CC BY
4
УДК 524.352:520.82/84
НАБЛЮДЕНИЯ СВЕРХНОВОЙ SN2018zd
© 2022 Д. Ю. Цветков1*, В. П. Горанский1'2, Е. А. Барсукова2, А. Ф. Валеев2'3, И. М. Волков1'4, Н. Н. Павлюк1, С. Ю. Шугаров15, Н. И. Шатский1, О. В. Возякова1, В. А. Ечеистов1
1Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга Московского государственного университета имени М. В. Ломоносова, Москва, 119234 Россия
2Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 3Крымская астрофизическая обсерватория РАН, Научный, 298409 Россия 4Институт астрономии РАН, Москва, 119017 Россия 5Астрономический институт Академии наук Словакии, Татранска Ломница, 059 60 Словакия Поступила в редакцию 10 июня 2022 года; после доработки 11 июля 2022 года; принята к публикации 18 июля 2022 года
Представлены результаты фотометрических и спектроскопических наблюдений сверхновой SN2018zd, осуществленных на девяти телескопах, в том числе на 6-м телескопе САО РАН и 2.5-м телескопе Кавказской горной обсерватории ГАИШ МГУ. Определены даты и звездные величины в максимуме блеска и параметры кривых блеска. SN2018zd по фотометрическим характеристикам представляет собой объект промежуточного типа между классами SNII-P и II-L. Особенностями SN2018zd являются достаточно высокая светимость в максимуме MV = -18m0, низкая скорость расширения оболочки, большой промежуток времени от максимума до этапа с быстрым падением блеска, а также медленное увеличение показателей цвета (U — B) и (B — V) после максимума.
Ключевые слова: сверхновые: индивидуальные: SN2018zd — методы: фотометрия — методы: спектроскопия
1. ВВЕДЕНИЕ
Изучение наблюдательных проявлений, лежащих в основе классификации сверхновых (SNe), позволило выделить среди них SNe, вспышки которых обусловлены коллапсом ядра массивных звезд. Эта связь подтверждается непосредственным обнаружением звезд-предсверхновых (Smartt 2015). Сверхновые, общей особенностью которых является наличие в спектре сильных линий водорода, были отнесены к SNe второго типа (SNeII). Еще в начале 1970-х годов было обнаружено, что SNe II не представляют однородной группы, существенно различаясь как формами кривых блеска, так и максимальной светимостью. Было предложено разделение SNe II на два основных подтипа: SNII-P (с плато) и SNII-L (линейные) (Barbon et al. 1979). SNe II-P отличаются почти постоянной светимостью в период до 100 суток после максимума блеска, в то время как светимость SNeII-L после максимума падает практически линейно (в звездных величинах). С увеличением числа хорошо исследованных SNe стало ясно, что суще-
E-mail: tsvetkov@sai.msu. su
ствует плавный переход между крайними случаями SNeII-L и SNe II-P (Anderson et al. 2014). Однако большинство SNe II все же имеют явно выраженное плато. Для них удалось построить теоретические модели, хорошо описывающие наблюдения (см., например, Baklanov et al. (2005), Dessart et al. (2013), Tsvetkov et al. (2021), Utrobin (2007)). Основным отличием SNeII-L, как полагают, может быть меньшая масса водородной оболочки, рассматривается также влияние взаимодействия выброса SN с окружающим веществом (Blinnikov and Bartunov 1993). Количество хорошо исследованных SNeII-L и объектов переходного типа меньше, чем классических SNeII-P, поэтому их изучение вызывает особый интерес.
К таким объектам относится SN2018zd. Эта сверхновая в галактике NGC2146 типа SB(S)ab
была открыта Коичи Итагаки (Koichi Itagaki)1 2 марта 2018 г.; координаты SN: а = 06h 18m03S18, S = +78°22'00'.'90 (J 2000), расстояние от центра галактики — 104'.'5 к западу и 35'.'6 к северу. На момент открытия оценка блеска сверхновой на
'https://www.wis-tns.org/object/2018zd
изображении без фильтра составила 17m8. Новый объект был классифицирован как молодая SN II (Zhang et al. 2018). Callis et al. (2021), Zhang et al. (2020) и Hiramatsu et al. (2021) опубликовали результаты фотометрических и спектроскопических наблюдений SN2018zd. При этом Callis et al. (2021) и Hiramatsu et al. (2021) отнесли ее к типу SNII-P, хотя кривые блеска этой сверхновой показывали постоянное ослабление светимости без явно выраженного плато, а Zhang et al.
