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星海微萤

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日志

 
 

存在着两类不同的 Ia 型超新星的证据(王晓峰等人 2013)  

2014-07-16 10:09:08|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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Science 340, 170 (2013)

报告

存在着两类不同的 Ia 型超新星的证据

Evidence for Two Distinct Populations of Type Ia Supernovae

王晓峰(Xiaofeng Wang1,2* 、王力帆(Lifan Wang2,3 、菲利彭科(Alexei V. Filippenko4 、张天萌(Tianmeng Zhang,音译)5 、赵旭林(Xulin Zhao,音译)1

1 中国清华大学物理系,北京 100084

2 美国德克萨斯农工大学米切尔基础物理学和天文学研究所(Mitchell Institute for Fundamental Physics and Astronomy, Texas A&M University, College Station, TX 77843, USA

3 中国紫金山天文台,江苏南京 201008

4 美国伯克利加利福尼亚大学天文系(Department of Astronomy, University of California, Berkeley, CA 94720–3411, USA

5 中国科学院国家天文台,北京 100012

* 通信作者。电子邮件:wang_xf@mail.tsinghua.edu.cn

2012 10 15 日收到,2013 2 7 日采用,2013 3 7 日在线发表

 

Ia 超新星已被用作测量宇宙膨胀的优异的标准烛光,可是它们的前身星依然难以捉摸。这里,我们报告了 Ia 型超新星的光谱的差异与它们的诞生地的环境有关。我们发觉,具有高速抛射物的 Ia 型超新星与正常速度的 Ia 型超新星相比,大体上更集中在它们的寄主星系的更内部和更明亮的区域。而且,前者倾向于寄居在更大和更明亮的寄主星系中。这些结果意味着高速的 Ia 型超新星与正常速度的 Ia 型超新星相比,很可能起源于相对来说更年轻并且更富金属的前身星,并被限制在已有实质性化学演化的星系中。

 

Ia 型超新星(SN Ia)是宇宙中能量最高并且相对来说较为均一的恒星爆发之一,并被用于发现宇宙的加速膨胀 [1,2] 它们被认为起源于密近双星系统中质量接近钱德拉塞卡极限[M Ch 1.4 太阳质量(M)]的吸积碳氧(C-O)白矮星(WD)的热核爆发 [3,4] 。对于它们的前身系统已经提出了两种互相竞争的情景:单简并(SD)模型 [5,6] 和双简并(DD)模型 [4,7] 。在前一种模型中,质量输出恒星可以是一颗主序星(MS)或者亚巨星 [8] 、或者是一颗红巨星(RG[9] 甚至氦星 [10,11]   而在后一种模型中另一颗恒星也是白矮星 [4,7] 。最新的结果表明,这两种情景都有可能 [12-18]

越来越多的证据表明,在 Ia 型超新星中,存在着光谱的差异。尤其令人感兴趣的是那些据光学光谱中蓝移的 Si II 615 纳米特征推断展现出较高膨胀速度的超新星 [19] 。这些快速膨胀的 Ia 型超新星一般地还呈现出 Si II 具有很陡的暂时性速度梯度 [20] 。光谱中这种喷流速度或速度演化的差别已被认为是一种由不对称爆发造成的几何效应 [21,22] 。鉴于具有不同的喷流速度的 Ia 型超新星具有共同的起源,它们应该在类似的恒星环境中被找到。这可以通过查看超新星在寄主星系中的位置、这些位置处的面亮度以及寄主星系的特性来检验。

 

 

存在着两类不同的 Ia 型超新星的证据(王晓锋等人 2013) - wangjj586 - 星海微萤

 

