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星海微萤

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日志

 
 

红移 2.05 和3.90 处的两颗超大光度超新星(Cooke等人2012)(下)  

2012-12-19 08:59:49|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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http://www.nature.com/nature/journal/v491/n7423/extref/nature11521-s1.pdf

补充信息

Supplementary Information

 

我们的观测项目,是要在按年份叠加的深空图像中,通过逐年比较 z > 2 的莱曼断裂星系(LBG)静止坐标系远紫外(FUV)流量,搜索远紫外的大光度超新星。迄今观测到的所有远紫外大光度超新星绝大部分是 IIn 型超新星,而在最最近,则还有一类超大光度超新星(SLSN),这两类超新星据信都是由大质量星的死亡造成的。IIn 型超新星被定义为在它们的光谱中具有很窄的发射特征。与高密度的星周物质相互作用造成了长寿命的、极端大光度的、很窄的发射线,这些发射线通常在外爆发生以后 ~ 12·(1z) 年依然很强。因此,我们对一些超新星候选体后继以深度的分光观测,以便识别寄主星系的红移,并搜索超新星的晚期发射特征。

A 观测结果

测光 我们使用加法夏望远镜遗留巡天CFHTLS)深空星场的高品质(视宁度半峰全宽 < 0.75 角秒)的图像作我们的测光(关于加法夏望远镜遗留巡天的信息及其现可公开利用的数据产品可在若干有关网站找到,例如 http://www.cfht.hawaii.edu/Science/CFHLS/)。莱曼断裂星系是在叠加图像中按照五个通带(u* griz')所构成的颜色选择的,而这些图像是由在四年内以一致的 i'通带成像获取的数据组成的(m lim­ ~ 27[8] 。对于类似超新星的事件的搜索,是用按年份叠加的 gri'图像(m lim­ ~ 26.5)进行的,这些图像由可以观测到每个相应星场的 ~ 6 个月观测期内 ~ 2530 个夜晚中每个夜晚获取的多幅画面组成。我们集中考虑按年份叠加的 gri'图像,是由于它们具有较深的深度,而且,与 u* z'通带相比,更为明暗分明。此外,对于 z ~ 3 z ~ 4 的天体,莱曼极限分别红移到了 u* g'通带,并导致了依赖于天体红移的流量弱得基本上不能观测到。

 

红移 2.05 和3.90 处的两颗超大光度超新星(Cooke等人2012)(下) - wangjj586 - 星海微萤

A.1.  超新星和寄主星系的星等。   a)在十年内监测到的 SN2213-1745 的寄主莱曼断裂星系星等。 给出了根据按每年的观测期叠加的图像得出的 gri星等和 1σ 误差。点线、虚线和点划线分别标出了寄主星系由非检测期确定的内禀 g'、r'和 i'星等。通常,z ~ 2 的远紫外大光度超新星只能在一年中检测到,然而,SN2213-1745 的能量高得在随后一年(2006 年)的观测期中还能进行有意义的检测。(b)与图(a)相似,但系 SN 10000216 的寄主莱曼断裂星系的情况。SN 10000216 的大光度和高红移使得它在 2006 年和 2007 年中都能检测到。(c)按每个夜间叠加的图像跟踪 SN2213-1745 在四年中的演化,已减去寄主星系的流量。(d)与图(c)相似,但系 SN 10000216

 

位于 z ~ 24 处的远紫外大光度超新星通常的上升和衰减时间,包括时间的扩张在内,使得它们只能检测到一个为期 ~ 6 个月的观测期内的累积流量(或者说按年份叠加的图像)。部分地由于两个观测期之间有 ~ 6 个月的间隔,这使得超新星在随后的观测期内减弱到了完全检测不到。可是,超大光度超新星强烈的光度以及缓慢的上升和衰减,导致了高红移的检测结果可以跨越两个(或者三个)观测期。在四年内获得的 SN 22131745 SN 10000216 按年累积的寄主星系星等以及由按每个夜间叠加的图像得出的超新星的星等见图 A.1 SN 22131745 2003 年和 2004 年没有检测到,仅在寄主星系的累积流量范围内,而在 2005 年和 2006 年则以 ~ 312σ 检测到。类似地,SN1000+0216 20042005 年和 20052006 年都没有检测到,而在 20062007 年和 20072008 年则以 ~ 210σ 检测到。对于 SN1000+0216 所在的加法夏望远镜遗留巡天 D2 星场,~ 6 个月的观测期是从一年的 11 月直到下一年的 6 月。

 

