Observationskursus på Tenerife: Observationer af supernovaer

Transkript

1 Modtaget dato: Godkendt: Dato: Underskrift: (forbeholdt instruktor) Observationskursus på Tenerife: Observationer af supernovaer Jan engdahl Nielsen og Anne Mette Karlsen Hold nummer 3 (Dated: 7. Marts 2009) Supernovaer er voldsomme processer der signalerer slutningen i en stjernes liv. Disse lysstærke begivenheder kan bruges til at bestemme afstande og ved at lave computersimeleringer kan man tilpasse de modeller man har, med hvad man rent faktisk kan observere. Vi har valgt at kigge nærmere på supernova-lyskurver på vores observationstur til Observatorio del Teide, Tenerife. Vi har observeret flere supernovaer med B, V og R-filtre over en periode på 4 nætter. I denne rapport beskriver vi processen med at vælge supernovaerne, giver en kort beskrivelse af supernova typer og deres forventede opførsel, beskriver databehandlingen af vores billeder, og endeligt har vi kigget på resultaterne og givet vurderinger af om disse er som forventede. INDLEDNING På observations kurset på tenerife valgte vi at undersøge forskellige supernovaers lysintensitet og variationen af den. Målet var, igennem de 4 dage som vi havde til rådighed på IC80, at studere de samme supernovaers intensitet i B-, V- og R-filter for derved at eftervise deres karakteristiske lyskurver. For variationens skyld valgte vi forskellige typer supernovaer. Vi så på type Ia, II, IIp og IIn. Endvidere valgte vi både nyere og ældre observerede supernovaer for derved at få en ide om hvordan lyskurven er for supernovaer i starten og slutningen af deres liv. Forarbejde Valg af Supernovaer Magnitude og type Vi brugte siden Bright Supernovae [1] til at finde supernovaerne. Vi gik efter at få en eller flere type Ia, da de er interessante fordi de kan bruges til at bestemme afstande, og en eller flere type II-supernovaer. Type Ib og Ic har der ikke rigtigt været annonceret nogen af. Lysstyrkemæssigt gik vi efter nogle af de mere lysstærke supernovaer - om end der ikke var nogen virkelig lysstærk supernova som vi bare skulle have. Ideelt set havde vi 4 dage med observationer, hvor vi gerne ville se om der kunne måles en variation i lysstyrken, hvilket ville være lettere jo mere lys vi fik ind. Generelt har intervallet været magnitude, men vi valgte en enkelt der nok ville nå ned på 17 magnitude, Institut for Fysik og Astronomi, Aarhus Universitet, Danmark for at se hvor meget vi kunne se ved den. Der blev valgt nogle supernovaer lidt over en måned før vi skulle afsted, med en aftale om at kigge på det igen lige inden der skulle observeres. Vi valgte at observerer i B,V og R-filtre, da det er ofte-brugte filtre, og da kurvernes udseende vil variere en smule fra filter til filter. [2] Observationsmuligheder Hvilke supernovaer der kunne observeres var begrænset af observatoriets placering - i starten brugte vi forskellige sådan ser stjernehimlen ud -programmer, mens vi ved observatoriet blev introduceret for et bedre program [3] (se figur 2). Til at starte med planlagde vi også efter kun at kunne observerer i en bestemt tidsperiode om natten - det blev senere ændret. Integrationstid Ideelt set skulle vi have 4 dage med observationer; i en god del af en supernovas udvikling vil den have et henfald på 0.01 mag/dag, så vi skulle kunne opløse et fald på 0.03 magnituder, som absolut minimum. Det filter det er sværest at samle lys i er B-filteret (i den bedste bølgelængde lader det 55% af lyset passerer, mod 70% i V- og 85% i R-filteret [4]). Derfor kiggede vi primært på B-filteret. En SNR-ratio på 500 svarer til en usikkerhed på mag, og det var det vi umiddelbart kiggede efter. Formlen: SNR = N t N t + p S t + p R 2 N t er den totale antal tællinger fra supernovaen (efter t sekunders integration), S t tælling fra baggrunden i en pixel, p er supernovaens størrelse i pixel og R er den tælling man får fra Read-Noise. Tælling=antal elektroner registreret i halvlederen. Det kan også skrives:

