Astronomie

Normalisation du spectre de la supernova par photométrie

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J'ai ici un spectre SN (déjà réduit) qui semble avoir des artefacts. Le professeur me dit que je devrai peut-être le normaliser en utilisant la photométrie. Pour autant que je sache, je dois juste le multiplier par un facteur pour que l'intégrale sur toutes les fréquences soit égale à la luminosité bolométrique. Ai-je raison, ou y a-t-il quelque chose de plus compliqué ici?


Je pense que tu as bien compris.

Juste pour être clair. Vos données photométriques ont suffisamment d'images, y compris des étoiles biaisées, plates et standard, et sont réduites + calibrées avec des étoiles standard. Et, votre problème est que vous pouvez réduire les spectrographes (avec polarisation, lampe plate et lampe à arc) mais vous n'avez pas d'étoiles standard pour l'étalonnage. Par conséquent, vous souhaitez calibrer vos spectres avec les données photométriques. Est-ce correct?

Ce qui suit est un exemple plus détaillé de la façon de procéder.

Tout d'abord, notez qu'un point de données photométriques est l'accumulation de photons dans une bande passante. Voir la courbe de réponse montrée ici par exemple. Dans l'exemple, la bande B a sa longueur d'onde effective 4353 A, FWHM 781 A, et avec sa propre forme de fonction de réponse.

Pour simplifier, la démonstration suivante supposera que la fonction de réponse de la bande B est une fonction delta, c'est-à-dire zéro ailleurs sauf à 4353 A. Nous étendrons cet exemple à une autre fonction de réponse plus tard. Supposons que vous ayez un spectre contenant 4353 A et que vous vouliez le calibrer avec la photométrie B connue. Vous pouvez donc trouver un rapport = flux(B; photométrie) / flux(B; spectre), et appliquer ce rapport ailleurs dans votre spectre.

Notez que le spectre et la photométrie doivent être de la même époque idéalement. Sinon, utilisez l'époque disponible la plus proche comme approximation.

Si vous avez plus d'un point de données photométriques pour calibrer le même spectre, idéalement, les rapports ailleurs seront les mêmes. En réalité, ils ne le sont pas. Par conséquent, vous faites la moyenne des ratios d'une manière ou d'une autre.

Ensuite, si vous souhaitez considérer la dispersion de la fonction de réponse, au lieu d'utiliser le flux en un point, vous accumulez les flux en considérant la forme de la fonction de réponse.

Pour simplifier, disons que la fonction de réponse de la bande B est une fonction échelonnée Heaviside = 1 dans [4353-781, 4353+781] A et = 0 ailleurs. Ainsi, vous cumulez les flux pondérés par la fonction de réponse de votre spectre. Trouvez ensuite le rapport et suivez le reste du processus.


Normalisation du spectre de la supernova par photométrie - Astronomie

Objectifs : Nous présentons la photométrie optique et la spectroscopie de la rémanence et de la galaxie hôte du sursaut gamma GRB 040924. Ce GRB avait une durée assez courte de T 90

2,4 s et une courbe de rémanence optique bien échantillonnée. Nous visons à utiliser cet ensemble de données pour trouver d'autres preuves que cette rafale est cohérente avec un ancêtre de l'effondrement du cœur d'une étoile massive.
Méthodes : Nous combinons les données de rémanence rapportées ici avec celles de la littérature et comparons les propriétés de l'hôte avec les données d'enquête.
Résultats : Nous trouvons que le comportement global de la rémanence optique est bien ajusté par une loi de puissance brisée, avec une rupture à

0,03 jours. Nous déterminons le redshift z = 0,858 ± 0,001 à partir des raies d'émission détectées dans notre spectre. En utilisant le spectre et la photométrie, nous dérivons les propriétés globales de l'hôte, montrant qu'il a des propriétés similaires à celles d'autres hôtes GRB longs. Nous détectons la raie d'émission [Ne III] dans le spectre et comparons les flux de cette raie d'un échantillon de 15 longues galaxies hôtes GRB avec des données d'enquête, montrant que les longs hôtes GRB sont comparables aux galaxies locales à raie d'émission pauvres en métaux dans leur émission [Ne III]. Nous adaptons la bosse de supernova accompagnant cette rafale et constatons qu'elle est similaire aux autres bosses de supernova GRB longues, mais plus faibles.
Conclusions : Toutes les propriétés de GRB 040924 (la supernova associée, le spectre et le SED de l'hôte et de la rémanence) sont cohérentes avec une origine dans l'effondrement du cœur d'une étoile massive.


