SN 2005df 的晚期近红外观测

我们展示了 Ia 型超新星 SN 2005df 的晚期（$200-400$ 天）近红外光谱演化。光谱在 $0.8-1.8$\mu m 区域显示出大量强烈的 [CoII]、[CoIII] 和 [FeII] 发射特征。随着光谱老化，正如 $^{56}$Co 衰变为 $^{56}$Fe 所预期的那样，钴特征逐渐减弱。我们表明，位于 $1.644$\mu m 处的强且孤立的 [FeII] 发射线为分析 Ia 型超近红外光谱提供了一种独特的工具。将光谱归一化到该谱线可以分离由铁族元素稳定同位素与不稳定同位素产生的特征。我们开发了一种利用 $1.644$\mu m 谱线宽度来确定白矮星初始中心密度 $\rho_c$ 和磁场 $B$ 的新方法。由于燃烧早期阶段的电子俘获（其随密度增加而增强），谱线宽度对此非常敏感。谱线宽度对 $B$ 的敏感性随时间增加，且磁场效应随 $\rho_c$ 减小而向更晚时期偏移。测得 SN 2005df 的初始中心密度为 $\rho_c=0.9(\pm0.2)$（单位 $10^9$g/cm$^3$），对应于一颗接近钱德拉塞卡质量（$\rm M_{Ch}$）的白矮星，其 $\rm M_{WD}=1.313(\pm0.034)$M$_{\odot}$，系统误差小于 $0.04$M$_{\odot}$。然而，在 $\rm M_{Ch}$ 爆炸中，SN 2005df 的中心密度对于氢吸积体而言非常低，这可能暗示存在氦星伴星或潮汐瓦解的白矮星伴星。作为替代方案，我们提出中心区域存在混合。我们发现 SN 2005df 存在强度为 $10^6$G 的高初始磁场的某些支持证据，但由于光谱噪声结合低 $\rho_c$，不能排除 $0$G 的可能性。