2 2 Signal Signal + Stoej Vi fandt en side der brugte et program (kaldet ccdtime) til at beregne integrationstiden.[5] Der var mulighed for at vælge forskellige teleskoper, så vi måtte gætte lidt da vi valgte det, og håbe på at det passer nogenlunde. For en 17 magnitude supernova med SNR 500, skal man integrere i 1200 sekunder, så det var det vi gik efter. De valgte supernovaer var på dette tidspunkt: Sn 2008fp og Sn 2008gq. 2008fp blev hurtigt opgivet igen, da den ikke ville komme ret højt på himlen. Til gengæld blev Sn 2008hv og Sn 2008ip registreret (sammen med 2008gq er det en type Ia, IIn og IIp). Omvalg af Supernovaer Object Visibility Da vi først var kommet til Observatoriet, og havde fået kigget på hvilke nye supernovaer der var, samt hvilke af de gamle vi havde valgt der stadigvæk kunne forventes at have en fornuftig magnitude, fik vi printet en graf ud over, hvornår hvilke supernovaer ville være bedst at observere (ift. højden på himlen og tid på natten - se figur 2). Da vi den første nat begyndte at få en ide om at dårligt vejr kunne ødelægge muligheden for at observerer i tidsrum, fik vi også spredt observationstidspunkterne ud over hele natten - så ville de andre hold blive nød til at observerer supernovaerne, hvis muligt, til gengæld forøgede det chancen for at få flere observationer af samme supernova. Det endelige valg af supernovaer samt position er givet i tabel I. Problemerne med dårligt vejr For at beskytte teleskoper og observatorier, er der nogle kriterier for hvornår man må observerer - vinden/vindstød må ikke være for kraftig og luftfugtigheden må ikke være for høj. Vi var der i uge 4, og har faktisk været forholdsvist heldige med vejret (som ses af figur, taget fra [6]; ikke desto mindre blev vi flere gange nød til at holde pauser. D.19/1 sad vi, mens der var for høj luftfugtighed til at observere, og planlagde hvilke supernovaer der skulle observeres - vi nåede kun at få et enkelt billede den nat. For resten af dagene gælder, at hvis der ikke er blevet observeret har det været på grund af vejret (på nær for 2008gq, som vi fravalgte igen pga. dens lave magnitude). Vi optog i 20 minutter i B-båndet efter beregningerne af SNR-ratio. Der var imidlertid ikke blevet bestemt eksponeringstid for V- og R-båndet, så efter en hurtig overvejelse blev de valgt til henholdsvist 10 og 5 minutter. Lige hurtigt kan det nævnes at (taget fra samme sted SNR blev beregnet før) svarer det for en 16 magnitude supernova til: B -SNR: ( mag); V-SNR: 661.5( mag); R -SNR: 487.6(0.002 mag) Selv for R-båndet burde det, hvis man ser på SNR som den e- neste støj, være muligt at se variationer. Pga. de mange afbrydelser har vi dog ikke de samme betingelser mere: Kun for 2008hv V-båndet har vi målinger fra alle 4 dage. For de andre har vi kun mellem 2 og 3 dages optagelser (igen, med undtagelse af 2008gq som vi fravalgte), og skal således kigge efter en forskel på 0.01 / 0.02 magnituder (eller højere, alt efter hvor i dens forløb supernovaen er). Endeligt skal det nævnes at Seeing ikke var så god, som vi typisk ville kunne have fået det om sommeren. Til gengæld har vi været heldige med månen - den ikkenavngivne stiplede linie yderst på figur 2 viser hvornår den stod op. Samtidigt nærmede den sig nymåne så baggrundslyset derfor har været lav. Figur 2: Object Visibility - Højde over horizonten for de forskellige supernovaer. Typer af supernovaer Figur 1: Luftfugtighed (øverst) og Vindhastighed (nederst), hentet d.22/2-09. I slutningen af en stjernes liv sker den voldsomste udvikling. Der er mange forskellige slags stjerner. Ved at undersøge supernova typen kan den enkelte stjernes udvikling undersøges og der kan derved laves en test på om der er overesstemmelse med teorien. Ellers må teorien ændres så den kommer i overesstemmelse med det observerede. På denne måde vil viden om universet og supernovaer hele tiden udvikle sig. I mange tilfælde er det stadig kompliceret at finde et anvendeligt scenarie for hver supernova type. Dog lige efter eksplosionen er der nogle fundamen-