Titre : Supernova de type IIb SN 2011dh : Spectres et photométrie de l'ultraviolet au proche infrarouge

Nous rapportons des observations spectroscopiques et photométriques du Type IIb SN 2011dh obtenues entre 4 et 34 jours après la date estimée de l'explosion (mai 31,5 TU). Les données couvrent une large gamme de longueurs d'onde allant de 2000 Å dans l'ultraviolet (UV) à 2,4 m dans le proche infrarouge (NIR). Les spectres optiques fournissent des profils de raies et des mesures de vitesse de H I, He I, Ca II et Fe II qui tracent la composition et la cinématique de la supernova (SN). Les spectres NIR montrent que l'hélium est présent dans l'atmosphère dès 11 jours après l'explosion. Un spectre UV obtenu avec le Space Telescope Imaging Spectrograph révèle que le flux UV du SN 2011dh est faible par rapport aux autres SN IIb. La modélisation du spectre avec SYNOW suggère que le déficit UV est dû à la couverture de ligne du Ti II et du Co II. Les vitesses H I et He I dans SN 2011dh sont séparées d'environ 4000 km s à toutes les phases. Un écart de vitesse est cohérent avec les modèles d'une structure de préexplosion dans laquelle une coquille riche en hydrogène entoure l'ancêtre. Nous estimons que la coque H de SN 2011dh est ≈8 fois moins massive que la coque de SN 1993Jplus » et ≈3 fois plus massive que la coque de SN 2008ax. Les courbes de lumière (LC) pour 12 bandes passantes sont présentées : UVW2, UVM2, UVW1, U, u', B, V, r', i', J, H et K . Dans la bande B, SN 2011dh a atteint une luminosité maximale de 13,17 mag à 20,0 ± 0,5 après l'explosion. La luminosité bolométrique maximale de 1,8 ± 0,2 × 10 erg s s'est produit ≈22 jours après l'explosion. L'émission NIR fournit plus de 30% du flux bolométrique total au début de nos observations, et la contribution NIR augmente à près de 50% du total au jour 34. L'UV produit 16% du flux total au jour 4, 5% au jour 9 et 1% au jour 34. Nous comparons les LC bolométriques de SN 2011dh, SN 2008ax et SN 1993J. Les LC sont très différentes pendant les 12 premiers jours après les explosions, mais les trois SN IIb affichent des luminosités maximales, des heures de pointe, des taux de déclin et des couleurs après le maximum similaires. Cela suggère que les progéniteurs de ces SN IIb peuvent avoir eu des compositions et des masses similaires, mais ils ont explosé à l'intérieur de coquilles d'hydrogène qui ont une large gamme de masses. SN 2011dh a été bien observé, et une étoile progénitrice probable a été identifiée dans les images de préexplosion. Les observations détaillées présentées ici aideront à évaluer les modèles théoriques pour ce SN et conduiront à une meilleure compréhension du SN IIb. « moins


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Les spectres des deux étoiles proches de SN 1987A dans le LMC ont été classés comme type B2 à partir des données numériques bleu-violet, la largeur équivalente H-gamma de l'étoile 2 et la magnitude visuelle absolue des deux étoiles correspondent aux classes de luminosité géantes. Les couleurs proche ultraviolet, visuelle et infrarouge de Star 2 sont conformes à cette classification, mais Star 3 présente à la fois des excès UV et IR ainsi que des magnitudes variables, qui sont cohérentes avec un objet Be, comme récemment rapporté par le présence d'une large émission h-alpha. Paradoxalement, Star 2 a des raies d'absorption relativement larges et peu profondes indiquant un rotateur modérément rapide, alors que Star 3 a des raies plus nettes, indiquant qu'il est vu de face. Les âges évolutifs dérivés des compagnons correspondent approximativement à la coïncidence avec Sk-69degrees202, l'ancêtre B3 I de SN 1987A, mais les écarts et les incertitudes dans les étalonnages actuels de T_eff, M_bol rendent malheureusement cette conclusion quelque peu indéfinie. (SECTION : Étoiles)


