Searching for Supernovae by laMoStA-Li Luo, LiangpingTu, Chao Wu et al.lallamost.orgLAMOST team, NAOC, CAS Taiyuan, 2008, Nov.28什么是超新星 超新星（supernova，SN）是恒星世界中剧烈的天文现象，超新星爆发时其 光度将达到太阳的几十亿甚至百亿倍，也就是和一个银河系（由百亿颗恒星组成的 星系）相同的光度，爆发过程中所释放的总能量相当于太阳一生所发射总能量的10 倍以上。 超新星爆发时，不仅光学波段 会突然增亮，而且还有强的中微子、gama射线、x 射线，有时还有射电辐射产生，天文学家有强烈的愿望要去解释这一剧烈变化的物 理过程。通过观测、统计和理论分析，天文学家已给出了超新星爆发物理过程的初 步模型。 分类,根据爆发过程中呈现的光谱特征和光变曲线，将超新星分为Ia（SNIa）Ib和II （SNII）三大类，这三类超新星爆发的原因、爆发过程、和结局都大不相同，爆发前 也起源于不同类型的天体。 I型超新星的前身星是演化最终阶段的密近双星，它的大质量子星已演化 的白矮星，并且开始吸积伴星的物质。当吸积速率到达一定限度是，白矮星表面物 质就从氢聚变为氦；然后底部由氦聚变为碳，很快的白矮星的碳核质量迅速达到钱 氏极限，碳被点燃，聚变迅速扩展，不到一秒钟就到达表面形成超新星爆发。 II型超新星被认为是大质量恒星演化到晚期的结果。一个大质量恒星在 不到3000万年的时间，核心的氢就耗尽了，然后氦聚变为碳和氧，碳变为氖和镁， 氖变为氧和镁，氧和镁变为硅和硫，直到最后硅和硫聚变为铁族元素。铁核外面依 次为上述聚变的剩余物，核心变为铁族元素后，核反应停止，没有压力来平衡引力 ，于是引力收缩开始，中心密度和温度迅速上升，电子被压到原子核中形成富中子 的原子核，高能粒子又撕裂原子核使它变为alpha粒子，这两个过程大量吸收能量， 使得塌缩加速。从引力收缩开始不到一秒钟的时间内，中心密度就超过 2.710e+14g/cm3的核子的密度,他将阻止塌缩而产生反弹激波，产生超新星爆发。超新星爆发是大质量恒星和密近双星演化的终极，然而超新星爆发同时又 被认为是大质量恒星形成的触发机制； 星爆星系被认为是有大规模恒星正在形成，这又被认为是超新星级联爆发 的结果； 超新星爆发过程又是形成重元素的过程，甚至认为铁族以后的重元素也是 超新星爆发过程中产生的，因此，超新星爆发关联着化学元素的演化； 超新星在其最高星等处较小的弥散使得它是宇宙的最好的距离指示器，被 作为标准烛光使用，来研究宇宙结构。 超新星爆发时释放出中微子、gama射线和X射线，以及在超新星遗迹中有 强的gama射线和X射线源，因而它们还是高能天体物理研究的主要对象； 超新星还用来推算或检验哈勃常数, 宇宙学测距的标准烛光超新星的研究对恒星形成，星系及其化学元素演化,宇宙学参数测量、暗能量 探索等方面具有十分重要的作用。要对超新星进行更多和更深的研究就必须获得尽可能多的观测样本 ，而超新星爆发是偶发性的天文现象，且视星等大都是12等以上， 所以早年对超新星的研究并不多，近年来，随着光学观测仪器及电 脑的进步，让超新星的发现数量有了大幅度的增长，特别是自2000 年以来每年都新发现数百颗超新星，据IAU：CBAT（Central Bureau for Astronomical Telegrams）统计，自1885年起到2008年 4月24日止，人类共发现了4672颗超新星，且其中3500余颗是1997 年以来发现的，这些发现为超新星的进一步研究提供了极大的便利 。国际上已实行和正在施行的超新星巡天计划有很多，较有影响的有 SDSS（Sloan Digital Sky Survey） II Supernova Survey，; Barbary 等人利用哈勃太空望远镜（HST）寻找和跟踪高质量高红 移的超新星，大大改善了宇宙膨胀历史的统计限制.在搜寻低红移超 新星方面作出大量贡献的有LOSS（Lick Observatory Supernova Search）,CSP(Carnegie Supernova Project),SNFactory(Nearby Supernova Factory)和CFA SN Group,这些组织获得了大量高质量 的Ia型超新星多波段光变曲线和多时段的光谱。它们可以很好的被 用来作为超新星模板，为发现更多的超新星奠定了一定的基础。国内目前有原北京天文台使用60cm望远镜进行过超新星巡天， 1996年开始到2001年结束， 96，97年共发现29颗；还有台湾鹿林 天文台用其1米望远镜进 行两年多的超新星巡天，在南天区独立 发现了11颗超新星。 超新星的光谱分类特征： 如果在光极大时刻，其光谱中完全没有氢 和氮的特征，而有很强的硅的吸收线，这 类超新星被称为Ia型超新星。如果在光极 大时刻，其光谱中有氦的特征而没有硅的 特征，称为Ib型超新星。如果在光极大时 刻，其光谱中既没有氦线也没有硅线。则 被称为Ic型超新星。I型超新星光谱缺乏氢 的各条光谱线。Ia型在光极大期间最明亮 的谱线是一次电离硅（SiII）的6355 吸 收线，其次是同时出现的从Si到Ca各元素 的谱线。在光极大以后几周呈现HeI5876 的吸收线，SNIa晚期最主要的光谱是一 次和二次电离Fe的禁戒发射线，而氧的光 谱线却看不见。Ib型在光极大时最典型明 亮的是HeI5876 吸收线，而不是SiII6355 ，几个月后SNIb铁的光谱线较弱，主要 的光谱线是氧、镁等中质量元素的禁线。