3 3 tale fysiske mekanismer der kan blive undersøgt, såsom neutrino og gravitions bølge udsendelse, samt eksplosive kernesammensætning herunder radioaktive henfald. Pga. Supernovaernes kæmpe lysstyrke og det faktum at de kan kalibreres med meget stor præcision kan type Ia supernovaer bruges til afstandsbestemmelse og som indikation for universets geometri. Derfor har interessen for at studerer supernovaer været stigende indenfor de sidste år. Af samme grund er antallet af opdagede supernovaer steget fra godt 20 pr. år i de tidlige 80 er til over 200 pr. år i I dec. 200 var der opdaget omkring 1800; tæller man efter på [7] har der de sidste par år været lidt over 500 observerede supernovaer pr.år, og i alt er vi på omkring 4500 registrerede supernovaer. Kombineret med bedre observationer og måleudstyr er forståelsen af supernovaer steget betydeligt. I vores projekt har vi undersøgt forskellige typer af supernovaer. Den enkelte supernovas type klassificeres ved, med spektrallinje undersøgelse, at bestemme grundstofindholdet. Men de udmærker sig også ved deres forskellige lyskurver. Først udersøges den ukendte supernova for indholdet af brint. Hvis den indeholder brint klacifiseres den som en type II ellers som type I. Hvis den ikke indeholder brint og altså er en type I undersøges om den indeholder Silicium. Hvis dette er tilfældet klacificeres supernovaen som en type Ia, ellers undersøges videre om den indeholder helium. Hvis dette er tilfældet klacificeres den som værende en type Ib ellers som en type Ic - figur viser det skematisk.[8] I den tidlige fase efter eksplosionen er den optiske dybde af det udsendte lys stor og spektret der fremkommer stammer kun fra de ydre lag. Derfor er de tidlige spektre mest følsomme overfor densitets variationer. Efterhånden som tiden går aftager temperaturen og tætheden, derfor bliver fotosfæren optisk tynd. Hermed bliver de indre regioner afdækket, og spektret ændrer sig. Lyskurverne for type I og type II ser forskellige ud, se figur 4. Kigger man i U-filteret vil den maximale intensitet optræde nogle dage før den kommer i B, der igen vil optræde nogle dage før den kommer i V. Type Ia supernovaer Denne type starter som en hvid dværg, der indgår i et dobbeltstjernesystem. Hvis massen fra den store stjerne når ud til deres fælles Lagrange punkt, bliver det yderste lag gas tiltrukket af den hvide dværg. Til sidst får den samlet så meget gas, at den når den kritisk masse på 1,4 solmasser, den såkaldte Chandrasekhargrænse. Ved mere masse end dette kan den degenerede kerne ikke modstå trykket længere, hvilket medfører en eksplosion. [9] Figur 4: Lyskurve for henholdsvis en type Ia og type II-P supernova Type II supernovaer Figur 3: Diagram over klassificering af supernovaer. Som ovenfor beskrevet er det overordnet kendetegn for type II supernovaer tilstedværelsen af brint. Maximum luminositeten kan variere over to størrelsesklasser, mens spektral energi fordelingen og profilen viser dramatiske forskelle. Typebestemmelse af Type II supernovaer baseres på lyskurve formen. I de fleste tilfælde er der efter maximum et platou med næsten konstant luminositet i op til 3 måneder. Denne type betegnes type II-P supernovaer. I andre tilfælde aftager luminusiteten mere eller mindre lineært. Disse betegnes type II-L supernovæ. Generelt antages type II-L at være lysere end type II-P, men med mange undtagelser. Efter godt 200 dage aftager mange type II supernovaer med en ret linje, hvor lysstyrken aftager med godt 1 magnetude pr. 100 dage. Dette skyldes anden gren af radioaktiv henfaldskæden 56 Ni 56 Co 56 F e.[10] Type II supernova, også betegnet kerne kollaps supernova, er et resultat af internt kollaps og efterfølgende eksplosion af massive stjerner. For at denne type kan foregå må massen være mindst 9 solmasser.[11]