1.  Ia 型超新星的 Si II 速度和它们在寄主星系中的诞生位置之间的关系。(A165 Ia 型超新星在 B 波段光度极大附近获得的 Si II 速度(v0Si II ,纵坐标)与它们在寄主星系中的相对径向距离(RSN/Rgal ,横坐标)之间的比较。v0Si II 12,000 千米·秒1 的正常支 Ia 型超新星(高速组)、v0Si II 12,000 千米·秒1 的正常支 Ia 型超新星(常速组)、类 SN 1991 T 超新星和类 SN 1991bg 超新星分别以红色的三角形、蓝色的圆、紫色的五角星和暗黄色的正方形表示。旋涡星系中的 Ia 型超新星和椭圆星系或透镜星系中的 Ia 型超新星分别用实心符号和空心符号表示。灰色的菱形表示在速度空间中分组后取平均得到的相对径向距离,它们分别为:在 9000 12,000 千米·秒1 范围内 0.63±0.08 、在 12,000 14,000 千米·秒1 范围内 0.42±0.06 和在大约 14,000 16,000 千米·秒1 范围内 0.34±0.06 。水平和垂直的虚线标记出 v Si II = 12,000 千米·秒1 RSN/Rgal = 0.7 的位置。(B)相对径向距离的数量分布。红色区域和蓝色区域对应于高速组和低速组的 Ia 型超新星。紫色区域和暗黄色区域对应于类 SN 1991 T 和类 SN 1991bg Ia 型超新星。(C)光度极大附近 Si II 速度的数量分布。一个双高斯函数被用于拟合 123 颗正常支(高速+常速)Ia 型超新星。红色和蓝色的两条曲线对应于高速部分和常速部分,两个峰的中心分别在 13,000 10,800 千米·秒1 。黑色曲线表示这两部分合并后的结果。

 

我们用一个已经非常好地确定的超新星样本来进行这样的分析,这个样本包含 188 Ia 型超新星(见补充文本 S1),它们是由利克天文台超新星搜索(LOSS[23] 观测得到的。这个 Ia 型超新星样本由 123 正常支(分光正常的)星体 [24] 30 SN 1991 bg 类型的特殊星体 [25] 13 颗类似 SN 1991 T 这样的特殊星体 [26,27] 7 颗类似 SN 2002cx 这样的特殊星体 [28] 组成,所占的比例分别为 65.4 16.0 6.9 3.7 %(表 S1)。其中,有 15 Ia 型超新星(占总数的 8%)由于缺少早期光谱而未能划分次型。我们集中考虑正常支的 Ia 型超新星,它们被认为是比较统一的。我们由两个在线的大型天文数据库得到寄主星系的主要参数,它们是:美国航空航天局红外处理和分析中心(IPAC)河外数据库(NED[29] 和超链接河外数据和档案库(HyperLeda[30]

一颗超新星在它的寄主星系中的位置可以用这颗超新星离开星系核心的径向距离(RSN)来估计。假定这些星系是圆盘状的,而且它们的长轴和短轴呈现出不同仅仅是由于它们的倾角不同,那么只要我们知道方位角和每个星系的轴比,就可以计算出 RSN 。星系的半径(Rgal)简单地就取为 25.0 B 星等·角秒2 等光线的半长轴。于是,比值 RSN/Rgal 就是这颗超新星离开的相对径向距离。对于椭圆星系中的 Ia 型超新星,没有运用倾斜改正,因为这些星系可以被看作是椭球体。我们的样本中的典型的寄主星系(图 S1)长轴约为 1.3'到 1.4',而测量的精密度可以达到 0.1'左右。这使得 RSN/Rgal 的测定中典型的不确度为 0.05 左右。

我们使用已经发表的几个光谱数据集 [31—33] 测量了 165 Ia 型超新星(它们均在上述的 188 颗之中)的 Si II 615 纳米谱线的速度。我们运用一组 Si II 速度演化模板,把这一速度归一化到光度极大时的数值,而这些模板是由一些很好观测过的 Ia 型超新星建立的,它们的典型不确度为 300 400 千米·秒1(补充文本 S1 和图 S2)。

很清楚,vSi II < 12,000 千米·秒1[常速(NV)组]的正常支 Ia 型超新星横跨了很宽的径向分布,它们出现在从最内侧的区域直到整个星系的光量半径大约两到三倍的位置处。相反,vSi II 12,000 千米·秒1[高速(HV)组]的正常支 Ia 型超新星则很少在很大的星系半径处发现(图 1B)。例如,在 40 颗高速 Ia 型超新星中,只有 3 颗在 RSN/Rgal > 0.7 的区域中检测到(其中两颗是在椭圆星系内),而按常速 Ia 型超新星的检测率(在 RSN/Rgal > 0.7 处大约为 34±5% )预期将是 14±2 颗。这样的差值具有大约 5σ 的统计显著性,突出地表明了在星系的外围高速 Ia 型超新星的缺乏。把这些数据在速度空间中按大约 2000千米·秒1 的区间分组,进一步表明了 Ia 型超新星的抛射速度与它们在寄主星系中的位置之间的相关性(图 1A 中的灰色菱形)。