(2020) заключили, что SN2018zd является промежуточным объектом между классами SN II-P и SN II-L. Особенностью SN 2018zd оказался также характер спектра на ранней стадии, в котором наблюдались узкие эмиссионные линии водорода, NV, HeII, CIV. Вероятной причиной возникновения этих линий может быть ионизация вещества ветра предсверхновой рентгеновскими лучами от ударных волн в оболочке SN. Взаимодействие оболочки с окружающим веществом рассматривалось также как источник энергии, обусловивший достаточно высокую светимость SN2018zd и характер ее эволюции. Hiramatsu et al. (2021), основываясь на результатах как всестороннего анализа собственных данных, полученных при наблюдениях SN2018zd, так и изучения снимков места локализации вспышки из архива телескопа им. Хаббла, в качестве приоритетной гипотезы, объясняющей происхождение SN2018zd, назвали взрыв звезды на супер-асимптотической ветви гигантов в результате захвата электронов в ядре (ECSN, т.е., electron-capture SN). Однако в работах Callis et al.
(2021), Zhang et al. (2020) этот вывод ставится под сомнение. Данный вопрос рассмотрели также Kozyreva et al. (2021), которые отметили отличие наблюдавшихся кривых блеска SN 2018zd от рассчитанных ими моделей ECSN.
Все вышеупомянутые особенности и несовпадение мнений о природе этого интересного объекта определяют актуальность детального изучения SN 2018zd. В настоящей работе представлены результаты нашего исследования, основанного на данных мониторинга этой сверхновой, который мы вели на протяжении почти года после вспышки.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА
Фотометрические наблюдения SN2018zd проводились на ряде телескопов (приведены также их сокращенные обозначения): на 6-м и 1-м телескопах САО РАН (S600, S100), 2.5-м телескопе Кавказской горной обсерватории ГАИШ МГУ (K250)(Potaninetal. 2017), 1-м телескопе Симеизской обсерватории (C100) (Nikolenko et al. 2019), 60-см и 50-см телескопах Крымской станции ГАИШ (C60, C50), 60-см телескопе обсерватории
Рис. 1. Изображение SN2018zd в галактике NGC2146, полученное 11.04.2018 на телескопе L60 в полосе фильтра R. Отмечены звезды сравнения.
Стара Лесна Астрономического института Словакии (L60), 70-см и 20-см телескопах ГАИШ в Москве (M70, M20). Все телескопы были оснащены ПЗС-камерами и наборами UBVRI-фильтров системы Джонсона—Казинса. Наблюдения продолжались 336 дней, получено 246 оценок блеска в полосах фильтров UBVRI.
Стандартная обработка и фотометрия осуществлялись с помощью пакета программ IRAF . Звездные величины сверхновой были получены апертурной или PSF-фотометрией относительно местных стандартов. ПЗС-изображение SN 2018zd и звезд сравнения в поле показано на рис. 1. Величины звезды сравнения #2 определены нами по данным наблюдений на телескопе S100 с привязкой к стандарту около CI Cam (Henden and Munari 2006). Получены следующие оценки:
U = 14 m60 ± 0 m04, B = 14 m434 ± 0 m009,
v = 13 m 729 ± 0 m 003, r = 13 m 342 ± 0 m 002, I = 12 m 983 ± 0 m 001.
Для остальных звезд приняты величины из статьи Zhang et al. (2020).
Поверхностная яркость галактики в месте вспышки SN низкая, вычитание фона галактики не требуется.
2IRAF распространяется NOAO, управляемой AURA по соглашению с NSF.