4 4 Type IIn supernovaer er type II supernovaer der støder ind i omkringliggende gas. n står for narrow line, dvs. smalle emissons linjer som observeres ovenpå det typiske supernova spektrum. Valgte supernovaer De valgte supernovaer fremgår af tabellen nedenfor. Supernovaerne er valgt ud fra at de skulle være spredt godt ud over nattehimlen, så vi kunne måle på supernovaer både første og sidst på natten. Hermed fik vi større chance for at få brugbare data med hjem, selvom der var et tidspunkt vi ikke kunne optage enten pga. vejret, eller som følge af at vi ikke havde observatoriet alene. Tabel I: De valgte supernovaer vi undersøgte Supernovaer Eksponeringstider Oberveringsdata Noter SN2009I (Ia) B 20min 02h45m10s.40 V 10min R 5min SN2009K (II) B 20min 04h36m36s.77 V 10min R 3min SN2008gq (IIp) B20min 10h11m08s.85 V 10min R 5min SN2008hv (Ia) B 20min 09h07m36s.06 V 10min R 5min SN2008ip (IIn) B 20min 12h57m50s.20 V 10min R 5min SN2009L (Ia) B 20min 12h58m48s.10 V 10min R 5min Filnavne, dage og klokkeslæt for optagelse af supernovaer På siden astro.phys.au.dk/teide09 ligger samtlige billeder som holdet tog på observations kurset med IC80. Vi fandt vores billeder for de forskellige supernovaer på de enkelte dage. I hver enkelt tabel er indført data for hvilke dage, hvilke filtre og eksakt start observations tidspunkt. På hjemmesiden findes også en fil med Julian Dates for optagelserne, samt hvilken vinkel teleskopet havde i forhold til zenit - i form af hvor mange atmosfærer man kigger igennem. Beskrivelse af programmet: Fotometri i matlab Til bestemmelse af relative størrelsesklasser udviklede vi et fotometriprogram i matlab. Programmet består af et hovedprogram og to underliggende programmer. Et til Tabel II: Filnavne, dage og klokkeslæt for optagelse af supernova sn2008hv 19/ O190109_0292.fit V O190109_0293.fit V / O200109_0078.fit B O200109_0079.fit V O200109_0080.fit R / O210109_0112.fit B O210109_0113.fit V O210109_0114.fit R / O220109_0119.fit B O220109_0118.fit V O220109_0117.fit R Tabel III: Filnavne, dage og klokkeslæt for optagelse af supernova sn2009i 20/ O200109_0032.fit B O200109_0033.fit V O200109_0031.fit R / O210109_0049.fit B O210109_0048.fit V O210109_0047.fit R O210109_0046.fit open / O220109_0008.fit R bestemmelse af supernovaens og tre stjernes centre og et til fotometribehandling. I hovedprogrammet indføres et interval i i x og y retning, fundet på billedet, omkring stjernerne og supernovaen. Først vælges antal billeder der er taget af den pågældende supernova i det pågældende filter. Dette kan varierer fra 1 til 4, da vi har maksimalt 4 billeder af den enkelte supernova i det enkelte filter. Vi havde fire dage på IC80. Matlab giver antal matricer der svarer til antal billeder. Der skrives filnavne på billederne der arbejdes med. Herefter vælges et interval omkring supernovaen og tre tydelige og let genkendelig stjerner. Billederne angives med bogstaverne fra a til d. Herefter indføres værdierne for x-min, x-max, y-min og y-max(intervallet omkring stjernerne). Der er her taget højde for at matlab bytter om på x- og y-aksen samt at de bilver spejlet under behandling, mens dette ikke er tilfældet for matlab ellers. Det første underliggende program, hvor der bestemmes supernovaens og stjernernes centre, består af en funktion, der kaldes i hovedprogrammet. Der er lavet en løkke h- vori intervallets kraftigste peak registreres med dets x- og y-koordinat i hovedprogrammets matricer. Som kontrol markeres punktet med en cirkel på billedet. Det andet underliggende program består ligeledes af en funktion, hvorfra der arbejdes videre med værdierne fundet i første program. Der indlægges en radius på 6 pixel omkring centrum, hvori fluxen beregnes. Derudover skal fluxen fra baggrunden trækkes fra. Derfor lægges to ringe med en radius på henholdsvis 17 og 20 pixel. Fluxen fin-

