Astronomi

Normalisering af supernovaspektret ved fotometri

Normalisering af supernovaspektret ved fotometri


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Jeg har et SN-spektrum her (allerede reduceret), der ser ud til at have nogle artefakter. Professor fortæller mig, at jeg muligvis bliver nødt til at normalisere det ved hjælp af fotometri. Så vidt jeg forstår, er jeg bare nødt til at gange det med en eller anden faktor for at gøre integralet over alle frekvenser lig med bolometrisk lysstyrke. Har jeg ret, eller er der noget mere kompliceret her?


Jeg tror du forstod korrekt.

Bare for at være klar. Dine fotometriske data har nok billeder inklusive bias, flade og standardstjerner og er reduceret + kalibreret med standardstjerner. Og dit problem er, at du kan reducere spektrografier (med bias, flad og buelampe), men du har ikke standardstjerner til kalibrering. Derfor vil du kalibrere dine spektre med de fotometriske data. Er dette korrekt?

Følgende er for et mere detaljeret eksempel på, hvordan du fortsætter dette.

Bemærk først, at et fotometrisk datapunkt er akkumuleringen af ​​fotoner inden for en båndpas. Se svarskurven vist her for eksempel. I eksemplet har B-båndet sin effektive bølgelængde 4353 A, FWHM 781 A og med sin egen form af reaktionsfunktionen.

For enkelheds skyld antager følgende demonstration, at B-båndets reaktionsfunktion er delta-funktion, dvs. nul andetsteds undtagen ved 4353 A. Vi udvider dette eksempel til anden responsfunktion senere. Antag at du har et spektrum indeholdende 4353 A, og du vil kalibrere det med den kendte B-fotometri. Så du kan finde et forhold = flux (B; fotometri) / flux (B; spektrum) og anvende dette forhold andetsteds i dit spektrum.

Bemærk, at spektret og fotometrien ideelt set skal være fra den samme epoke. Brug ellers den nærmeste tilgængelige epoke som en tilnærmelse.

Hvis du har mere end et fotometrisk datapunkt til at kalibrere det ene spektrum, vil forholdene andetsteds være de samme. Realistisk set er de ikke. Derfor gennemsnitsforholdene på en eller anden måde.

Dernæst, hvis du vil overveje spredningen af ​​responsfunktionen, i stedet for at bruge fluxen på et punkt, akkumulerer du fluxene ved at overveje formen på reaktionsfunktionen.

For nemheds skyld, lad os sige, at B-båndets responsfunktion er en Heaviside-trinfunktion = 1 inden for [4353-781, 4353 + 781] A og = 0 andetsteds. Så du akkumulerer de strømninger, der vægtes af responsfunktionen fra dit spektrum. Find derefter forholdet, og følg resten af ​​processen.


Normalisering af supernovaspektret ved fotometri - Astronomi

Mål: Vi præsenterer optisk fotometri og spektroskopi af efterglød og værtsgalakse af gammastrålesprængning GRB 040924. Denne GRB havde en ret kort varighed på T 90

2,4 s, og en godt samplet optisk efterglød lyskurve. Vi tilstræber at bruge dette datasæt til at finde yderligere bevis for, at dette burst er i overensstemmelse med en massiv stjernekerne-kollapsfader.
Metoder: Vi kombinerer efterglødedataene, der er rapporteret her, med dem fra litteraturen og sammenligner værtsegenskaber med undersøgelsesdata.
Resultater: Vi finder ud af, at den optiske efterglødes globale opførsel passer godt til en brudt magtelov med et brud på

0,03 dage. Vi bestemmer rødskiftet z = 0,858 ± 0,001 fra de detekterede emissionslinjer i vores spektrum. Ved hjælp af spektret og fotometri udleder vi værts globale egenskaber og viser, at den har lignende egenskaber som andre lange GRB-værter. Vi registrerer [Ne III] -emissionslinjen i spektret og sammenligner strømningerne af denne linje af en prøve på 15 lange GRB-værtsgalakser med undersøgelsesdata, der viser, at de lange GRB-værter kan sammenlignes med lokale metalfattige emissionslinjegalakser i deres [Ne III] emission. Vi passer til supernova-bumpen, der ledsager denne burst, og finder ud af, at den ligner andre lange GRB-supernova-bump, men svagere.
Konklusioner: Alle egenskaber ved GRB 040924 (den tilknyttede supernova, spektret og SED for vært og efterglød) er konsistente med en oprindelse i kernen-sammenbrud af en massiv stjerne.


