(source : Spectroscopie basse résolution de François Tessier)
http://astronomie-amateur.fr/Documents%20Spectro/SpectroscopieBasseResolution.pdf
Sur son site internet François Tessier fait une très bonne synthèse sur les supernovae : http://www.astronomie-amateur.fr/
(N'hésitez pas à aller sur sont site, http://www.astronomie-amateur.fr/ProjetsSpectro0.html il a fait et fait un énorme travail dans la classification des différents types d'étoiles et son guide pour la spectroscopie basse résolution est une vrai bible ! http://www.astronomie-amateur.fr/Documents%20Spectro/SpectroscopieBasseResolution.pdf ).
Fin destructrice de certaines étoiles, les supernovæ font partie des événements les plus énergétiques de l’univers.
On distingue, essentiellement :
D’une façon générale, les raies sont des raies d’absorption très larges (plusieurs milliers de km.s-1 ), fortement décalées vers le bleu.
SN Ia : caractérisées par une forte absorption produite par le Silicium vers 6150Å au maximum de luminosité et l’absence de raies de l’hydrogène.
SN II : profond profil P Cygni (max. vers 6300 Å) précédant H alpha
http://astronomie-amateur.fr/Documents%20Spectro/SpectroscopieBasseResolution.pdf
Sur son site internet François Tessier fait une très bonne synthèse sur les supernovae : http://www.astronomie-amateur.fr/
(N'hésitez pas à aller sur sont site, http://www.astronomie-amateur.fr/ProjetsSpectro0.html il a fait et fait un énorme travail dans la classification des différents types d'étoiles et son guide pour la spectroscopie basse résolution est une vrai bible ! http://www.astronomie-amateur.fr/Documents%20Spectro/SpectroscopieBasseResolution.pdf ).
Fin destructrice de certaines étoiles, les supernovæ font partie des événements les plus énergétiques de l’univers.
On distingue, essentiellement :
- les supernovæ de type Ia, résultant de l’effondrement d’une naine blanche dépassant la masse limite de Chandrasekhar.
- les supernovæ de type II, Ib, Ic, issues d’étoiles très massives.
D’une façon générale, les raies sont des raies d’absorption très larges (plusieurs milliers de km.s-1 ), fortement décalées vers le bleu.
SN Ia : caractérisées par une forte absorption produite par le Silicium vers 6150Å au maximum de luminosité et l’absence de raies de l’hydrogène.
SN II : profond profil P Cygni (max. vers 6300 Å) précédant H alpha
SN2016COJ m=13.3
| _sn2016coj_20160607_902_etb.fit |
La supernova est observable pour diverses raisons :
- assez brillante pour une supernova, magnitude 13 (100 000 fois moins brillante que Véga) mais quand même pour une supernova c'est plutôt bien.
- elle est assez éloignée du bulbe de la galaxie, ce qui rend son acquisition plus facile. Plus proche du bulbe, c'est vite compliqué pour la localiser et son spectre est mélangé avec celui de la galaxie.
- située dans le dragon en début de nuit vers 23h30 elle est à peu près à plus de 60° de hauteur ce qui est parfait, et idéalement située pour faire de longues poses indispensables à l'aquisition (poses de 600 secondes à faire au moins 5 ou 6 fois).
Tous les facteurs sont donc réunies pour l'observer, en plus la météo est clémente ce qui est bien rare en ces jours.
Après traitement 9 poses de 600 secondes, voici son spectre :
- assez brillante pour une supernova, magnitude 13 (100 000 fois moins brillante que Véga) mais quand même pour une supernova c'est plutôt bien.
- elle est assez éloignée du bulbe de la galaxie, ce qui rend son acquisition plus facile. Plus proche du bulbe, c'est vite compliqué pour la localiser et son spectre est mélangé avec celui de la galaxie.
- située dans le dragon en début de nuit vers 23h30 elle est à peu près à plus de 60° de hauteur ce qui est parfait, et idéalement située pour faire de longues poses indispensables à l'aquisition (poses de 600 secondes à faire au moins 5 ou 6 fois).
Tous les facteurs sont donc réunies pour l'observer, en plus la météo est clémente ce qui est bien rare en ces jours.
Après traitement 9 poses de 600 secondes, voici son spectre :
Bien que son type de supernova soit connue par le télégramme, on peut utiliser le logiciel en ligne GELATO qui va vérifier sa classification :
On retrouve tout à fait le type de supernova Ia sur le spectre, voici l'identification des raies :
Pour calculer la vitesse radiale de la supernova, c'est pas très compliqué : on prend le pic de la raie Si II, on mesure et on calcule le décalage :
Le minimum est mesuré a 6132.5A. Au repos Si II = 6355A, d'ou un décalage de 222.5A
Comme tout à l'heure la vitesse radiale = z x c
z = (6132.5 - 6355) / 6355
z = -0.03501
vr = z x c (km/s)
vr = -0.03501 x 299792.458
vr = -10 495.73 km/s
La galaxie NGC4125 s'éloignant de nous à +1180.843 km/s, on enlève donc cette vitesse de la vitesse radiale de la supernova :
vr = -10 495.73 - 1180.843
vr = -11 676.573 km/s
On sait que cette explosion (cette supernova) vient vers nous une vitesse radiale de -11 676 km/s.