5 5 Tabel IV: Filnavne, dage og klokkeslæt for optagelse af supernova sn2008gq 20/ O200109_0083.fit B O200109_0082.fit V O200109_0081.fit R Tabel V: Filnavne, dage og klokkeslæt for optagelse af supernova sn2009k 20/ O200109_0035.fit B O200109_0036.fit V O200109_0037.fit R / O210109_0051.fit B O210109_0052.fit V O210109_0053.fit R des her og trækkes fra den første, hvorefter den relative størrelsesklasse for henholdsvis supernovaen og stjernene findes. Disse værdier føres ind i en matrix i hovedprogrammet. Magnituden fra en af stjernerne på det første billede, vælges til standard stjerne, hvis magnitude de andre stjerner rettes ind efter. Herved kan magnitudeforskellen på supernovaen fra dag til bestemmes. De to andre fix stjerner bruges til at bestemme usikkerheden på målingerne. Hverefter bliver magnitudeforskellen plottet med tilhørende usikkerhed som funktion af dage. I 2 tilfælde har vi kun haft 1 billede pr. filter, så for at få en fornemmelse af usikkerheden blev fluxen fra baggrunden brugt til at give en vurdering af SNR-ratio (se afsnittet om integrationstid). Den er blevet brugt for sn2008 gq - omend den reelle usikkerhed nok er lidt større. Tabel VI: Filnavne, dage og klokkeslæt for optagelse af supernova sn2008ip 20/ O200109_0121.fit B O200109_0122.fit V O200109_0123.fit R / O210109_0122.fit B O210109_0123.fit V O210109_0124.fit R / O220109_0125.fit B O220109_0124.fit V O220109_0123.fit R Tabel VII: Filnavne, dage og klokkeslæt for optagelse af supernova sn2009l 20/ O200109_0117.fit B O200109_0115.fit V O200109_0116.fit R / O220109_0122.fit B O220109_0121.fit V O220109_0120.fit R maximum og derfor lidt sværere at tyde (det er ikke helt klart hvornår den blev fundet i forhold til sit maxima). Databehandling Vi har et billede af hver enkelte supernova (farven antyder intensiteten). Ved de supernovaer der ligger et stykke inde i deres host galaxy, har vi desuden et intensitetsplot der bedre viser dette. Ved de supernovaer der er flere magnitude-målinger ved, har vi et plot af disse i B,V og R-filtre, med usikkerhederne bestemt ved at vi kiggede på magnituderne af flere stjerner i samme område, og bruger hvor meget de varierer som usikkerhed. Endeligt har vi tabeller med magnituderne i. SN2009I Figur 5: sn2009i fundet i NGC1080 Sn 2009I var den første supernova der blev observeret om aftenen, da den kunne ses kort efter solnedgang (som ses på figur 2). Den er en type Ia, der blev opdaget d.2009/01/13. 7 dage efter vil vi forvente at se kurven falde (se figur 4), eller måske vil den være omkring sit Det ses at supernovaen, der ligger lidt over galaksen fremtræder tydeligt i forhold til galaksens centrum. Det ses at supernovaen hører til denne galakses ydre del. Sandsynligvis er den et medlem af en af galaksens spiral arme.

6 6 Figur 6: Magnituden som funktion af dagene. Der er plottet magnituder for henholdsvis b-, v- og r-filter. Tabel VIII: Tilsyneladende magnituder for sn2009i F ilter 20/1 21/1 22/1 B filter intet ± ± 0.02 V filter intet ± ± 0.02 R filter ± ± ± 0.04 Figur 8: Lyskurve for både sn2009k og NGC1620. Det ses at lystyrken fra supernovaen er næsten lige så kræftig som for hele galaksen. Endvidere ses baggrunds tystyrken tydeligt. SN2009K SN2009K blev observeret ikke længe efter SN2009I da den også står godt på himlen til optagelse tidligt på aftenen. Figur 9: Magnituden som funktion af dagene. Der er plottet magnituder for henholdsvis b-, v- og r-filter Tabel IX: Tilsyneladende magnituder for sn2009k. F ilter 20/1 21/1 B filter ± ± 0.04 V filter ± ± 0.05 R filter ± ± 0.05 Figur 7: sn2009k fundet i NGC Den ses som en lille plet tæt på galaksen Ud fra figur 7 og 8 fremgår det at spuernovaen ikke ligger langt fra galaksens center region, hvorved det kan være proplematisk at adskille fluxen modtaget fra supernovaen og fra galaksen. Dette kan give noget unøjagtighed under bestemmelse af baggrundsfluxen, der ikke fremgår af usikkerheden. SN2008gq SN2009gq er en forholdsvis gammel supernova. På figur 10 ses det at den er stort set forsvundet. Den ligger i midten af billedet. Pga. alderen af supernovaen har vi kun observeret den en enkelt dag. Fra SNR-beregningen kan vi se at usikkerheden er stor.

