Um artigo publicado no The Astrphysical Journal revelou um acontecimento nunca antes observado. Se trata de observações de uma supergigante vermelha anteriores à mesma explodir em supernova. O transiente nomeado como "2020tlf" foi reportado ao Transient Name Server, divisão da União Astronômica Internacional responsável por hospedar dados referentes a transientes astronômicos (Novas, Supernovas, Hipernovas, Núcleos Ativos de Galáxias) no dia 16/09/2020. Porém, as primeiras observações do transiente feitas pelo projeto "Young Supernova Experient" (YSE) através do telescópio PS1 (Pan-STARRS) são do dia 05/09/2020. A equipe do YSE monitorou o campo onde a supernova foi descoberta desde o dia 18/01/2020.
De acordo com os autores do artigo: "Os dados do YSE são inicialmente processados pelo Image Processing Pipeline (IPP), descrito em Magnier et al. (2013), incluindo imagens de diferença e fotometria. Esses dados são passados para o Transient Science Server (Smith et al. 2020), em que as ferramentas de correspondência cruzada e de aprendizado de máquina do catálogo são usadas para identificar potenciais transitórios em cada imagem. A equipe YSE realiza a verificação manual de transitórios potenciais para remover artefatos, asteroides e outras fontes de contaminação e, finalmente, envia novas descobertas transitórias e épocas fotométricas iniciais para o Servidor de Nomes Transientes para acompanhamento pela comunidade. Em seguida, carregamos os dados transientes no sistema de gerenciamento de transientes do YSE, "YSE-PZ", que nos permite visualizar os dados Pan-STARRS com os de outras pesquisas em andamento e programar observações de acompanhamento. Mais detalhes sobre esse procedimento são fornecidos em Jones et al. (2021) e suas referências."
Os autores descrevem que este processo permite a identificação e o acompanhamento de transientes de rápido crescimento: "Para SN 2020tlf, medimos novamente a fotometria pré-explosão usando Photpipe (Rest et al. 2005) para garantir medições fotométricas altamente precisas que levaram em conta as correlações pixel a pixel nas imagens de diferença e ruído da galáxia hospedeira no local SN . Photpipe é um pipeline bem testado para medir fotometria SN e foi usado para realizar medições precisas do Pan-STARRS em uma série de estudos anteriores (por exemplo, Rest et al. 2014; Foley et al. 2018; Jones et al. 2018, 2019; Scolnic et al. 2018). Resumindo, Photpipe toma como entrada imagens IPP que foram re-amostradas e astrometricamente alinhadas para coincidir com as células celestes no mosaico PS1 do céu e mede seus pontos zero usando DoPhot (Schechter et al. 1993) para medir a fotometria de estrelas na imagem e comparando com estrelas no catálogo PS1 DR2 (Flewelling et al. 2016). Em seguida, Photpipe convolve uma imagem de modelo da pesquisa PS1 3 π (Chambers et al. 2017) com dados obtidos entre os anos de 2010 e 2014, usando um kernel que consiste em três funções Gaussianas sobrepostas, para coincidir com a função point-spread (PSF) da imagem de pesquisa e subtrai o modelo da imagem. Finalmente, Photpipe usa DoPhot novamente para medir a fotometria de posição fixa do SN na média ponderada de sua localização em todas as imagens. Mais detalhes sobre esse procedimento são fornecidos em Rest et al. (2014) e Jones et al. (2019)."
Os autores indicaram que realizaram medidas fotométricas da galáxia hospedeira para se certificarem que era de fato um transiente, e não possível ruído na imagem, asteroide ou algum outro artefato que pudesse gerar a "confusão" e dar margem para erros, que logicamente seriam corrigidos posteriormente através de observações realizadas por outros pesquisadores. O método utilizado por eles é descrito a seguir: "Para contabilizar a galáxia hospedeira brilhante de SN 2020tlf, que poderia causar ruído fotométrico pré-explosão maior do que o esperado na imagem de diferença (Kessler et al. 2015; Doctor et al. 2017; Jones et al. 2017), estimamos o ruído na fotometria adicionando o ruído de Poisson na localização SN em quadratura ao desvio padrão dos fluxos medidos em aberturas de imagem de diferença aleatória em coordenadas sem luz pré-SN (ou SN), mas aproximadamente o mesmo subjacente brilho da superfície da galáxia hospedeira conforme existe na localização SN. Essas aberturas são colocadas em um anular no mesmo raio elíptico do centro como SN 2020tlf para garantir brilho de superfície semelhante ao local SN. Descobrimos que a galáxia hospedeira SN não contribui significativamente para a incerteza na fotometria (≲15% do orçamento de erro total). Também podemos descartar contribuições de um possível núcleo galáctico ativo em NGC 5731 para fluxos na localização SN, dado o deslocamento significativo de SN 2020tlf do centro hospedeiro."
Após tais medições, apresentaram a seguinte imagem a critério de validação do método:
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| Imagem pré-explosão (topo), detecção do evento (centro) e imagem de diferença (base) obtidas nas bandas g, z,i e r. Cortesia WV Jacobson-Galán et al 2022 Apj 924 15 |
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| Curva de luz pré-explosão. Curvas de luz pré-explosão de banda c / o (triângulos), banda r ZTF (círculos) e banda riz PS1 (quadrados); as magnitudes são apresentadas à esquerda, os fluxos aparentes são apresentados à direita. 3 Detecções de banda riz σ PS1 são mostradas no painel inferior por ∼130 dias antes da primeira luz. |
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| Imagem da supernova (acima) e da galáxia NGC 5371 (abaixo) |
Um artigo maravilhoso e muito informativo!
ResponderExcluirMuito obrigado, amigo.
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