Probable SN in NGC 6946

[etienne bertrand]

Evolution de la supernova 2017SNeaw (spectres réalisés soit avec un C8, soit avec une lunette 102/714 et plus délicate pour le traitement).
Pour le C8, poses de 1200s, pour la lunette 1800s.

[etienne bertrand]

Exellent Peter, goods results.
It's extraordinairy, we had the same idea for the graph, in the same time !

[Olivier GARDE]

Here's a spectrum taken last night with a LISA 35u slit and a RC 400 Astrosib.

[Daniel Dejean]

Hello,
La première expérience de recherche et d’analyse d’une supernova a quelque chose de fascinant pour le débutant que je suis. Bien sûr, ces premiers pas sont accompagnés par l’étonnante qualité de ce que je peux voir sur ce forum de la part de nombreux experts. C’est donc avec beaucoup de modestie que je partage ici l’un de mes résultats obtenu dans la nuit du 05/07 avec un Alpy monté sur mon bon vieux Skywatcher 200mm/EQ6. L’image ci-dessous présente le spectre après traitement sous Isis sans filtrage en bleu ainsi que ce même spectre après filtrage pour éliminer le bruit qui reste encore trop élevé sur mes mesures. Les deux courbes sont présentées pour éviter toute fausse conclusion du fait du filtrage. Une tentative d’identification de quelques raies est aussi indiquée. A ce sujet il me faut aussi préciser que la lecture de l’article cité par G.Krannich m’a beaucoup aidé dans ces premiers pas : Bose et al., SN 2013ab: a normal Type IIP supernova in NGC 5669, MNRAS 2015, 450 (3), 2373-2392, https://arxiv.org/abs/1504.00838


Alpy600 / SW Newton 200-1000 on EQ6/ Atik428EX bin22/ exposure : 9x600s / autoguiding

Beaucoup des échanges précédents sur ce forum portent sur l’exploitation de ces données pour la calcul des vitesses d’éjection. Totalement ignorant en ce domaine, je n’ai pas trop compris si le calcul devait se faire pour Halpha en calculant l’écart de la raie d’absorption (6407) par rapport au sommet du pic d’émission (6534) ou par rapport à la valeur théorique au repos (après correction du red shift de la galaxie (6564). Le zoom ci-dessous indique la position respective de ces lignes. Il m’a conduit à me demander pourquoi le pic d’émission était décalé vers la gauche de la position Halpha au repos, alors que son recalage, en tenant compte du redshift positif de la galaxie (+0.00015), devrait au contraire le déplacer vers la droite.



L’éclairage est venu de la lecture de l’article cité plus haut pour l’analyse de SN2013ab. Les caractéristiques et l’évolution de cette SN paraissent relativement proche de ce que nos pouvons voir sur SN2017ew (ne pas me demander pourquoi…). Si j’en fais une bonne lecture, cet article indique que les pics d’émission s peuvent aussi être décalés vers le bleu (gauche du graphe) par un phénomène complexe :
« The blue-shifted absorption troughs of the P-Cygni profiles give direct estimate of expansion velocity of the ejecta. The emission peaks are also seen to be blueshifted. The amount of blue-shift decreases with the decline of the expansion velocity and settles to the rest velocity while the SN enters the nebular phase”
N’ayant pas trouvé cette remarque dans les échanges précédents je le souligne ici pour interpréter cette étrange position de la raie d’émission en Halpha que j’avais d’abord interprété comme une erreur de calibration sur mes graphes. En y regardant alternativement ce décalage dans le bleu semble apparaître aussi dans sur les résultats des autres intervenants sur ce forum. Ma conclusion (peut-être fausse) est donc de suggérer qu’une mesure de vitesse d’éjection doit être faîte non pas en référence à la raie d’émission mais par rapport à la position théorique de la raie au repos. L’image ci-dessous montre la différence en km/s



