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星海微萤

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日志

 
 

超新星1993J和2003gd的前身星的消失(Maund 和 Smartt 2009)  

2012-09-13 12:57:28|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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Science, Vol 324, 486-488, 24 April 2009

研究报告

超新星1993J2003gd的前身星的消失

The Disappearance of the Progenitors of Supernovae 1993J and 2003gd

贾斯廷·蒙德(Justyn R. Maund

丹麦哥本哈根大学玻尔研究所暗宇宙中心(Dark Cosmology Centre, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen, Juliane Maries Vej 30, 2100 Copenhagen ?, Denmark. E-mail: justyn@dark-cosmology.dk

美国圣克鲁兹加利福尼亚大学天文学和天体物理学系(Department of Astronomy and Astrophysics, University of California, Santa Cruz, CA 95064, USA.

史蒂芬·斯玛特(Stephen J. Smartt

英国贝尔法斯特女王大学数学和物理学院天体物理研究中心(Astrophysics Research Centre, School of Mathematics and Physics, Queen’s University Belfast, Belfast BT7 1NN, UK.

 

2008 12 23 日收到;2009 3 11 日接受;2009 3 19 日在线发表

 

使用哈勃太空望远镜和双子望远镜摄取的图像,我们证实了两颗 II 型超新星的前身星的消失,并对与这两颗超新星有联系的其他恒星的存在进行了评估。SN 2003gd 的前身星是一颗 M 型超巨星,我们发现它已经不再能在这颗超新星的位置观测到。我们并用图像相减方法测定了这颗前身星的固有亮度。SN 1993J 的前身星是一颗 K 型超巨星,它也不再存在,但它的 B 型超巨星伴星依然可以观测到。这两颗前身星的消失证实了这两颗超新星是由红超巨星产生的。

 

存档的爆发前图像的分析有助于 II 型超新星前身星的证认,这类超新星被认为是红超巨星爆发造成的。在大多数情况下,这些前身星仅被证实与超新星在空间上重合,从而给对它们的正确证认留下了某些不确定性。迄今,只有一颗恒星表明了已在爆发后消失,它就是爆发成为本星系群中的 SN 1987A 的那颗恒星 [1] 。另有七颗恒星被发现空间上与附近明亮的 II 型超新星重合 [2] ,但它们之中没有一颗表明已经消失(虽然新的证据意味着 SN 2005gl 的前身星可能已经消失 [3] )。这里,我们检查了两颗 II 型超新星所在位置的爆发后图像,以便证实对它们的前身星的证认。

SN 2003gd 是在星系 M74 中发现的,被分类为 II 型平台型超新星 [4] 。它的光变曲线中的平台以及光谱中很强的氢天鹅 P 型轮廓表明,它是由带有大质量氢包层的红超巨星生成的 [5] 。对哈勃太空望远镜(HST)和双子望远镜档案库中爆炸前的图像的分析显示出一颗红超巨星,其 V = 25.8 I = 23.3 ,初始质量为 82+4 太阳质量(M),位于超新星出现之处(图1[6 , 7] 。在爆发后五年,这正是可以证实这颗恒星已经消失的时候,这时这颗超新星的残留星体的光度已减小到小于它的前身星的光度(就像 SN 1987A 已达到的那样)。