为了更好地了解 Ia 型超新星的诞生地与抛射速度之间的关系,知道 Si II 速度本身是怎样分布的是很重要的。上述正常支 Ia 型超新星样本中的大多数星体麇集在速度 10,000 12,000 千米·秒1 之间(图 1C),而有一个尾巴一直延伸到大约 16,000 千米·秒1 处。这样一种速度分布可以用一个双高斯模型拟合。其中的一个分量,在 10,800 千米·秒1 处有一个较强和较窄的峰,对应于常速组,而另一个分量,在 13,000 千米·秒1 处有一个较弱和较宽的峰,则对应于高速组。采用速度 vSi II = 12,000 千米·秒1 为分界线,把这些样本分为两组,即由 40 Ia 型超新星组成的高速组和由 83 Ia 型超新星组成的常速组。因此,我们估计正常支样本中高速群体所占的比例为 1/3 ,而在整个 Ia 型超新星样本中则占 1/5 1/4 。这两组星体之间 Si II 速度的区别并不是截然分明的,因此会出现某种程度的混合。不过,在速度较大时,这种混合的程度很低,并不会影响速度较高的 Ia 型超新星更多地趋向于出现在较接近星系中心的位置这样一种结果。

在我们的样本中,高速 Ia 型超新星呈现出最高的中心聚度,其中的 90% 出现在 RSN/Rgal 0.7 的区域中;对于常速 Ia 型超新星、II 型超新星和 Ibc 型超新星,这一比例分别为 66 77 89%(图 2)。当查看更靠近星系中心的区域内的分布时,这种差别甚至更加明显。不过,我们注意到,在利克天文台超新星搜索中,在星系的中心区域核心坍缩超新星未能呈现更高的比例,也许是因为它们相对于 Ia 型超新星来说光度较低。

柯尔莫戈罗夫—斯米尔诺夫(K-S)检验得出,在星系中,高速组的和常速组的 Ia 型超新星具有类似的径向分布的概率为 0.5% 。如果把划分这两组超新星的速度分界线从 12,000 千米·秒1 增大到 13,000 千米·秒1 那么上述概率进一步减小到 0.1% 。已对在径向分布可能存在的选择效应作了探讨,没有任何这样的效应能够造成高速组和常速组的 Ia 型超新星之间如此显著的差异(补充文本 S2 和图 S3)。因而,高速 Ia 型超新星具有较高的金属度、并因此它们的前身星不太可能会是晕族恒星,这些晕族恒星是一些年老的、贫金属的恒星,位于远离星系中心的地方 [34]

 

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2.  我们的超新星样本(高速 Ia 型超新星、常速 Ia 型超新星、II 型超新星和 Ibc 型超新星)的累积比例增长图。灰色实线表示 vSi II > 13,000 千米·秒1 Ia 型超新星的分布。

 

因为径向距离只能给出对超新星前身星特性的粗略估计,所以一些更精巧的方法就必须要能提供另外的约束。一种简单的“比例流量”统计可以用来作为超新星在它们的寄主星系中如何分布的衡量 [35] 。这可以通过测量在寄主星系图像中一些光量暗于或者等于超新星所在像素中光量的像素中所包含的星系总光量的比例来实现。这种“比例流量”用斯隆数字化巡天(SDSSugr三个波段的图像来获得 [36] ,整个超新星样本包含了 64 颗“正常”支 Ia 型超新星(39 颗常速+25 颗高速)、102 II 型超新星和 39 Ibc 型超新星(补充文本 S3)。

II 型超新星所在位置处的面亮度具有近似线性的分布,大致地追随着它们的寄主星系的光量分布(图 3)。Ibc 型超新星看来更为向寄主星系的较亮区域集中,这与它们产生于较大的恒星形成区的认识一致,在这些区域中,产生的恒星质量也就较大。至于 Ia 型超新星样本,高速组和常速组的位置对它们的寄主星系的光量的追随是不一样的,它们出自同一恒星群体的概率均非常低(u波段 P = 0.04 g波段 P = 0.07 r波段 P = 0.08)。常速 Ia 型超新星的位置看起来比核心坍缩超新星的位置暗(图 3);而高速 Ia 型超新星的分布,却相反,与核心坍缩超新星的分布是类似的。

 