分光 对于 SN 22131745 及其寄主莱曼断裂星系的分光观测是在 2010 9 3 日使用凯克 I 望远镜双臂低分辨率成像分光仪(LRIS[24,30] 和大气色散改正器进行的。数据的获得使用 D560 双色镜,蓝臂上使用定向在 3,400 埃处的 400 线·毫米–1 的棱栅,红臂上使用定向在 8,500 埃处的 400 线·毫米–1 的光栅。我们在良好的条件下和半峰全宽 ~ 0.8 角秒的视宁度下,使用 1.0 角秒狭缝获得 4×1,200 秒曝光。在观测时,红臂的电子器件遇到了一些不可忽略的问题,它们使得红臂 CCD 面积的四分之三对于科学应用来说存在疑问。虽然光谱被置于 CCD 上“良好”的区域,但是我们还是把波长大于 5,600 埃(静止坐标系 ~ 1,850 埃)的任何结果看成是不肯定的。SN 22131745 寄主莱曼断裂星系的内禀光度给出的最终每像素信噪比为 ~ 510 。  对于 SN1000+0216 及其寄主莱曼断裂星系的观测是在 2011 3 10 日使用低分辨率成像分光仪进行的, 采用 D680 双色镜, 定向在 5,000 埃处(蓝臂) 300 线·毫米–1 的棱栅,定向在 8,500 埃处(红臂)的 400 线·毫米–1 的光栅。我们在尚好的条件下和半峰全宽 ~ 1.1 角秒视宁度并存在发光卷云的情况下,使用位于一个多目标掩模上的 1.5 角秒狭缝获得 6×1,200 秒曝光。因为在蓝臂上的低分辨率成像分光仪没有使用用于阻拦其他各级光谱的滤光片来消除标准星观测中第二级光谱的流量,所以对于从 ~ 6,3006,800 埃的光谱的流量改正被多改正(即比真实数值弱)了一个小的因子。正文中的图 3 给出了两颗超新星的光谱,而 SN 22131745 的光谱又在图 F.1 中再次作了探讨。

 

超新星的位置 SN 22131745 在加法夏望远镜遗留巡天深空星场 D4 中一个 mg= 23.4 的莱曼断裂星系内检测到,而 SN1000+0216 则在深空星场 D2 中一个 mg= 24.8 的莱曼断裂星系内监测到。图 A.2 给出了在没有检测到的年份、中心在寄主星系的平方度按年份叠加图像,以及在检测到的年份减去参考图像后显露出超新星的图像。z ~ 24 的莱曼断裂星系在从地面拍摄的图像中基本上是点源(z < ~ 2 的有一些呈现出延展的发射),而在从空间拍摄的图像中测定得出的平均半光半径为 ~ 23 千秒差距 [31,32] 。我们的检测方法偏向于寻找由四年叠加的深空图像测定的寄主星系流量范围内的超新星。z ~ 2 z ~ 4 处的物理尺度范围为 ~ 8.6 ~ 6.8 千秒差距·角秒–1 ,而加法夏望远镜遗留巡天的美加康(MegaCam)成像仪底片比例尺是 0.187 角秒·像素–1 ,对应于这里感兴趣的红移范围内 ~ 1.31.6 千秒差距·像素–1 。我们注意到,我们迄今对 12 z > 2 的远紫外大光度超新星的全部取样,间距的物理范围为 ~ 03 千秒差距,与上述预期是一致的。

优质的加法夏望远镜遗留巡天图像的天体测量使得形心相对位置的准确度得以达到 ~ 0.04 像素(http://www3.cadc-ccda.hia-iha.nrc-cnrc.gc.ca/community/CFHTLS-SG/docs/quality/ astrometry.html),而且我们得出,在整个平方度图像范围内,在不同的观测期之间和不同的滤光片之间,超新星与寄主星系形心之间的相对位置测量结果均准确到 < ~ 0.5 像素 [8] 。每一星场内寄主莱曼断裂星系形心的相对位置,其天体测量解通常都更为准确,所得出的形心位置准确度为 ~ 0.3 像素。两个尚未检测到超新星的年份寄主星系形心与两个检测到超新星的年份超新星的形心之间的间距,则按每种滤光片作了测量。这些测量得出了一致的形心间距,对于 SN 22131745 gri'的平均物理间距为 0.52±0.34 千秒差距。这样小的间距,在考虑到不确度之后,与零一致,可是,所有 12 个测量值,相对于形心的偏离都出现在同一方向(西),而这些测量值的误差都是一致的。SN10000216 gri'的平均间距为 0.62±0.57 千秒差距,也与零一致。这里,对于三种滤光片,偏离也出现在同一方向,但这一次是东南。不过,g'通带的检测结果,由于受到 Lyα 森林和莱曼极限的影响,是非常不确定的。

 

