Supernova SN 2017eaw
Inviato: 18 mag 2017, 19:16
Molti di voi sono probabilmente gia' a conoscenza del fatto che qualche giorno fa e' esplosa una supernova nella bella galassia NGC6946. La galassia e' chiamata anche "Fireworks Galaxy" proprio per l'elevato numero di SN che ha "ospitato" nel corso degli anni. Non si e' smentita...
Si sa, quando le galassie ospiti sono piu' vicine, le supernove appaiono piu' luminose. Le SN hanno infatti una magnitudine assoluta simile (con variazioni piu' grandi a seconda del tipo). La nostra SN brilla adesso con una magnitudine attorno alla tredicesima. Un faro nella notte confrontata con quelle che scopre il nostro mitico Caimmi! A proposito, e' stato lui ad avvertirmi dell'evento (thanks Max!).
La supernova e' stata classificata di tipo IIP, cioe' l'evento e' dovuto al rapido collasso di una stella molto massiccia. Per quanto riguarda la magnitudine assoluta nella fase di massima luminosita', le SN di tipo II hanno la piu' estesa varieta' di valori (dati storici). E' quindi difficile prevedere quale magnitudine apparente riuscira' a raggiungere durante il massimo ma una stima e' comunque fattibile, utilizzando i seguenti parametri.
- Il modulo di distanza di NGC NGC6946 vale 28.67 +/-0.43 Mag (NASA/IPAC Extragalactic Database)
- La magnitudine assoluta di una SN di tipo II e' di -17.00 +/- 1.12 Mag (A COMPARATIVE STUDY OF THE ABSOLUTE MAGNITUDE DISTRIBUTIONS OF SUPERNOVAE, Dean Richardson at al.)
- L'estinzione dovuta alle polveri interstellari della SN 2017eaw e' stata stimata E(B-V) = ~0.22 Mag (ATel #10377)
La magnitudine di picco si puo' approssimativamente valutare sommando il modulo di distanza e la magnitudine assoluta: 28.67+(-17)= 11.67 mag. A questo valore bisogna aggiungere l'estinzione in banda V dovuta alle polveri interstellari calcolando il delta mag con la formula:
AV = 3.2 E(B-V) = 3.2 x 0.22 = 0.7 mag.
Le polveri lungo la linea di vista attenuano di 0.7 magnitudini la luminosita' della SN in banda V (peccato!).
La previsione sarebbe quindi 11.67 + 0.7 = 12.4 (V mag).
Volevo precisare che la magnitudine assoluta e' stimata in banda B nel documento segnalato. Ho comunque fatto questa approssimazione perche', per il tipico continuo delle SN in questa fase, la mag B e' quasi coincidente con quella V.
Dicevamo che le SN di tipo II sono molto variegate in quanto a magnitudine assoluta nella fase del massimo quindi, volendo tenere conto dell'errore associato (anche al modulo di distanza), il risultato si "apre" da mag V 11.7 a 13.1. E' un range davvero ampio che include l'attuale magnitudine (la stima e' quindi poco utile a livello pratico). A vedere la curva di luce AAVSO, a me sembra che siamo gia' nei pressi del massimo.
Dopo alcuni giorni di condizioni meteo non ottimali, ieri sera ho fatto la mia seconda osservazione. Seeing e trasparenza erano buoni (la prima osservazione e' stata disturbata dal passaggio di nubi). Ho utilizzato il Lhires III con il reticolo da 150 l/mm (R~600) mentre la fotometria e' stata svolta dal Mak 90 in parallelo (Baader V, SXV-H9).
Immagine del Mak 90 (somma di tante foto da 60s):
AAVSO ha prontamente creato la sequenza fotometrica per la SN 2017eaw. Nella composizione che segue ho riportato la cartina, la tabella fotometrica e la mia immagine con le stelle di riferimento evidenziate.
Siccome per questa sessione lo scopo della fotometria e' quello di permettere la calibrazione dello spettro in flusso assoluto, ho fatto la media dei frame presi durante la ripresa spettroscopia ricavando una magnitudine media in banda V di 12.90 (ho provato sia la media dei frame che il sigma con risultato analogo).
La supernova nella finestra di guida (Lodestar, esp. 6s):
Il profilo spettrale calibrato in flusso assoluto:
Le caratteristiche spettrali sono poco marcate, tipico delle supernove durante le prime fasi. E' questo il motivo per cui la classificazione di una SN appena scoperta non e' banale. Lo spettro delle SN di tipo II mostrano all'inzio solo un continuo blu (ad indicare una alta temperatura) e sono privi di righe.
