 观测得到的Ia型超新星的数目随红移的分布可以如下表示(Strolger L.etl2004)： 其中，SNR(z)表示每单位时间每单位共动体积中产生的超新星数量，z代表红移， 是观测的控制时间（Control time），Θ代表立体角. △V(z)是红移z处的壳层共动体积元 。SFR是恒星形成速率，其中的t代表红移z处的宇宙年龄。 延迟时间分布Φ(t)取3种表达式 ⅰ e指数分布 ⅱ 窄高斯分布（σ=0.2τ） ⅲ 宽高斯分布（σ=0.5τ） 恒星形成速率SFR Strolger等人采用了Madau, Della Valle, Panagia (1998)提出的SFR经验公式：