我们于 2008 9 6 日和 10 日,使用双子望远镜上的多目标摄谱仪(GMOS [8]),采用斯隆(Sloangr i滤光片,在优异的视宁度条件下,对 SN 2003gd 的位置重新成像(见表 1)。我们使用较差天体测量,把以前用哈勃太空望远镜高级巡天照相机高分辨率通道(ACS HRC)获得的 SN 2003gd 的观测结果 [6] ,与我们的 GMOS 图像匹配起来,使得超新星位置的定位准确到 0.031(图 1)。在 i图像中,在这一位置,没有检测到单独的点源,但超新星依然能显著地检测到,mg(AB) = 25.00 ± 0.04 mr(AB) = 24.65 ± 0.05(见在线支持材料)。我们把我们的 i图像与 2001 8 14 日用 GMOS 仪器获取的爆发前 i图像比较,前身星候选者就是在后一图像中检测到的。在把两幅图像对准以后,我们使用 ISIS 图像相减软件包 [9,10] 调节爆发后 i波段图像的流量水平和点扩散函数(PSF),以便与爆发前图像匹配起来。我们然后把爆发前图像减去调节好以后的爆发后图像,这样只有光度可变的天体才会留下(这一方法的详情见在线支持材料)。在爆发前图像中,在变换后的超新星位置的 0.023之内(图 1),呈现出一个残留的点源,与单颗恒星的点扩散函数相一致(见在线支持材料)。  斯玛特等人 [6] 曾发现,  在爆发前图像上在变换后的超新星位置与这个天体之间有很大偏离(0.137±0.071),这导致他们认为这个天体是前身星(恒星 A)与一颗离得很近的恒星(恒星 C)融合的结果(图 1)。根据我们的较差天体测量解,我们没有发现这样的偏差,这样在爆发前图像上的这个天体就完全与位于恒星 A 位置处的单颗恒星一致。所有其他无光变的单颗恒星天体全都被从爆发前图像中干干净净地减去,只有例如像已分解开的星团这样的明显延展的特征仍还有小小的残留。因此,  在减去后的图像中可见的那个点源是来自前身星的 i 波段流量,它在现在已经消失。在爆发后的图像中,清楚地有一个暗弱的、延展的背景特征,但这个特征与单星的点扩散函数不一致。通过在超新星位置处实施强行测光,并把一些人工星像加到我们的爆发后 i图像中,尝试使用 ISIS 软件包复现它们,我们保守地估计,在超新星位置处的单个点源亮度的上限为 mi(AB) > 26.3 。这对应于爆发前后 i图像之间星等差为 Δmi > 2 。在爆发后图像中在被检测到的前身星 2 个星等范围内明显点源的缺失,进一步证实了这颗恒星已经消失。

 

2012年09月13日 - wangjj586 - 星海微萤

 

1.  用哈勃太空望远镜 WFPC2 和双子望远镜 GMOS 两架仪器摄取的 SN 2003gd 位置处的爆发前(pre)后(post)图像(详见表 1)。(A)爆发前 WFPC2 F606W 图像,以前证认为前身星的天体表为恒星 A ,而邻近的一颗恒星标为恒星 C 。(B)双子望远镜 GMOS 的爆发前 i 波段图像,空间分辨率 0.57,其中检测到了前身星。 (C)双子望远镜 GMOS 的爆发后 i 波段图像,  其中在变换后的 SN 2003gd 位置处没有检测到单一的点源,  任何残留的超新星流量极限为 mi (AB) > 26.3 。这幅图像的空间分辨率为 0.36 ,在恒星 C 位置处没有检测到任何点源,这意味着这颗恒星i波段的影响可以忽略不计。(D)减去对流量和点扩散函数作了调节以后的爆发后图像的爆发前图像。在 SN 2003gd 位置处的残留天体是前身星,已经减去了任何来自邻近恒星的污染流量。超新星位置处标为恒星 A 的天体符合单星点扩散函数(c 2 = 0.9),并具有约翰逊 I 星等 23.14±0.08mi(AB) = 24.25±0.04]。右下角给出了模型单星点扩散函数。它用 ISIS 确定并与这一减得的图像中检测到的源一致。

 

我们通过引入艾萨克·牛顿望远镜(INT)摄取的广角照相机图像测光和用于监控 SN 2003gd SN2002ap M74 标准星序 [11] ,把爆发前的 i波段测光变换到约翰逊(Johnson)系统。 这些数据意味着前身星的最终约翰逊 I 波段星等为 23.14±0.08 这使得以前的约束 [6] 变得更紧了。由于我们确定恒星 C 产生的 i流量可以忽略,这一数值比以前报告的数值亮了 0.2 个星等。