Titel: Type IIb supernova SN 2011dh: Spektre og fotometri fra ultraviolet til nær-infrarød

Vi rapporterer spektroskopiske og fotometriske observationer af Type IIb SN 2011dh opnået mellem 4 og 34 dage efter den estimerede eksplosionsdato (31. maj UT). Dataene dækker et bredt bølgelængdeområde fra 2000 Å i ultraviolet (UV) til 2,4 um i det nær-infrarøde (NIR). Optiske spektre giver linjeprofiler og hastighedsmålinger af H I, He I, Ca II og Fe II, der sporer supernovaens (SN) sammensætning og kinematik. NIR-spektre viser, at helium er til stede i atmosfæren så tidligt som 11 dage efter eksplosionen. Et UV-spektrum opnået med Space Telescope Imaging Spectrograph afslører, at UV-strømmen for SN 2011dh er lav sammenlignet med andre SN IIb. Modellering af spektret med SYNOW antyder, at UV-underskuddet skyldes linjetæppe fra Ti II og Co II. H I- og He I-hastighederne i SN 2011dh adskilles med ca. 4000 km s i alle faser. Et hastighedsgab er i overensstemmelse med modeller til en præeksplosionsstruktur, hvor en brintrig skal omgiver stamfaderen. Vi estimerer, at H-skallen af ​​SN 2011dh er ≈8 gange mindre massiv end skallen af ​​SN 1993Jmore & raquo og ≈3 gange mere massiv end skallen af ​​SN 2008ax. Lyskurver (LC'er) til 12 passbånd præsenteres: UVW2, UVM2, UVW1, U, u ', B, V, r', i ', J, H og K . I B-båndet nåede SN 2011dh maksimal lysstyrke på 13,17 mag ved 20,0 ± 0,5 efter eksplosionen. Den maksimale bolometriske lysstyrke på 1,8 ± 0,2 × 10 erg s opstod 22 dage efter eksplosionen. NIR-emission giver mere end 30% af den samlede bolometriske flux i begyndelsen af ​​vores observationer, og NIR-bidraget stiger til næsten 50% af det samlede ved dag 34. UV producerer 16% af den samlede flux på dag 4, 5% på dag 9 og 1% på dag 34. Vi sammenligner de bolometriske LC'er for SN 2011dh, SN 2008ax og SN 1993J. LC er meget forskellig de første 12 dage efter eksplosionerne, men alle tre SN IIb viser lignende maksimale lysstyrker, spidsbelastningstider, faldhastigheder og farver efter maksimum. Dette antyder, at forfædrene til disse SN IIb kan have haft lignende sammensætninger og masser, men de eksploderede inde i brintskaller, der har en bred vifte af masser. SN 2011dh blev observeret godt, og en sandsynlig stamfar er blevet identificeret i præeksplosionsbilleder. De detaljerede observationer præsenteret her vil hjælpe med at evaluere teoretiske modeller for denne SN og føre til en bedre forståelse af SN IIb. & laquo mindre