Sur cette base nous pouvons donc calculer les vitesse d’éjection pour différentes raies en restant prudent sur la valeur des incertitudes de mesure de l’ordre de +/50kms pour ma configuration :



Cette estimation très grossière avec un équipement modeste conduit à remarquer une différence d’éjection significative entre l’hydrogène (Halpha 7175km/s) et des éléments plus lourds Fe, Na (4400km/s). La lecture de l’article cité en référence confirme ce point et nous indique nous voyons ici une conséquence de le structure en oignon de l’étoile initiale. Très logiquement, les éléments les plus en surface sont éjectés les premiers et se trouvent sur le front le plus avancé de cette explosion et vont donc le plus vite… “The element distribution of the progenitor at the end of the sequence of nuclear burnings and before the SN explosion is stratified, with hydrogen being abundant in outermost layers and heavier elements (e.g. _-elements) towards the center and core being rich in iron. Thus it is expected that the expanding ejecta are constituted by layers of multiple elements and the so called “onion-like” structure. Therefore, different lines originate from different depths in the SN atmosphere.”

Époustouflante conclusion du fond de son jardin ! ...
En espérant que ces commentaires (un peu trop long) sur un spectre de qualité à peine présentable, aideront les néophytes qui, comme moi, cherche à découvrir ce domaine fascinant avec hésitation et tremblement....
Bon ciel,
Daniel
Alpy600
SW Newton 200mm on EQ6
main camera Atik428ex / guide Atik314L

[Olivier GARDE]

La question de savoir qu'est ce que l'on prend comme longueur d'onde "au repos" pour calculer la vitesse d'ejection de matière ?
La réponse se trouve en partie dans cette publication page 4 et 5 qui indique les divers type de profil P Cyg
http://adsabs.harvard.edu/full/1953PDAO....9....1B

Ou dans certain cas le "pic" de la raie en emission correspond au pic de l'élément "au repos", cas du type I de cette publication, mais l'on voit qu'il peut y avoir d'autres types de profil p Cyg.

On trouve également des infos sur le pourquoi la raie H Alpha en emission peut dans certains cas être décalé par rapport à sa position "normal" malgré la correction de la vitesse propre de l'objet et de la vitesse héliocentrique, la réponse se trouve dans la publication suivante et particulièrement à partir de la page 19 qui montre le graphique suivant :



La publication est dispo ici :
http://www.usm.uni-muenchen.de/people/p ... _winds.pdf

Donc de mon point de vue et dans ce cas bien précis de cette Sn, il faut prendre comme référence la raie de l'élément "au repos" mais corrigé de :
- La vitesse propre de NGC 6946, soit 45 km/s
- La vitesse héliocentrique au moment de l'acquisition des données en fonction du site d'observation, de la date et de l'heure (pouvant varier de +/- 30km/s), calcul à faire dans ISIS dans l'onglet prévue à cet effet.

Ensuite, une fois les données corrigées, on calcul donc la vitesse de la raie en absorption par rapport à la raie au repos, donc la vitesse de l'éjecta dans la ligne de visée terre->Sn2017 eaw.

Un calcul plus précis (en intégrant également le shift de la longueur d'onde en emission) permettrait de calculer l'angle de l'expansion de la Sn suivant la ligne de visée (l'onde se propage suivant un plan depuis l'équateur de l'étoile) et la valeur du décalage du pic peut permettre de calculer l'angle depuis lequel on observe la Sn.
Si l'angle était nul, c'est à dire si l'on observait la Sn exactement dans le plan de propagation de l'éjection de matière, la Raie H Alpha serait à la bonne position nominale car il y aurait autant de matière partant à gauche et à droite de la sn.

Dans notre cas on doit voir probablement la Sn décalée vers le haut ou le bas du plan. Cela doit se calculer avec un peu de trigo, mais pas trouvé de publication qui explique les calculs à faire en fonction du décalage constaté de la raie en emission.