我们使用 HSTphot 软件包 [12] 分析了用 F606W 滤光片摄取的哈勃太空望远镜 2 号广角行星照相机(WFPC2)的爆发前图像,我们使用如上测定的 I 波段星等来解颜色变换方程,把 F606W 仪器星等转换成约翰逊系统,并求出前身星约翰逊 V 星等为 25.72±0.09 。改正红化 E(B V) = 0.14±0.06 ,它由 SN 2003gd 的测光测定 [5] ,意味着固有颜色  (V I)0 = 2.41±0.14 。这与前身星是 M0 M2 型的红超巨星 [13] 相一致,而不利于为更暖的 K 型超巨星。对这一允许范围的红超巨星应用适当的热改正,并改正到 M74 的距离 9.3±1.8 兆秒差距 [5] ,得出光度为 log (L/L) = 4.29±0.2 ,有效温度为 log Teff = 3.54±0.02 。与恒星演化模型的终点比较表明, 赫罗图中这一光度和温度区域约束前身星具有初始质量 71+6 M[2]

 

1.  SN 2003gd 位置的爆发前后观测(* :以像素为单位)

 

 

2012年09月13日 - wangjj586 - 星海微萤

 

2008 9 6 日(爆发后约 2000 天)时,在对应于 F622W 和斯隆 r 滤光片的波长范围(见表 S 7)内,依然可以见到这颗超新星。这是由于在这两种滤光片的通带内存在相当强的 Ha 发射,而这种发射是II型超新星晚期的典型现象 [5,14] 。超新星在晚期的 F622W 观测中仍很亮,这一事实妨碍了使用图像相减方法来确定爆发前 WFPC2 F606W 图像中真实的前身星亮度。我们需要等待更久,直到 Ha 流量完全消退,变得低于用 F606W 滤光片检测到的前身星的星等。

人们可能会说,被证认为前身星的这颗恒星只是一颗邻近的恒星,它现在被前景中超新星遗留物内形成的尘埃遮蔽住了。可是,SN 2003gd 遗留物中的内部消光在 678 天时估计为 AR < 1.48 [15] Ai< 1.22 [16] 。如果把这用作我们 GMOS 图像的历元时这颗超新星遗留物范围内消光的最大值(假定没有更多的尘埃形成),那么这一数值的消光不足以成为我们测量到的 Δmi 的原因。这意味着被我们证认为前身星的这个天体不是简单地被居间的超新星遗留物中的尘埃遮蔽了,而是真的消失了。

氢支承(IIb 型)的 SN 1993J 的前身星被证认为一颗 K 型超巨星,在紫外(UV)波段有额外的流量,可能是由双星伴星或近距恒星造成的 [17] 。这一双星系统的模型是一颗 15 M 的前身星,双星伴星的质量略微小一些 [18–20] 。因为前身星演化得较快,它要经历把质量转移到双星的伴星的过程,从而除去了它的氢包层的很大的一部分,引起了向蓝侧的 K 光谱型的移动(而不再是标准的 M 光谱型 [2])。双星的伴星增长到 22 M 并变成具有额外的紫外流量的源。更晚的一次研究工作,使用高分辨率的哈勃太空望远镜图像,发现了某些紫外色余可以解释为以前未分辨出来的近距恒星,但仍有一些紫外色余不能这样考虑 [21] 。双星前身星的情景,由于后来在分光观测中检测到一颗大质量蓝超巨星的光谱特征而得到证实 [22]

 

2012年09月13日 - wangjj586 - 星海微萤

 