Normalisering af supernovaspektret ved fotometri - Astronomi

Spektrene for begge tætkammerater til SN 1987A i LMC er blevet klassificeret som type B2 ud fra blåviolette digitale data, H-gamma-ækvivalentbredden på stjerne 2 og den absolutte visuelle størrelse på begge stjerner svarer til gigantiske lysstyrkeklasser. De næsten ultraviolette, visuelle og infrarøde farver af stjerne 2 viser sig at være i overensstemmelse med denne klassificering, men stjerne 3 udviser både UV- og IR-overdreven såvel som variable størrelser, som er i overensstemmelse med et Be-objekt, som for nylig rapporteret fra tilstedeværelse af bred h-alfa-emission. Paradoksalt nok har stjerne 2 relativt brede, lave absorberingslinjer, der indikerer en moderat hurtig rotator, hvorimod stjerne 3 har skarpere linjer, hvilket indikerer, at den ses pol-on. De afledte evolutionære aldre hos ledsagerne svarer omtrent til coevality med Sk-69degrees202, B3 I-stamfader til SN 1987A, men uoverensstemmelser og usikkerheder i nuværende T_eff, M_bol-kalibreringer gør desværre denne konklusion noget ubestemt. (SEKTION: Stjerner)


Normalisering af supernovaspektret ved fotometri - Astronomi

Vi præsenterer fotometri fra

520 dage forbi maksimum og spektroskopi kl

400 dage før maksimum for typen Ib supernova 1984L. Den lette tidskurve viser et eksponentielt fald med en e-foldningstid på

116 dage inden for fejlene, det samme som for ^ 56 ^ Co-henfald, som driver SN 1987A. Hvis den observerede flux opstår ved det radioaktive henfald af ^ 56 ^ Co, indebærer lysstyrken en indledende ^ 56 ^ Ni-masse af

0,1 M_sol_. Sen-tidsspektret er domineret af [O] 6300-6363 emission. Den krævede masse af ilt (

1 M_sun_), synes forholdet mellem magnesium og ilt og magnesium til carbon at være i overensstemmelse med oprindelsen af ​​denne SN Ib i en stjerne på ca. 20 M_sun_. Derudover sammenligner vi SN 1984L med Type II SN 1980K og SN 1987A, med typen Ib SN 1985F og SN 1987K og med modeller. Mens SN 1984L-data ikke udelukker SN Ib's mulige oprindelse i C-0 hvide dværge, viser de, at direkte analyse af supernovafotometri og spektre kan give betydelige spor til forfædrene.


Planet Fakta

Himlen er konstant oplyst af stjerner og andre lyse astronomiske objekter. Uden det lys, der udsendes af stjernerne, især solen, vil vores verden blive mørk og vores visioner blive svækket. Med disse himmellegemer, der kontinuerligt udsender elektromagnetisk stråling, kan vi se verden i et mere levende perspektiv. Astronomer bruger lyset til at studere disse astronomiske legemer i dybden, dette er et fagfelt kendt som fotometri. Dette studiefelt beregner strømmen eller intensiteten af ​​en himmellegems elektromagnetiske stråling. De målte bølgelængder går ofte ud over det synlige spektrum.

Fotometri udføres ofte ved hjælp af fotometre. Fotometre er blevet brugt siden astronomiens tidlige dage, og de fleste astronomer bygger specialiserede fotometre til specifikke teleskoper. Den enkleste metode til fotometri er ved at bruge et astronomisk teleskop og specialiserede optiske filtre. Når strålingen er modtaget gennem teleskopet, passerer den gennem de optiske filtre, og et lysfølsomt instrument fanger og registrerer intensiteten. Måling af lys i det nærmeste infrarøde til det ultraviolette spektrum kræver typisk brug af fotoelektriske fotometre, og i dag erstatter CCD-kameraer langsomt disse fotometre. CCD-kameraer kan tage flere billeder af et bestemt himmellegeme i undersøgelsen og senere behandlet for at udtrække intensitetsværdierne baseret på snapshots.

Fotometri på trods af begrebet enkelhed er en meget kompliceret undersøgelse af himmellegemer baseret på det lys, de udsender. Men lyset giver astronomer mange antydninger til binære stjerners orbitale perioder, en lille planets rotationsperiode og styrken af ​​en supernova baseret på frigivet energi.