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A.2.  超新星及其寄主星系的 r '通带图像缩略图。所有图像中心都在寄主星系的远紫外形心,每边 15 角秒,方向为北在山、东在左。(a):还没有检测到超新星的 2004 年观测期内 SN 22131745 的寄主星系。南方的近距伴星系的红移在不确度范围内相同,投影的物理间距为 21 千秒差距(第 E 节)。这个星系的邻近以及这两个星系之间暗弱的延展特征,意味着它们之间存在着相互作用。圆的位置表明了寄主星系远紫外形心的位置,其半径为 1 角秒。(b):在第一个检测到 SN 22131745 2005 年观测期内获得的图像减去参考图像后的情况。高品质的加法夏望远镜遗留巡天按年度叠加图像使得清晰地作图像相减成为可能;唯一的明亮得饱和的恒星 m r= 16.7 ,位于右上角,没有能很好地减去。圆有助于目测超新星相对于寄主星系形心可能会有的很小的偏离(物理间距 ~ 1 千秒差距)。(c)和(d):类似于(a)和(b)的缩略图像,但对于 SN10000216 ,(c)是尚未检测到这颗超新星的 20052006 年观测期内的寄主星系,而(d)则是在 20072008 年观测期内检测到的超新星。

 

单看由图像测量得到的间距的表面数值,这两颗超大质量超新星似乎都位于或者靠近它们的寄主星系看上去的中心位置。这两颗超大光度超新星的寄主星系的光度,比我们的样本中它们各自相应红移处莱曼断裂星系的平均光度大,而位于大光度寄主星系的核附近的超大光度超新星是一些低红移事件的一个讨论话题 [2,33] 。不过,我们注意到了很重要的两点。首先,图像中的间距是在天空平面上的投影间距,因此,莱曼断裂星系与超新星之间的真实的三维间距等于或者大于这一投影间距。其次,这些图像探测的是静止坐标系中的远紫外光,所追踪的是相对来说年轻的高红移星系中恒星形成高发区域。这样的区域通常是成丛的,可以、也可以不出现在寄主星系的中心,或者强度看上去关于寄主星系的中心呈对称。超新星的形心位置虽然是可靠的,但由图像测量得到的寄主星系的形心位置,却并不太可靠。其结果,这里给出的图像中的间距应该被看成并不是最终的结论。

B 出现率

正如在正文中已经讨论过的,超大光度超新星被分为三种类型,其中 SLSN-I 没有呈现出氢,SLSN-II 富含氢,而 SLSN-R 是由 56Ni 衰变提供能量并且很可能是对不稳定性超新星。中、低红移处的超大光度超新星出现率估计为 ~ 10–8 h713 兆秒差距–3·年–1 ,其中 ~ 0.2 SLSN-R 型的候选体 [1,2] 。   相比之下, 核心坍缩超新星 (前身星 > ~ 8 M) 整个大类的出现率为 10–4 h713 兆秒差距–3·年–1 [34,35]

我们使用适合于加法夏望远镜遗留巡天的美家康滤光片的标准颜色选择方法 [22–24] ,对 z ~ 2 z ~ 3 z ~ 4 z ~ 5 四种红移的路径,对其中的莱曼断裂星系中的超大光度超新星进行了搜索。我们绘制了 z = 06 10 个正在形成恒星的而且被动的星系模板在不同的双色图中的演化,有效地(> ~ 90%)挑选出了位于所要求的红移处的莱曼断裂星系,它们正得到为这个观测项目专门采集的 > 100 个莱曼断裂星系的光谱的证实。与这里给出的两颗超新星的发现有关的是,用这一依据颜色选择的样本,对 z ~ 2 z ~ 4 处在 δz ~ 0.6 范围内作了探测。计算了这些图像的有效面积,并用 z ~ 2 z ~ 4 处的测光选择函数作了红移路径的改正,得出在两种红移处、采用 H0 = 71 ΩΛ = 0.73 ΩM = 0.27 的宇宙学,体积为 ~ 6×106 h713 兆秒差距–3

通过模拟两种红移处 SLSN-I SLSN-II 的光度轮廓的快速演化以及具有相互作用的 SLSN-II SLSN-R 光度轮廓的慢速演化,对高红移处单位体积内的出现率进行了估计。我们把这两颗超新星与可检测窗口函数(它们一直延伸到形式上的四个观测期之外)卷积,并使用超新星只需要一个观测期就能检测到的要求。使用对于巡天和四个星场所作的规定,在 z ~ 2 处检测到一颗超新星意味着超大光度超新星的单位体积出现率大致为 ~ 4×10–7 h713 兆秒差距–3·年–1 。在 z ~ 4 处检测到一颗超新星,考虑到更短的时间、静止坐标系、加法夏望远镜遗留巡天测光的取样以及更短的覆盖空隙这样一些竞相起作用的影响,产生的出现率是类似的 ~ 4×107 h713 兆秒差距–3·年–1 。我们注意到,因为我们的超新星是在远紫外波段检测到的,所以这些高红移处的出现率估计反映的是一个下限。远紫外辐射高度地受到超新星的局域环境中金属线吸收和尘埃、寄主星系的星际介质以及星系周围和星系间介质的消光影响。因此,也许会有很大比例的具有逸出远紫外流量的超大光度超新星落在我们的检测阈值以下。

