Ia型超新星的前身星证认进展综述 马波 南京大学天文系.

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1 Ia型超新星的前身星证认进展综述 马波 南京大学天文系

2 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)

3 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)

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5 3 延迟时间的计算 3.1 延迟时间(Delay Time)
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。

6 用Star Track population codes来计算（K. Belczynski et al.2005 )。
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。

7 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)

8 CE象演化的另外一种描述-角动量描述

9 3.3 计算结果（K. Belczynski et al.2005 )

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11 (引自Förster，Wolf， Podsiadlowski & Han,2006)

12 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。

13 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。

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15 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z>0.7，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。

16 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。

17 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）

18 Strolger等人采用了Madau, Della Valle, & Panagia (1998)提出的SFR经验公式：
其中t是红移z处的宇宙年龄，单位是Gyr，T0=13.47,代表宇宙的当前年龄。通过拟和几个巡天观测，Giavalisco et al.2004给出了经验公式中的系数a,b,c，d的值。a = 0.182, b = 1.26, c = 1.865, and d = 0.071

19 统计判别结果 有了SFR和Φ(t，τ)，给定一个τ，就可以根据公式(2)和(4)来计算出N(z)的理论分布，然后把理论的N(z)与GOODS观测得到的25颗Ia型超新星的分布做Bayes相似性判别。最后，Strolger L.etl2004给出了窄高斯分布 的统计结果最好，其中T=4.0(Gyr)。

20 统计结果强烈表明，延迟时间大于2Gyr

21 4.4 IfA观测数据得到的结果 Barris & Tonry利用IfA巡天观测得到的Ia型超新星数据，用了前面介绍的办法来统计延迟时间的分布，他们得到的延迟时间平均值的 统计图： (Barris B. J.and Tonry J.L.2006) 统计结果表明延迟时间平均值最可能是1Gyr。

22 4.5 SFR对DT分布的影响 Förster等人指出，如果取不同的恒星形成速率（SFR）模型，那么最后的统计结果也会大大的不同。也就是说，Strolger， Barris等人的统计结果严重依赖于SFR的模型。他们使用以下模型分别计算。 G04,来自Giavalisco et al,2004.这是从GOODS计划的观测结果得到的。 CE01,来自Chary & Elbaz,2001.这个模型是从宇宙红外背景(CIRB:cosmic infrared background)推出来的，涵盖了红移0-4.5的范围。 H04,来自Heavens et al,2004.这个模型是从斯隆巡天观测(SDSS:Sloan Digital Sky Survey)的结果得到的。 PG05，来自Pérez-González et al，2005.这个模型是从斯必泽(Spitzer)卫星观测数据得到的。 他们的计算结果表明：SFR的峰值处在宇宙的越早时期，那么相应的延 迟时间平均值T就越大。

23 7种恒星形成速率（SFR）模型。上面的横坐标代表红移z处对应的宇宙年龄。(引自Förster et al2006)

24 用宽高斯模型对不同SFR模型的平均延迟时间的拟和结果。
(引自Förster et al2006)

25 5 结论 最新的通过延迟时间来探索超新星前身星模型的方法还并不完备。建议努力方向: 5.1 完备准确的SFR
5 结论 最新的通过延迟时间来探索超新星前身星模型的方法还并不完备。建议努力方向: 5.1 完备准确的SFR 5.2 大样本，高红移的Ia型超新星观测

26 示意图 Time[Gyr] SFR的峰值 SNR的峰值 DT的特征值 观测者

27 致谢 感谢李向东老师的指导

28 The End 谢谢

29 其中表示给定红移，光度，宿主星系的消光后，在时间t观测到一刻新的超新星的概率。表示一颗超新星处在光度的概率。表示超新星所在星系的消光系数为的概率。

30 （引自Barris & Tonry,2006）

31 附录1 HHZSS−GOODS观测到的超新星数据