2.  SN 1993J 的前身双星系统的光谱能量分布。AHR Corr [17] 的光谱能量分布已经改正了四颗近距恒星的额外流量的影响,这些恒星在低分辨率的地面拍摄的爆发前图像中未能分辨出来,用于与高分辨率的哈勃太空望远镜所成的图像的测光结果进行比较,后者把这颗超新星分辨了出来。(A)重叠在一起的 SN 1993J 的光谱能量分布,于 1995 1 31 日、2002 5 28 日、2004 7 15 日以及 2006 11 1 日和 3 日用 HST WFPC2 ACS/HRC ACS/WFC 测量。B 型和 K 型超巨星子星(B2Ia K0Ia)是对作了色余改正后的爆发前测光 [22 , 26] 进行 χ2 拟合的结果。(B)对 RC IC 测光点的放大图。2004 年和 2006 年测光的误差由 SN 1993J 的点扩散函数测光计算。

 

SN 1993J 的位置在爆发后 2 13 年内用 HST WFPC2ACS HRC 和广角通道(WFC)成像了若干次(完整的日期表格见在线支持材料)。到 2004 年的观测的历元为止,这颗超新星的光谱能量分布(SED)的红光部分已经减暗到低于双星前身星系统的光谱能量分布的水平(图 2)(见在线支持材料)。按这颗超新星光谱能量分布目前的衰减速率,到 2012 年,U B 波段的流量将达到所提出的 B 型超巨星子星的水平,在那个阶段将有可能直接测量留下的伴星的特性。

这些结果,通过以前所识别的两颗超新星的待定前身星的消失,给出了那两颗红超巨星是这些 II 型超新星前身星的观测证明。我们对于 IIP 型的 SN 2003gd 前身星质量的最佳估计是 7 M 这是在理论上所认为有可能产生核心坍缩事件的质量范围的下限。   虽然不确度(71+6 M)将完全允许这个天体有更大的质量,但令人感兴趣的是五颗 IIP 型超新星前身星的最佳估计均为 9 M 或以下 [2] 。这一界限是由恒星和超新星演化模型推测的 [23] ,并且与观测到的白矮星的初始质量上限一致 [24] SN 1993J K 型前身星消失的证实进一步表明,以前提出的双星模型是正确的。这证明了双星相互作用对于贫氢超新星产生的重要性 [25]

在线支持材料

1  观测

本研究工作中使用的观测,SN 1993J 的列在表 S1 S2 中,而 SN 2003gd 的列在表 S3 S4 S5 S6 中。由于空间的限制,在论文的正文中只有最直接有关的观测才明显地作了讨论。在这些表中给出的全部观测均已作了归算、分析,并被作为本研究工作的更广泛的背景的一部分,并支持这里给出的结果。

 

S1.  SN 1993J 位置的晚期 HST ACS 观测

 

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S2.  SN 1993J 位置的晚期 HST ACS 观测

 

 

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S3.  SN 2003gd 位置的 HST ACS 观测

 

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S4.  SN 2003gd 位置的 HST WFPC2 观测

 

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S5.  SN 2003gd 位置的北双子 GMOS 观测

 

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S6.  SN 2003gd 位置的艾萨克·牛顿望远镜(INTWFC 观测

 

 

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HST 数据取自太空望远镜科学研究所文档(http://archive.stsci.edu/hst)。这些数据用在飞重新校准流程处理,其中使用了对于 WFPC2 ACS/HRC ACS/WFC 仪器来说可以利用的最新的校准框架来进行处理,并以可以直接进行分析的形式得到处理后的结果。

北双子的 GMOS 数据取自双子科学文档(http://archive.gemini.edu/),并用在同样的历元采集的主偏场和平场校准画面进行归算。各次观测结果使用 IRAF gemini imcoadd任务进行合并,产生合并的主科学画面,从而可以用它们来进行测光。因为应用了微动模式,每一种滤光片的子图像加在一起时,检测器之间的任何空隙就被填补了起来,并改变了任何热像素相对于被观测的恒星的位置。2008 年的观测是在测光条件下作的,在这种情况下,测光零点(对于斯隆 AB 星等系统)用标准的方法(http://www.gemini.edu/sciops/instruments/ gmos/calibration/photometric-stds)进行计算。

