SN 1999em

SN 1999em war eine gut beobachtete Supernova vom Typ II-P [ 2 ] in der Spiralgalaxie NGC 1637 [ 3 ], die sich im überwiegend südlichen Sternbild Eridanus ^{befindet . Sie} wurde am 29. Oktober ^{1999 mit einer} visuellen Helligkeit von 13,3 mag entdeckt [ 4 ]. ^{Mithilfe einer korrigierten} Version der Methode der expandierenden Photosphäre (EPM) wurde die Entfernung zur Supernova auf 37,5 ± 3,3 Millionen Lichtjahre (11,5 ± 1  Mpc ) geschätzt ^{[ 5 ]} . Dies stimmt gut mit der Cepheidenmethode überein , die eine Entfernung von 38,2 ± 3,0 Millionen Lichtjahren (11,71 ± 0,92  Mpc ) ergibt ^{[ 1 ] .}

Dieses Supernova-Ereignis wurde erstmals vom Lick Observatory Supernova Search anhand einer CCD -Aufnahme des Katzman Automatic Imaging Telescope (KAIT) vom 29. Oktober 1999 entdeckt. Die Entdeckung wurde noch am selben Tag von der Sternwarte Peking bestätigt . Die scheinbare Helligkeit betrug 13,5 mag. Eine KAIT-Aufnahme desselben Gebiets vom 20. Oktober zeigte an der Position dieser Supernova nichts. ^{[ 4 ]} SN 1999em wurde positioniert15,4″ westlich und17,0″ südlich des Kerns von NGC 1637. Ein am 30. Oktober aufgenommenes Spektrum zeigte, dass es sich um eine Supernova vom Typ II handelte . Die anfängliche Expansionsgeschwindigkeit der Photosphäre wurde gemessen bei10.300 km/s . Interstellare Linien im Spektrum wiesen darauf hin, dass das Ereignis möglicherweise teilweise durch Staub verdeckt wurde . ^{[ 7 ]}

Am 1./2. und 11./12. November wurde mit Hilfe des Chandra-Röntgenobservatoriums Röntgenstrahlung von dieser Quelle nachgewiesen . Die Anzahl der detektierten Photonen deutete auf eine Leuchtkraft von … hin.Die Quelle hat eine Energie von 1 × 10^³⁸ erg/s . ^{[ 8 ]} Am 1. Dezember wurde an dieser Position mit dem Very Large Array (VLA) des NRAO eine kompakte Radioquelle detektiert . ^{[ 9 ]} Dies war die erste Typ-II-P-Supernova, die sowohl im Röntgen- als auch im Radiobereich nachgewiesen wurde. ^{[ 10 ]} Das Objekt wurde inzwischen aufgrund der Form der Lichtkurven und der spektralen Eigenschaften als Typ-II-P-Supernova identifiziert. ^{[ 9 ] [ 11 ]} Spektrapolarimetrische Messungen zwischen November 1999 und Januar 2000 zeigten einen zunehmenden Polarisationsgrad . Dies deutete auf eine Asphärizität im Bereich des Explosionskerns hin – also auf eine Abweichung von der Kugelsymmetrie. ^{[ 12 ]}

Photometrische Beobachtungen zeigten, dass SN 1999em etwa 90 Tage lang in ihrer Plateauphase verblieb, was darauf hindeutet, dass der Vorläuferstern zum Zeitpunkt der Explosion eine massive Wasserstoffhülle besaß. ^{[ 11 ]} Das Explosionsdatum wurde auf etwa 1000 geschätzt.5,3 ± 1,4 Tage vor der Entdeckung. ^{[ 13 ] [ 11 ]} Am 161. Tag wurde das Spektrum von Emissionslinien dominiert , was darauf hindeutet, dass der Überrest in die Nebelphase überging. ^{[ 11 ] Es gab Hinweise darauf, dass die Staubbildung um den 500. Tag begann .} Der exponentielle Abfall des Lichtkurvenausläufers wurde hauptsächlich durch den radioaktiven Zerfall von ^⁵⁶Co zu ⁵⁶Fe verursacht . Die Auswurfmasse wird auf etwa10 bis 11  _M☉ und der überlebende Neutronenstern hat1,5  M _☉ . ^{[ 2 ]}

Die Wirtsgalaxie ist so nah, dass einzelne helle Überriesen aufgelöst werden können. Am Ort des Ereignisses wurde jedoch kein solches Objekt nachgewiesen. ^{[ 14 ]} Supernova-Modelle deuten auf eine Vorläufermasse im Bereich von11 bis 13  M _☉ , mit nahezu solarer Metallizität und einer Explosionsenergie von1.2  foe . ^{[ 15 ]} Dieser Stern hatte einen Radius von etwa120 bis 150  R☉ _. ^{[ 2 ]} Radio- und Röntgenstrahlung deuten darauf hin, dass der Vorläuferstern von klumpigem oder fadenförmigem zirkumstellarem Material umgeben war, das durch eine geringe stellare Massenverlustrate von etwa2 × 10 ⁻⁴  M _☉ ·yr ⁻¹ mit einer Windgeschwindigkeit von10 km/s . ^{[ 10 ] [ 2 ]} Die Lichtkurve dieses Ereignisses ist nahezu identisch mit der von SN 1999gi , was darauf hindeutet, dass sie ähnliche Vorläufersterne haben könnten. ^{[ 15 ]}