Supernowa w NGC 6946

[Grzędziel]

Dnia 14 sierpnia wykonałem "kontrolne" zdjęcie galaktyki NGC 6946 nazywanej Galaktyką Firewerk ze względu na wiele supernowych w niej zaobserwowanych. Chyba wszyscy wiedzą, że 14 maja została tam odkryta kolejna. I tak po 3 miesiącach postanowiłem sprawdzić co tam słychać, czy może właśnie wybuchła kolejna i czy jeszcze majowa SN jest widoczna. Ku mojemu zdziwieniu zauważyłem, że jej jasność w zauważalny sposób nie zmniejszyła się. Nie jest to typowe zachowanie supernowych, zwykle po 2-3 tygodniach jasność zaczyna wyraźnie spadać a tu 3 miesiące i jasność constans. Widać zagnieździła się tam na dobre i nie ma zamiaru się wypalić.

Zobaczcie sami -zamieszczam zdjęcie z 14 maja (wg Sky&Telescope) i moje z 14 sierpnia:

 

 

 

[Gość Bellatrix]

Grzędziel, piękne naukowe, analityczne podejście. Cenne obserwacje i opis. Wielki szacun.

[Jagho]

SN 2017eaw to supernowa typu IIP. Supernowe tego typu mają bardzo wypłaszczoną krzywą blasku (P - plateau). Potrafią zatem utrzymywać się kilka miesięcy na zbliżonym poziomie jasności. Niebieska linia - typ IIP

 

 

Moja rejestracja SN 2017eaw sprzed 3 dni (nadal "wali o po oczach"). Ekspozycja 5 x 10s; 0.25 newt. f/3.3. ASI290MM-C

 

 

Jeżeli chodzi o widoczność supernowych w funkcji czasu to mam w swoich "zbiorach" obserwację supernowej PSN J13522411+3941286 odkrytą w styczniu 2015 roku. Obserwowałem ją jeszcze w lutym 2016, więc niektóre potrafią świecić naprawdę długo.

Edytowane 7 Września 2017 przez Jagho

[Grzędziel]

Poniżej wygooglowane krzywe zmian jasności typowych supernowych.

 

Jak widać zachowanie obserwowanej  SN nie jest typowe. Pewnie izotopy powstałe po jej wybuchu mają tak różny czas życia, że tych rozpadających szybko było niewiele a te z dłuższym czasem życia nadal podtrzymują reakcje jądrowe. Bardzo mnie interesuje co nastąpi dalej, szkoda, żę pogoda uniemożliwia obserwacje

 

 

[Grzędziel]

4 minuty temu, Jagho napisał:

Moja rejestracja SN 2017eaw z przed 3 dni (nadal "wali o po oczach"). Ekspozycja 5 x 10s; 0.25 newt. f/3.3. ASI290MM-C

Na Twoim zdjęciu już jej jasność jest wyraźnie słabsza.

[Jagho]

Teraz, Grzędziel napisał:

Na Twoim zdjęciu już jej jasność jest wyraźnie słabsza.

No w końcu musi zacząć przygasać,
ileż można !

 

[Jagho]

Oto krzywa zmian blasku SN 2017eaw sporządzona przez Yasuo Sano. Widać z niej, że przez około 3 miesiące jasność utrzymywała się na zbliżonym poziomie z niewielkim (jak na supernową) spadkiem. SN 2017eaw zachowuje się zatem jak wzorcowa IIP.

 

[Rybi]

Ciekawy jest mechanizm fizyczny powstawiania płaskiej części (tzw. plateau) w krzywej blasku supernowych typu II-P (= najczęściej występujący typ supernowych implozyjnych!). Jest to fajnie wyjaśnione np. tutaj:

 

Progenitorem supernowej implozyjnej jest czerwony nadolbrzym (R ~ kilka x 10^^8 km) lub niebieski (R ~ 0,1-1 x 10^^7 km). Fala uderzeniowa po wybuchu supernowej typu implozyjnego rozchodzi się przez zewnętrzne obszary gwiazdy, rozgrzewa je do temperatury powyżej 100 tys.K - jonizując wodór. Wewnętrzna energia fali uderzeniowej (kanoniczne ~10^^51 ergów) jest prawie w całości zamieniana na energię kinetyczną (w postaci fotonów emitowana jest zaledwie ~0,1% / 1%, gdy progenitorem jest niebieski / czerwony nadolbrzym).

 

W okolicach maksimum krzywej blasku temperatura zewnętrznych obszarów supernowej zaczyna spadać - wtedy promień widocznej powierzchni gwiazdy jest ponad 100 większy niż progenitora (R ~ 10^^10 – 10^^11 km).  W supernowych typu II widzialna "powierzchnia gwiazdy" (fotosfera) odpowiada obszarowi rekombinacji wodoru (powierzchnia "styku" zjonizowanego i niezjonizowanego wodoru).

 

Zjonizowany wodór jest nieprzeźroczysty i tylko fotony z najbardziej zewnętrznych obszarów supernowej mogą z niej uciec (zobacz rys. poniżej po lewej stronie).
Jednak w miarę jak materia w zewnętrznych obszarach supernowej schładza się, atomy wodoru atomy wodoru rekombinują (... łapiąc elektrony i emitując fotony) do stanu neutralnego. Neutralny wodór jest przeźroczysty dla fotonów o praktycznie w całym zakresie długości fal. Dlatego jesteśmy w stanie "widzieć" coraz głębsze (bardziej wewnętrzne) obszary gwiazdy (zobacz rys. poniżej po prawej stronie).