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3.  u'(左)、g'(中)和 r(右)三个波段超新星爆发位置处寄主星系光量的比例流量分布直方图。黑色的对角线表示超新星的前身星严格地遵循星系光量分布时的情况。

 

高速样本和常速样本中的星系的光量半径和光度也有显著差别(图 4)。二维 K-S 检验给出的它们出自同一群体的概率是 0.5% 。对于这两组超新星估计的寄主星系平均光量半径,高速组为 20.67±0.83 千秒差距,而常速组则为 16.61±0.67 千秒差距。K 波段的平均绝对星等为 24.53±0.13 星等(高速)和 24.17±0.10 星等(常速),平均来说,高速组的寄主星系亮了约 40% 。一般地说,高速 Ia 型超新星倾向于发生在较大和光度较高的寄主星系中,在 Rgal < 15 千秒差距的星系中发现的比例非常低,为 15%(相比之下,常速所对应的比例为 46% )。这一差别并不是由观测偏差造成的,因为这两组超新星的寄主星系,无论是形态还是红移,都没有呈现出显著不同的分布(补充文本 S4 以及图 S4 S5)。

于是,我们的分析表明,具有不同 Si II 速度的 Ia 型超新星,它们的前身星所处的环境存在着实质性的差别。高速 Ia 型超新星远为更多地集中在靠近星系中心的区域内,并且是在它们的寄主星系的明亮区域内,同时还倾向于处在相对于常速 Ia 型超新星来说更大和光度更高的寄主星系中。通常被接受的一种看法是,所有的星系(平均来说),它们的金属度都是从它们的星系中心向外系统地降低,而它们的整体的金属度则随着星系尺度的增大而升高 [39] 。因此,对于高速 Ia 型超新星的前身星群体来说,它们可望具有更高的金属度。相比之下,事实上,高速 Ia 型超新星所在位置处的面亮度大致追随着它们的寄主星系的光量增加而升高,就像核心坍缩超新星一样,这意味着这类超新星的前身星群体相对来说是年轻的。从而,高速 Ia 型超新星群体与常速 Ia 型超新星群体相比,也许具有更年轻和更富金属的前身星系统,而且前者可望,它们的爆发中的白矮星也许具有更大的初始主序质量,因为这些白矮星在爆发前必须有更短的演化时间。

恒星演化的计算表明,恒星质量和金属度两者对碳氧白矮星的性质都有实质性的影响,而碳氧白矮星也许就是 Ia 型超新星的前身星。对于碳氧白矮星的形成来说,最大主序质量已被发现随着金属度的升高而急剧地增大 [40] ;主序质量高达 8 9 M 的恒星,它们产生大质量的白矮星(约 1.1 M),这些白矮星依靠来自伴星的质量转移,在短时间内可以达到 1.4 M 。于是,高速组的 Ia 型超新星也许就是年轻族的 Ia 型超新星,对应于短衰减时间的“即时”Ia 型超新星 [41,42] ,而常速组则也许属于长衰减时间的“年老”Ia 型超新星。在高速样本的 40 Ia 型超新星中,有 5 颗(12.5% )是在椭圆星系中,这些椭圆星系都是高光度(表 S1 和图 S4)和大质量的。不过,在这些星系中,有的(例如 SN 2002dj SN 2000B)表明了具有尘埃结构和分子气体 [43,44] ,这意味着在这些星系中最近有过或者正在发生恒星形成过程;它们与高速 Ia 型超新星可能是由年轻星族产生的这样的结论并不抵触。

 

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4.  超新星寄主星系物理尺度(B 波段 25 星等·角秒2 等光度线处的光量半径)和 K 波段绝对星等分布的比较。这两个参数采用质量密度(Ωm= 0.27、宇宙学常数(ΩΛ= 0.73 和哈勃常数(H0= 73 千米·秒1·兆秒差距1 [37] 导出。绝对星等应用了前景星系吸收改正 [38] 。在中图中,高速 Ia 型超新星的寄主星系表示为红色的三角形,而常速 Ia 型超新星的寄主星系则表示为蓝色的圆形。寄主星系的绝对星等如横轴所示,而寄主星系的半长轴长度则如纵轴所示。这幅图然后被投影到上方和右方,其中的直方图分别给出了每一组寄主星系的绝对星等和半长轴的一维统计结果。

 