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Nous présentons la photométrie de

520 jours passés maximum et spectroscopie à

400 jours maximum pour la supernova 1984L de type Ib. La courbe de lumière tardive montre un déclin exponentiel avec un temps de pliage électronique de

116 jours, dans les erreurs, les mêmes que pour la désintégration ^56^Co, qui alimente SN 1987A. Si le flux observé provient de la décroissance radioactive de ^56^Co, la luminosité implique une masse initiale de ^56^Ni de

0,1 M_soleil_. Le spectre tardif est dominé par l'émission [O I] 6300-6363. La masse d'oxygène requise (

1 M_sun_), les rapports magnésium/oxygène et magnésium/carbone semblent tous cohérents avec l'origine de ce SN Ib dans une étoile d'environ 20 M_sun_. De plus, nous comparons la SN 1984L aux Type II SN 1980K et SN 1987A, aux types Ib SN 1985F et SN 1987K, et aux modèles. Bien que les données de SN 1984L n'excluent pas l'origine possible de SN Ib dans les naines blanches C-0, elles démontrent que l'analyse directe de la photométrie et des spectres de supernova peut fournir des indices importants sur les progéniteurs.


Faits sur la planète

Le ciel est constamment éclairé par des étoiles et d'autres objets astronomiques brillants. Sans la lumière émise par les étoiles, en particulier par le Soleil, notre monde deviendra sombre et nos visions seront altérées. Avec ces corps célestes émettant en continu un rayonnement électromagnétique, nous pouvons voir le monde dans une perspective plus vivante. Les astronomes utilisent la lumière pour étudier ces corps astronomiques en profondeur, c'est un domaine d'étude connu sous le nom de photométrie. Ce domaine d'étude calcule le flux ou l'intensité du rayonnement électromagnétique d'un objet céleste. Les longueurs d'onde mesurées dépassent souvent le spectre visible.

La photométrie est souvent réalisée à l'aide de photomètres. Les photomètres sont utilisés depuis les premiers jours de l'astronomie et la plupart des astronomes construisent des photomètres spécialisés pour des télescopes spécifiques. La méthode la plus simple pour faire de la photométrie consiste à utiliser un télescope astronomique et des filtres optiques spécialisés. Une fois que le rayonnement est reçu à travers le télescope, il passe à travers les filtres optiques et un instrument photosensible capture et enregistre l'intensité. La mesure de la lumière dans le spectre proche infrarouge à ultraviolet nécessite généralement l'utilisation de photomètres photoélectriques et aujourd'hui, les caméras CCD remplacent lentement ces photomètres. Les caméras CCD peuvent prendre plusieurs clichés d'un objet céleste particulier en cours d'étude et plus tard traités pour extraire les valeurs d'intensité en fonction des instantanés.

La photométrie malgré la simplicité du concept est une étude très compliquée des objets célestes basée sur la lumière qu'ils émettent. Mais la lumière fournit aux astronomes de nombreux indices sur les périodes orbitales des étoiles binaires, la période de rotation d'une petite planète et la force d'une supernova en fonction de l'énergie libérée.


Utilisant résumé ¶

Calzetti, D., Armus, L., Bohlin, R.C., Kinney, A.L., Koornneef, J., & Storchi-Bergmann, T. 2000, ApJ, 533, 682

Cardelli, J.A., Clayton, G.C., & Mathis, J.S. 1989, ApJ, 345, 245

Gordon, K.D., Clayton, G.C., Misselt, K.A., Landolt, A.U., & amp Wolff, M.J. 2003, ApJ, 594, 279

Horne, K. 1988, dans New Directions in Spectophotometry: A Meeting Held in Las Vegas, NV, 28-30 mars, Application of Synthetic Photometry Techniques to Space Telescope Calibration, éd. A. G. Davis Philip, D. S. Hayes, & S. J. Adelman (Schenectady, NY : L. Davis Press), 145

Koornneef, J., Bohlin, R., Buser, R., Horne, K., & Turnshek, D. 1986, Highlights Astron., 7, 833