7 7 Figur 10: sn2008gq fundet nær MCG , er efterhånden så svag, at den er svær at observerer og måle flux fra. Derfor observerede vi den kun en nat Figur 12: Intensitets udsnit af sn2008hv og NGC2765. Det ses at lysstyrken for supernovaen er næsten lige så stor som for galaksen, men dækker et mindre område af himlen, hvilket også måtte være forventeligt Tabel X: Tilsyneladende magnituder for sn2008gq. Endvidere er udført SNR-beregninger Filter B filter V filter R filter Magnitude SNR beregning SN2008hv SN2008hv ses som en tydelig lysende plet til venstre for galaksen i figur 11. Ud fra figur 12 ses tydeligt adskillelsen af supernovaens og galaksens intensitet, så der bør ikke være problemer i forhold til at skille fluxen fra galaksen fra supernovaen. Figur 13: Tilsyneladende magnituder som funktion af dagene. Der er plottet i v-, r- og b-filter Tabel XI: Tilsyneladende magnituder for sn2008hv. F ilter 19/1 20/1 21/1 22/1 B ± V ± R ± SN2008ip Figur 11: sn2008hv fundet i NGC2765 SN2008ip er tydeligt adskilt fra galaksen. Den ligger i det yderste af galaksen, så det er nemt at adskille den indkomne flux mellem galakse og supermova.

8 8 Figur 14: sn2009ip fundet nær NGC Figur 16: sn2009l fundet i NGC 1080 Figur 15: Magnituden som funktion af dagene. Der er plottet magnituder for henholdsvis b-, v- og r-filter. Der er dog blevet rykket på funktionerne for at de ikke skulle være oven i hinanden, se tabellen for de rigtige magnituder. Tabel XII: Tilsyneladende magnituder for sn2008ip Filter 20/1 21/1 22/1 B filter ± ± ± 0.23 V filter ± ± ± 0.08 R filter ± ± ± 0.08 Figur 17: Det ses at fluxen modtaget fra supernovaen er væsentlig kraftigere end fluxen modtaget fra galaksekernens ydre del, idet det høje men smalde peak er markeret for galaksen Tabel XIII: Tilsyneladende magnituder for sn2009l. F ilter 20/1 22/1 B filter ± ± 0.04 V filter ± ± 0.12 R filter ± ± 0.10 Bestemmelse af absolut atørrelsesklasse SN2009L sn2009l er den nyeste fundne supernova vi observerede. Intensitetsmæssigt ligger den et stykke inden i galaksen, men er dog stadig til at separere. Figur 17 viser intensiteten langs x-aksen, med centrum i supernovaen - fluxen fra galaksens centrum når altså ikke at komme med. For at bestemme den absolutte størrelsesklasse har vi optaget et område med Landolt standardstjerner, kaldet SA 104. I vores billede fik vi 5 standardstjerner med - den ene var dog noget svagere end de andre, så den har vi ikke brugt. Den mest lysstærke, Sa har en størrelsesklasse V=9.71. De andre ligger på magnitude. Da vi for disse fandt forskellen mellem den relative (vores

9 genlunde lige op) kan man godt approksimere funktionen over et større bølgelængdeområde. Ser man på magnituder, er ligningen enkel: 9 m(x) = m 0 + k x Her er x luftmasse (1 luftmasse svarer til at man kigger i zenit), og k en konstant der afhænger af den lokale atmosfære samt bølgelængden. m(x) og m 0 er så magnituden ved hhv luftmassen x og udenfor atmosfæren. Vi fandt følgende værdier for La Palma, som vi har brugt for de forskellige filtre, da del Teide ikke ligger langt derfra: Figur 18: Magnituden som funktion af dagene. Der er plottet magnituder for henholdsvis B-, V- og R-filter. målte) størrelsesklasse og den absolutte størrelsesklasse, kunne vi se at SA afveg noget i forhold til de andre standard stjerner (var ca. 0.2 magnituder kraftigere end den burde være), så vi har taget de 3 fornuftige standardstjerner, SA , 456 og 460, og brugt 2 af dem til at finde usikkerheden på målingen af den tredje (SA ). Tabel XIV: Filnavne, dage og klokkeslæt for optagelse af SA / O200109_0119.fit B O200109_0118.fit V O200109_0120.fit R Magnituden af SA er V = 12.36±0.0025, B V = ± og V R = ± [12] De relative størrelsesklasser vi målte for SA : B = ± 0.08, V = ± 0.02, R = ± 0.07 Vores måleusikkerheder er altså noget større end dem fra Landolt-kataloget. Da standard stjernerne var noget mere lysstærke end de observerede supernovaer, nøjedes vi med at have en eksponeringstid på 1/10 af hvad vi havde til supernovaerne (for alle filtre). Dette svarer til at der til hver relativ størrelsesklasse mangler en