使用艾萨克·牛顿望远镜广角照相机加上哈里斯(HarrisBVI 滤光片获得的 M74 的观测结果,取自剑桥天文巡天单元文档(http://archive.ast.cam.ac.uk),它们全部都已经作了归算。

2  测光

2.1  HST 数据

HST WFPC2 数据的测光使用 HSTphot 软件包(http://purcell.as.arizona.edu/hstphot/)[多尔芬(Dolphin2000 年论文 a]进行,其中给出了孔径大小和电荷转移效率的改正,并且包括了由 WFPC2 星等系统到标准的约翰逊—卡津斯(Cousins)系统测光的变换。此外,平行地,我们自己的测光使用 IRAF 中的 daophot 软件包[斯泰森(Stetson1987 年论文]进行。电荷转移效率的改正采用多尔芬 2000 年论文 b 中的方法,而孔径改正取自霍尔茨曼(Holtzman)、赫斯特(Hester)和卡塞尔塔诺(Casertano)等人 1995 年论文。这一平行分析的结果与 HSTphot 给出的相同。

HST ACS 测光使用我们自己的程序[daophot 的一个修正版本,其中使用了预先计算的小蒂姆(TinyTim)点扩散函数(http://www.stsci.edu/software/tinytim/tinytim.html)]和DOLphot 程序(http://purcell.as.arizona.edu/dolphot/)进行。这两个程序给出了对 ACS 系统的类似的改正和变换,就如 HSTphot WFPC2 仪器所作的那样。DOLphot 用作了宇宙线剔除、带畸变、合并后的“crj”图像和一幅幅带畸变的“flt”图像进行测光。我们的程序使用作了畸变改正后的毛毛雨状“drz”图像进行测光,其中天空背景在作毛毛雨状处理的过程中尚未减去。重要的是,使用不同的图像和不同的程序所作的测光一般地彼此在测光误差范围内相符合,但为一致起见,我们报告的是 DOLphot 软件包所报告的星等。

2.2  双子数据

双子 GMOS 数据的测光使用 daophot 以标准的方式进行。孔径改正使用视场中存在的明亮孤立恒星来对每一幅图像进行测定。点扩散函数模型对每一幅图像来进行构建,而测光通过把点扩散函数拟合到恒星来进行。这些观测结果是使用标准星场 SA110-361 SA95-100 的观测结果校准后的流量,这两个标准星场的观测分别在 2008 9 6 日和 2008 9 10 日两个夜晚进行。零点以标准的方式[乔根森(Jorgensen2008 年论文]得出:mg= 27.852±0.021 mr= 28.229±0.037 mi= 28.215±0.023

平行地,gri'星等被变换为标准的约翰逊—卡津斯系统,为此引入了用艾萨克·牛顿望远镜广角照相机的哈里斯(HarrisBVI 观测结果作的测光以及亨登(Henden)的约翰逊—卡津斯标准星序列(亨登 2002 年论文)。由卡津斯 I 星等到约翰逊 I 星等的改正,采用对于 VI 颜色的二次依赖关系,使用 IRAF STSDAS synphot 软件包和取自布鲁苏阿尔(Bruzual)—佩尔森(Persson)—冈恩(Gunn)—斯特赖克(Stryker)分光测光星图的光谱。

为了检验我们引入的测光与由我们的零点得出的绝对测光之间的一致性,我们使用 synphot 测定了 i(AB)Ic(Vega) VI 之间的关系。 这得出了在 VI = 2.5 时改正为 iIc = 0.7 ,这与使用两种独立的校准测定的 SN 2003gd 的前身星的 Ic i(AB) 星等。

3  SN 2003gd 的图像

SN 2003gd 的位置的图像剪辑在图 S1 中给出。SN 2003gd 在多个晚期历元的宽带测光在表 S7 中给出。

 

