(C) TB

Czy da się niskobudżetowym sprzętem wyznaczać krzywe blasku supernowych i określać ich typ?

1. Wprowadzenie

Wybuchy supernowych to niezwykle częste zjawisko na nocnym niebie. Każdego roku dokonuje się odkryć ok. 20 tysięcy! Większość z nich jest jednak bardzo słaba, o jasności rzędu 18-20 mag. Mniej niż 1% posiada jasność 13 mag i wyższą, a jeszcze mniej dostępnych jest dla obserwacji z północnej półkuli Ziemi. 

Szczęśliwie w maju 2023 r. usłyszałem o nowym wybuchu w galaktyce M101 (Wiatraczek). Pierwszy raz zaraportowana przez Koichi Itagaki z Japonii 19 maja 2023 roku. Jej jasność była duża osiągając maksimum 10.9 mag w dniu 27 maja. Jest to jedna z jaśniejszych supernowych ostatnich lat, więc była świetnym obiektem do obserwacji.

2. Cel

Celem było zaobserwowanie zaniku jasności supernowej sn2023ixf i próba wyznaczenia jej krzywej blasku oraz potwierdzenia typu II-L. Gdyby się to udało, będzie to dowodzić, że nawet niedrogim sprzętem astronomicznym można wykonywać całkiem ciekawe badania astronomiczne. 

3. Obserwacje

Pierwsze obserwacje tej supernowej wykonałem 31 maja, a więc 4 dni od maximum jasności. Kolejne  odpowiednio 8 lipca, 21 sierpnia, 5 września i 10 października 2023 roku. Animacja przedstawia wszystkie obserwacje wraz z powiększonym regionem lokalizacji supernowej. Dodatkowo pokazałem też fazę księżyca.

Obróbka obrazów

1. W każdej sesji pomiarowej zbierałem ok ~100-200 1-minutowych klatek przy ISO1600, zestawem obserwacyjnym opisanym tutaj. Taka ekspozycja zapewniła brak przesycenia supernowej.

2. Integracja (stacking) obrazów w programie DeepSkyStacker.

3. Obróbka obrazów *.tif  w programie Siril 1.2.0:

- przycięcie obrazu do rozmiaru 1500 x 1500 pikseli oraz ustawienie odpowiedniej orientacji

- ekstrakcja tła

- kalibracja fotometryczna względem galaktyki M101.

4. Kompensacja aberracji chromatycznej (ekstrakcja kanałów R,G,B; rejestracja, komponowanie RGB oraz niezależnie stacking RGB do wygenerowania obrazu czarno-białego).

5. Zapis obrazów w skali liniowej do plików w formacie *.fit .

Na potrzeby utworzenia animacji, każdy obraz miał ustawiony 'AutoStretch', a następnie zapisany opcją 'Take a snapshot' do plików PNG. Wykorzystałem PowerPoint do nałożenia napisów, a programem VirtualDub utworzyłem animowany gif.

4. Wyznaczenie Krzywej Blasku

Wyznaczenie krzywej blasku wymaga pewnego wysiłku w celu określenia obiektu referencyjnego - to jest takiego, o którym możemy powiedzieć, że jego jasność nie zmienia się istotnie w okresie obserwacji. Jest to konieczne, gdyż krzywą blasku musimy skompensować względem różnic w dynamice i natężeniu sygnału na poszczególnych obrazach obserwacyjnych. Sposób wyboru gwiazdy referencyjnej opisałem w dziale 6. Dla dociekliwych poniżej.

Mając gwiazdę referencyjną oraz supernową, pomierzyłem ich amplitudę (Peak_1) w programie AstroImageJ, dla każdego kanału osobno.

Poniżej znajduje się obrazek z tabelą wyników pomiarów: pierwsze pięć wierszy dotyczy sn2023ixf, kolejne pięć (oznaczone na niebiesko) to dane dla gwiazdy referencyjnej S2. Finalna krzywa blasku pokazana jest na poniższych wykresach w skali liniowej oraz w magnitudo. 