TypeCharacteristics Type IType IaLacks hydrogen and presents a singly-ionized silicon (Si II) line at 615.0 nm (nanometers), near peak light. Type IbNon-ionized helium (He I) line at 587.6 nm and no strong silicon absorption feature near 615 nm.Type IcWeak or no helium lines and no strong silicon absorption feature near 615 nm. Type II Type IIPReaches a “plateau“ in its light curve Type IILDisplays a “linear“ decrease in its light curve (linear in magnitude versus time).不同类型的超新星光极大一周后的光谱不同类型的超新星不同时刻的光谱一个Ia型超新星在不同观测时刻的光谱比较 超新星另一重要观测特征是光变曲线，一般SNII 型光变曲线相差很大，而I型（特别是Ia型）的光 变曲线非常相似，而且Ia型在光极大的光度几乎 相同，其绝对星等约为-20m。利用此性质Ia型 SN可作为标准烛光来测定遥远星系的距离，进 而确定哈勃常数。 SNIb与SNII全部都出现在漩涡星系中，而SNIa 既可以出现在椭圆星系中，也可出现在漩涡星系 中，且他们在漩涡星系中出现的位置和星系旋臂 间不存在统计相关性。根据这种特征和其光谱中 明显缺乏氢线，人们认为SNIa的前身星是双星 系统中吸积的白矮星。统计分析表明，SNIa的 爆发频率约100年出现一次。Ia型SN在ugriz波段的光变曲线griz light curves for SN 2005ff,z=0.088;gri light curves for SN 2005gg,z=0.231. Time is measured in days from the peak of g-band light.Sloan超新星巡天介绍SDSS-II SN 巡天是2005-2007年的三年计划，该计划利用美国APO 的2.5m望远镜和其它十家协作天文望远镜进行超新星搜寻，它主要 目标是在300sq.deg的天区内搜索红移范围在0.05-0.35内的Ia型超新 星，在已释放的2005-06的数据中，共获得327颗已得到光谱证认Ia型 SN，30颗怀疑为Ia型SN，14颗证认的Ib/c型，32颗证认的SNII。 科学目标： Cosmological parameters from the SN Ia Hubble diagram； Minimization and evaluation of SN systematics； Anchoring the Hubble diagram and light-curve training； Rest-frame ultraviolet light-curve templates for high-z SN surveys ； SN cosmology from multi-band photometry； SN rates, host galaxies, and rare SN types；巡天策略：(1)主要仪器是安装在新墨西哥州APO(Apache Point Observatory)2.5m望远镜上的SDSS CCD摄像机，它可以同时在五 个光学波段(ugriz)成像。仪器覆盖速度约为20sq.deg/小时。可以检 测到最高星等为：u = 22.5, g = 23.2, r = 22.6, i = 21.9, and z = 20.8恒星源。(2)巡天区域为南银半球天球赤道附近2.5度宽约300sq.deg区域。此 区域大气消光小，在每年的9月到11月可以很好的进行光谱和测光 观测。另外这一区域在SDSS-I时有大量的视宁度=0.35 in SDSS-DR1SN search by LAMOST 全部巡天有 107 星系, 每个观测夜 10000个星系; LAMOST的峰值红移为: 0.2; 估计从LAMOST能够得到的SN: 102103; No extra cost except for compute power and our intellect (Demonstrate the project to astronomers) Step 2: Candidate number reducing methods; make a reducing pipeline; Step 3: Migrate SNID to an identification pipeline ; Step 4: provide reliable SN candidate catalog 目前的一些实验 实验中我们主要用了两组Ia型超新星光谱数据：413条实 测数据和500条模拟数据。实测的是不包含星系成分的 ，在使用中我们加入了星系成分。 实测数据部分采用The Suspect Database175个超新星 中的46个Ia型的413条光谱，同一超新星不同光谱间的时 间跨度最高达230天。 模拟数据我们利用来自Kinney在其文章中构造的正常星 系模板和Peter Nugents Spectral Templates中的Ia超新 星模板,按流量1：1合成了红移覆盖范围为0.0010.5步 长为0.001的500条光谱。星系数据我们采用了SDSS的 0266-0275天区中的5054个星系。所有数据我们都插值 到波长范围40027200A（这是因为所有的实测数据都 可以覆盖这一范围，间隔3A接近LAMOST的光谱分辨率 ），并进行归一化处理。Peter模板中的