核心坍缩超新星的出现率紧密地跟随着在宇宙时间内恒星的形成率,因为大质量恒星的寿命很短。按照宇宙的恒星形成率,从 z ~ 0.3 2 ,核心坍缩超新星的出现率预期应该以 ~ 5 倍的倍数增加 [34,35] ,然后到 z ~ 4 ,相对来说保持不变或者经历下降 [36,37] 。根据我们的两个远紫外检测结果,在未改正远紫外消光的情况下,高红移超大光度超新星的出现率,在因恒星形成率的增加而改正了预期的 > ~ 5 倍的增加以后,比低红移的超大光度超新星的出现率高一个数量级。我们的粗略的高红移超大光度超新星出现率给出了第一个直接的证据,表明了在早期宇宙中大质量恒星的数量也许比在低红移处观测到的高。

C 光变曲线

为了产生每种滤光片的超新星光变曲线,我们在图像相减的基础上使用点扩散函数(PSF)方法进行测光。我们首先由预期尚无超新星(对于 SN 22131745 来说是 2003 年,而对于 SN10000216 来说是2004 年)的数据构建一幅参考图像。然后,使用点扩散函数匹配方法,把每一幅存在超新星的光线的图像减去参考图像,除去寄主星系的光线,仅把超新星的光线留在差值图像中。  然后, 使用由近距的场星测量得到的点扩散函数, 用点扩散函数拟合方法测量超新星的光度 [38] 。  这些测光数据使用一组三级标准星进行校准 [39] SN 22131745 SN10000216 的测光数据列于表 F.1 F.2

 

上升时间 测光数据点和由前两个观测期尚无超新星的检测结果施加的界限表明,这两颗超新星由外爆到峰值星等的上升时间是 ~ 50 > 150 天。为了有助于使得上升时间的范围变窄,并且尽可能地揭示超新星的性质,作为一次练习,我们首先遵照传统的处理方法,并且运用低次多项式拟合缓慢演化的测光数据。可是,对于加法夏望远镜遗留巡天的观测期内的数据,用多项式拟合方法估计外爆的日期和上升到峰值的时间时并不对前身星作任何假定,很难拟合未观察到超新星的为期 ~ 6 个月内观测得到的画面的演化。在覆盖的空隙内的峰值星等没有得到很好的约束,而且不清楚 SN10000216 的峰值是落在这个空隙内还是出现在数据所涉及的范围之外。其结果,多项式拟合的上升时间是很粗略的估计,并且这里被定为超新星上升 5 星等达到由函数拟合所确定的峰值所用的时间。图 C.1 表明了这两颗超新星的多项式拟合。此外,因为这两颗高红移超新星的数据具有与低红移的 SLSN-R 型超新星类似的特征(见正文),所以我们把它们的光变曲线演化与对不稳定性超新星模型作了比较。

 

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C.1.  两颗高红移超新星逐夜叠加图像测光的多项式拟合。两个观测期之间的覆盖空隙改变了多项式的形状,并且使得峰值星等时间的确定变得不太可靠,尤其是 SN10000216 的情况,展示了在静止坐标系天的数值更大时星等有更大的改变。(a):SN 22131745 的测光用三次(点线)、四次(双点划线)和五次(点划线)的多项式拟合的情况。(b):类似图(a),但系 SN10000216 。由于 Lyα 森林和莱曼极限对 g'和 r'滤光片的影响,只有 i'波段被用于拟合,这一波段探测的是超新星的连续谱。给出的是二次(点线)和三次(点划线)的多项式的拟合结果。

 

多项式拟合 SN 22131745 的多项式拟合,g'、r'和 i'的数据分别得出了非常类似的结果,但 g'的数据上升期的数据约束的缺乏使得三次多项式得出了显著地更换慢的上升时间(> 200 天)。因为 r'和 i'的数据在每一种滤光片所探测的整个日期范围内都遵循类似的演化,所以这里报告的数值是由拟合到 r'和 i'滤光片得到的合并数据得出的。 SN 22131745 r'和 i'的数据用三次、四次和五次多项式拟合,得出的上升时间分别为 81 62 64 天。我们注意到,这几个上升时间,考虑到测光覆盖的观测上的空隙出现在这些估计的峰值星等出现日期之后,它们只是真值的下限。对这颗超新星,我们采用多项式拟合上升时间的一个中间值 70 天。

SN10000216 i'滤光片的数据用二次和三次多项式拟合,得出的上升时间分别是 146 129 天(更高次的多项式不能拟合早期的数据)。对 g'滤光片的二次和三次多项式拟合看起来完全相同,每一个产生的上升时间都是 134 天。对 r'滤光片的二次多项式拟合产生的上升时间是 138 天,而用三次多项式则不能拟合早期的数据。在图 C.1 中为清楚起见而没有画出 g'和 r'的拟合。如果我们假定真实的峰值星等出现在两个观测期之间,那么在前一个观测期中没有检测到就给出了一个检测到的上限,为 ~ 130 天。否则,如果峰值出现在这些数据之外,那么上升时间就 > 150 天。鉴于 g'和 r'滤光片探测到了 Lyα 森林,而且是以较低的显著性检测的,因此我们集中考虑 i'滤光片的拟合,并采用 129 天为多项式拟合得到的上升时间。