Wartości krzywej w magnitudo zostały wyliczone ze wzoru na wielkość gwiazdową i przesunięte o jasność gwiazdy referencyjnej S2, która wynosi 13.5 mag.  Z powyższego wykresu wynika, że jasność w 4 dniu po maksimum wyniosła ok. 11.4 mag, natomiast zaobserwowane maksimum jasności dla sn2023ixf wyniosło 10.9 mag (patrz np. tutaj). Zatem skalowanie wygląda bardzo sensownie.

5. Wnioski końcowe

Czy na podstawie tak uzyskanej krzywej blasku można potwierdzić typ supernowej?

Określenie typu supernowej bazuje na potwierdzeniu kształtu krzywej blasku w zakresie niebieskim widma. Skądinąd wiadomo, że sn2023ixf jest typu II-L, a więc jej niebieski składnik widma powinien wykazywać charakterystykę zaniku blasku wg poniższej grafiki. Wykres ten pochodzi z pracy Wheeler, J. C., & Harkness, R. P. 1990, RPPh, 53, 1467 (za https://www.physics.rutgers.edu) i przedstawia przykładowe krzywe blasku (w skali logarytmicznej - magnitude) różnych typów supernowych. 

Krzywa, którą uzyskałem jest bardzo podobna do typu II-L, co daje dużą radość i jednoznacznie dowodzi, że wyznaczanie krzywych blasku dla supernowych w obserwacji amatorskiej, nawet tak niskobudżetowym sprzętem, jest możliwe!

Niemniej, ograniczeniem moich obserwacji jest zbyt mało punktów pomiarowych, zwłaszcza w okresie pierwszych 100 dni pomiarów. Na pewno na podstawie mojej krzywej można wykluczyć typ Ia, Ib, a także SN1987A dla obserwowanej supernowej ze względu na dużą niezgodność kształtu. Natomiast nie można wykluczyć II-P z racji tego, że dla tego typu krzywa blasku jest podobna do II-L, a charakterystyczna "górka" widoczna w przebiegu II-P w okresie między ~40 a ~90 dniem od maximum jest niepotwierdzona w uzyskanej przeze mnie krzywej blasku z racji braku punktów w tym okresie. Dalsze obserwacje być może pozwolą wykluczyć ten typ supernowej. Jeśli dalszy spadek jasności będzie miał charakter liniowy (w magnitudo) bez załamania w okolicach 200 dni po maksimum, jak w przypadku krzywej II-P.  

6. Dla dociekliwych

Wybór gwiazdy referencyjnej

Krzywa blasku dla sn2023ixf w skali logarytmicznej bez kompensacji względem gwiazdy referencyjnej jest przedstawiona poniżej. Widać wyraźnie, że brak odniesienia względem jasności gwiazdy referencyjnej skutkuje bardzo zniekształconą krzywą blasku, co oczywiście nie zaskakuje. To zniekształcenie ma źródło w wielu czynnikach.

Najistotniejszym czynnikiem są warunki atmosferyczne takie jak zachmurzenie, wilgotność, zapylenie, poziom smogu itp., które wpływają istotnie na poziom rejestrowanego sygnału. Drugim w kolejności czynnikiem będzie faza księżyca, która w jakimś stopniu zaburza skład widmowy sygnału, co można zaobserwować jako delikatna zmiana kolorystyki galaktyki M101 w poszczególnych dniach obserwacji. Kolejne nie mniej ważne czynniki to ustawienia ostrości (focus) oraz jego dryft termiczny, podmuchy wiatru, czy precyzja prowadzenia teleskopu. Wreszcie na końcu algorytmy używane w procesie integracji pojedynczych klatek, kalibracji fotometrycznej itd.