Laidler, V., et al. 2008, Guide de l'utilisateur des données Synphot, version 1.2 (Baltimore, MD : STScI)

Rybicki, G. B., & Lightman, A. P. 1979, Radiative Processes in Astrophysics (New York, NY : Wiley)


La courbe de lumière tardive de la supernova de type Ia SN 2011fe

600 d où la courbe de lumière semble décroître plus vite que prévu sur la base des isotopes radioactifs plus » présumés être présents, avant de s'aplatir vers 600 d. Nous modélisons la courbe de lumière pseudo-bolométrique 200–1600 d avec la luminosité générée par les chaînes de désintégration radioactive de 56 Ni, 57 Ni et 55 Co, et trouvons qu'elle n'est pas cohérente avec les modèles qui ont un piégeage complet des positons et aucune catastrophe infrarouge (IRC ) une certaine évacuation d'énergie supplémentaire autre que les photons optiques/proche IR est nécessaire. Cependant, la courbe de lumière est cohérente avec les modèles qui permettent une fuite de positons (atteignant 75 % au jour 500) et/ou un IRC (avec 85 % du flux émergeant dans des longueurs d'onde non optiques au jour 600). La présence de la chaîne de désintégration du 57 Ni est détectée de manière robuste, mais la chaîne de désintégration du 55 Co n'est pas formellement requise, avec une limite de masse supérieure estimée à 0,014 M. La mesure du rapport massique 57 Ni/56 Ni est soumise à d'importantes incertitudes systématiques. , mais tous nos ajustements nécessitent un rapport élevé >0.031 (>1.3 dans les abondances solaires). « moins


Sources

* Dans les citations, le mot &ldquosolar&rdquo a été remplacé par le symbole solaire, qui n'est pas disponible dans la plupart des polices de navigateur.

Ces résultats confirment les constatations antérieures et permettent de calculer les taux de SN dans ce que l'on appelle unités SN, c'est-à-dire 1 SNu = 1 SN (100 année) &moins1 (10 10 LB(*solaire)) &moins1 . Nous rappelons au lecteur que les taux de SN exprimés en SNu dépendent de l'échelle de distance adoptée, c'est-à-dire dans notre cas ils s'échelonnent comme (H/75)².


E. Cappellaro, M. Turatto, S. Benetti, D. Yu. Tsvetkov, O. S. Bartunov et I. N. Makarova.
Le taux de supernovae. II. Les effets de sélection et les fréquences par unité de luminosité bleue.
Astronomie et astrophysique, vol. 273, pages 383-392 (1993). Sélection à partir de la page 386.

Cela nous permet d'estimer le taux intermédiaire de redshift SN dans SNu (1 SNu = 1 supernova par siècle par 10¹⁰ LB(solaire*)).

Les estimations locales du taux de SN Ia sont souvent exprimées en &ldquosupernova unit&rdquo (SNu), le nombre de SNe par siècle pour 10¹⁰ de luminosités solaires dans le cadre de repos. B-bande.

R. Pain, S. Fabbro, M. Sullivan, RS Ellis, G. Aldering, P. Astier, SE Deustua, AS Fruchter, G. Goldhaber, A. Goobar, E. Groom, D. Hardin, M. Hook, DA Howell, J. Irwin, AG Kim, MY Kim, RA Knop, JC Lee, RG McMahon, PE Nugent, N. Panagia, CR Pennypacker, S. Perlmutter, P. Ruiz-Lapuente, K. Schahmaneche, B. Schaefer et NA Walton.
Le taux de supernova distante de type Ia.
Le Journal d'Astrophysique, le volume 577, numéro 1, pp. 120-132 ( septembre 2002 ). Sélections des pages 121 et 127.
arXiv:astro-ph/0205476 v1 28 mai 2002


Les astronomes voyagent dans le temps jusqu'à la supernova du 16ème siècle

Le 11 novembre 1572, l'astronome danois Tycho Brahe et d'autres observateurs du ciel ont observé ce qu'ils pensaient être une nouvelle étoile. Un objet brillant est apparu dans la constellation de Cassiopée, dépassant même Vénus, et il y est resté pendant plusieurs mois jusqu'à ce qu'il disparaisse de la vue. Ce que Brahe a réellement vu était une supernova, un événement rare où la mort violente d'une étoile envoie une explosion de lumière et d'énergie extrêmement brillante. Les restes de cet événement peuvent encore être considérés aujourd'hui comme le vestige de la supernova de Tycho. Récemment, un groupe d'astronomes a utilisé le télescope Subaru pour tenter un type de voyage dans le temps en observant la même lumière que Brahe a vue au XVIe siècle. Ils ont examiné les échos lumineux de l'événement dans le but d'en savoir plus sur l'ancienne supernova.