 

对不稳定性超新星模型 质量在 140260 M 之间的恒星,按理论,它们的生命是以对不稳定性超新星(PISN)为终点 [4–6] 。在这类大质量恒星的核心中,高温和相对低的密度的发展,促进了电子与正电子对的产生。在这样的一个核心中,支撑着压强的辐射迅速地转换为静止质量,导致流体静力学不稳定性,则可以触发一场失控的核爆炸,完全毁灭这颗恒星。对不稳定性超新星产生的峰值能量 > ~ 1044 尔格,并呈现出与 56Ni 的放射性衰变一致的缓慢的光变曲线演化。因为这种特性与我们的高红移超大光度超新星的特性类似,所以我们把他们的远紫外光演化与对不稳定性超新星的放射性流体动力学模拟结果进行比较 [19]

我们发觉,保留着氢包层的 150250 M 的低金属度恒星模型(蓝超巨星和红超巨星模型)演化达到峰值光度太慢(> ~ 200 天),而且(或者)远紫外的能量过低,不能给出对数据的合理的拟合。我们注意到,对于 SN10000216 ,如果峰值出现在数据的范围之外,那么我们就不能排除光度更大的超巨星模型。我们发觉对于 130 M 的裸露的氦核心模型,可以达到很好的拟合,这样的核心是一颗初始质量为 ~ 250 M 的具有外包层的前身星演化的产物,这个外包层很大程度上由氢组成,由于双星的质量交换或者恒星的演化过程而被除去了。

 

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C.2.  数据与对不稳定性超新星模型时间演化的比较。aSN 22131745 的上升和衰减,按 7 天的区间分组。重叠在上面的曲线是 130 M 的裸露氦核心对不稳定性超新星模型的远紫外光演化,对于 2000 埃附近的静止坐标系连续谱取平均,这一连续谱由 r'通带的观测结果取样得到,并通过偏移来与数据的光度匹配(见本节)。(b)类似图(a),但系 SN10000216 。因为 g'和 r'滤光片探测到了 Lyα 森林,并且受到视线方向红移较低的一些系统中气体的显著吸收(向上的箭头表示真流量更高),模型对 1600 埃附近的静止坐标系连续谱取平均,这一连续谱由 i通带观测结果取样得到。这两颗超新星看来都很好地遵循模型的远紫外光演化,不过数据的光度更高,这也许表明了模型尚有局限性,或者还具有某种不同的(或者说另外的)发光机制。

 

如图 C.2 所见,SN 22131745 的演化在形式上很好地遵循裸露氦核心模型,而且对于与 g'、r'和 i'滤光片对应的每一个静止坐标系波长范围——1600±240 埃( g')、2060±200 埃( r')和 2550 埃±250 埃( i')——积分的模型都是如此。然而,模型所意味着的上升时间是 ~ 105 天,而超新星的光度,与预期的相比,g'、r'和 i'滤光片,分别是其 2.8 1.9 0.7 倍。尽管模型给出了优异的对点不稳定性超新星的模拟,但对于远紫外光的约束依然不太好。 SN 22131745 较高的光度和较蓝的颜色也许是光球的爆发温度较高以及(或者)模拟的局限性造成的。由 SN10000216 的数据探测到的波长更短模型的分辨率更受到局限。 我们在用 i'滤光片探测的较长波长范围——1600±150 埃——内对模型进行积分,这一波长范围所采集的是超新星的连续谱,并且避开了 Lyα 森林和莱曼极限的影响。我们发觉,SN10000216 看来尚能较好地遵循模型的演化,峰值在外爆后 ~ 95 天处,但光度亮了 ~ 2 星等。

由对不稳定性超新星模型,用低次多项式拟合数据,并运用以前的没有检测到超新星的观测期施加约束,我们估计, 自外爆到峰值星等的上升时间,SN 22131745 75125 天,而 SN10000216 则为 95130 天。

D 高红移超大光度超新星的性质

为了要了解高红移超大光度超新星的性质,重要的是要记住,超新星的光变曲线与低红移和中等红移处 SLSN-I 型或 SLSN-II 型的超新星较快的变暗速率不匹配(参看正文图 2)。此外,我们的超大光度超新星是用远紫外光观测的,它们的变暗速率预期演化得比近紫外光和光学光快。相反,这两颗高红移超新星的演化对于 SLSN-R 型的超新星给出了很好的匹配,而 56Co56Ni 的衰变产物)的 0.0098 星等·天 –1 的衰减速率超出了光变曲线取样的范围。我们发觉,观测得到的很高的远紫外光度也许会把这两颗超新星推向更远处,从而使得它们的能量有可能超过用对不稳定性超新星来解释 SLSN-R 型超新星所允许的范围,也就是在上一节中所讨论的裸露氦核心模型所估计的范围,尤其是 SN10000216 。对于晚期发射,一种可能的可以用来替代的以及(或者)额外的能量来源,是超新星与以前排出的星周物质的相互作用(第 F 节)。