Wszystkie zewnętrzne powody zakłóceń obrazów można wyeliminować poprzez użycie gwiazdy referencyjnej. Warto przy tym wziąć pod uwagę obrót pola obserwacji wynikający z użycia montażu typu Alt/Azm. Wraz z nieprecyzyjnym prowadzeniem teleskopu może to doprowadzić do sytuacji, w której wybrana gwiazda referencyjna wchodzi w obszar większych aberracji optycznych względem analizowanej gwiazdy. Aby zminimalizować ten wpływ, lepiej poszukiwać gwiazdy referencyjnej w bliskiej okolicy gwiazdy analizowanej.

Pozostaje też kwestia zmienności samej gwiazdy referencyjnej. Jeśli wybierzemy gwiazdę która sama jest dość zmienna, uzyskana krzywa blasku będzie również zaburzona. 

Pytanie więc jest, jak wybrać gwiazdę, która jest niezmienna?

Aby znaleźć odpowiednią kandydatkę, wykonałem wstępną analizę zmienności jasności sn2023ixf na obrazach czarno-białych (stacking kanałów R,G,B) używając różnych gwiazd jako referencja i normalizując względem pomiaru z 31 maja tak, aby wszystkie otrzymane krzywe miały wspólny punkt startowy. Liczyłem na to, że wiele z gwiazd - kandydatek na referencyjną gwiazdę niezmienną w czasie - będzie generować bardzo podobne znormalizowane krzywe blasku. W idealnym przypadku, gdyby wszystkie gwiazdy były idealnie niezmienne i przy nieobecności szumu, wszystkie otrzymane krzywe powinny się pokrywać. Jeśli wziąć pod uwagę jedynie szum wyznaczanego piku poszczególnych gwiazd, wszystkie krzywe rozwidlałyby się, natomiast wszystkie miałyby podobne kształty. 

Przeanalizowałem 22 obiekty w okolicy M101. Na obrazie poniżej pokazano wszystkie przetestowane gwiazdy od S1 do S22 oraz odpowiadające im wstępne znormalizowane krzywe blasku.

Jak widać na wykresie, istnieje dość duży rozrzut tych krzywych. Udało mi się jednak odnaleźć dwie krzywe, które dały niemal identyczny wynik - krzywe blasku pokrywały się z dokładnością do trzeciego miejsca po przecinku, tj. S2 oraz S10 - kolor zielony na obrazku i wykresie. Są to zupełnie niezależne obiekty, więc raczej mało prawdopodobne jest, aby ewentualna ich zmienność była tak idealnie zsynchronizowana. Stąd przyjąłem, że są to dobre kandydatki na gwiazdy referencyjne. Finalnie więc zdecydowałem się na gwiazdę S2 (Gaia DR2 1609250720267947264).

Nie jest to naukowo mocna metoda określenia dobrej gwiazdy referencyjnej, nie mniej w tych warunkach nie mam innych możliwości.

Próbowałem też nieco innego podejścia: zamiast normalizować wszystkie krzywe do punktu początkowego, przeskalowałem je do magnitudo używając metody opisanej w sekcji 4, przy czym użyłem odpowiednich jasności poszczególnych obiektów odczytanych z aplikacji STELLARIUM MOBILE PLUS v.1.11.2. Uzyskany wynik jest pokazany poniżej. Z wykresu usunąłem tym razem trzy krzywe (dla S6, S7 i S11 - dwie ostatnie to galaktyki).

Jak widać wszystkie kandydatki dają podobne rezultaty (kształty), natomiast występuje dość duży rozrzut przesunięcia krzywych w pionie. Nadal jednak gwiazdy S2 i S10 wyglądają na dobre kandydatki na gwiazdy referencyjne ze względu na fakt, że przebiegają mniej więcej przez środek wszystkich krzywych.

Wyjątkowość sn2023ixf

Supernowa sn2023ixf jest nadzwyczajna z dwóch powodów:

1) Wg tego źródła, jest najjaśniejszą supernową zaobserwowaną w 2023 roku.

2) jest typu II-L, który pojawia się raz na kilka lat, a więc niezwykle rzadko zważywszy na liczbę obserwacji supernowych rzędu 20 tysięcy rocznie. Poprzednie supernowe tego typu obserwowano w 2019 r (3 szt.).