SN 2008aw

Исследование SN 2008aw в сейфертовской галактике NGC 4939

Фан Александр (2012 – 2013 уч. год)

Введение

Сверхновыми называется класс нестационарных звезд, достигающих в максимуме блеска светимости, сравнимой со светимостями галактик, а затем ослабляющих свой блеск более, чем на 18^m. Характер изменения блеска и цвета сверхновых специфичен.

В астрофизике проблемы сверхновых находятся на оживленном перекрестке путей, ведущих к пониманию эволюции звезд и галактик. Сверхновые, по-видимому, являются финальной стадией эволюции звезд определенного интервала масс. По современным гипотезам именно в процессе взрывов сверхновых должен идти синтез тяжелых элементов, играющих принципиальную роль в эволюции звездных населений и космогонии планетных систем.

Для большинства сверхновых блеск исследован слабо. Обычно оценок блеска получается мало и для составления кривых блеска привлекаются данные всех исследователей, несмотря на систематические различия, связанные с несовершенством фотометрических стандартов, особенностями приемных систем и др. причинами. В некоторых случаях по фрагментам наблюдавшейся кривой блеска удается реконструировать ее максимум и изменение блеска на значительном интервале. Характерные особенности кривых блеска сверхновых различных типов сводятся к следующему.

Сверхновые I типа. Максимальная фаза блеска сверхновой I типа длится около суток и сменяется быстрым падением на 3^m, которое у них может происходить с различной скоростью – за 25 – 40 суток. После этого наступает медленное ослабление на 0^m,01 – 0^m,02 в сутки.

Сверхновые II типа. Их кривые блеска изучены с 20 суток до максимума и до 360 суток после него, но с большими пропусками. Скорость возрастания блеска составляет 0^m,13 в сутки, амплитуда блеска превышают 8^m. В максимуме сверхновые II типа задерживаются дольше сверхновых I типа. Средние скорости падения блеска 0^m,08 – 0^m,02 в сутки. У части сверхновых II типа блеск ослабляется скачком («горбик»). Отмечен тот факт, что «горбик» появляется тем позже после максимума, чем медленнее средняя скорость падения блеска.

У сверхновых II типа подмечено, что скорость изменения цвета пропорциональна скорости изменения блеска, поэтому данные о цвете различных сверхновых II типа тоже можно редуцировать к зависимости «цвет-фаза» для сверхновой со средней скоростью падения блеска 0^m,08 в сутки. В интервале между максимумом блеска и максимумом покраснения показатель цвета сверхновых II типа изменяется круче, чем показатель цвета сверхновых I типа.

Абсолютные величины сверхновых. Зная блеск сверхновой в максимуме и расстояние до галактики, можно найти ее абсолютную величину в максимуме блеска.

Хотя обычно считается, что в среднем максимальный блеск сверхновых сравним с интегральным блеском содержащих их галактик, определения по 25 сверхновых с известным максимумами блеска показывают, что в среднем блеск сверхновых в максимуме слабее на 2^m, чем блеск галактик. [1]

Сверхновая SN 2008aw была открыта 2 марта 2008 г. в сейфертовской галактике NGC 4939.

Координаты сверхновой:

R.A. = 13h 04m 14s.12,
Decl. = -10° 19' 12".3

Или на 3".4 к западу и на 69".6 к северу от ядра NGC 4939.

Блеск сверхновой в момент открытия составлял 16^m.0

А 20 марта он увеличился до 15^m.7. Тип вспышки классифицирован как II.

На снимках сделанных 12 января 2009 г. сверхновой уже не видно.

Рис. 1. Изображение сверхновой полученное Swift Ultraviolet/Optical Telescope (UVOT) optical (v, b, u)

Рис. 2. Изображение сверхновой полученное Swift UV (uvw1, uvm2, uvw2)

Рис. 3. Изображение сверхновой полученное Swift X-Ray Telescope (XRT) X-ray images

Рис. 4. Кривая блеска сверхновой полученная Swift UVOT.

Параметры галактики NGC 4939

Классификация: SA(s)bc. Sy2 [2]
Размер: 5.5’ - 2.8’
Blue Magnitude: 11^m.90
Яркость поверхности: 14^m.73
Лучевая скорость: 3110 km/s
Экваториальные координаты J2000 RA: 13^h 04^m 14.60^s; DE: -10° 20’ 21.0”

Галактическое поглощение в направлении NGC 4939 [2]

Filter [µm] B (0.43) g (0.47) r (0.62)

A [mag] 0.148 0.135 0.093

Сейфертовские галактики

В 1965 г. Шкловский, анализируя природу оптического излучения квазаров, указывал на то, что квазары и ядра сейфертовских галактик – по существу одно и тоже явление, отличающееся только масштабом и, возможно, фазой эволюции.

Поскольку оптическое излучение квазаров переменно, можно было ожидать, что и оптическое излучение ядер сейфертовских галактик окажется переменным. Проведенные в 1967 г. Фитчем, Пахольчиком и Вейманом наблюдения NGC 4151 показали, что ядро этой галактики меняет блеск в оптическом диапазоне.

Таблица 1. Амплитуды изменений блеска ядер сейфертовских галактик [3]

Галактика/фильтры	V	B - V
NGC 1068	0,21	0,20
NGC 3516	0,23	0,18
NGC 4151	0,50	0,47
NGC 5548	0,20	0,35
NGC 7469	0,18	0,27
Маркарян 10	0,28	0,29
IIZw 136	0,23	0,16
NGC 1275	0,53	0,15

Наблюдения

Все наблюдения проводились на телескопах Фолкеса.

