Supernova 2008ds


Original: http://people.physics.tamu.edu/krisciunas/sn2008ds.html

2008ds SN a été découvert par le télescope Katzman automatique Imaging (KAIT) à Lick Observatory sur 28,47 Juin 2008 (UT). Il est situé à 33,6 secondes d’arc à l’ouest et 2,5 secondes d’arc sud du noyau de UGC 299 Les coordonnées de l’supernovae sont: RA = 00: 29: 50.8, DEC = +31: 23: 34 (J2000). Voici un tableau de viseur, qui est de 23,3 de 18,2 minutes d’arc. Nord est en baisse et l’est est à gauche. Six étoiles de terrain à proximité sont indiqués. L’image ci-dessous est la moyenne des deux 180 secondes expositions bande V prise le 4 Juillet 2008 UT.

La vitesse radiale héliocentrique de UGC 299 est 6305 km / s, selon la base de données de la NASA / IPAC extragalactique (NED). Pour plus d’informations, cliquez ici. En utilisant le calculateur de vitesse de NED, nous constatons que la vitesse radiale dans le cadre de la 3 degrés K micro-ondes rayonnement de fond est 5985 km / sec. Poussière dans notre galaxie rougit la lumière de 2008ds SN par E (BV) = 0,064 mag, en utilisant le modèle de Schlegel, Finkbeiner, et Davis (1998, APJ, 500, 525).

Un spectre pris à l’Observatoire Lick the week-end découverte indique que 2008ds SN est similaire à la baisse lentement SN de type Ia 1999aa (Krisciunas et al 2000, APJ, 539, 658;. Garavini et al 2004, AJ, 128, 387.).

Nous avons obtenu un certain CCD imagerie optique 2008ds SN sur sept nuits avec le 6 pouces Takahashi lunette de l’Observatoire Etscorn à New Institut Mexique des mines et de la technologie. La photométrie de notre première nuit a été obtenu le 30 Juin 2008 UT. Ci-dessous est une représentation graphique des données BVRI, avec les données BRI de compensation à des fins de traçage. Les points NMT sont les cercles bleus. Autres points de données sont de l’Observatoire Lick données du télescope de 0,76 m de sont tracées comme des carrés verts, et les données de 1 m télescope sont tracées sous forme de triangles rouges. Le modèle fits proviennent de Prieto, repos, et Suntzeff (2006, APJ, 647, 501). K-corrections d’un montant de quelques centièmes de grandeur ont été ajoutés pour les toutes les données. Pour les données I-bande de Lécher nous avons également ajouté les S-corrections de filtrage dépendant, comme ils se sont élevés à autant que 0,08 mag.

Une nuit de calibration photométrique des six terrain étoiles près de la supernova a été réalisée à partir d’observations faites dans la nuit du 4 Juillet photométrique 2008 (UT). Nous avons observé la Landolt (1992, AJ, 104, 340) et les normes SA112-805 SA112-822, plus PG2213-006, PG2213-006A, et PG2213-006B. SA112-805 / 822 a été observée avant et après les observations du champ de supernova. Deux ensembles de BVRI images de PG2213 ont été obtenus après le domaine de la supernova a été observée.

Photométrie de terrain étoiles près 2008ds SN

       B      +/-     V      +/-     R      +/-     I      +/-
   1   14.736  0.008  14.222  0.004  13.834  0.006  13.474  0.002      
   2   13.997  0.016  13.583  0.007  13.286  0.012  12.981  0.002      
   3   14.001  0.023  13.052  0.004  12.486  0.009  11.952  0.002      
   4   14.188  0.021  13.685  0.003  13.336  0.002  12.997  0.002      
   5   13.451  0.002  12.927  0.000  12.569  0.010  12.218  0.002      
   6   14.820  0.029  14.117  0.007  13.753  0.009  13.368  0.003

Équations de transformation sont de la forme:

B = b - k_b * X_b + ct_b * (b-v) + zp_b
V = v - k_v * X_v + ct_v * (b-v) + zp_v
R = r - k_r * X_v + ct_r * (v-r) + zp_r
I = i - k_i * X_i + ct_i * (v-i) + zp_i

En d’autres termes, l’amplitude normalisée (lettre majuscule) est égale à l’
magnitude instrumentale plus une correction d’extinction, plus une couleur
correction, avec enfin un point zéro. La correction de l’extinction est
négative et est égale à l’extinction atmosphérique (en grandeurs par
airmass) fois le nombre de masse d’air (la sécante du zénith
angle). Les termes de couleurs (ct) compte de toute asymétrie
des profils de filtrage efficaces avec les filtres utilisés par Landolt.
Ils escaladent différentes couleurs instrumentales. Les caractéristiques photométriques des points zéro varient
de nuit en nuit et dépendra de l’extinction atmosphérique et la vision.