On comprend alors mieux la violence du phénomène en connaissant la distance de la galaxie hôte, la vitesse radiale de la supernova, et la brillance du phénomène, tout cela accessible avec la spectroscopie.
Comme tout à l'heure la vitesse radiale = z x c
z = (6132.5 - 6355) / 6355
z = -0.03501
vr = z x c (km/s)
vr = -0.03501 x 299792.458
vr = -10 495.73 km/s
La galaxie NGC4125 s'éloignant de nous à +1180.843 km/s, on enlève donc cette vitesse de la vitesse radiale de la supernova :
vr = -10 495.73 - 1180.843
vr = -11 676.573 km/s
On sait que cette explosion (cette supernova) vient vers nous une vitesse radiale de -11 676 km/s.
On comprend alors mieux la violence du phénomène en connaissant la distance de la galaxie hôte, la vitesse radiale de la supernova, et la brillance du phénomène, tout cela accessible avec la spectroscopie.
11 jours après le premier spectre :
SN2016gpx m=15/16
| _sn2016gxp_20161203_882_ebe.fit |
| _sn2016gxp_20161203_882_ebe_filtre.fit |
Champ de guidage ; 7 poses de 10 secondes binning 2x2 Atik 314L+. La Supernova se trouve à l'intersection des traits jaunes. Juste à sa gauche un peu étalée se trouve la galaxie hôte NGC51. Toutes les autres étoiles sont des étoiles de notre galaxie. Le trait noir en bas de l'image est la fente du spectrographe qui apparait sur des poses longues.
Voici le spectre de la supernova SN2016gpx :
Ci-joint la classification de la supernova par le logiciel en ligne Gelato qui indique une classification SN Ia à 100%.
Ci-joint la classification de la supernova par le logiciel en ligne Gelato qui indique une classification SN Ia à 100%.
NGC51 a une magnitude de 14.1
| _ngc2639_20161204_049_ebe.fit |
En premier calculs des mesures sur la galaxies :
Donc la galaxie a une vitesse de recession de 5321.57 km/s et se trouve à :
D = V. Gal / Ho avec (Ho = 70 km/s/Mpc)
D = 5321.57 / 70
D = 76.02 Mpc ce qui fait 247.82 millions d'années lumières. Donc notre supernova se situe à cette distance dans cette galaxie.
Pour calculer la vitesse radiale de la supernova, on prend le pic de la raie Si II, on mesure et on calcule le décalage :
Le minimum est mesuré a 6230A. Au repos Si II = 6355A, d'ou un décalage de 125A.
z = (6230 - 6355) / 6355
z = -0,01967
vr = z x c (km/s)
vr = -0.01967 x 299792.458
vr = -5896,91km/s
La galaxie NGC4125 s'éloignant de nous à 5321,57 km/s, on enlève donc cette vitesse de la vitesse radiale de la supernova :
vr = -5896,91 - 5321,57
vr = -11 215,48 km/s
On sait que cette explosion (cette supernova) vient vers nous une vitesse radiale de 11 215,48 km/s.
D = V. Gal / Ho avec (Ho = 70 km/s/Mpc)
D = 5321.57 / 70
D = 76.02 Mpc ce qui fait 247.82 millions d'années lumières. Donc notre supernova se situe à cette distance dans cette galaxie.
Pour calculer la vitesse radiale de la supernova, on prend le pic de la raie Si II, on mesure et on calcule le décalage :
Le minimum est mesuré a 6230A. Au repos Si II = 6355A, d'ou un décalage de 125A.
z = (6230 - 6355) / 6355
z = -0,01967
vr = z x c (km/s)
vr = -0.01967 x 299792.458
vr = -5896,91km/s
La galaxie NGC4125 s'éloignant de nous à 5321,57 km/s, on enlève donc cette vitesse de la vitesse radiale de la supernova :
vr = -5896,91 - 5321,57
vr = -11 215,48 km/s
On sait que cette explosion (cette supernova) vient vers nous une vitesse radiale de 11 215,48 km/s.
SN2017eaw m=12.8
| 2017.05.14.fit |
| 2017.05.20.fit |
| 2017.06.05.fit |
| 2017.06.16.fit |
| 2017.07.04.fit |
| 2017.07.15.fit |
| 2017.08.13.fit |
| 2017.10.15.fit |
Descriptif de la supernova de type IIP au 13/08/2017 :
Ha en absorption arrive à 6440.5A
Vitesse d'éjecta :
V = ((λ1 - λ0) / λ0 ) x c ) - vitesse héliocentrique - vitesse galactique NGC6946
V = (((6440.5 - 6562.8) / 6562.8) x 299792.458) - 8.5 - 49
V = - 5644 km/s
Ha en absorption arrive à 6440.5A
Vitesse d'éjecta :
V = ((λ1 - λ0) / λ0 ) x c ) - vitesse héliocentrique - vitesse galactique NGC6946
V = (((6440.5 - 6562.8) / 6562.8) x 299792.458) - 8.5 - 49
V = - 5644 km/s
Propulsé par