 

Plazma supernowej typu implozyjnego ma w tych warunkach krytyczną temperaturę ok. 4-6 tys.K, przy której następuje rekombinacja wodoru. Ponieważ temperatura rekombinacji jest stała, gdy otoczka supernowej ekspanduje i chłodzi się, fotosfera cofa się w stronę środka gwiazdy i tworzy się plateau w krzywej blasku.
Na poniższym rysunku obszar wewnętrzny H+ (zjonizowany wodór) jest nieprzeźroczysty (ang. opaque), a zewnętrzny H (neutralny wodór) - przeźroczysty dla większości fotonów.

Długość tego plateau zależy od grubości warstwy wodoru. Prawdopodobnie brak tego plateau w krzywych blasku supernowych typu II-L ("L" = ang. linear) wynika z małej ilości wodoru w otoczce progenitora.

Edytowane 12 Września 2017 przez Rybi

[Grzędziel]

Nareszcie trochę osłabła. Z fotometrii wyszło mi, że od gwiazdy powyżej na lewo jest słabsza o 1,59 magnitudo (filtr Johnson V). Na ponad trzymiesięcznym  plateau ich jasności były praktycznie takie same.

Poniżej zdjęcie z nocy 09/10 września. Niestety warunki pogodowe tragiczne, miejskie LP, cirrusy i Księżyc. Gołym okiem widocznych tylko kilka najjaśniejszych gwiazd.

APO 130 f7   9x120 sek.

[MarcinSn]

I mnie się udało złapać tą supernową, dzięki tamu, że tak długo świeci:)

Lublin to uniemożliwiał, ale byłem w obowiązkach tydzień czasu w Bieszczadach, gdzie oczywiście wziąłem mały sprzęt.  Jedna noc była idealna:)

Zdjęcie zrobione w Polanie, w nocy 15/16 września.

WO Zenithstar 70, SW EQ 3-2, Canon 400D mod., 27x60s., ISO 1600 (tak ino, aby złapać zjawisko).

Zamieszczam też gifa z 2 klatek  (pierwsza klatka gifa to Firewerk z 2013:), tylko że robiony pod niebem jaśniejszym i Nikonem).

Edytowane 19 Września 2017 przez MarcinSn

[Behlur_Olderys]

Dnia 9/12/2017 o 16:35, Rybi napisał:

Plazma supernowej typu implozyjnego ma w tych warunkach krytyczną temperaturę ok. 4-6 tys.K, przy której następuje rekombinacja wodoru.

Czy to jest ta sama temperatura, w której zostało wyemitowane światło mikrofalowego promieniowania tła? (zakładam, że tak :D) 

[Grzędziel]

Pomalutku słabnie. Zdjęcie z nocy 18/19 września, niestety z miasta więc LP nie pozwala na ładne pokazanie delikatnych ramion tej ślicznej galaktyki.

APO 130  L: 25x120 sek.

Edytowane 20 Września 2017 przez Grzędziel

[Rybi]

Dnia ‎2017‎-‎09‎-‎19 o 18:14, Behlur_Olderys napisał:

Czy to jest ta sama temperatura, w której zostało wyemitowane światło mikrofalowego promieniowania tła? (zakładam, że tak :D) 

Zajrzałem "na szybko" do Internetu odnośnie temperatury rekombinacji wodoru w krzywych blasku supernowych (odnośniki poniżej ...) i się trochę zdziwiłem

Okazuje się, że do symulacji krzywych blasku supernowych II-P bierze się "temperaturę rekombinacji wodoru" ≈ 7000K (przykład [3])!
>>>Temperaturę rekombinacji definiuje się jako temperaturę przy której silnie się zmienia nieprzeźroczystość (rysunek poniżej). Gdy temperatura barwna spada poniżej temperatury rekombinacji musimy uwzględniać efekty rekombinacji.<<<

Natomiast w [1] znalazłem dwa oszacowania temperatury rekombinacji wodoru po Wielkim Wybuchu:
1. równanie jonizacyjne Sahy, które zakłada że materia spełnia warunki LTE (lokalnej równowagi termodynamicznej) - co raczej nie było spełnione, gdyż wtedy gęstość materii była na poziomie 400 jąder wodoru/cm3.
2. bardziej wiarygodne oszacowanie nLTE (brak LTE) jeszcze z 1968 r. Peebles'a bazujące na trójpoziomowym modelu atomu. Historię temperatury Wszechświata oraz oszacowania temperatury rekombinacji wodoru z [1] zebrałem w poniższej tabelce:

 

Temperatura rekombinacji wodoru bazująca na równaniu Sahy jest większa (3700-3100K) w porównaniu do oszacowania nLTE Peebles'a (3300-2240K).
Szacunkowo można powiedzieć, że rekombinacja wodoru nastąpiła przy z~1000 i temperaturze ~3000K.

Przy przesunięciu ku czerwieni z = 1300 gęstość była ok. 400 jąder wodoru/cm3, tzn. ~10exp(-17) g/cm3, co jest wartością miliony razy mniejszą niż w obszarze rekombinacji wodoru w supernowej (~10 exp(-12) g/cm3). Jest to istotna różnica pomiędzy warunkami fizycznymi panującymi przy z~1000 i w otoczce ekspandującej supernowej.

 

Literatura:

[1] Ch.Hirata (2008r.) fragment wykładu na CalTech-u pt. "The Standard Model, Cosmology"

[2] RhEvans (2016r.) - ciekawy blog wyjaśniający dlaczego wodór nie rekombinuje w temperaturze 10500K (13,6eV) tylko 3000K (0,39eV)?

[3] T. Goldfriend i inni (2014r) "Recombination Effects on Supernovae Light-Curves"