Jean-Francois Le Borgne - IRAP

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  • Mon May 6 14:09:16 CEST 2024

    JD 2460437.0064352

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    SN 1995o: Une supernova dans le milieu intergalactique de l'amas de galaxies Abell 2218

    (Article mis en ligne en 1995)

    Basé sur des observations obtenues avec le télescope William Herschel (Mise en oeuvre sur l'île de La Palma par l'Observatoire Royal de Greenwich à l'Observatoire espagnol du Roque de los Muchachos de l'Institut d'Astrophysique des Canaries) et avec le télescope Canada-France-Hawaii

    Par J.F. Le Borgne1
    Avec la collaboration de B. Sanahuja2,3, R. Pelló1, S. Maddox4, Y. Mellier9, C. Soubiran5, J.C. Cuillandre8, T.M.D. Ebbels6 et E. Friel7.

    1 IRAP, Observatoire Midi-Pyrénées, Toulouse, France
    2 Departament d'Astronomia i Meteorologia, Universitat de Barcelona, Spain
    3 Laboratori d'Astrofísica del IEC, Barcelona, Spain
    4 Royal Greenwich Observatory, Cambridge, U.K.
    5 Observatoire de Bordeaux, Bordeaux, France
    6 Institute of Astronomy, Cambridge, U.K.
    7 Maria Mitchell Observatory, USA
    8 Canada-France-Hawaii Telescope, Hawaii, USA
    9 Institut d'Astrophysique, Paris, France

    Abstract

    La supernova 1995o a été découverte avec le WHT au centre de l'amas de galaxies Abell 2218 à un redshift de 0.1756. La supernova est a 7" (distance projectée 18kpc avec Ho=75, qoo0.5) de la galaxie de l'amas la plus proche et se trouve marginalement dans le halo étendu de la galaxie géante elliptique localisée à 12" (31kpc). Sa magnitude V au moment de la découverte était d'environ 23.7. Un spectre de la supernova obtenu au CFHT confirme son appartenance à l'amas. Ce spectre est charactéristique d'une supernova de type SNI environ 50-70 jours après l'explosion.

    Fig. 1 A: cliché ccd obtenu le 3 mai 1995, 3h10 UT avec le WHT. La flèche indique la supernova. B: cliché ccd obtenu en août 1991 avec le télescope de 3.5m de Calar Alto, Espagne.

    Observations

    Nous présentons la découverte par hasard d'une supernova au centre de l'amas de galaxies Abell 2218 (Abell et al. 1989). Abell 2218 est un amas de galaxies riche à un redshift de 0.1756 (Le Borgne et al. 1992) connu pour son spectaculaire système d'arcs (Pelló et al., 1992, Kneib et al., 1995, Kneib et al., 1996, Ebbels et al., 1996) (voir l'image HST) et pour la détection de l'effet Sunyaev-Zeldovich (voir par exemple Klein et al., 1991). La supernova a été découverte sur 2 clichés ccd pris avec le télescope de 4.2m William Herschel le 3 mai 1995 à 03:10 UT et 03:16 UT. Voir le rapport dans IAUC 6172. Ces clichés, de 60s de temps de pose en lumière blanche, étaient réalisés pour la fabrication de masques de spectroscopie multi-objet. (ccd tektronix 1024x1024 on LDSS2, 10'x10'). Le nouvel objet supposé était localisé à environ 1" de l'arc gravitationel #730 (surnommé "patte faible du crabe") de A2218 (Fig. 1) appartenant au système d'arcs secondaire autour de la galaxie #244 (Pelló et al.,1992). La galaxie de l'amas la plus proche est #259 at 7" et la galaxie brillante de l'amas #244 est à 12". Les coefficients de transformation des coordonnées ont été calculés par moindres carrés des positions de 7 étoiles du guide star catalogue du HST sur les clichés WHT du 3 mai. La deviation standard des résidus sur la position des étoiles du GSC est d'environ 0.3". Les coordonnées de la supernova, calculées avec ces coefficients, sont:

    RA(2000)= 16h 35mn 56.121s, dec(2000)= +66° 11' 43.96"

    La proximité de l'arc #730 à 1" (une galaxie potentiellement à un redshift de l'ordre de 1) et la grande distance d'objets brillants, ont justifié l'obtention d'un spectre pour en déterminer le redshift. Si la supernova apparaissait dans une image triple comme l'arc #730, le décalage temporel entre les 3 images pourrait être mesuré (Kovner, 1988) si elle apparaissait de nouveau dans les autres images. D'après Kovner (1988), une supernova typique à un redshift de 1, aurait une magnitude R=25 mais apparaitrait avec R=20-23 à cause de l'amplification par la lentille gravitationnelle. Au télescope Canada-France-Hawaii de 3.6m, C. Soubiran et E. Friel ont pu obtenir un spectre le 7 mai 1995: 2 spectres de 30mn avec un réseau V150 à 12:31 UT and 13:11 UT. Le ccd loral 2048X2048 était monté sur l'instrument MOS. La dispersion est de 6.9 Å/pixel. L'intervalle de longueur d'onde est limité par la tranmission de ccd+intrument+atmosphere à 3500-9000Å. La somme lissée des 2 spectres est montrée figure 2.