Essendo passati alcuni giorni, lo spettro ha cominciato a "prendere forma". Le righe sono fortemente allargate per l'enorme velocita' di espansione dei gas ad eccezione della riga D del sodio sui 590 nm (doppietto non risolto), dovuta alle polveri interstellari lungo la linea di vista e la componente in assorbimento dell'idrogeno (P-Cygni) sui 628 nm. Il largo "rigonfiamento" tra 630 e 680 nm e' la componente in emissione dell'idrogeno alfa. Un analogo profilo mi sembra sia esibito dalla riga h-beta tra 465 e 495 nm mentre la "prominenza" a ridosso della riga del sodio potrebbe essere dovuta all'elio neutro He I 5876. Il profilo termina verso il blu con alcuni larghi assorbimenti (ferro ionizzato?).
Un dato che e' possibile ricavare dal profilo e' la velocita' di espansione dei gas a seguito dell'esplosione. Il riferimento piu' affidabile e' la componente in assorbimento del profilo P-Cygni dell'idrogeno che ho misurato sui 6280A circa. L'assorbimento e' spostato verso il blu (avvicinamento) di circa 283 A (h-alfa a riposo: 6563A). A questo shift corrisponde una velocita' di circa 13000 Km/s (delta lambda / lambda * c), un valore compatibile con quanto riportato nell'ATel #10377 del 15 maggio, 14300 Km/s. Tale velocita' subisce infatti un veloce decremento nei primi giorni in quanto la fotosfera recede verso gli strati piu' interni (gli strati esterni diventano piu' trasparenti) che viaggiano ad una velocita' inferiore.
Ho provato ad eseguire una classificazione del mio spettro con Gelato (Harutyunyan et al. 2008, A&A, 488, 383), che ha trovato il tipo corretto (IIP) in fase leggermente avanzata.
Il fit con la SN 1999gi (IIP):
Quello con la SN 1999em (IIP):
Lo spettro di questo tipo di SN subisce forti variazioni con il tempo. La P sta per "Plateau" e indica che la sua curva di luce, dopo il massimo, si stabilizza per alcune settimane per poi iniziare a scendere. In questa fase le righe dovrebbero enfatizzarsi moltissimo, rendendo lo spettro molto piu' "facile" da osservare.
Scusate per la lunghezza. Ho scritto tutto di corsa, spero di non aver commesso grandi errori (anche sostanziali).
Paolo
Si sa, quando le galassie ospiti sono piu' vicine, le supernove appaiono piu' luminose. Le SN hanno infatti una magnitudine assoluta simile (con variazioni piu' grandi a seconda del tipo). La nostra SN brilla adesso con una magnitudine attorno alla tredicesima. Un faro nella notte confrontata con quelle che scopre il nostro mitico Caimmi! A proposito, e' stato lui ad avvertirmi dell'evento (thanks Max!).
La supernova e' stata classificata di tipo IIP, cioe' l'evento e' dovuto al rapido collasso di una stella molto massiccia. Per quanto riguarda la magnitudine assoluta nella fase di massima luminosita', le SN di tipo II hanno la piu' estesa varieta' di valori (dati storici). E' quindi difficile prevedere quale magnitudine apparente riuscira' a raggiungere durante il massimo ma una stima e' comunque fattibile, utilizzando i seguenti parametri.
- Il modulo di distanza di NGC NGC6946 vale 28.67 +/-0.43 Mag (NASA/IPAC Extragalactic Database)
- La magnitudine assoluta di una SN di tipo II e' di -17.00 +/- 1.12 Mag (A COMPARATIVE STUDY OF THE ABSOLUTE MAGNITUDE DISTRIBUTIONS OF SUPERNOVAE, Dean Richardson at al.)
- L'estinzione dovuta alle polveri interstellari della SN 2017eaw e' stata stimata E(B-V) = ~0.22 Mag (ATel #10377)
La magnitudine di picco si puo' approssimativamente valutare sommando il modulo di distanza e la magnitudine assoluta: 28.67+(-17)= 11.67 mag. A questo valore bisogna aggiungere l'estinzione in banda V dovuta alle polveri interstellari calcolando il delta mag con la formula:
AV = 3.2 E(B-V) = 3.2 x 0.22 = 0.7 mag.
Le polveri lungo la linea di vista attenuano di 0.7 magnitudini la luminosita' della SN in banda V (peccato!).
La previsione sarebbe quindi 11.67 + 0.7 = 12.4 (V mag).