magnitude på -2.5, som vi tager med i beregningen senere. En ting der skal tages med i betragtning er atmosfærisk ekstinktion. På grund af absorption og spredning i atmosfæren mister vi noget af lyset fra supernovaerne. Men da vi er interesserede i den absolutte værdi (udenfor atmosfæren), skal dette tages med i beregningen. Ekstinktion kan beskrives som en funktion der påvirker Intensiteten af det indgående lys. Det er bølgelængdeafhængigt, men hvis man kan beskrive atmosfæren som et lag (kigger no- Tabel XV: første ordens ekstiktions koefficient a F ilter B V R Effektive λ(nm) Ekstinktion (mag) a http: dwe/srf/camc_extinction.html Ekstinktion er blevet modregnet når vi har plottet den absolutte størrelsesklasse; reelt set burde vi også have brugt den da vi kiggede på forskellene imellem hvert enkelte billede. Ved databehandlingen brugte vi en stjerne til at kalibrere efter, så eventuelle variationer af lystyrken pga. ekstinktionen skulle være forsvundet. Vi har stadig skulle tage højde for ekstinktionen fra billedet fra den første aften. Med forholdet mellem en Absolut og en relativ størrelsesklasse for standardstjernen, kan vi nu finde den Absolutte størrelsesklasse for alle supernovaerne. Forskellen er w magnituder (hvor w er for B, for V, for R, så for hver supernova gælder det at: w magnituden ekstinktionen (ekstinktionen er her angivet som et positivt tal, det samme er forskellen, 2.5 kom fra den formindskede observationstid). Vi har plottet resultaterne på de følgende figurer. Konklusion Generelt kan konkluderes at vi får resultater der passer med det forventede, især blandt de yngre supernovaer. Da kurverne generelt er følger samme slag hældning i de enkelte diagrammer kan det tyde på at vi har overvurderet usikkerhederne, så vi vil til en vis grad se bort fra dem. sn2009i sn2009i, der er en type Ia, har en kurve hvor størrelsesklassen i de enkelte filtre ikke varierer særlig meget.

10 10 Figur 22: Fundet absolut størrelsesklasse for sn2008hv Figur 19: Fundet absolut størrelsesklasse for sn2009i Figur 23: Fundet absolut størrelsesklasse for sn2008ip Figur 20: Fundet absolut størrelsesklasse for sn2009k visuelle og røde område måske aftager en smule. Da B- filteret er det første til at nå maksimum er det måske lidt modsat hvad vi ville forvente, men når vi ikke har flere målinger er det svært at sige om det er en trend, eller bare usikkerheder. Indenfor usikkerhederne passer det godt med at målingerne ligger omkring max intensitet for supernovaen. sn2009k sn2009k er en type II supernova. I alle tre filtre stiger lyskurven i løbet af de to dage. Hvis vi ser bort fra usikkerhederne der er medregnet på grafen får vi over en periode på godt 24 timer en stigende magnitude i B filter på 0.17, V filter på 0.19 og R filter på 0.24, hvilket, hvis vi skal have noget at sammeligne med, er godt over de 0.01 magnitude pr. dag kurven henfalder på den senere del af kurven se figur 4. Dette tyder på at vi rammer lyskurven lidt før supernovaen når sin maksimale intensitet. Figur 21: Fundet absolut størrelsesklasse for sn2009l Dette kan tyde på at på observationstidspunktet var supernovaens intensitet på sit maksimale. Intensiteten i det blå område stiger måske en smule, mens intensiteten i det sn2009l sn2009l er en type Ia supernova. Dette er den nyeste fundne supernova som vi studerede. Derfor var der en god chance for at vi fangede den første del af lyskurven

11 11 hvor der var tydelig stigning. Vi fik data fra to nætter og især det det blå bånd er det tydeligt at intensiteten er aftagende! Dvs. at Sn 2009L, der altså blev opdaget efte sn 2009K, er blevet fundet på et senere tidspunkt ift. sit maxima end 2009K er. Den aftagende intensitet fremtræder også for de to andre bånd. Ændringen i B filtret er på 0.42 mag. på to døgn - ca. dobbelt så hurtigt som i de andre. Sammenligninger man med de 0.01 magnituder pr.dag der er typisk senere på kurven, hvor kobolt henfaldet bliver det dominerende i lyskurven, ser vi dog stadigt supernovaen mens den ligger tidligt på kurven. sn2008hv sn2008hv er en type Ia supernova der blev observeret første gang 2/ Den er