Для перехода к стандартной системе Джонсона- фотометрических стандартов. Результаты фото-Казинса мы применили инструментальные цве- метрии представлены в таблице 1. товые уравнения, определенные по наблюдениям
Таблица 1. [/БУЯ/-фотометрия 8Ы20^ё (обозначения: 8600, 8100 — 6-м и 1-м телескопы САО РАН; К250 — 2.5-м телескоп КГО ГАИШ МГУ; С100 — 1-м телескоп Симеизской обсерватории; С60, С50 — 60-см и 50-см телескопы Крымской станции ГАИШ; Ь60 — 60-см телескоп обсерватории Стара Лесна Астрономического института Словакии; М70, М20 — 70-см и 20-см телескопы ГАИШ в Москве)
ГО 2458000+ и о~и В о~в V сТу Д од I о/ Телескоп
184.19 13.68 0.03 14.49 0.02 14.34 0.02 14.22 0.02 14.17 0.03 Б100
196.28 14.13 0.06 13.77 0.03 13.56 0.04 13.36 0.03 М20
200.20 14.25 0.05 13.82 0.06 13.65 0.04 13.50 0.08 М20
202.21 14.28 0.04 13.92 0.05 13.69 0.05 13.47 0.03 М20
204.27 13.81 0.03 14.39 0.02 13.99 0.02 13.72 0.02 13.56 0.02 Б100
207.18 14.47 0.05 13.99 0.03 13.70 0.03 13.45 0.04 М20
213.25 14.64 0.03 14.13 0.03 13.76 0.03 13.51 0.03 М20
214.21 14.38 0.03 14.67 0.02 14.13 0.02 13.80 0.02 13.51 0.02 Б100
216.22 14.33 0.03 14.73 0.02 14.16 0.02 13.82 0.02 13.56 0.02 Б100
217.29 14.48 0.04 14.75 0.02 14.18 0.02 13.83 0.02 13.52 0.02 Г60
218.26 14.78 0.08 14.20 0.04 13.87 0.03 13.58 0.06 М20
220.24 14.90 0.03 14.19 0.03 13.84 0.03 13.54 0.02 М20
220.40 14.63 0.07 14.87 0.02 14.24 0.03 13.87 0.02 13.57 0.02 Г60
222.25 14.97 0.05 14.24 0.03 13.89 0.02 13.54 0.03 М20
228.30 15.17 0.04 15.12 0.02 14.36 0.02 13.94 0.02 13.63 0.02 Г60
230.31 15.18 0.03 14.39 0.02 13.99 0.02 13.66 0.03 Б 600
230.34 15.18 0.03 14.40 0.02 14.00 0.02 13.68 0.03 Б 600
232.27 15.38 0.08 15.24 0.02 14.40 0.02 13.97 0.02 13.66 0.03 М70
236.40 15.37 0.04 14.44 0.03 13.96 0.03 13.67 0.06 М70
240.34 15.79 0.04 15.41 0.03 14.52 0.03 14.06 0.03 13.68 0.03 Б100
242.27 15.54 0.04 14.54 0.04 14.11 0.03 13.75 0.05 М70
249.29 15.72 0.06 14.65 0.02 14.11 0.03 М70
249.34 16.24 0.04 15.64 0.02 14.63 0.02 14.16 0.02 13.80 0.01 Г60
250.28 15.78 0.03 14.65 0.02 14.18 0.04 13.85 0.09 М70
260.29 15.95 0.07 14.80 0.04 14.28 0.04 13.85 0.02 М70
263.29 16.01 0.07 14.80 0.03 14.27 0.03 13.88 0.02 М70
267.31 16.11 0.06 14.93 0.03 14.33 0.03 13.96 0.03 М70
271.42 16.21 0.03 15.00 0.02 14.41 0.02 14.01 0.02 С100
272.29 16.18 0.03 14.98 0.03 14.44 0.02 14.02 0.02 С100
273.29 16.24 0.03 15.04 0.02 14.42 0.03 14.04 0.02 С100
274.29 16.24 0.03 15.01 0.04 14.47 0.04 14.04 0.02 С100
НАБЛЮДЕНИЯ СВЕРХНОВОЙ SN2018zd Таблица 1. (Продолжение)
JD2458000+ и о~и В о~в V av R O-R I о/ Телескоп
276.29 16.32 0.03 15.04 0.02 14.47 0.03 14.07 0.02 С100
277.29 16.30 0.02 15.10 0.02 14.49 0.02 14.09 0.02 С100
278.28 16.37 0.03 15.13 0.03 14.53 0.04 14.15 0.03 С100
279.29 16.36 0.02 15.12 0.02 14.50 0.02 14.12 0.02 С100
282.27 17.65 0.05 16.44 0.03 15.24 0.02 14.60 0.02 14.17 0.02 S100
282.30 16.49 0.02 15.22 0.02 14.58 0.03 14.21 0.03 С100
284.30 16.58 0.03 15.27 0.02 14.63 0.02 14.22 0.02 С100
293.29 17.01 0.11 15.58 0.03 14.84 0.02 14.45 0.02 С100
297.30 17.14 0.11 15.65 0.04 14.99 0.05 14.62 0.04 сюо
301.29 17.41 0.03 16.02 0.03 15.25 0.03 14.84 0.03 сюо