对于高红移超大光度超新星的一种似是而非的解释是把它们作为脉动对超新星的例子。质量在 ~ 80150 M 的恒星,具体依赖于自转速率、金属度以及其他的一些参数,也许会经历一种脉动对不稳定性过程,在第一次试图爆发的时候没有能完全爆发 [40] 。在一颗这样大质量的恒星演化的过程中,核心变为对不稳定的,这样的一次爆发抛射掉了很多倍太阳质量的外包层物质,但能量尚不足以使这颗恒星变成非束缚的。核心又变得稳定,发生收缩,并且变得越来越热。随后的一次对不稳定性脉动,以比第一次抛射更高的速度又驱离另一批物质,它们与原来排出的物质发生碰撞,导致一次极端的大光度事件 [19] 。与对不稳定性超新星相比,脉动对不稳定性超新星的发生率预期更高,这与我们对这一发生率的粗略估计也更为一致,然而,在每一次脉动的可以接受的质量范围内,这类事件并不产生大量 56Ni ,而这是为提供观测到的晚期光度的能量所需要的。与 IIn 型超新类似,物质壳层的碰撞,原则上只能给晚期光度提供额外的一点能量,并产生由激波引起的发射,一直保持到晚期。由长寿命的星周相互作用引起的发射特征在某些情况下可以在晚期深度的远紫外分光观测结果中检测到,这将在第 F 节中进行讨论。

E 寄主星系

SN 22131745  SN 22131745 的寄主星系是个大光度莱曼断裂星系,MFUV = 21.4 z­ ~ 2 。根据由观测到的 g'通带(静止坐标系 ~ 1600 埃)得出的静止坐标系远紫外 AB [10,11] 星等,这个寄主星系的恒星形成速率(SFR),若使用 SFR = 6×10–(8+0.4M (FUV)) M –1 ,估计为 ~ 20 M –1 ,其中忽略了尘埃的影响 [36,41] 。这个寄主星系在四个观测期内被高密度地进行测光监测,并产生了一次单一的类超新星外爆。寄主星系光谱呈现出的特征,对于莱曼断裂星系来说是具有代表性的,包含了与在 ~ 25% 的莱曼断裂星系中看到的类似的强 Lyα 吸收特征,而没有通常属于活动星系核的一些特征。如图 F.1 所示,一个莱曼断裂星系的合成模板给出了对光谱的非常好的拟合。

位于 SN 22131745 寄主星系南方 2.45 角秒(在 z ~ 2 处为 20.7 千秒差距)处的天体(见图 A.2),具有类似的视星等 mr= 23.8 ,并且按颜色进行选择也是一个 z ~ 2 的莱曼断裂星系。SN 22131745 的分光观测使得长狭缝的取向能同时得到上述邻近天体的流量。这些观测结果没有与波长有关的流量损失,这种损失在两个天体的取向如果不处在最优的星位角时是可能发生的,因为在低分辨率成像分光仪上运用了大气色散改正器。这些分光观测结果证实了上述天体是一个莱曼断裂星系,红移 z = 2.0455±0.0008 。对于加法夏望远镜遗留巡天图像的流量轮廓线的审察,显示出这两个莱曼断裂星系东方有弥漫的流量延伸,与潮汐尾类似,提供了两个星系之间存在相互作用的证据。星系相互作用会引起冷气体坍缩并触发星系和有关的气体云中的恒星形成 [42–44] 。由相互作用导致的恒星形成的插曲增加了观测到短寿命的质量非常大的恒星死亡的机会。

 

SN10000216  SN10000216 的寄主星系是一个大光度的莱曼断裂星系,MFUV = 21.2 z­ ~ 4 。使用上述的恒星形成速率关系,类似于 SN 22131745 远紫外光度(由观测到的 i'通带星等得出,z­ ~ 4 静止坐标系 ~ 1600 埃),类似地产生远紫外恒星形成速率为 ~ 20 M –1 。这个寄主星系在被监测的四年内呈现出一次单一的类超新星外爆,而且我们看到了很窄的 Lyα 发射,这在 > ~ 50% 的莱曼断裂星系中普遍存在,并且没有伴随属于活动星系核活动的发射。最后,没有明显的证据显示出存在像 SN 22131745 的寄主星系所具有的那样的星系相互作用。我们注意到,数据的深度和分辨率,对于晚期的相互作用、一些更为常见的与小的伴星系(质量比近似于 1/5 或者更小)发生的相互作用、或者与目前没有正在发生星暴的伴星系(这种星暴发生在例如它们第一次通过时)的相互作用,均不敏感,并因此不像低红移莱曼断裂星系在类似情况下所见到的那样产生很强的远紫外流量。