Рис. 5. Снимок NGC 4939 получен самарскими учащимися

Таблица 2. Используемые наблюдения

№	Дата	Наблюдатели
1	06.03.2008	Torun
2	11.03.2008	Bolton School
3	13.03.2008	Torun
4	14.03.2008	Samara
5	05.04.2008	Torun
6	11.04.2008	Olsztyn
7	24.04.2008	Norman Lockyer Observatory
8	30.04.2008	Concord College
9	02.05.2008	Paulet High School
10	05.05.2008	Samara
11	09.05.2008	Paulet High School
12	12.01.2009	Caistor Observatory
13	20.02.2009	Samara

Обработка наблюдений

Звезда сравнения взята из NOMAD Catalog (Zacharias+ 2005):

Координаты: a = 13^h 04^m 11^s.306; d = -10^o 19’ 05”.72

Блеск: B = 15.09; V = 14.80; R = 14.53.

Таблица 3. Результаты наблюдений SN 2008aw

№	Дата	JD:2454	B	Ошибка	V	Ошибка	R	Ошибка
1	06.03.2008	532	-	-	15,25	0,01	15,39	0,01
2	11.03.2008	537	15,24	0,10	15,45	0,01	15,19	0,02
3	13.03.2008	539	15,24	0,03	15,46	0,01	15,69	0,03
4	14.03.2008	540	15,25	0,02	15,37	0,01	15,33	0,03
5	05.04.2008	562	16,56	0,04	16,12	0,03	15,85	0,01
6	11.04.2008	568	16,82	0,01	16,28	0,02	15,95	0,02
7	24.04.2008	581	17,27	0,08	16,52	0,01	16,15	0,01
8	30.04.2008	587	-	-	-	-	16,24	0,04
9	02.05.2008	589	17,62	0,04	16,77	0,06	16,30	0,05
10	05.05.2008	592	17,77	0,11	16,85	0,01	16,36	0,02
11	09.05.2008	596	17,88	0,02	17,01	0,05	16,46	0,02

Таблица 4. Результаты наблюдений ядра сейфертовской галактики NGC 4939

№	Дата	JD:2454	B	V	R
1	06.03.2008	532	-	14,86	14,50
2	11.03.2008	537	16,35	14,43	14,06
3	14.03.2008	540	15,39	14,85	14,50
4	11.04.2008	568	15,33	14,85	14,49
5	30.04.2008	587	15,87	-	14,52
6	05.05.2008	592	15,35	14,86	14,50
7	09.05.2008	596	15,30	14,78	14,46
8	12.01.2009	844	15,38	14,80	14,50
9	20.02.2009	883	15,43	14,72	14,48

Измерения ядра галактики проводились с апертурой радиусом 8 пикселей.

Масштаб изображений: 0.2782”/pix. То есть радиус апертуры составил 2”,2256.

Зная лучевую скорость NGC 4939 и принимая постоянную Хаббла = 75 км/(с*Мпк) получаем радиус апертуры равным 447 пк.

Таблица 5. Результаты наблюдений SN 2008aw с учетом галактического поглощения

JD:2454	B	V	R	B - V	V - R
532	-	15,12	15,30	-	-0,18
537	15,09	15,32	15,10	-0,23	0,22
539	15,09	15,32	15,60	-0,23	-0,28
540	15,10	15,24	15,24	-0,14	0
562	16,41	15,98	15,76	0,43	0,22
568	16,67	16,14	15,86	0,53	0,28
581	17,12	16,38	16,06	0,74	0,32
587	-	-	16,15	-	-
589	17,47	16,64	16,21	0,83	0,43
592	17,62	16,72	16,27	0,9	0,45
596	17,73	16,88	16,37	0,85	0,51

Таблица 6. Результаты наблюдений ядра сейфертовской галактики NGC 4939 с учетом галактического поглощения

JD:2454	B	V	R	B - V	V - R
532	-	14,72	14,41	-	0,31
537	16,20	14,30	13,97	1,90	0,33
540	15,24	14,72	14,41	0,52	0,31
568	15,18	14,72	14,40	0,46	0,32
587	15,72	-	14,43	-	-
592	15,20	14,72	14,41	0,48	0,31
596	15,15	14,64	14,37	0,51	0,27
844	15,23	14,66	14,41	0,57	0,25
883	15,28	14,58	14,39	0,70	0,19

Результаты наблюдений

Рис. 6. Фотометрическая кривая SN 2008aw

Рис. 7. Показатель цвета SN 2008aw

Рис. 8. Кривая блеска ядра NGC 4939

Рис. 9. Показатель цвета ядра NGC 4939

Заключение

Абсолютная звездная величина сверхновой в момент максимума

Максимальный блеск сверхновой наблюдался 6 марта: V = 15,12 и 11 марта: B = 15,09; R = 15,10.

Не совпадение с результатами Swift Ultraviolet/Optical Telescope связано с тем, что наши данные получены не в одну и туже ночь. А именно вблизи максимума блеска сверхновой наблюдаются скачки блеска.

Абсолютная звездная величина определяется по формуле: М = m + 5 – 5 lg r [4],

где m – видимая звездная величина;

r – расстояние до звезды в пк.

Определяем расстояния до сверхновой используя формулу: V = H * r ,

где H - постоянная Хаббла равная 75 км/(с*Мпк);

V - лучевая скорость галактики.

Отсюда r = 41.47 Мпк, а M= -18^m.

Средние скорости падения блеска 0^m,08 – 0^m,02 в сутки.

Используемые источники

1. Ю. П. Псковский. Сверхновые звезды. Явления нестационарности и звездная эволюция. 1974 г.

2. NASA/IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE.

3. В. М. Лютый. Оптическая переменность ядер сейфертовских галактик. Астрономический журнал. Том 49. Вып. 5. 1972 г.

4. Левитан Е. П. Астрономия. Учебник для 11 класса. 2005 г.