lidt ældre end de andre type Ia vi har kigget på hvorved det må forventes af vi er lidt længere nede af lyskurven. Det ses at det blå filter måske stiger lidt (men mere sandsynligt har vi en fejl på den sidste måling), mens de to andre falder i samme periode, hvilket også er hvad vi forventede. V-filtret er det bånd vi har observeret over flest nætter, og den er faldende i alle 4 observationer, groft sagt mellem 0.3 og 0.6 magnituder/dag - lidt større end det forventede på 0.01 magn/dag. Det er måske ikke overraskende at vi ikke kan konkludere noget entydigt over så kort tid da den er så gammel. Ved denne supernova oplevede vi det største udsving i ekstinktion. Værdien for luftmassen svinger mellem 1.11 for den første dag og 1.95 for den sidste i B-båndet. Det er muligt at denne variation har medvirket til den fundne usikkerhed. Sammenligning med andres observationer Vi har fundet enkelte målinger for nogle af de valgte supernovaer, på 3 forskellige hjemmesider - i tabellen for dem (tabel XVI)er der angivet hvilke kommer hvorfra. Der er ikke som sådan angivet usikkerheder for dem. Alle punkter, vores målinger og dem fundet på nettet, ses nedenfor i grafer. Dato en for den første observation er angivet som dag 1, så afstandenen imellem punkterne er datoer. Hvert målepunkt er blevet markeret, men der er ikke blevet angivet nogen usikkerheder for nogen af dem (da vi alligevel ikke havde for alle målingerne). Sammenhængen med den forventede kurve er nu generelt ikke nær så tydelig, men det er svært at sige præcist hvor på kurverne vi er, og for den sags skyld hvilke date der er mest fornuftige. Figur 24: Plot af alle kendte magnituder for sn 2009 I, i R- filtret sn2008ip sn2880ip er en type IIn supernova blev observeret første gang 31/ Usikkerhederne er generelt meget store, men det ser ud til at der i alle filtre er en svagt faldende kurve. Dette passer ok til det generelle supernova billede - måske lidt overraskende da type IIn er supernovaer der støder ind i omkringliggende gas, og dette kan give processer der ikke er medtaget i de simple modeller. B-filteret virker til at aftage lidt hurtigere end V og R- filteret. sn2008gq sn2008gq er en type IIp supernova. Dette var den ældste vi forsøgte at observerer. Den blev først observeret d.27/ så det kan ikke undre at vi ikke fik så meget ud af målingerne. Vi kunne se lidt af den på billederne og har også fundet magnituder for den ene dag vi observerede den. De absolutte størrelsesklasser den 20/1-09 blev beregnet til at være M B = ± 0.09, M V = ± 0.05 og M R = ± Figur 25: Plot af alle kendte magnituder for sn 2008 hv, i B, V og R-filtret For sn2009i er der i hvert fald en af de målte R-værdier fra nettet, der ikke er så gode, højest sandsynligt den første. Hvis vi ser bort fra den, passer målingerne nemlig ret godt med at vi har observeret lige omkring

12 12 Figur 26: Plot af alle kendte magnituder for sn 2008 ip, i B, V og R-filtret Tabel XVII: Samlede fundne magnituder. Supernova dato B V R sn2009i ± ± ± ± ± ± ± 0.08 sn2009k ± ± ± ± ± ± 0.08 sn2009l ± ± ± ± ± ± 0.12 sn2009hv ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± 0.08 sn2009ip ± ± ± ± ± ± ± ± ± 0.11 sn2009gq ± ± ± 0.31 R-maksimum (måske en lille smule efter). For sn2008hv er det svært at sige hvor godt vores målinger passer sammen med de andre, fordi der er gået så lang tid imellem. Umiddelbart kunne det godt virke som om at målingerne fra nettet er taget mens kurven har haft et lidt kraftigere henfald, end den har da vi optog - især i B. Dette passer dog også meget godt ind i den generelle model for supernovaer(figur 4). For sn2008ip er der stort set det samme at sige som for sn2008hv. Der er flere dage imellem observationerne, så faldet i magnitude virker måske knapt så stort for sn2008ip. Tabel XVI: Magnituder fundet på nettet. Supernova dato B V R sn2008hv a sn2008ip b sn2009i c intet intet 17.5 sn2009i d intet intet 16.0 a b c d

13 13 [1] [2] Annu.Rev.Astron.Astrophys : s [3] catserver.ing.iac.es/starapt/index.php [4] [5] [6] [7] [8] arxiv.org/abs/astro-ph/ [9] [10] arxiv.org/abs/astro-ph/ [11] [12] Taget fra Landolt kataloget