 

SLSN-R 和星族 III 恒星的寄主星系  理论声称,在一些金属度很低的区域中,更容易形成大质量星,而星族 III 恒星就是在一些金属度基本上为零的区域中形成的。在低红移的情况下,最适于形成大质量星的环境的必要条件,也许就是低光度的、低金属度的正在形成恒星的矮星系。的确,低红移的超大光度超新星,包括 SLSN-R 型超新星,除了两个大光度的例外 SCP 06F6 SN 2006gy 之外,均是在光度为 16 < M < 21 的正在形成恒星的星系中发现的 [48] 。此外,这些寄主星系都具有相对来说较低的金属度(就已测量过的而言)和很高的比恒星形成速率(每单位星系恒星质量的恒星形成速率)。低红移 SLSN-R 型超新星 SN 2007bi 是在一个暗弱(MB = 16)的正在形成恒星的寄主星系中检测到的 [13] ,这个星系的金属度据估计很低(~ 0.3 太阳金属度)[17]

我们的高红移超新星的寄主星系均是正在形成恒星的星系,处在低红移的超大光度超新星寄主星系光度分布的大光度端 [48] 。我们说过我们的巡天对于 MFUV > ~ 19.5 的寄主星系不敏感,但对于高红移的“孤儿”超新星,那些寄主星系低于这一巡天的检测阈值的事件,搜索正在取得进展。仅仅靠我们的远紫外数据,不能给出对我们的超新星寄主星系的可靠的金属度,但使用红外(静止坐标系的光学波段)分光诊断方法测量的莱曼断裂星系的典型的金属度是很低的,为 ~ 0.50.1 太阳金属度 [47] 。最后,这两个高红移超新星寄主星系具有很高的比恒星形成速率,这是莱曼断裂星系的一种普遍特征。因此,低金属度和很高的比恒星形成速率与低红移的 SLSN-R 型超新星寄主星系是一致的,但高红移寄主星系具有相对来说更高的光度,这与 SN 2007bi 的情况似乎不一致。不过,看来不太可能的是,暗弱的 SLSN-R 型超新星寄主星系在低红移情况下所占有的优势会在高红移同样成立,那里的典型的星系,具有低金属度和高恒星形成速率,因此内禀光度也较高。

在我们的深空光谱中,众多的星际介质的金属吸收线表明了高红移超新星寄主星系的整体平均金属度不是原始的。因此,为了使这些超新星是星族 III 恒星,它们将必须是在原始气体的环境中形成的。这种情况或是出现在星系中(例如星系中的金属增丰成团块状时),或是出现在星系晕的低金属度环境中,或是出现在寄主邻近区域中的一些子晕星系或沿视线方向的气体云中。最后,我们注意到,超大光度超新星有可能是作为寄主星系中的一些年轻密集星团内两颗恒星相撞的结果形成的 [49] 。莱曼断裂星系的恒星成团形成的性质可能会提供导致恒星碰撞的环境,尽管这类事件据推测比我们估计的发生率更罕见 ~ 100 倍。

F 超新星的晚期发射

正如上面所讨论的,星周物质的相互作用也许是一种对超大光度超新星的光度发挥作用的机制。一个例子是 SN 2006gy ,这是一颗低红移的 SLSN-II 型超新星,呈现出了星周相互作用并且有可能是脉动对不稳定性事件的一个例子 [40] 。这类相互作用也许会产生远紫外发射特征,它们类似于在近域的 IIn 型超新星中观测到的长寿命特征 [50,51] 。我们的高红移远紫外大光度超新星巡天,已经在若干我们确认为 z > ~ 2 的超新星光谱中检测到类似 IIn 型的发射特征。在这一节中,我们勾画出我们对高红移超新星光谱中晚期发射的搜索方法。

莱曼断裂星系呈现出突出的 Lyα 特征,这一特征或者以吸收的形式观测到,或者以发射的形式观测到,或者两种形式都能观测得到。除了 Lyα 以外,莱曼断裂星系在所研究的波长范围内,没有任何显著的发射线,只有很弱的 He II 1,640 埃和 C III] 1,909 埃两条谱线呈现在某些光谱中。我们的处理方法是要研究在我们的寄主莱曼断裂星系中任何额外的发射特征,尤其是在低红移超新星的远紫外光谱中看到的一些原子跃迁的特征。这些特征包括:Lyα 1,216 埃线、N V 1,240 埃线、O I 1,358 埃线、O IV 1,400 埃线、N IV] 1,486 埃线、额外的 C IV 1,550 埃线、N III 1,753 埃线、Si II 1,808 埃线、Ne III] 1,815 埃线、Si III] 1,883 埃线和额外的 C III] 1,909 埃线。一个很重要的考虑是,在低红移光谱中的许多星周相互作用发射特征的峰值,有 ~ 10004000 千米·秒–1 的蓝移,并且可能显得相对来说较宽。而且,因为高红移光谱包含了寄主星系的全部流量,所以超新星的任何特征都会受到寄主星系的星际介质吸收特征的影响,它们可以显著地改变最终的观测轮廓。这不同于低红移的情况,低红移的寄主星系对超新星的光谱的污染很小。我们的观测项目包括了未来对带有待定超新星发射的寄主星系的分光,以便通过谱线的衰减、消失或者继续存在确认或者否定任何可能的检测结果。

