Supernova SN 2019np in NGC3254
Inviato: 11 feb 2019, 19:26
Ciao a tutti, dopo mesi di astinenza sono finalmente riuscito ad aprire l'osservatorio. Ho osservato la supernova che ha segnalato sul forum il nostro Max Caimmi.
E' da poco cominciato il declino ma la sua luminosita' regge ancora. La fotometria eseguita in simultanea con il Mak 90, la SXH-H9 e il filtro fotometrico Baader V, ha permesso di misurare il valore V = 13.81.
La stima di magnitudine e' servita a calibrare in flusso assoluto lo spettro preso con il Lhires III e reticolo da 150 l/mm.
Per l'identificazione delle righe mi sono basato sul questo documento.
La classificazione della SN 2019np, tipo Ia, e' conosciuta fin dal momento della sua scoperta (le SN Ia sono facilissime da riconoscere mediante spettroscopia, anche con lo Star Analyser). Ho comunque interrogato i due principali sistemi di riconoscimento a scopo didattico che, naturalmente, confermano il tipo "Ia normal", leggermente evoluto.
SNID (Blondin and Tonry 2007, Ap.J. 666, 1024) trova la migliore correlazione con lo spettro della SN 1998bu a 11.4 giorni dal massimo.
Interessante notare la percentuale di spettri delle varie tipologie (database impiegato da SNID) correlate con il mio profilo. Quasi il totale degli spettri "Ia normal" hanno un'ottima correlazione con il profilo osservato della SN 2019np.
Gelato (Harutyunyan et al. 2008, A&A 488, 383) restituisce la migliore corrispondenza sempre con la SN 1998bu ma a 13.5 giorni di eta'.
Infine un piccolo esperimento. Durante le riprese ho posizionato la SN nella parte larga della fenditura fotometrica (300 micron) ed ho preso un frame di 960 sec. Il rumore dovuto al fondo cielo piu' intenso e' stato compensato dal maggiore flusso in entrata nello strumento (sempre parzialmente tagliato se si usa una fenditura stretta). Lo spettro e' risultato meno rumoroso rispetto ad uno di pari esposizione ma ottenuto con la fenditura da 30 micron.
Il profilo azzurro (sopra) e' sempre lo stesso ma sottoposto ad un filtraggio gaussiano che comporta una aumento di SNR a discapito della risoluzione spettrale (ancora sufficiente a campionare le caratteristiche spettrali principali della supernova). In queste condizioni in pratica si emula uno strumento a bassissima risoluzione ed e' sufficiente una integrazione molto breve per prendere uno spettro utile.
Dalla lunghezza d'onda del minimo del profondo assorbimento dovuto al silicio (Si II 6347 - 6371) si puo' stimare la velocita' di espansione del guscio gassoso a seguito dell'evento. Come tutte le righe negli spettri di SN, il doppietto del silicio e' notevolmente allargato per le elevatissime velocita' (per effetto Doppler), tanto da non essere piu' risolvibile in due righe separate ma appare come un unico largo assorbimento.
In condizioni di quiete il baricentro del doppietto si troverebbe circa a 6355 A. Invece nel mio spettro si puo' misurare sui 6180 A circa. Parliamo del cosiddetto assorbimento P-Cygni che subisce uno spostamento Doppler verso il blu in quanto il gas che lo produce, espandendo, si muove verso di noi. Quanto? In prima approssimazione tanto da spostare la sua lunghezza d'onda da 6355 a 6180A, circa 175 Angstrom. A questo spostamento corrisponde una velocita' di circa 8300 Km/s (ho usato la formula (delta_lambda/lambda*c -> 175/6355*300000). La galassia ospite (NGC3254) tuttavia retrocede con una velocita' di 1355 Km/s (fonte NED), quindi la velocita' di espansione dei gas (con il riferimento al centro della SN), e' di 8300+1355 -> ~9700 Km/s.
Per Tonino o altri che prendono spettri con lo Star Analyser: queste sono alcune delle informazioni che si possono dedurre anche da spettri a bassa risoluzione. Lo Star Analyser e' ottimo per svolgere osservazioni di supernove. Chiaramente quando le SN sono deboli serve un cielo scuro e si devono adottare le appropriate tecniche di ripresa (in pratica stesse usate per astrofoto del profondo cielo).