Ved brug af synfot ¶

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

Cardelli, J. A., Clayton, G. C., og amp 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, i New Directions in Spectophotometry: A Meeting helded in Las Vegas, NV, 28.-30. Marts, Anvendelse af syntetiske fotometri-teknikker til rumteleskopkalibrering, red. A. G. Davis Philip, D. S. Hayes og amp S. J. Adelman (Schenectady, NY: L. Davis Press), 145

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

Laidler, V., et al. 2008, brugervejledning til Synphot-data, version 1.2 (Baltimore, MD: STScI)

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


Den sene tidskurve for Type Ia supernova SN 2011fe

600 d hvor lyskurven ser ud til at falde hurtigere end forventet baseret på de radioaktive isotoper mere & raquo formodes at være til stede, inden den fladtrykkes omkring 600 d. Vi modellerer den 200–1600 d pseudo-bolometriske lyskurve med lysstyrken genereret af de radioaktive henfaldskæder på 56 Ni, 57 Ni og 55 Co, og finder den ikke er i overensstemmelse med modeller, der har fuld positronfangst og ingen infrarød katastrofe (IRC ) der kræves en vis ekstra energiudslip end optiske / næsten IR-fotoner. Imidlertid er lyskurven i overensstemmelse med modeller, der giver mulighed for positronudslip (når 75 procent om dagen 500) og / eller en IRC (hvor 85 procent af strømmen kommer frem i ikke-optiske bølgelængder om dagen 600). Tilstedeværelsen af ​​57 Ni-henfaldskæden detekteres robust, men 55 Co-henfaldskæden er ikke formelt påkrævet med en øvre massegrænse anslået til 0,014 M. Målingen af ​​57 Ni / 56 Ni-masseforholdet er underlagt signifikante systematiske usikkerheder , men alle vores tilpasninger kræver et højt forhold & gt0.031 (& gt1.3 i solens overflader). & laquo mindre


Kilder

* I citaterne er ordet & ldquosolar & rdquo erstattet af solsymbolet, som ikke er tilgængeligt i de fleste browsers skrifttyper.

Disse resultater bekræfter tidligere fund og gør det muligt at beregne SN-satser i den såkaldte SN-enheder, dvs. 1 SNu = 1 SN (100 år) & minus1 (10 10 LB (* sol)) & minus1 . Vi minder læseren om, at SN-hastigheder udtrykt i SNu afhænger af den vedtagne afstandsskala, dvs. i vores tilfælde skaleres de som (H/75)².


E. Cappellaro, M. Turatto, S. Benetti, D. Yu. Tsvetkov, O. S. Bartunov og I. N. Makarova.
Satsen for supernovaer. II. Valgeffekterne og frekvenserne pr. Enhed blå lysstyrke.
Astronomi og astrofysik, vol. 273, side 383-392 (1993). Valg fra side 386.

Dette giver os mulighed for at estimere den mellemliggende rødskift SN-hastighed i SNu (1 SNu = 1 supernova pr. Århundrede pr. 10¹⁰ LB(sol *)).

Lokale estimater af SN Ia-frekvensen udtrykkes ofte i & ldquosupernova-enheden & rdquo (SNu), antallet af SNe pr. Århundrede pr. 10¹⁰ sollysstyrker i rammen B-bånd.

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 og NA Walton.
Den fjerne type Ia-supernova-hastighed.
Den astrofysiske tidsskrift, volumen 577, Udgave 1, s. 120-132 (september 2002). Valg fra side 121 og 127.
arXiv: astro-ph / 0205476 v1 28. maj 2002


Astronomer & # 8216Tidsrejser & # 8217 til 16. århundrede Supernova

Den 11. november 1572 observerede den danske astronom Tycho Brahe og andre skywatchers, hvad de mente var en ny stjerne. En lys genstand dukkede op i konstellationen Cassiopeia, der overskygger selv Venus, og den blev der i flere måneder, indtil den falmede af syne. Det, Brahe faktisk så, var en supernova, en sjælden begivenhed, hvor en stjernes voldelige død udsender et ekstremt lyst udbrud af lys og energi. Resterne af denne begivenhed kan stadig ses i dag som Tychos supernova-rest. For nylig brugte en gruppe astronomer Subaru-teleskopet til at forsøge en type tidsrejse ved at observere det samme lys, som Brahe så tilbage i det 16. århundrede. De så på & # 8216lys ekko & # 8217 fra begivenheden i et forsøg på at lære mere om den antikke supernova.