338.46 19.56 0.07 18.35 0.02 17.27 0.02 16.89 0.02 К250
343.57 17.02 0.03 СЮО
356.38 19.88 0.07 18.58 0.04 17.42 0.03 17.10 0.03 К250
367.44 19.96 0.04 18.63 0.03 17.53 0.04 17.19 0.04 К250
370.54 19.99 0.03 18.68 0.02 17.57 0.02 17.23 0.03 К250
380.53 20.07 0.04 18.77 0.03 17.66 0.03 17.34 0.03 К250
384.53 20.10 0.03 18.83 0.02 17.70 0.03 17.38 0.03 К250
392.56 19.00 0.05 К250
398.56 20.21 0.04 18.95 0.03 17.83 0.05 К250
400.56 20.13 0.07 18.76 0.04 17.95 0.05 17.62 0.05 С 50
400.58 20.20 0.04 18.95 0.05 17.57 0.04 К250
426.57 20.30 0.05 19.28 0.02 18.20 0.02 17.85 0.12 S100
427.53 20.49 0.08 20.23 0.06 19.26 0.04 18.22 0.04 17.92 0.08 S100
428.53 20.20 0.05 19.23 0.05 18.18 0.04 18.00 0.07 S100
445.39 18.62 0.07 С 50
448.45 19.48 0.07 18.42 0.04 С 60
456.19 20.59 0.05 19.49 0.04 18.43 0.06 18.19 0.05 К250
459.42 20.42 0.07 19.53 0.06 18.48 0.06 18.17 0.07 S100
507.54 20.04 0.05 19.08 0.04 18.79 0.02 К250
519.40 20.89 0.08 20.12 0.06 19.25 0.06 19.19 0.07 S100
520.51 21.30 0.14 20.57 0.08 20.12 0.07 19.19 0.07 19.13 0.08 S100
Спектроскопические наблюдения SN2018zd были проведены на телескопе S600 21 апреля 2018 года. Использовался спектрограф SCORPIO (Afanasiev and Moiseev 2005) с гриз-мой VPHG1200G (дисперсия 0.889 А/пиксель,
спектральное разрешение 5.3 А, диапазон длин волн 4050-5840 А). Мы получили три спектра, суммарное время экспозиции которых составило 1527 секунд. Гелиоцентрическая юлианская дата середины экспозиции НЛЭ = 2458230.3243.
Обработка данных спектроскопии выполнена с
200 300 400 500 600
JD—2458000
Рис.2. Кривые блеска SN2018zd: 1 — нашиданные, 2 — Zhang et al. (2020), 3 — Hiramatsu et al. (2021), 4 — Callis et al. (2021), 5 — оценки блеска на изображениях без фильтра, согласно Callis et al. (2021), Zhang et al. (2020).
помощью пакета программ ESO MIDAS. Были использованы стандартные процедуры: учет байеса, удаление следов космических частиц, калибровка по длинам волн, экстракция спектра с учетом фона неба и галактики, учет поглощения атмосферы. Абсолютная калибровка по потокам с использованием спектрофотометрического стандарта Feige 56.
3. КРИВЫЕ БЛЕСКА И СПЕКТР
Кривые блеска SN2018zd показаны на рис. 2. Результаты наших наблюдений на всех телескопах достаточно хорошо согласуются. Также мы приводим данные, полученные Callis et al. (2021), Hiramatsu et al. (2021), Zhang et al. (2020).
Можно достаточно надежно (с точностью около 0m05) определить величины максимума блеска в разных фильтрах :
Umax = I2 m96, Bmax = 13 m73, Vmax = 13 m53,
Rmax = 13 m43, /max = 13 m34
Даты максимумов различаются несущественно. В полосах U и B tmax = JD2458187.6, в полосах V и R tmax = JD 2458188.2, в фильтре I tmax = JD 2458189.4; точность этих данных равна приблизительно 1.0—1.5 суток.
Скорость падения блеска после максимума в фильтрах UBVRI составила соответственно 0.051,
0.029, 0.015, 0.011, 0.007 зв. вел. сут-1. Эта скорость резко возросла в фазе 112 суток после максимума, а через 13 суток после этого темп снижения блеска замедлился, начался линейный участок кривых блеска. На этом линейном «хвосте» скорость падения блеска составила в фильтрах BVRI 0.0074, 0.0098, 0.0103, 0.0112 зв. вел. сут-1 соответственно.