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S1.  SN 2003gd 的位置:(第一行,从左到右)爆发后的 ACS HRC/F435W ACS/HRC F555W ACS/HRC F814W 图像(2003 8 1 日)。(第二行,从左到右)爆发前的 WFPC2/WF2 F606W 图像(2002 8 28 日),其中前身星标为恒星 A ;爆发前的双子 GMOS i'图像(2001 8 14 日);ISIS 相减后的图像 i(pre)i(post) (第三行,从左到右)爆发后的双子 GMOS g'、 r'和 i'图像(2008 9 10 日和 2008 9 6 日)。(第四行,从左到右)爆发后 WFPC2/PC F622W F814W 图像(2007 8 11 日)和作了微动、呈毛毛雨状的爆发前 F606W 图像,其中像素尺寸为 0.05"。恒星 A C 的位置由斯玛特等人识别(斯玛特等人 2004 年论文),用十字丝标明。

 

S7.  SN 2003gd HST 和双子望远镜测光。

 

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4  图像的相减

SN 2003gd 的双子图像,图像的相减和由此得出的清晰图像的测光,原则上使用 ISIS 最优化图像相减软件[阿拉德(Alard)和勒普顿(Lupton1998 年论文;阿拉德 2000 年论文](http://www2.iap.fr/users/alard/package.html)进行。因为 2008 年的爆发后双子 GMOS i'图像是在比 2001 年的爆发前 i'观测更好的视宁度条件下采集的,所以 2008 年的图像使用了 IRAF 中的 geomap geotran 来与爆发前的观测结果对应起来。由此得到的变换后的爆发后图像中视宁度造成的任何不好的影响,在与爆发前图像中远为更差的视宁度相比时,都可以忽略不计。应用 ISIS 软件包时所使用的图像是由观测所得的较大的图像中提取的较小的 900×900 像素的小块。这些小块图像依然有较大的面积,意味着在某一亮度范围内可以有足够多的单星,能够构建一个很好的点扩散函数模型。变换后的爆发后图像被用来作为参考画面,使用 ISIS 由爆发前的画面中减去。ISIS 自动地把参考图像的点扩散函数匹配到输入图像,以及适当地调整天体和背景的流量。ISIS 产生相减图像,并对参考图像和输入图像中不同流量水平的光变天体进行测光。单颗的恒星天体,在爆发后的画面上被证实为单独的,就会在相减所得的图像上被干净地减去,而较大的延展天体,则会留下较小的残差。

ISIS 测光给出了每一个历元任何光变天体以计数表示的流量的测量结果,一起还给出了星场中两幅画面之间没有光变的参考天体类似的流量测量结果。前身星的测光就使用 ISIS 以计数报告的前身天体相对于这些标准星的流量的流量水平,它们使用爆发后画面上用于比较的参考星的 daophot 测光以及把星等与相对流量联系起来的标准公式转换为星等。

因为 ISIS 是自动地处理图像相减中涉及的大量细节,并且有时被称为“黑箱”,所以平行地使用 IRAF 中的任务 linmatch psfmatch 进行了可供比较的分析,它们分别衡量两幅对准后的图像之间的流量和产生一个卷积的核函数把一幅图像的点扩散函数与另一幅匹配起来。重要的是,这些任务的运行和由爆发前图像减去卷积的爆发后图像,与 ISIS 分析得到的结果完全相同。

点扩散函数和相减处理的品质可以通过研究在作了卷积和标度调整后自相减图像[i(post)i(post)]中流量的残留程度来估计。在超新星位置,残余流量与零残差 [(0.7±44)×103] 一致。图 S2 给出了自相减图像。

 

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S2.  自相减后的爆发后 i'图像。(左) ISIS 软件包中使用的 900×900 像素画面。黑色方框表示画面中超新星所在的区域(见右图)。小的残差与一些延展天体有关。(右)自相减画面中包含超新星位置的区域。此图所覆盖的区域严格对应于图 S1 中所给出的画面。

