Сверхновая SN 2006ld

Автор: Нурмашев Н, учащийся 10 кл. (2010 г.)

План

Введение

Актуальность

Сверхновая SN 2006ld

Параметры галактики UGC 348

Наблюдения

Звезды сравнения

Обработка наблюдений

Определение абсолютной звездной величины сверхновой

Заключение

Используемые источники

Введение

Прежде чем делать какие-то выводы о физической природе явления, необходимо иметь полное представление о его наблюдаемых проявлениях, которые должны быть должным образом классифицированы.

Рис. 1. Кривые блеска типичной сверхновой Ia 1994D в полосах B, V, R, I

Естественно, самый первый вопрос, вставший перед исследователями сверхновых, был - одинаковы ли они, а если нет, то насколько отличаются и поддаются ли классификации.

Рис. 2. Кривая блеска для SN 2001B относящаяся к типу Ib [2]

Уже первые сверхновые, открытые Бааде и Цвикки, показали существенные различия в кривых блеска и спектрах. В 1941 году Р. Минковский предложил разделить сверхновые на два основных типа по характеру спектров. К I типу он отнес сверхновые, спектры которых были совершенно не похожи на спектры всех известных в то время объектов. Линии наиболее распространенного во Вселенной элемента - водорода - совершенно отсутствовали, весь спектр состоял из широких максимумов и минимумов, не поддававшихся отождествлению, ультрафиолетовая часть спектра была очень слабой. Ко II типу были отнесены сверхновые, спектры которых показали некоторое сходство с "обычными" Новыми звездами присутствием очень интенсивных эмиссионных линий водорода, ультрафиолетовая часть спектра у них яркая.

В результате казавшаяся установившейся двоичная классификация сверхновых стала быстро изменяться и усложняться. Оказалось, что I тип сверхновых далеко не так однороден, как казалось. В спектрах этих сверхновых обнаружились существенные различия, наиболее значительными из них была интенсивность линии однократно ионизованного кремния, наблюдавшаяся на длине волны около 6100 А. Для большинства сверхновых I типа эта линия поглощения около максимума блеска была самой заметной деталью в спектре, однако для некоторых сверхновых она практически отсутствовала, а наиболее интенсивными были линии поглощения гелия.

Эти сверхновые получили обозначение Ib, а "классические" сверхновые I типа стали обозначать Ia.

В дальнейшем оказалось, что у некоторых сверхновых Ib отсутствуют и линии гелия, и их назвали типом Ic.

Сверхновые типа Ib/c отличались от "классических" Ia по кривым блеска, которые оказались достаточно разнообразными, хотя по форме и похожи на кривые блеска сверхновых Ia [1].

Рис. 3. Кривые блеска для 6 сверхновых типа Ic [3]

Актуальность

Для далеких сверхновых, красное смещение которых близко к 1, соотношение между расстоянием и красным смещением позволяет также определить величины, зависящие от плотности вещества во Вселенной. Согласно общей теории относительности Эйнштейна, плотность вещества определяет кривизну пространства и дальнейшую судьбу Вселенной: будет ли она расширяться бесконечно или расширение когда-нибудь остановится и сменится сжатием. Последние исследования сверхновых показали, что скорее всего плотность вещества во Вселенной недостаточна, чтобы остановить расширение, и оно будет продолжаться. Чтобы подтвердить этот вывод, необходимы новые наблюдения сверхновых. Нужно также с большей уверенностью убедиться в том, что далекие сверхновые типа Ia не отличаются от близких.

Сверхновые звезды - интереснейшие для исследований объекты. При их изучении необходимо тесное сотрудничество наблюдателей и теоретиков, причем и любители астрономии могут участвовать в наблюдениях наравне с профессионалами, получая важные результаты: открывая новые вспышки сверхновых и исследуя их кривые блеска.

Сверхновая SN 2006ld

Вспышка сверхновой открыта 19 октября 2006 г. в галактике UGC 348.

Вспышка отнесена к типу Ib.

Рис. 4. Местоположение сверхновой.

Таблица 1. Изменения блеска сверхновой полученные разными авторами [4].

Дата год, месяц, число	Блеск m
2006 10 19	16.0
2006 10 27	15.8
2006 10 30	16.6

В таблице 1 приведены единственные наблюдения сверхновой найденные в Интернет. Это лишний раз подчеркивает актуальность данного исследования.