Et 'lyseko' er lys fra den oprindelige supernova-begivenhed, der spreder støvpartikler i omgivende interstellære skyer og når jorden mange år efter, at det direkte lys passerer i dette tilfælde for 436 år siden. Det samme hold brugte lignende metoder til at afdække oprindelsen af ​​supernovaresten Cassiopeia A i 2007. Hovedprojektastronom i Subaru, Dr. Tomonori Usuda, sagde "at bruge lyseko i supernovarester er tidsrejser på en måde, idet det giver os mulighed for at gå hundreder af år tilbage for at observere det første lys fra en supernova-begivenhed. Vi må genopleve et betydningsfuldt historisk øjeblik og se det som den berømte astronom Tycho Brahe gjorde for hundreder af år siden. Endnu vigtigere får vi se, hvordan en supernova i vores egen galakse opfører sig fra dens oprindelse. ”

Visningen af ​​lyset ekko fra Tychos supernova. Kredit: Subaru Telescope

Den 24. september 2008, ved hjælp af instrumentet med svagt objekt kamera og spektrograf (FOCAS) på Subaru, så astronomer på underskrifterne af lysekoerne for at se de spektre, der var til stede, da Supernova 1572 eksploderede. De var i stand til at indhente oplysninger om arten af ​​den originale eksplosion og bestemme dens oprindelse og nøjagtige type og relatere disse oplysninger til det, vi ser fra dets rest i dag. De studerede også eksplosionsmekanismen. Hvad de opdagede er, at Supernova 1572 var meget typisk for en Type Ia supernova. Ved at sammenligne denne supernova med andre Type Ia-supernovaer uden for vores galakse, kunne de vise, at Tychos supernova tilhører majoritetsklassen af ​​Normal Type Ia og derfor nu er den første bekræftede og nøjagtigt klassificerede supernova i vores galakse. Dette fund er signifikant, fordi supernovaer af type Ia er den primære kilde til tunge elementer i universet og spiller en vigtig rolle som kosmologiske afstandsindikatorer, der fungerer som 'standardlys', fordi lysstyrkeniveauet altid er det samme for denne type supernova . For type Ia supernovaer er en hvid dværgstjerne i et tæt binært system den typiske kilde, og da den ledsagende stjernes gas akkumuleres på den hvide dværg, komprimeres den hvide dværg gradvist og afslutter til sidst en løbende atomreaktion inde i den fører til sidst til et katastrofalt supernovaudbrud. Men da Type Ia-supernovaer med lysstyrke lysere / svagere end standard er blevet rapporteret for nylig, er forståelsen af ​​supernovaudbruddsmekanismen kommet under debat. For at forklare mangfoldigheden af ​​Type Ia-supernovaerne studerede Subaru-teamet udbrudsmekanismerne detaljeret. Denne observationsstudie på Subaru fastslog, hvordan lyseko kan bruges på en spektroskopisk måde til at studere supernovaudbrud, der opstod for hundreder af år siden. Lysets ekko, når det observeres i forskellige vinkler fra kilden, gjorde det muligt for holdet at se på supernovaen i et tredimensionelt billede. Denne undersøgelse viste, at Tychos supernova var en asfærisk / ikke-symmetrisk eksplosion. For fremtiden vil dette 3D-aspekt fremskynde studiet af supernovas udbrudsmekanisme baseret på deres rumlige struktur, som til dato har været umulig med fjerne supernovaer i galakser uden for Mælkevejen.

Resultaterne af denne undersøgelse fremgår af 4. december 2008-udgaven af ​​videnskabstidsskriftet Nature.