为了把可能的超新星晚期发射鉴别出来,我们把寄主星系的光谱减去匹配的合成光谱。这些合成光谱用 200 z ~ 3 的莱曼断裂星系来构建,这些星系根据观测到的 Lyα 的等值宽度、远紫外连续谱和星际介质吸收线轮廓之间的关系来挑选 [52] 。如图 F.1 中所见,这种合成光谱对于 SN 22131745 的寄主星系相对来说较高信噪比的连续谱和一些突出的特征给出了非常好的拟合。我们注意到,在数据中可以看到若干吸收特征,它们在样板中并没有看到,是视线方向一些红移较低系统的金属线吸收造成的。这些特征在相减后的光谱中也能看到,这一差值光谱在图中用带有白色填充区的绿色曲线表示。虽然一些额外的吸收特征如预期,但是没有看到额外的发射特征。

SN 22131745 的寄主星系呈现出很强的 Lyα 吸收,在莱曼断裂星系中有 ~ 25% 都能见到类似的情况,而对于可分类为 SLSN-II 型事件的超新星,氢发射几乎不见踪迹。虽然寄主莱曼断裂星系也许吸收了很大一部分 Lyα 发射,但像低红移 IIn 型超新星光谱中见到的那样,这一特征具有较大的宽度,在预期之中的这种性质,使得人们会推测,有可测量到的一部分发射被泄漏了,这给出了寄主星系中的中性氢的分布应该是成团块状的。Lyα 发射的缺乏,这从分光上为否定 SLSN-II 型的分类提供了证据,这一证据独立于低红移 SLSN-II 型与 SN 22131745 的光变曲线演化之间的失配,并进一步支持了后者是一颗 SLSN-R 型超新星的解释。

SN10000216 的寄主星系以发射的形式呈现出 Lyα ,这在莱曼断裂星系中很常见,达 > ~ 50%(见正文图 3)。现有数据的信噪比较低,并且流量存在着一些可疑的情况(第 A 节),不允许作类似 SN 22131745 那样的差值光谱分析。因此,现在不清楚是否有任何来自这颗超新星的额外的发射以对 Lyα 特征发生影响或者其他在星周相互作用中常见的远紫外发射线的形式存在。对 SN10000216 的更多的分光观测以及未来对这两颗超新星的分光观测(检测到以后 > 3 年,静止坐标系),将使得对它们的更全面的晚期发射分析成为可能。

 

红移 2.05 和3.90 处的两颗超大光度超新星(Cooke等人2012)(下) - wangjj586 - 星海微萤

F.1.  晚期寄主星系光谱,类似于正文图 3 给出了 SN 22131745 的寄主星系的光谱(带灰色填充区的黑色曲线),按 5 像素平滑。标记的垂直(蓝色)虚线表明了在莱曼断裂星系中以吸收形式见到的典型的原子跃迁。垂直(绿色)点线标记出在展现出星周相互作用的低红移超新星中观测到并且在莱曼断裂星系中没有观测到的晚期跃迁,而红色的点虚线则表示在莱曼断裂星系中(通常以吸收形式)和超新星中(以发射形式)都见到的跃迁。寄主星系的误差阵列以红色细曲线表示,而垂直的(黄色)粗线则标记出明亮的夜天光谱线的位置。把这些数据减去合成光谱后的差值光谱,用接近零的(绿色)带白色填充区的曲线表示。正如本节文中所指出的,差值光谱中额外的吸收特征可望是视线方向一些较低红移的系统所造成的,但额外的发射特征则并非如此。现有的 SN10000216 数据信噪比较低,并且流量存在着一些可疑的情况(见本节文),不能作类似的差值光谱分析。

 


F.1.  2005 年和 2006 SN 22131745 gri'星等

红移 2.05 和3.90 处的两颗超大光度超新星(Cooke等人2012)(下) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

F.2.  2006 年和 2007 SN10000216 gri'星等

红移 2.05 和3.90 处的两颗超大光度超新星(Cooke等人2012)(下) - wangjj586 - 星海微萤
 
 

(原文中的致谢和引用的参考文献目录从略,需要者请检索原文。译文仅供学习交流,严禁出版和商业使用。)

 
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