Параметры галактики UGC 348 = PGC 2118

Экваториальные координаты (2000):
a = 00^h 35^m 27^s.2;
d = 02^o 56’ 07”.

Угловые размеры: 1’ x 1’.
Блеск: 15^m.2.
Лучевая скорость: 4179 км/c.
Классификация: Sdm.

Таблица 2. Галактическое поглощение [5]

Фильтр	В	R
А_l(m)	0.074	0.046

Наблюдения

Наблюдения сверхновой проводились 17 ноября 2006 г.

на Гавайском телескопе Фолкеса.

Рис. 5. Изображение галактики и сверхновой SN 2006ld

(ниже и левее центра галактики) полученное на телескопе Фолкеса

Таблица 2. Изображения сверхновой полученные в разных фильтрах

Всемирное время	Фильтр	Изображения
09:06:36	B
09:17:37	R

Из таблицы 2 хорошо видно, что сверхновая достаточно красная.

Звезды сравнения (рис. 6):

1. a = 0^h 35^m 24^s.28;d = 2° 57' 40".5; В = 16m.3; R = 15m.2

2. a = 0^h 35^m 22^s.43; d = 2° 54' 52".3; B = 17m.2; R = 16m.6

Рис. 6. Звезды сравнения [5]

Обработка наблюдений

Результаты обработки наблюдений сверхновой на FT: В = 18^m.2; R = 17^m.4

С учетом галактического поглощения получаем: В = 18^m.1; R = 17^m.3.

Рис. 7. Пример апертурных измерений

Определение абсолютной звездной величины сверхновой SN 2006ld

M = m + 5 – 5 lg r, [7]

где m – видимая звездная величина,

r – расстояние в парсеках.

Необходимо вначале найти расстояние до нее. Воспользуемся законом Хаббла:

v_r = H * r,

где Н - постоянная Хаббла, равная 75 км/с/Мпк.

Отсюда r = 55.72 Мпк или 55720000 пк.

Таким образом, абсолютная звездная величина в максимуме составила -18^m. Это достаточно мало, так как у большинства сверхновых I типа она достигает -20^m, -21^m.

Абсолютная звездная величина сверхновой во время наших наблюдений получилась M_В = -15^m.6 и M_R = -16^m.4.

Показатель цвета сверхновой составляет M_В- M_R= 0^m.8, что также подчеркивает большую интенсивность излучения в красном цвете.

И это совершенно нормально. Так у SN 1994D показатель цвета на такой же момент времени после максимума составил 0^m.74 [1], у SN 2001V равен 0^m.9 и у SN 2000E (тип Ia) около 1^m[2].

Заключение

Результаты обработки наблюдений полученных на телескопе Фолкеса показывают, что сверхновая достаточно красная. Что соответствует большинству сверхновых подобного типа.

За интервал времени между зарегистрированным максимумом 27 октября и нашими наблюдениями 17 ноября падение блеска составило 1^m.5. Сравнивая за аналогичный промежуток времени падение блеска на рис. 1 (сверхновая - тип Ia) получаем величину равную 0^m.7, и с рис. 3 (сверхновая - тип Ic) составляет от 0^m.7 до 2^m. На рис. 2 приведен график для сверхновой типа Ib, где падение блеска также равно приблизительно 1^m. Следовательно, наши результаты достаточно хорошо согласуются с наблюдениями подобных звезд другими авторами.

Судя по полученной абсолютной величине, вспышка достаточно слабая.

Используемые источники

1. Д. Ю. Цветков. Сверхновые Звезды. http://www.astronet.ru/

2. D. Yu. Tsvetkov. Photometric observations of Supernovae 2000E, 2001B, 2001V, and 2001X. Peremennye Zvezdy (Variable Stars) 26, No. 3, 2006

3. D. J. Hunter и др. Extensive optical and near-infrared observations of the nearby, narrow-lined type Ic SN 2007gr: days 5 to 415. Astronomy & Astrophysics manuscript no. 07gr'sep21 djh' print September 21, 2009.

4. International Supernova Network.

5. NASA/IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE.

6. Каталог DSS USNO – A 2.0.

7. Левитан Е. П. Астрономия. Учебник для 11 класса. 1998 г.

8. D. Yu. Tsvetkov. The light curves of the type Ia Supernova 2004fu. Peremennye Zvezdy (Variable Stars) 26, No. 4, 2006.