    Fig. 2: Spectre de 1 heure de SN1995o obtenu le 7 mai 1995 au CFHT. Il est comparé au spectre de SN1994d (en bleu) pris le 17 mai 1994 (age 58 jours), corrigé pour une vitesse radiale de 830 km s-1.

    Malheureusement pour l'hypothèse de la lentille, le spectre montre des structures qui peuvent être identifiées au redshift de l'amas (voir plus bas). Malgré sa proximité de l'arc #730 et sa grande distance de galaxies de l'amas, la supernova appartient bien à l'amas. La supernova est à une distance projectée de 18kpc de la galaxie de l'amas la plus proche #259 et se trouve marginalement dans le halo étendu de la galaxie géante elliptique #244 (2ème galaxie en luminositté dans l'amas) localisée à une distance projectée de 31kpc. Plutard des clichés ccd ont été obtenus au CFHT le 27 mai 1995 avec la camera MOCAM et un filtre V, et au WHT avec LDSS2, sans filtre, les 26, 27, 28 mai et 1er juin. Le tableau suivant résume les observations.

    date   TU   Jour Julien   télescope   filtre/   temps
            2400000+..       grating   d'exposition (s)
    03/05/95   03:10   49840.6321   WHT   aucun   60
        03:16   49840.6362   WHT   aucun   60
    07/05/95   11:20   49844.9728   CFHT   aucun   60
        12:02   49845.0017   CFHT   aucun   60
        12:15   49845.0106   CFHT   aucun   60
        12:31   49845.0219   CFHT   V150   1800
        13:11   49845.0492   CFHT   V150   1800
    26/05/95   03:50   49863.6598   WHT   aucun   60
    27/05/95   03:57   49864.6652   WHT   aucun   60
        04:01   49864.6675   WHT   aucun   60
        04:24   49864.6839   WHT   aucun   60
        04:32   49864.6889   WHT   aucun   60
        04:44   49864.6973   WHT   aucun   60
        10:27   49864.9354   CFHT   V   600
        23:50   49865.4931   WHT   aucun   60
        23:56   49865.4975   WHT   aucun   60
    28/05/95   03:34   49865.6493   WHT   aucun   100
    01/06/95   22:23   49870.4331   WHT   aucun   60
    Journal des observations.

    les dernières observations d'A2218 avant l'apparition de la supernova semble être l'image du HST WFPC2 en septembre 1994 (Kneib et al., 1996) et les clichés proche IR J and K pris le 18 août 1994 au télescope Canada-France-Hawaii (CFHT).

    Pour construire une courbe de lumière, on calcule la différence de magnitude entre la supernova et l'étoile #346, Δm (voir Le Borgne et al. 1992 pour identification). Le tableau suivant donne les moyennes journalières de Δm. On y trouve également la magnitude V du 27 mai 1995 pour le seul cliché obtenu à travers un filtre et qui puisse être calibré. Sur la figure 3 les points de WHT/LDSS2 peuvent être comparés entre eux parcequ'ils ont été obtenus avec les mêmes télescope et ccd. Quoique dans les deux cas, les mesures ont été faites sans filtre, la comparaison avec les points de CFHT/MOS (loral ccd) et ceux de CFHT/MOCAM est dangereuse car les ccds et les télescopes sont différents. De même, la comparaison avec la mesure V est inutile. La decroissance d'éclat entre le 3 mai 1995 et le 1er juin peut être estimée à 0.5 magnitude, quoique le point du 26/05/95 est inexpliqué.

    date   Julian Day   telescope   filter   number of   Δm   V
        2400000+..           points        
    03/05/95   49840.634   WHT   aucun   2   2.60   -
    07/05/95   49844.995   CFHT   aucun   3   2.88   -
    26/05/95   49863.660   WHT   aucun   1   3.50   -
    27/05/95   49864.680   WHT   aucun   5   3.07   -
    27/05/95   49864.935   CFHT   V   1   3.45   24.2
    28/05/95   49865.546   WHT   aucun   3   2.98   -
    01/06/95   49870.433   WHT   aucun   1   3.12   -
    Night average of Δm between supernova and star #346.