Все показатели цвета SN2018zd возрастают после максимума до фазы около 120 суток, затем начинается плавное уменьшение. На рис. 3 приведены наблюдаемые показатели цвета SN2018zd, без исправления за поглощение, для которого в дальнейшем мы принимаем E(B — V) = 0m 17 (Zhang et al. 2020). Для сравнения на этом же рисунке мы приводим кривые цвета типичных представителей классов II-L и II-P: SNe1980K, SNe2017eaw (Buta 1982, Buta and Keel 2019, Tsvetkov et al. 2018, Van Dyk et al. 2019), а также кривые для двух SN II, которые по фотометрическим свойствам похожи на SN2018zd: SNe2013by, SNe2013ej (Valenti et al. 2015, Yuan et al. 2016). Наблюдаемые показатели цвета этих SNe приведены к принятому нами значению поглощения света для SN2018zd, причем для SNe1980K и SNe2017eaw, вспыхнувших в галактике NGC 6946, принята одинаковая величина поглощения, характерная только для нашей Галактики: E(B — V) = 0 m3, а значение поглощения для остальных SNe взято из цитируемых выше работ.
200
300 400
JD—2458000
500
Рис. 3. Кривые цвета SN2018zd и сравнение с кривыми цвета четырех SNe II. Для SN2018zd точки — наши данные, треугольники — данные Zhang et al. (2020).
Если кривые показателей цвета (V — R) и (R — I) достаточно похожи для всех представленных SNe, то для цветов (U — B) и (B — V) наблюдается существенное различие. Особенно заметно оно для цвета (U — B): в нем SN2018zd значительно голубее остальных SNe уже через 20 суток после максимума, хотя в максимуме блеска показатели цвета достаточно близки. В кривых цвета (B — V) наблюдается сходство SN 2018zd с SNe 1980K и SNe2017eaw, в то время как SNe2013by и SNe2013ej существенно краснее на протяжении почти 100 суток после максимума. Интересно, что цвет SN 1980K после фазы 80 суток становится даже более голубым, чем у SN 2018zd.
Кривая блеска в абсолютных V-величинах SN2018zd и сравнение с кривыми для пяти других SNe II показаны на рис. 4; расстояние до SN2018zd принято равным 15.6 Мпк (Callis et al. 2021). Данные для SNe1980K, SNe2013by, SNe2013ej и SNe2017eaw взяты из цитируемых выше работ, для стандартной SNII-P1999em — из Elmhamdi et al. (2003). Для SNe1980K и SNe2017eaw, вспыхнувших в NGC6946, приняты одинаковые величины поглощения света E(B — V) = 0m3 и расстояние 7.7 Мпк (Van Dyk et al. 2019), для остальных SNe приняты значения из цитируемых выше работ. Максимальная абсолютная величина SN2018zd составляет MV = —18™0: она ярче большинства SNeII-P,
однако уступает SNeII-L c наибольшей светимостью.
По форме кривых блеска SN 2018zd похожа на SNe2013by и SNe2013ej, однако промежуток от максимума до начала резкого падения блеска у нее гораздо больше, около 110 суток, в то время как для SN2013by и SNe2013ej он составляет соответственно 80 и 70 суток. На стадии линейного «хвоста» кривых блеска SNe, относящиеся к линейным и промежуточным подтипам, имеют меньшую светимость, чем классические SNeII-P. Вероятной причиной является меньшая масса синтезированного при взрыве 56Ni.
Спектр SN2018zd по нашим наблюдениям 21 апреля 2018 г., через 42 дня после максимума, показан на рис. 5. Спектры в эту эпоху были получены также Callis et al. (2021), Hiramatsu et al. (2021), Zhang et al. (2020), данные других авторов хорошо согласуются с нашими.
Скорости расширения оболочки, определенные по смещению линий поглощения Fe II Л 5018 A и Л5169 A, составили 3190 кмс-1 и 3250 кмс-1, по линии He — 3765 кмс-1. В пределах ошибок эти оценки совпадают с данными Hiramatsu et al. (2021), Zhang et al. (2020).
Мы провели моделирование спектра с помощью программы SYN++ (Thomas et al. 2011), результаты в достаточной степени согласуются с наблюдательными данными (см. рис. 5). В расчете учитывались
198QK 1999еш 2013Ьу -2013ej 2017eaw 2018zd
200
300 400
JD—2458000
500
Рис.4. Кривая блеска 8N2018zd в абсолютных V-величинах и сравнение с кривыми для пяти 8Ые II разных подтипов.