高速 Ia 型超新星具有年轻而且富金属的前身星,这也许可以解释在这类超新星中最新检测到的众多星周介质(CSM)印记。Na I 双重线(D1 589.6 纳米和 D2 589.0 纳米)的随时间变化的吸收特征,很可能意味着由超新星的变化辐射场引起的星周介质电离度的变化改变,对诸如 SNe 2006X 2007le 1999cl 这样的几颗 Ia 型超新星,已报告检测到这样的吸收特征 [12,45,46] 。这几颗 Ia 型超新星的一个共同的特征,是它们都属于高速次型(表 S1)。此外,视线方向的 Na I 谱线速度结构还给出了超新星周围星周介质的另一种可能的诊断。按照对一个更大的超新星样本的 Na I 吸收线研究 [13] ,在 Ia 型超新星中发现了一种蓝移的趋势。不过,我们注意到,具有蓝移吸收特征的 Ia 型超新星一般都具有较高的 Si II 速度 [47] 。这一迹象与它们在极大光度附近的颜色相对于常速组来说系统地偏红是一致的(也许是由于额外的星周介质吸收造成的)[19] ,而且可以用质量外流随金属度变化的经验关系来解释 [48] 。当恒星的金属度越高时,相比于金属度较低的恒星,损失的质量越多,因而产生的外流越强。于是,在高速 Ia 型超新星的邻近区域内检测到大量的外流,并不是出乎预料的。

在高速 Ia 型超新星中看到的较高的 Si II 速度,也许部分地与恒星金属度较高有关。因为正在爆发的白矮星的碳氧层中金属度增高时,由于谱线不透明度的增加,谱线形成区就移向大气中更浅的区域,从而导致谱线的速度更高 [49] 。此外,高速 Si II 层也许会由于超新星喷流与爆发中的白矮星周围物质之间的相互作用引起的密度增加而形成,这种密度增加有可能会是一个吸积盘或者一个被充满的洛希瓣 [50] 。在这类相互作用系统的观测中,角变化也许可以用来说明高速 Ia 型超新星在整个 Si II 线中存在着的偏振度的变化 [51] 以及这种变化与抛射速度之间的相关性 [22] 。这与在某些 Ia 型超新星中观测到的差异也许是由投影效应造成的 [21] 这样一种结果一致。然而,这些数据和分析对于不相干的常速 Ia 型超新星群体来说并不敏感,因此这类超新星与高速 Ia 型超新星有着本质上的差别。

Ia 型超新星抛射速度对前身星环境的依赖,在使用 Ia 型超新星作为宇宙学尺度时可能会受到影响,因为高速和常速的两组群体在极大光度附近具有不同的颜色 [19] ,而且它们的比率也许随红移而变。在很大的距离处,由于在低金属度环境中高速 Ia 型超新星比率的降低,以及在遥远星系的中心区域用分光方法对超新星进行分类的难度升高,观测到的高速和常速群体的相对比例也许会变得更小。

 

www.sciencemag.org/cgi/content/full/science.1231502/DC1

《存在着两类不同的 Ia 型超新星的证据》补充材料

Supplementary Material for Evidence for Two Distinct Populations of Type Ia Supernovae

王晓峰(Xiaofeng Wang* 、王力帆(Lifan Wang)、菲利彭科(Alexei V. Filippenko)、张天萌(Tianmeng Zhang,音译)、赵旭林(Xulin Zhao,音译)

* 通信作者。电子邮件:wang_xf@mail.tsinghua.edu.cn

2013 3 7 日在线发表

补充文本

S1.  超新星样本

在我们的研究工作中使用的超新星样本是由利克天文台超新星搜索中选出的“季节最优”子样本,所跨的时间为 19982008 [23] 。这个子样本包含 499 颗超新星,这些超新星都只是在它们的寄主星系得到有效的监视期间发现的(并不预先知道),在这些星系中,进一步排除了较小的早型星系和侧向旋涡星系[见蒙德(Maund)等人 2011 年论文 [23] 中的表 4]。图 S1 给出了我们的研究工作中使用的“季节最优”子样本中的典型的寄主星系。在 499 颗超新星中,有 188 Ia 型超新星(37.7%)、214 II 型超新星(43.1%)、88 Ibc 型超新星(17.6%)和 9 颗尚不知分光分类的超新星(1.8%)。这些不同类型超新星的比例,与为计算近距超新星的最终比率而使用的“最优”样本中的情况(总共 726 颗,其中 284 颗为 Ia 型)[52] 完全一致,而后者被认为不会存在样本选择偏差。采用更小的“季节最优”子样本的主要好处,再与这些被发现的超新星通常处在相对来说较年轻的阶段,从而可以准确、及时地对它们进行分光分类。这对于在 Ia 型超新星中就光谱的差异进行识别来说尤其重要。

