Сверхновая SN 2008bx в галактике MCG+7-31-4

Выполнил:БерсигуровЕрлан, обучающийся 11“А” класса

Введение

Сверхновые являются существенным источником пополнения межзвездной среды газом и тяжелыми элементами и благодаря этому играют важную роль в эволюции галактических популяций. Это стимулирует изучение распределения сверхновых по морфологическим типам галактик и пространственному положению в них, а также частот вспышек. Эти статистические аспекты помогают выяснить характер и численность популяций, образуемых сверхновыми соответствующих типов.

Изучение встречаемости сверхновых в галактиках показало, что сверхновые II типа встречаются только в Sb- и Sc-галактиках, а сверхновые I типа – в галактиках всех типов. 

Пока остается непонятным, почему происходит сравнительно много вспышек в неправильных галактиках. 

Качественный подход – определение положений сверхновых (без подразделения на типы) относительно деталей спиральных галактик – ядер, рукавов и периферии – показал, что они тяготеют к спиральным рукавам и избегают области центра. [1]

Сверхновая SN 2008bx была открыта 22 апреля 2008 г. [2]. В момент открытия ее блеск составлял 15.m5. Сверхновая принадлежит к II типу.  

Рис. 1. Звезда сравнения [3]

Галактика также обозначается:  I Zw 097.

Параметры галактики

Лучевая скорость: 2518 +/-72 km/s      

Красное смещение:  0.008399 +/- 0.000240        

Большая полуось (угловые минуты):   0.8

Малая полуось (угловые минуты):   0.6

Звездная величина: 14.9 

Расстояние до галактики: 39.6 Мпк

Классификация: SABab

Галактическое поглощение в направлении I Zw 097 составляет в фильтрах В: 0.m085; R: 0.m052. [4]

I Zw 97 является голубой компактной карликовой галактикой. Она содержит 3 ярких и 2, из которых являются областями звездообразования. Самая крупная область имеет массу 0.04 масс Солнца. Галактика I Zw 97 и ей подобные переживают сильный всплеск звездообразования. Анализируя показатели цвета, галактика имеет смешанную модель населения. I Zw 97 относится к молодым галактикам, у которой эпизодическое звездообразование накладывается на более старшие области. Галактика также имеет неправильную форму с низкой поверхностной яркостью. В настоящий момент звездообразование имеет возраст 5 – 13 млн. лет. [5]

Изображения получены на телескопе Фолкеса 3 июня 2008 г.

Координаты сверхновой: RA: 14h54' 39"; DEC: 42° 01' 22"

Использовались фильтры:RGB.

Время экспонирование в каждом фильтре составляло: 540 сек.

Масштаб изображений: 0.2785 дуговых секунд на 1 пиксель.

Рис. 2. Снимок получен на телескопе Фолкеса. Стрелкой указанасверхновая.

PSF способ. Наблюдаемое в фокальной плоскости телескопа изображение объекта искажено совместным влиянием атмосферы и оптической системы. Нестабильность оптических свойств атмосферы приводит к тому, что изображение точечного источника (например, звезды) является неустойчивым турбулентным диском. Кроме того, подобное же ''размытие'' изображения производится и телескопической системой, поскольку она всегда обладает остаточными сферическими аберрациями, вызванными ошибками в изготовлении оптики и температурными деформациями зеркал.

Неточностигидировки и дефокусировка также ухудшают изображения.

В англоязычной литературе для названия s(x, y)часто используется аббревиатура PSF (pointspreadfunction - функция рассеяния точки). 

В качестве экспериментальной реализации PSF в астрономии обычно используют профили звездных изображений.''Размытие'' изображения может существенно повлиять на распределение поверхностной яркости в центральных областях галактик. Особенно сильно оно сказывается на далеких объектах, размеры которых сравнимы с шириной PSF. 

К примеру, наземные и космические исследования подстилающих галактик квазаров, изучение Фундаментальной Плоскости для галактик ранних - эти работы невозможны без тщательного учета влияния PSF на фотометрические характеристики объектов.

В программе “Iris” были проведены измерения блеска сверхновой звезды в двух фильтрах B и R.Для более точного результата, измерения проводились апертурным и PSFспособами.

Рис. 3. Измерение PSF способом. Прямоугольником отмечена звезда сравнения

Рис. 4. Измерение апертурным способом. Кругомотмечена сверхновая звезда SN2008bx.

В апертурном способе используется разность наименьших результатов блеска сверхновой звезды и звезды сравнения. В PSF способе используем разность средних результатов блеска двух звезд. От значения блеска звезды сравнения в разных фильтрах вычитаем вышеуказанную разность и получаем величину блеска сверхновой в двух фильтрах. Рассчитываем среднюю звездную величину в каждом фильтре, находим погрешность.

Обработка наблюдений проводилась с помощью программы IRIS (версия 5.55) [6]. Блеск сверхновой оценен: В = 16.^m99 ± 0.^m15; R = 15.^m65 ± 0.^m08. А с учетом галактического поглощения: В = 16.^m9; R = 15.^m6. Показатель цвета В – R = 1.^m3. Большая ошибка при обработке связана с тем, что сверхновая накладывается на яркую область галактики.

Абсолютную звездную величину сверхновой определяем по формуле: М = m + 5 – 5lgr [7]. Где m – видимая звездная величина, а r – расстояние до галактики в парсеках

Абсолютная звездная величина сверхновой получается в фильтре R: -17.^m34.

Выбирая из таблицынаибольшие значения, получаем, что форма галактики почти круглая. Большая ось: 0.'8. Малая ось: 0.’8. Несмотря на то, что центральная область, судя по изофотам, имеет форму явно выраженного эллипсоида.

Размеры галактики в парсеках получены используя формулу: D = rd''/206265'' [7].

Где r – расстояние до галактики, D – линейный диаметр, d'' – угловой диаметр.

Рис. 8. Профили галактики в 3 фильтрах. 

Судя по небольшому снижению блеска сверхновой по сравнению с яркостью в день ее открытия и промежутку времени между открытием и нашими наблюдениями менее 100 дней можно с уверенностью сказать, что сверхновая находится на «плато» кривой, что свойственно для сверхновых II типа.

Полученная нами абсолютная звездная величина также указывает на то, что сверхновая принадлежит ко II типу.

Угловые размеры галактики, полученные нами, хорошо согласуются с каталожными данными. Линейные размеры 9.7 х 9.0 кпк говорят о том, что I Zw 97 действительно является карликовой галактикой. Так, например Туманность Андромеды имеет протяженность не менее 40 кпк.

Анализируя профили галактики, полученные в разных фильтрах (рис. 6) видим, что ядро в отличие от нормальных галактик имеет ярко выраженный голубой цвет, что также подтверждает наблюдения других авторов [5].

1. Ю. П. Псковский. Сверхновыезвезды. Нестационарные звезды и методы их исследования. 1974 г.

2. Central Bureau for Astronomical Telegrams. 2008CBET.1348A...1P.

3. The Full Northern APM Catalogue.

4. NASA/IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE

5. Royal Astronomical Society. 2009MNRAS.396...97R.

6. Программа IRIS (версия 5.55) http://www.astrosurf.com/buil

7. Е. П. Левитан. Астрономия. 1998 г.