 

爆发后 i'波段图像中超新星位置处的背景尤其复杂(见图 S1)。应用 daophot 中的 allstar 程序,使用根据图像确定的点扩散函数,没有给出令人满意的单星解(无论是锐度还是 χ 2 参数—— χ 2 = 4)。使用 daophot 中的任务 addstar ,把已知星等的人造虚假恒星插入爆发后画面中的超新星位置处,并用 ISIS 软件包恢复它们。一颗星等为 26.5 的恒星,以 84% 的自信水平,被用 ISIS 恢复;我们使用它作为在复杂的背景结构上超新星位置处的检测阈值估计(因为 ISIS 只给出两幅图像之间流量差的量度)。但是,我们不能排除依然存在某些超新星流量的可能性,这是由检测到的复杂的背景特征造成的。因此,在这种情况下,使用 daophot 中的 allstar 在超新星位置处用强制测光作出了更保守的估计。我们估计了超新星加上 26.3 星等背景的上限,我们采用它作为超新星流量的上限的保守估计。

一颗无联系的光变天体位于超新星位置处的似然率以简单的方式计算。以每平方像素表示的天体的密度使用在 900×900 像素的面积上所有被检测到的光变天体来估计。一种更严密的处理方法使用“联合概率分析”,需要适当地处理成团的情况。我们注意到在若干被识别的光变天体出现在一些恒星密集区域、展源或移动天体中,它们在 i(post)i(post)图像中留下了较大的残差。因此,测量得到的密度是真实的光变天体密度的一个上限,但不包括在超新星位置附近的源的“成团”影响(虽然我们注意到,就 SN 2003gd 的情况而言,邻近的恒星都已经被分辨开来,而且在相减后的画面中残差并没有移动天体所特有的双极特征)。在天体测量误差圆(见下文)范围内按随机原则推想的光变天体的数量是 0.00001 ,这意味着随机重合的似然率是很低的。

5  较差天体测量

SN 2003gd 的前身天体在每一幅爆发前的图像上的位置使用较差天体测量确定。SN 2003gd的位置由 2003 8 1 日的 ACS/HRC F814W 观测确定。这一图像与爆发前图像之间的变换使用这些图像中的共同恒星以及 IRAF 中的任务 geomap 计算。Geomap 还提供了与这一变换有关的均方根不确度的估计。由爆发后图像得到的超新星位置使用 IRAF 中的任务 geoxytran 变换为爆发前图像的坐标。ISIS 提供了相减图像上残差的位置。变换得到的位置与 ISIS 位置之间的差值等于 0.023",而这一变换的不确度是 0.031"。重要的是,对于这里给出的分析,空间位置的重合是次要关心的问题,因为前身星的识别已经由爆发后的图像中前身星的缺失所证实。

 

超新星1993J和2003gd的前身星的消失(Maund 和 Smartt 2009) - wangjj586 - 星海微萤

 

S3.  SN 1993J 的位置。(左)2006 11 3 日的 HST ACS HRC F625W 图像。像素尺寸为每像素 0.025",而且图像作了旋转,使得上为北、左为东。SN 1993J 附近的恒星按照范戴克(Van Dyk2002 年论文和蒙德等人 2004 年论文中说确立的方式予以标明。(右)同左图,但系 2006 11 1 日的 HST ACS HRC F814W 图像。

 