Dans la soirée du 23/24 Juillet, nous avons obtenu une bonne photométrie des champs Landolt
PG1633 + 099 (l’étoile bleue et les étoiles B, C et D) ainsi que SA110 (340 étoiles,
441, 496, 497, 499, 502, 503, 506, et 507). Bien que le domaine supernova
était trop bas dans le ciel lorsque ces observations ont été faites, ces observations
étaient utiles pour la détermination d’une autre nuit des termes de couleurs photométriques
du télescope, plus la caméra.

Étalonnage des étoiles de terrain a été réalisé en utilisant la apphot et photcal
forfaits avec IRAF (nationales Astronomie Observatoires optiques).

D’après les observations, le 4 Juillet et 24 Juillet 2008 UT, on obtient ce qui suit
signifier termes de couleur:

ct_b =  0.127 (0.025)
ct_v = -0.008 (0.015)
ct_r =  0.067 (0.012)
ct_i =  0.070 (0.013)

Valeurs d’extinction dérivés (le 24 juillet) sur une assez petite plage dans la masse d’air (1,10
à 1,46) étaient les suivants: k_b = 0,369 (0,112), K_v = 0,257 (0,077), k_r = 0,164 (0,040), et
K_i = 0,170 (0,077) mag / masse d’air. Pour les fins de la calibration photométrique
le 4 Juillet et 24 Juillet, nous avons adopté des valeurs d’extinction de 0,30, 0,18, 0,12, et 0,08
mag / masse d’air B, V, R et I, respectivement. Toute différence entre le dérivé
corrections d’extinction et les véritables corrections sur les deux nuits en question
entraîner des erreurs systématiques au niveau de quelques millièmes de grandeur,
c’est-à-dire, on n’a pas besoin de se soucier des valeurs d’extinction très
beaucoup.

Photométrie de 2008ds SN

  JD     B             V             R             I

647.89 15.714 0.057  15.540 0.044  15.514 0.035  15.800 0.074
651.91 15.458 0.042  15.421 0.028  15.389 0.031  15.605 0.050
654.87 15.607 0.046  15.393 0.031  15.406 0.033  15.689 0.056
663.96               15.924 0.085
664.96 16.152 0.055  15.859 0.034
666.96 16.321 0.145  15.968 0.035  15.934 0.040
670.94 16.592 0.066  16.114 0.038  16.158 0.036  16.253 0.068

 

JD = date julienne moins 2454000. Ces valeurs photométriques doit
alors être corrigée de l’effet de décalage vers le rouge de la supernova
sur le spectre (les corrections dites K), et pour toute autre
corrections spectrales en raison de la nature non-stellaire de l’
distribution d’énergie spectrale de supernova.

Les observateurs de Lick ont obtenu 7 nuits d’étalonnage des étoiles en champ proche 2008ds SN. Nous avons la calibration d’une nuit au NMT (4 Juillet) et une autre nuit avec le 0,5-m télescope (28 Octobre). Les étalonnages NMT / Tamu sont utiles pour les 3 étoiles brillantes (marqué 2, 3, et 4 dans le tableau ci-dessus du viseur). Pour la SN elle-même le rapport nominal signal sur bruit (S / N) serait égal au nombre de chiffres (N) divisée par le bruit de Poisson [sqrt (N)] à partir du nombre de coups. Notre expérience est que cette surestime le rapport S / N. Pour l’imagerie NMT nous avons adopté deux fois le bruit de Poisson comme une estimation plus réaliste de l’incertitude du nombre de chefs d’accusation en raison de la supernova. Pourtant, comme on peut le voir à partir de la courbe de lumière s’adapte ci-dessus, la photométrie d’une déviation standard des modèles de toutes les occasions.

Dernière mise à jour le 24 Novembre de 2008.

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