 

存在着两类不同的 Ia 型超新星的证据(王晓锋等人 2013) - wangjj586 - 星海微萤

 

S1.  样本中的典型星系。左:常速组 Ia 型超新星成员 SN 2002df 的寄主星系 MCG-1-53-6 的斯隆数字化巡天 g'波段图像。右:高速组 Ia 型超新星成员 SN 2003cq 的寄主星系 NGC 3978 的斯隆数字化巡天 g'波段图像。两幅图像的大小都是 2.8'×2.5'。

 

抛射速度可以由蓝移后的 Si II 635.5 纳米谱线的吸收极小值测得,这一谱线是 Ia 型超新星早期光学和近红外光谱中最强的特征之一,而且与其他的特征几乎没有什么融合。为了由 Si II 谱线测得准确的膨胀速度,我们把观测得到的光谱用局部计权散射作图平滑方法 [53] 对光谱进行平滑,以此避免把数据中的噪声尖峰下凹当作局部吸收极小值。如图 S2 中的插图所示,平滑后的光谱中极小值的波长(λmin)被用于用狭义相对论公式计算膨胀速度。我们进一步把离开极大光度大约一个星期得到的这些速度与 Si II 速度演化的模板比较,确定对应的极大光度时的值 v 0Si II(见图 S2)。这些用于比较的模板是根据某些作过很好观测的天体用已经发表的光谱数据建立的[王晓峰等人 2009 年论文 [19] 、布隆丁(Blondin)等人 2012 年论文 [31] 、希尔弗曼(Silverman)等人 2012 年论文 [32] 、马西森(Matheson)等人 2008 年论文 [33] 、及其中参考文献]。在本研究工作中使用的 v 0Si II 的数值列于表 S1 ,其中的典型不确度约为 300400 千米·秒1 ,取决于可以利用的光谱的数量、历元和品质。

我们按照王晓峰等人 [19] 提出的分类方法,把 188 Ia 型超新星分为 5 组:高速 Ia 型超新星(HV)、常速 Ia 型超新星(NV)、类 SN 1991T 超亮 Ia 型超新星(91T)、类 SN 1991bg 次亮 Ia 型超新星(91bg)以及类 SN 2002cx 极端特殊 Ia 型超新星(02cx),各类所占的相对比例分别为 21.2% 44.1% 6.9% 16.0% 3.7%8.1% Ia 型超新星由于缺少早期光谱而不能分类)。由这一“季节最优”子样本得出的高速 Ia 型超新星与常速 Ia 型超新星之比,也许受到了被排除的样本的某些影响。不过,这些影响不能直接加以处理,因为这些被排除的超新星,大多数我们没有早期光谱,从而我们不能按它们的次型来进行分类。在本研究工作中为按次型进行分类而使用的光谱数据主要依据天体物理中心超新星项目 [31,33] 和伯克利超新星项目 [32] 发表的数据集。某些天体的光谱参数取自国际天文学联合会的通告。

 

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S2.  在本研究工作中使用的 Si II 速度测量和归一化的一个例子。在插图中给出的吸收特征是 SN 2006cp 在极大光度前 t = 6 天时的光谱中的 Si II 635.5 纳米谱线。观测得到的光谱是蓝色的实曲线,局部计权散射作图平滑光谱是红色的实曲线,而吸收极小值的位置用向下的箭头指明。然后,通过与作过很好观测的 Ia 型超新星的模板曲线比较,把测量得到的速度(用黑色圆圈表示)归一化到极大光度时的数值(用红色圆斑表示)。蓝色曲线给出了常速 Ia 型超新星的平均演化,而阴影区域表示 1σ 不确度;红色曲线是部分高速 Ia 型超新星的样本;带加号的虚线和带叉号的虚线分别表示类 SN 1991T 型和类 SN 1991bg 型事件的平均速度演化。这些模板是用文献 [3133] 中已发表的光谱数据建立的。黑色虚线表示由邻近的观测得到的高速 Ia 型超新星模板内插得到的模板,其中假定变化是成比例的。

 