6  地面拍摄的 SN 1993J 前身星图像额外流量的改正

S3 给出了分别于 2006 11 1 日和 2006 11 3 日用 F814W F625W 滤光片拍摄的 SN 1993J 的位置。因为前身星的爆发前图像[奥尔德林(Aldering)、汉弗莱斯(Humphreys)和里士满(Richmond 1994 年论文]是在地面拍摄的,很差的视宁度(相对于哈勃太空望远镜的观测结果而言)导致了若干明亮近距恒星未被分辨来来,并因此以额外的流量影响了测量得到的前身星测光数据。按照以前的工作(范戴克等人 2002 年论文;蒙德等人 2004 年论文),这些额外流量的影响使用高斯计权方法确定(其中,对于每一种滤光片的爆发前观测结果,这些额外流量对前身星双星的测光的影响等于每颗恒星的总的恒星流量乘以一个依赖于这颗恒星离 SN 1993J 的距离和视宁度的因子)。对于一般的滤光片 X ,额外的流量对前身星双星测光的影响按下式计算:

 

超新星1993J和2003gd的前身星的消失(Maund 和 Smartt 2009) - wangjj586 - 星海微萤

 

                                                                                         1

 

 

 

其中 r 是第 i 颗恒星离 SN 1993J 的以角秒计的距离(在 ACS/HRC 图像上测量),而 σX 是在原来爆发前图像中每一种滤光片的视宁度(范戴克等人 2002 年论文;蒙德等人 2004 年论文)。爆发前测光使用的是兰多尔特(Landolt)系统,而我们的 ACS 测光已被转换为适当的约翰逊 UBV 和卡津斯 RcIc 颜色[西利亚尼(Sirianni2005 年论文]。

爆发前的测光已对恒星 A B C D(识别如图 3 中所示)的不同权重的影响作了改正,它们产生的对额外流量的影响最大(尤其是 U B 波段);而恒星 E F G,由于它们很暗,并未包括在上述计算中。在所有新近的 HST WFPC2 ACS 观测(列于表 S1 S2 内)中,这些恒星的测光被用于确定 UBVRI 星等以及评估光变情况。这些测光在表 S8 中给出。由一个星等 m1 的天体减去对应于星等 m2 的流量,给出的新的星等 m'如下式中所示:

 

超新星1993J和2003gd的前身星的消失(Maund 和 Smartt 2009) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

                                              2

 

 

其中 k = 10(m1m2)/ (-2.5)

 

S8.   SN 1993J 的邻近区域内恒星 A B C D 的测光以及额外流量的影响和改正后的前身星测光。

 

 

超新星1993J和2003gd的前身星的消失(Maund 和 Smartt 2009) - wangjj586 - 星海微萤

 

S9 给出了 1995 1 31 日、2002 5 28 日、2004 7 15 日和 2006 11 1 日和 3 SN 1993J 的亮度(如论文主体中图 2 所绘)。

 

S9.  SN 1993J 1995 1 31 日、2002 5 28 日、2004 7 15 日和 2006 11 1 日和 3 日的 HST WFPC2 ACS 测光。星等以标准约翰逊—卡津斯 UBVRI 系统给出。

 

超新星1993J和2003gd的前身星的消失(Maund 和 Smartt 2009) - wangjj586 - 星海微萤

 

 
超新星1993J和2003gd的前身星的消失(Maund 和 Smartt 2009) - wangjj586 - 星海微萤

 

S4.  SN 1993J 的晚期 HST 光变曲线。方框表示对额外流量作了改正后的双星前身星系统测量得到的亮度。这些测光数据按从爆发日期[JD 2449074;刘易斯(Lewis1994 年论文]起算的天数画出。

 

这里给出的 SN 1993J 周围恒星的测光结果近似地与以前给出的这些天体的测光(范戴克 2002 年论文;蒙德 2005 年论文)一致。小的差异也许是由内禀的光度变化(见恒星 A)、在这些研究工作发表之间的时期内所采用的零点的改变以及 WFPC2 ACS 仪器之间滤光片响应的差别引起的。SN 1993J 相对于双星前身星系统亮度极限的光变曲线的演化,改正了额外的流量之后,如图 S4 所示。

 

 

(原文中的致谢和引用的参考文献目录从略,需要者请检索原文。译文仅供学习交流,严禁出版和商业使用。)

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