Paolo
E' da poco cominciato il declino ma la sua luminosita' regge ancora. La fotometria eseguita in simultanea con il Mak 90, la SXH-H9 e il filtro fotometrico Baader V, ha permesso di misurare il valore V = 13.81.
La stima di magnitudine e' servita a calibrare in flusso assoluto lo spettro preso con il Lhires III e reticolo da 150 l/mm.
Per l'identificazione delle righe mi sono basato sul questo documento.
La classificazione della SN 2019np, tipo Ia, e' conosciuta fin dal momento della sua scoperta (le SN Ia sono facilissime da riconoscere mediante spettroscopia, anche con lo Star Analyser). Ho comunque interrogato i due principali sistemi di riconoscimento a scopo didattico che, naturalmente, confermano il tipo "Ia normal", leggermente evoluto.
SNID (Blondin and Tonry 2007, Ap.J. 666, 1024) trova la migliore correlazione con lo spettro della SN 1998bu a 11.4 giorni dal massimo.
Interessante notare la percentuale di spettri delle varie tipologie (database impiegato da SNID) correlate con il mio profilo. Quasi il totale degli spettri "Ia normal" hanno un'ottima correlazione con il profilo osservato della SN 2019np.
Gelato (Harutyunyan et al. 2008, A&A 488, 383) restituisce la migliore corrispondenza sempre con la SN 1998bu ma a 13.5 giorni di eta'.
Infine un piccolo esperimento. Durante le riprese ho posizionato la SN nella parte larga della fenditura fotometrica (300 micron) ed ho preso un frame di 960 sec. Il rumore dovuto al fondo cielo piu' intenso e' stato compensato dal maggiore flusso in entrata nello strumento (sempre parzialmente tagliato se si usa una fenditura stretta). Lo spettro e' risultato meno rumoroso rispetto ad uno di pari esposizione ma ottenuto con la fenditura da 30 micron.
Il profilo azzurro (sopra) e' sempre lo stesso ma sottoposto ad un filtraggio gaussiano che comporta una aumento di SNR a discapito della risoluzione spettrale (ancora sufficiente a campionare le caratteristiche spettrali principali della supernova). In queste condizioni in pratica si emula uno strumento a bassissima risoluzione ed e' sufficiente una integrazione molto breve per prendere uno spettro utile.
Dalla lunghezza d'onda del minimo del profondo assorbimento dovuto al silicio (Si II 6347 - 6371) si puo' stimare la velocita' di espansione del guscio gassoso a seguito dell'evento. Come tutte le righe negli spettri di SN, il doppietto del silicio e' notevolmente allargato per le elevatissime velocita' (per effetto Doppler), tanto da non essere piu' risolvibile in due righe separate ma appare come un unico largo assorbimento.
In condizioni di quiete il baricentro del doppietto si troverebbe circa a 6355 A. Invece nel mio spettro si puo' misurare sui 6180 A circa. Parliamo del cosiddetto assorbimento P-Cygni che subisce uno spostamento Doppler verso il blu in quanto il gas che lo produce, espandendo, si muove verso di noi. Quanto? In prima approssimazione tanto da spostare la sua lunghezza d'onda da 6355 a 6180A, circa 175 Angstrom. A questo spostamento corrisponde una velocita' di circa 8300 Km/s (ho usato la formula (delta_lambda/lambda*c -> 175/6355*300000). La galassia ospite (NGC3254) tuttavia retrocede con una velocita' di 1355 Km/s (fonte NED), quindi la velocita' di espansione dei gas (con il riferimento al centro della SN), e' di 8300+1355 -> ~9700 Km/s.
Per Tonino o altri che prendono spettri con lo Star Analyser: queste sono alcune delle informazioni che si possono dedurre anche da spettri a bassa risoluzione. Lo Star Analyser e' ottimo per svolgere osservazioni di supernove. Chiaramente quando le SN sono deboli serve un cielo scuro e si devono adottare le appropriate tecniche di ripresa (in pratica stesse usate per astrofoto del profondo cielo).
Paolo