S1 列出了 188 Ia 型超新星的观测得到的参数以及分类。每一栏的意义如下:栏(1)为超新星的名称;栏(2)为寄主星系的名称;栏(3)为退行速度(v),其中,当 v > 3000 千米·秒1 时采用宇宙微波背景(CMB)参考架,而当 v < 3000 千米·秒1 时采用自洽的室女星系团中心内落矢量 220 千米·秒1 ,使用美国航空航天局河外星系数据库(NED)给出的计算程序;栏(4)为寄主星系的数字化哈勃分类,或者说“T”分类 [54] ;栏(5)为寄主星系 K 波段绝对星等,取自《2 微米全天空巡天红移巡天》[55] ,通过使用全天空尘埃红外发射图 [38] 得到的银河系红化和卡尔德里(Cardelli)等人的 RV = 3.1 的红化律 [56] 作红化改正;栏(6)为寄主星系在 B 波段 25.0 星等·角秒2 等光度线处的物理半径;栏(7)为超新星在它的寄主星系中离开星系中心的消去投影影响后的距离,以星系半径Rgal 为单位;栏(8)为在极大光度附近测量得到的 Si II 谱线速度及其不确度;栏(9)—(11)为 u'、g'和 r'波段的比例流量,用斯隆数字化巡天 [36] 图像测量得到 [57] ,表示为在计数小于在超新星位置处测量得到的计数的全部像素中记录的计数之和除以与这个星系有关的所有计数之和 [35,58] ;而栏(12)则为 Ia 型超新星的次型。

 

S1.  Ia 型超新星样本的有关参数。

存在着两类不同的 Ia 型超新星的证据(王晓锋等人 2013) - wangjj586 - 星海微萤

 

注:括号里所示的不确度,MK 0.01 星等为单位,Rgal 0.01 千秒差距为单位,相对距离以 0.01 为单位,而 Si II 速度则以 100 千米·秒1 为单位。

* Iabg= 91bg Ia 型超新星;“IaT= 91T Ia 型超新星;“IaN= 常速 Ia 型超新星;“IaH= 高速 Ia 型超新星;“IaPec= 02cx Ia 型超新星;“Ia= 未分类 Ia 型超新星。

S1 中的全部数据另文可查。

 

S2.  径向距离确定中的某些选择效应

在计算超新星的相对距离时,我们假定,星系是圆盘状的,并且仅仅由于倾角不同而呈现出不同的长轴和短轴。这一假定可以用于得出具有中等大小倾角(例如,< 70°)的旋涡星系中超新星消去投影影响后的径向距离。对于大倾角的星系,在试图得出消去投影影响后的距离时,这种倾斜改正也许会产生很大的不确度。作为一种替代办法,我们也可以假定所有星系都是椭球。根据投影径向距离,我们重新分析数据,并发觉,相对于常速 Ia 型超新星样本来说,高速 Ia 型超新星样本依然高度集中在星系中心附近,它们来自同一母体的 K-S 概率为 0.3%

我们进一步考虑可能存在的选择效应也许会使得高速和常速 Ia 型超新星的径向分布发生偏差,这种偏差可以由超新星的光度和寄主星系的大小两个方面的差别引起。例如,超新星越明亮,相比于较暗弱的超新星,就越容易在星系的中心区域检测到。在图 S3 中,我们对高速和常速 Ia 型超新星两个样本,比较了该镇银河系红化后的 V 波段星等 MVmax 的分布。MVmax 的平均值和分布,对于这两个样本,被发觉相差不大。这说明,由于高速和常速 Ia 型超新星的不同的光度分布所造成的选择效应,应该不会对它们在寄主星系中的径向分布造成显著的偏差。

 

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S3.  左图:改正银河系红化后的 V 波段绝对星等,画为极大光度附近的 Si II 速度的函数。右图:Ia 型超新星高速和常速两种次型 V 波段绝对星等的直方图。此图中的两条垂线分别表示常速(实线)和高速(虚线)两类 Ia 型超新星绝对星等的平均值, 它们分别等于 18.71±0.08 星等和 18.64±0.12星等。K-S 检验以 99.6% 的概率拒绝了这两个 Ia 型超新星群体具有不同的峰值光度的假设。

 

