Allgemein, Sterne Supernova SN 2023ixf

Am 19.5.2023 wurde in der Galaxie M101 eine Supernova von Koichi Itagaki entdeckt, der Stern konnte auf automatisiert aufgenommenen Bildern schon zwei Tage zuvor entdeckt werden. Die Supernova wurde als Typ II klassifiziert. Die Helligkeit bei der ersten Sichtbarkeit dieses Sternes war bei 14.9^m. Das Fotometrieren von meinen Aufnahmen im V-Band und im B-Band ergaben eine Helligkeit von 11.12^m V und 11.37^m B am 28.5.2023 gegen Mitternacht.

Das Farbbild wurde mit meinem C9.25 in f/10.0-Konfiguration aufgenommen. Da ich vorher die Bilder für die Fotometrie aufgenommen hatte, ist es ein Komposit aus R, Bessel V und Bessel B-Filtern. Jeder Kanal wurde 600 sec. belichtet, nur ein Bild pro Kanal. Nachgeführt mit einem ETX70 und einer ASI120MM mini. Die Hauptkamera war die ASI1600 pro. Die Supernova erscheint in der Nähe eines gasreichen Sternentstehungsgebietes (der rötlich-rosa Fleck schräg unterhalb). In diesen Gebieten entstehen sehr massereiche, blaue Sterne, welche nach relativ kurzer Zeit zu einer Supernova werden.

Bilder, die für die Fotometrie, also Helligkeitsmessung der Sterne geeignet sind, sehen meistens sehr unspektakulär aus, sind auch nicht geeignet, farbenfrohe Bilder zu erzeugen. Bei diesen Bildern kommt es darauf an, ein möglichst hohes Signal-Rausch-Verhältnis(SNR) zu haben, ohne das das Objekt der Begierde Überbelichtet ist bzw. in den nicht-linearen Bereich der Kamera kommt.
Die American Association of Variable Star Observers (AAVSO) hält für die Fotometrierung entsprechende Karten und Tabellen bereit, in denen als konstant bekannte Vergleichssterne in der Nähe des Zielobjektes angegeben sind. Meistens sind zu diesen Vergleichssternen die Helligkeiten in mehreren Standard-Farb-Bändern angegeben. Für mich ist momentan das B- und das V-Band interessant, da ich nur für diese beiden Bänder entsprechende Filter habe.

Die eigentliche Messung findet bei dem als Aperture-Fotometrie bezeichneten Verfahren als Vergleich statt. Die Helligkeit des Sternes minus der Helligkeit des umgebenden Himmelshintergrundes wird gemessen und nach der Beziehung V = -2.5 log₁₀(flux_ADU / T_exp) in eine sog. Instrumentenhelligkeit umgewandelt (flux_ADU: Gemessene Helligkeit in Analog-Digital-Unit und T_exp als Belichtungszeit in sec.) Diese Instrumentenhelligkeit hat noch nichts mit der wirklichen, scheinbaren Helligkeit am Himmel zu tun, sondern wird durch eine Transformation, die ebenfalls die Farbe des Sternes beachtet, zu einer scheinbaren Helligkeit am Himmel umgerechnet. Nach dieser Prozedur hat man für jedes Band eine Helligkeit.

Die verwendeten Filter sind die Bessel-Filter von Baader Planetarium, bei mir in das Filterrad eingeschraubt an Stelle der ZWO G- und B-Filter für RGB-Fotografie.

Leider war am 28.5.2023 der Mond schon relativ hell, der Himmelshintergrund also deutlich aufgehellt.

Für die verschiedenen Bänder sind auch unterschiedliche Belichtungszeiten notwendig. Im V-Band war SN 2023ixf mit 60 sec. Belichtung bei ca. 62% der maximalen Helligkeit der Kamera und somit auf jeden Fall noch im linearen Bereich, im B-Band waren schon 120 sec. dafür notwendig. Für die Vergleichssterne müssen ebenfalls die Helligkeiten in dem entsprechenden Band herangezogen werden, sonst wird das Messergebnis verfälscht. Problematisch bei diesen Messungen ist die Grundhelligkeit, die von der Galaxie in der Umgebung der Supernova noch zu dem Himmelshintergund dazu kommt. Die Vergleichssterne hingegen haben zusätzlich nur die Helligkeit des Himmelshintergrundes.

Da der Helligkeitsverlauf einer Supernova Rückschlüsse auf den Stern erlauben, der dieses Phänomen erzeugt hat, sind diese Daten (Helligkeiten in versch. Bändern) durchaus interessant und werden von der AAVSO gesammelt. So tragen viele Amateurastronomen mit ihren Daten zu wissenschaftlich relevanten Daten bei. Die gesammelten Daten zu dieser Supernova können auf der Seite der AAVSO abgerufen werden.