Volevo precisare che la magnitudine assoluta e' stimata in banda B nel documento segnalato. Ho comunque fatto questa approssimazione perche', per il tipico continuo delle SN in questa fase, la mag B e' quasi coincidente con quella V.
Dicevamo che le SN di tipo II sono molto variegate in quanto a magnitudine assoluta nella fase del massimo quindi, volendo tenere conto dell'errore associato (anche al modulo di distanza), il risultato si "apre" da mag V 11.7 a 13.1. E' un range davvero ampio che include l'attuale magnitudine (la stima e' quindi poco utile a livello pratico). A vedere la curva di luce AAVSO, a me sembra che siamo gia' nei pressi del massimo.
Dopo alcuni giorni di condizioni meteo non ottimali, ieri sera ho fatto la mia seconda osservazione. Seeing e trasparenza erano buoni (la prima osservazione e' stata disturbata dal passaggio di nubi). Ho utilizzato il Lhires III con il reticolo da 150 l/mm (R~600) mentre la fotometria e' stata svolta dal Mak 90 in parallelo (Baader V, SXV-H9).
Immagine del Mak 90 (somma di tante foto da 60s):
AAVSO ha prontamente creato la sequenza fotometrica per la SN 2017eaw. Nella composizione che segue ho riportato la cartina, la tabella fotometrica e la mia immagine con le stelle di riferimento evidenziate.
Siccome per questa sessione lo scopo della fotometria e' quello di permettere la calibrazione dello spettro in flusso assoluto, ho fatto la media dei frame presi durante la ripresa spettroscopia ricavando una magnitudine media in banda V di 12.90 (ho provato sia la media dei frame che il sigma con risultato analogo).
La supernova nella finestra di guida (Lodestar, esp. 6s):
Il profilo spettrale calibrato in flusso assoluto:
Le caratteristiche spettrali sono poco marcate, tipico delle supernove durante le prime fasi. E' questo il motivo per cui la classificazione di una SN appena scoperta non e' banale. Lo spettro delle SN di tipo II mostrano all'inzio solo un continuo blu (ad indicare una alta temperatura) e sono privi di righe.
Essendo passati alcuni giorni, lo spettro ha cominciato a "prendere forma". Le righe sono fortemente allargate per l'enorme velocita' di espansione dei gas ad eccezione della riga D del sodio sui 590 nm (doppietto non risolto), dovuta alle polveri interstellari lungo la linea di vista e la componente in assorbimento dell'idrogeno (P-Cygni) sui 628 nm. Il largo "rigonfiamento" tra 630 e 680 nm e' la componente in emissione dell'idrogeno alfa. Un analogo profilo mi sembra sia esibito dalla riga h-beta tra 465 e 495 nm mentre la "prominenza" a ridosso della riga del sodio potrebbe essere dovuta all'elio neutro He I 5876. Il profilo termina verso il blu con alcuni larghi assorbimenti (ferro ionizzato?).
Un dato che e' possibile ricavare dal profilo e' la velocita' di espansione dei gas a seguito dell'esplosione. Il riferimento piu' affidabile e' la componente in assorbimento del profilo P-Cygni dell'idrogeno che ho misurato sui 6280A circa. L'assorbimento e' spostato verso il blu (avvicinamento) di circa 283 A (h-alfa a riposo: 6563A). A questo shift corrisponde una velocita' di circa 13000 Km/s (delta lambda / lambda * c), un valore compatibile con quanto riportato nell'ATel #10377 del 15 maggio, 14300 Km/s. Tale velocita' subisce infatti un veloce decremento nei primi giorni in quanto la fotosfera recede verso gli strati piu' interni (gli strati esterni diventano piu' trasparenti) che viaggiano ad una velocita' inferiore.
Ho provato ad eseguire una classificazione del mio spettro con Gelato (Harutyunyan et al. 2008, A&A, 488, 383), che ha trovato il tipo corretto (IIP) in fase leggermente avanzata.
Il fit con la SN 1999gi (IIP):
Quello con la SN 1999em (IIP):
Lo spettro di questo tipo di SN subisce forti variazioni con il tempo. La P sta per "Plateau" e indica che la sua curva di luce, dopo il massimo, si stabilizza per alcune settimane per poi iniziare a scendere. In questa fase le righe dovrebbero enfatizzarsi moltissimo, rendendo lo spettro molto piu' "facile" da osservare.
Scusate per la lunghezza. Ho scritto tutto di corsa, spero di non aver commesso grandi errori (anche sostanziali).
Paolo