按照对利克天文台超新星搜索的超新星样本 [23] 所进行的分析,在较小的星系的中心区域,相对于较大的星系的中心区域来说,超新星未能被发现的概率更高。我们进一步通过把那些较小的星系排除出我们的分析,来对上述可能存在的选择效应作了检查。把在分析中使用的样本限于长轴大于 1.0'的寄主星系中的 Ia 型超新星(总共 96 颗)和 1.3'的寄主星系中的 Ia 型超新星(总共 56 颗),我们发现高速子样本和常速子样本之间景象分布的差别依然在统计上是显著的,它们来自同一群体的 K-S 概率分别为 0.4% 5.7%

上述分析表明,高速 Ia 型超新星的星系中心区域的集中,不能用任何已知的选择效应来解释,因此看来,这是一种对于这类天体来说内在的特性。

S3.  超新星位置处的比例流量的测量

寄主星系图像中的比例流量是按照暗于或等于超新星位置处像素内光量的像素中的光量在寄主星系总光量中所占的比例来计量的 [35] 。不同类型的超新星如果严格地跟随寄主星系的光量变化,那么它们的直方图将遵循对角线而变化。这一参数独立于星系的形态,并提供了衡量超新星和它们的寄主星系光量之间相关性的更好的途径。在我们的分析中,寄主星系图像取自于斯隆数字化巡天的第六次发布的数据 [57] ,其中包括了使用斯隆滤光片组的 54 秒曝光。为了避免可能存在的来自超新星残留光量的污染,我们排除了从超新星被检测到前 1 个月到超新星被检测到后 12 个月期间斯隆数字化巡天对寄主星系的观测所获得的那些图像。测量使用的是斯隆数字化巡天的 ugr'波段图像;它们包括了 25 颗高速 Ia 型超新星、39 颗常速 Ia 型超新星、39 Ibc 型超新星和 102 II 型超新星。

 

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S4.  Ia 型超新星在极大光度附近的 Si II 速度与它们的寄主星系红移关系图。在上图中,高速 Ia 型超新星的寄主星系用红色的三角形表示,常速 Ia 型超新星用蓝色的圆斑表示,类 91T Ia 型超新星的寄主星系用紫色的五角星形表示,而类 91bg Ia 型超新星的寄主星系则用暗黄色方框表示。下图给出不同类型的 Ia 型超新星的寄主星系红移分布直方图。高速 Ia 型超新星样本的平均红移是 0.024,与常速 Ia 型超新星样本的平均红移相差不大(平均值为 0.022)。

 

按照阿德尔曼—麦卡锡(Adelman-McCarthy)等人 2008 年论文 [57] ,我们通过选择信噪比大于 1 的相邻接的像素来识别用于计算寄主星系光量的像素。在此之前,前景恒星已被掩盖掉,而这一区域内的像素数值则被代之以围绕掩盖掉的区域周边的那些像素数值的平均值。根据在斯隆数字化巡天的 ugr'波段星系光量的像素数值分布和超新星位置处的对应的数值,我们计算出了比例流量。所有结果列于表 S1 的栏(10)至栏(12)。请注意,u'波段的比例流量也许有较大的不确度,因为这一波段的斯隆数字化巡天图像不够深,不足以进行准确的测量。

 

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S5.  Ia 型超新星在极大光度附近的 Si II 速度与它们的寄主星系数字化哈勃类型关系图。符号与图 S4 中相同。这幅图然后被投影到下图上,后者显示的是每一哈勃类型寄主星系群体的分布直方图。K-S 检验给出的高速寄主星系和常速寄主星系具有相同的形态分布的概率为 70%

 

S4.  寄主星系的红移和形态

S4 给出了寄主星系的红移分布。对于高速 Ia 型超新星,平均红移分布被估计为 z = 0.0240 ,而对于常速 Ia 型超新星,则为 0.0217 ;高速 Ia 型超新星的寄主星系,平均来说距离稍远一些。这样的小差别不能考虑为在一些较小的星系内高速 Ia 型超新星的缺少所致,因为从 z = 0.217 0.0240,寄主星系的 B 波段星等和长轴的增加仅为约 0.08 星等和约 0.8 千秒差距。高速和常速 Ia 型超新星样本的寄主星系哈勃类型(“T类型)也在图 S5 中作了比较。K-S 检验给出这两个样本具有类似的形态分布的概率为 70% ,这表明了在图 4 中看到的光量半径和光度的差别并不是由于观测上的偏差造成的。

 

(致谢和参考文献目录被略去,需要者请查阅原文。)

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