[Daniel Dejean]

Merci Olivier pour cette réponse très détaillée.
Je suis effectivement arrivé à cette même conclusion à partir de l'article cité en référence :
https://arxiv.org/pdf/1504.00838.pdf
qui donne un début d'explication de ce phénomène de blueshift du pic d'émission : "Blue-shifted emission peaks are explained by the diffused reflection of photons from expanding SN envelope"
Un peu difficile à comprendre pour moi... mais ceci m'a effectivement conduit à présenter ce tableau de calcul en prenant en compte comme référence la poosition de la raie Halpha "au repos" corrigée de la vitesse propre de NGC 6946 (correction de -0.7A). Mais je me trompe peut-être dans ce calcul. Pour la vitesse héliocentrique au moment de l'observation, elle est estimée par Isis à -8.9km/s (nous rapproche de l'objet). Elle paraît négligeable par rapport à l'incertitude de +/-50km/s sur la mesure.
Si mes estimations très approximatives sont dans le "ballpark" (estimation grossière mais indicative) tout commentaire sur le différentiel de vitesse entre Halpha et éléments plus lourds serait également intéressant.
Merci encore pour tes conseils toujours instructifs et très bien documentés.
Daniel

[Olivier GARDE]

Dans ISIS dans l'onglet profil tu peut shifter ton spectre soit en longueur d'onde, soit en vitesse.

Pour la vitesse héliocentrique certe faible devant les possibilités du spectro basse résolution, il faut en tenir compte ou alors tu rajoutes de l'incertitude, ce serait dommage de s'en priver sachant qu'il est très facile de trouver cette valeur avec ISIS (voir en prendre l'habitude pour ce genre de calcul si un jour tu seras amené à traiter des spectres LHIRESS III ou eshel) surtout si l'on analyse plusieurs spectres pris à divers dates sur plusieurs mois, voir années.

Après au niveau des différentiels de vitesses, si l'on prend par exemple les raies de Balmer, les différences de vitesse s'expliquent (entre autre explication mais pas que...) que ces raies sont émises à des conditions de températures et de pressions très différentes : Il faut plus d'énergie pour produire H Beta que H Alpha et donc on peut en déduire que ces raies ne se produisent pas à la même profondeur/pression ou à la même température, c'est un peu comme si l'on sondait en profondeur l'étoile on a ainsi tout un panel de vitesse : H alpha demande moins d'énergie que H Beta, lui même moins d'énergie que H gamma et ainsi de suite. H Alpha se produit donc sur les couches externes.

Donc trouver une vitesse pour H Alpha supérieur à H Beta, c'est logique, par contre dans le cas de H gamma il y a peut être un problème de mesure ou d'étalonnage du spectre car la vitesse devrait être encore inférieur à H Beta. Autant il est extrémemennt simple de faire la mesure sur H Alpha, car prépondérante et large, par contre plus on va dans le bleu du spectre plus les raies sont minces sans compter le chevauchement possible de plusieurs raies qui ne sont pas séparées en basse résolution.

[Daniel Dejean]

Merci mille fois Olivier pour ces explications concernant le différentiel de vitesse sur les raies de Balmer. C'est lumineux !..

[Paolo Berardi]

Hi all, congratulation for your excellent spectra!
Daniel, I think that is fascinating not only for beginners but also for expert and professional. Thank you for the scientific document containing a detailed lines identification for an evolved type IIP SN (77 days after explosion). We are around 55d for SN 2017eaw now, not far from the age of the reported spectrum.

Paolo

[Daniel Dejean]

Merci Olivier, après un regard plus attentif à l'article cité en référence je constate en effet qu'il confirme ton hypothèse d'une situation un peu compliquée dans la région de Hgamma.



Il s'agit d'une zone de blending avec FeII probablement difficile à interpréter en basse résolution. Par opposition, la zone Hbeta paraît beaucoup plus propre.
Je vais donc ajouter une note sur mon tableau de mesure.
daniel