Un «écho lumineux» est la lumière de l'événement de supernova d'origine qui rebondit sur les particules de poussière dans les nuages ​​interstellaires environnants et atteint la Terre plusieurs années après le passage de la lumière directe dans ce cas, il y a 436 ans. Cette même équipe a utilisé des méthodes similaires pour découvrir l'origine du reste de supernova Cassiopeia A en 2007. L'astronome principal du projet chez Subaru, le Dr Tomonori Usuda, a déclaré que "l'utilisation d'échos lumineux dans les restes de supernova voyage dans le temps d'une certaine manière, en ce sens qu'elle nous permet remonter des centaines d'années en arrière pour observer la première lumière d'un événement de supernova. Nous avons pu revivre un moment historique important et le voir comme le célèbre astronome Tycho Brahe l'a fait il y a des centaines d'années. Plus important encore, nous pouvons voir comment une supernova dans notre propre galaxie se comporte depuis son origine. »

La vue de la lumière fait écho à la supernova de Tycho. Crédit : Télescope Subaru

Le 24 septembre 2008, à l'aide de l'instrument FOCAS (Faint Object Camera and Spectrograph) de Subaru, les astronomes ont examiné les signatures des échos lumineux pour voir les spectres présents lors de l'explosion de Supernova 1572. Ils ont pu obtenir des informations sur la nature de l'explosion d'origine, déterminer son origine et son type exact, et relier ces informations à ce que nous voyons de ses restes aujourd'hui. Ils ont également étudié le mécanisme d'explosion. Ce qu'ils ont découvert, c'est que la Supernova 1572 était très typique d'une supernova de type Ia. En comparant cette supernova avec d'autres supernovae de type Ia en dehors de notre galaxie, ils ont pu montrer que la supernova de Tycho appartient à la classe majoritaire de type Ia normal et est donc maintenant la première supernova confirmée et classée avec précision dans notre galaxie. Cette découverte est importante car les supernovae de type Ia sont la principale source d'éléments lourds dans l'Univers, et jouent un rôle important en tant qu'indicateurs de distance cosmologiques, servant de « bougies standard » car le niveau de luminosité est toujours le même pour ce type de supernova . Pour les supernovae de type Ia, une étoile naine blanche dans un système binaire proche est la source typique, et à mesure que le gaz de l'étoile compagnon s'accumule sur la naine blanche, la naine blanche est progressivement comprimée et déclenche finalement une réaction nucléaire incontrôlable à l'intérieur de celle-ci. conduit finalement à une explosion cataclysmique de supernova. Cependant, comme des supernovae de type Ia avec une luminosité plus brillante/plus faible que les standards ont été signalés récemment, la compréhension du mécanisme d'explosion de supernova a fait l'objet de débats. Afin d'expliquer la diversité des supernovae de type Ia, l'équipe Subaru a étudié en détail les mécanismes d'explosion. Cette étude observationnelle chez Subaru a établi comment les échos lumineux peuvent être utilisés de manière spectroscopique pour étudier l'explosion de supernovae qui s'est produite il y a des centaines d'années. Les échos lumineux, lorsqu'ils sont observés à différents angles de position de la source, ont permis à l'équipe de regarder la supernova dans une vue en trois dimensions. Cette étude a indiqué que la supernova de Tycho était une explosion asphérique/non symétrique. Pour l'avenir, cet aspect 3D accélérera l'étude du mécanisme d'explosion des supernovas en fonction de leur structure spatiale, ce qui, jusqu'à présent, était impossible avec des supernovas distantes dans des galaxies situées en dehors de la Voie lactée.

Les résultats de cette étude paraissent dans le numéro du 4 décembre 2008 de la revue scientifique Nature.