    Fig. 3: Courbe de lumière de la supernova. Les cercles pleins correspondent aux observations faites avec le ccd tek1024 du WHT sans filtre, le cercle ouvert à l'observation faite avec le ccd loral2048 du CFHT sans filter, et la croix à l'observation de la camera MOCAM du CFHT filtre V.

    Interpretation du spectre et de la courbe de lumière

    La pente de 0.5 magnitude en 30 jours (observée depuis la Terre), c'est à dire 2 mag (100 jours) dans le repère au repos de la supernova, est typique de la pente de diminution d'éclat d'une SNI après le point d'inflection qui apparait environ 30 jours après le maximum (repère au repos) (Pskovskii, 1984). Linder et al. (1988) et Leibundgut (1990) prévoient une magnitude V de 20.2 au maximum pour une SNI à z=0.1756. La magnitude observée of 24.2 le 27 mai 1995 pourrait correspondre à 90 jours (repère au repos) après le maximum d'une SNI typique. En consequence, on peut estimer que le maximum d'éclat aurait pu être observé environ au JJ49759 (15 février 1995) et que la première observation avec le WHT s'est faite 82 jours après le maximum (70 jours dans le repère au repos de la supernova). Dans cette hypothèse, le spectre du CFHT a été obtenu 73 jours après le maximum dans le repère au repos de la supernova.

    Fig. 4: Courbes de lumière de supernovae à différents redshifts d'après Leibundgut (1990).

    Le spectre est très similaire aux spectres de SN1989B dans NGC3627 50 and 71jours après le maximum (voir figure 6 de Wells et al., 1994), de SN1992A et SN1990N 50 après le maximum (figures 10 et 11 de Kirshner et al. (1993). Les bandes d'émission au redshift de A2218 correspondant aux structures à 3712Å, 4645Å, 4944Å, 5511Å and 5848Å des spectres de la supernova de type Ia 1989B sont identifiées dans le spectre de SN 1995O à 4362Å, 5458Å, 5809Å, 6475Å et 6871Å. De même, les absorptions de SN 1989B à environ 4862Å, 5047Å, 5692Å et 6020Å identifiées dans le spectre de SN 1995O à 5713Å, 5930Å, 6688Å et 7073Å.

    La galaxie #244 a un redshift de 0.1768 et la galaxie #259 un redshift de 0.1646 (Le Borgne et al. 1992). La différence de redshift entre les deux galaxies correspond à 5Å à 5000Å. C'est moins de 1 pixel dans le spectre et il est donc impossible de discriminer à partir du spectre si la supernova appartient à #244 ou à #259.

    Figure 5 montre la position de la supernova sur l'image HST, très prés de l'arc #730.

    Fig. 5: La croix entourée d'un cercle donne la position de la supernova sur image HST de A2218. La forme de l'arc #730 ne laisse aucun doute sur le fait qu'il s'agisse d'un objet gravitationnellement déformé.

    Réferences

    G. O. Abell, H. G. Corwin, R. P. Olowin, 1989, ApJS 70, 1.
    T. M. D. Ebbels, J.-F. Le Borgne, R. Pelló, R. S. Ellis, J.-P. Kneib, I. R. Smail, B. Sanahuja, 1996, MNRAS
    R. P. Kirshner, D. J. Jeffery, B. Leibundgut et al., 1993, ApJ 415, 589
    U. Klein, Y. Rephaeli, R. Schlickeiser, R. Wielebinski, 1991, A&A 244, 43.
    J.-P. Kneib, Y. Mellier, R. Pelló, J. Miralda-Escudé, J.-F. Le Borgne, H. Böhringer, J.-P. Picat, 1995, A&A, 303, 27
    J.-P. Kneib, R. S. Ellis, I. R. Smail, W. J. Couch, R. Sharples, 1996, ApJ
    I. Kovner, B. Paczynski, 1988, ApJ 335, L9
    J.-F. Le Borgne, R. Pelló , B. Sanahuja, 1992, A&AS 95, 87.
    B. Leibundgut, 1990, A&A 229, 1.
    E. V. Linder, P. Schneider, R. V. Wagoner, 1988, ApJ 324, 786
    R. Pelló, J.-F. Le Borgne, B. Sanahuja, G. Mathez, B. Fort, 1992, A&A 266, 6.
    Yu. P. Pskovskii, 1984, Sov. Astr 28, 658.
    L. A. Wells, M. M. Phillips, N. B. Suntzeff et al., 1994, AJ 108, 2233