Рис. 5. Спектр SN2018zd, полученный на 6-м телескопе САО РАН (S600), исправленный за красное смещение z = 0.002979 (Hiramatsu et al. 2021) и поглощение света E(B - V) = 0m 17 (Zhang et al. 2020) и результаты моделирования программой SYN++ (толстая и тонкая линии соответственно). Вертикальными штриховыми линиями отмечены наиболее интенсивные линии поглощения, указаны их идентификации программой SYN++.
ионы Н1, СII, 811, 8с II, Ре II, Ва II. Наилучшее согласие достигается для скорости фотосферы 3500 км с-1 и температуры фотосферы 6500 К.
Вид спектра и химический состав типичны для 8№П на этой стадии, однако, как показали так-
же Hiramatsu et al. (2021), Zhang et al. (2020),
скорость расширения оболочки является довольно
низкой для SNeII. Таким образом, SN2018zd не удовлетворяет соотношению между светимостью и
скоростью расширения, установленному для большинства SNe II.
4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ Полученные нами данные показывают, что SN2018zd по фотометрическим характеристикам является объектом, промежуточным между классами SNII-P и II-L. Особенностями SN2018zd являются достаточно высокая светимость в максимуме Mv = -18™0, низкая скорость расширения оболочки, большой промежуток времени от максимума до быстрого падения блеска перед выходом на финальный линейный участок кривых блеска и медленный рост показателей цвета (U — B) и (B — V) после максимума. Оценки физических характеристик SN2018zd сильно зависят от расстояния до объекта, которое определяется недостаточно надежно. Мы исходили из величины D = 15.6 Мпк, согласно Callis et al. (2021), как наиболее обоснованной. В работе Zhang et al.
(2020) принято довольно близкое к этой оценке расстояние 18.4 Мпк, однако Hiramatsu et al.
(2021) дают гораздо меньшее значение — 9.6 Мпк, которое представляется сильно заниженным. Вероятно, в будущем для достаточно близкой и яркой галактики NGC 2146 расстояние будет определено более точно, что позволит уточнить данные о параметрах SN2018zd.
БЛАГОДАРНОСТИ Работа выполнена с использованием оборудования, приобретенного за счет средств Программы развития Московского государственного университета имени М. В. Ломоносова. Авторы выражают благодарность за поддержку Научно-образовательной школе МГУ имени М. В. Ломоносова «Фундаментальные и прикладные исследования космоса». Работа поддержана Программой развития МГУ имени М. В. Ломоносова. Благодарим С. В. Жуйко за обеспечение наблюдений на Студенческой обсерватории ГАИШ МГУ. Наблюдения на телескопах САО РАН выполняются при поддержке Министерства науки и высшего образования Российской Федерации. Обновление приборной базы осуществляется в рамках национального проекта «Наука и университет».
ФИНАНСИРОВАНИЕ Работа С. Шугарова поддержана грантами Академии наук Словакии VEGA 2/0030/21, APVV-20-0148. Работа И. Волкова поддержана стипендией Словацкого Академического Информационного Агентства. Работа В. Ечеистова поддержана Минобрнауки РФ в рамках программы финансирования крупных научных проектов национального проекта «Наука», грант No. 075-15-2020-778.
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ
Авторы заявляют об отсутствии конфликта интересов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. V. L. Afanasiev and A. V. Moiseev, Astronomy Letters
31 (3), 194(2005).
2. J. P. Anderson, S. Gonzalez-Gaitan, M. Hamuy, et al.,
Astrophys. J. 786 (1), article id. 67 (2014).
3. P. V. Baklanov, S. I. Blinnikov, and N. N. Pavlyuk,
Astronomy Letters 31 (7), 429 (2005).
4. R. Barbon, F. Ciatti, and L. Rosino, Astron. and
Astrophys. 72,287(1979).
5. S. I. Blinnikov and O. S. Bartunov, Astron. and
Astrophys. 273, 106(1993).
6. R. J. Buta, Publ. Astron. Soc. Pacific 94, 578 (1982).
7. R. J. Buta and W. C. Keel, Monthly Notices Royal
Astron. Soc. 487 (1), 832 (2019).
8. E. Callis, M. Fraser, A. Pastorello, et al., arXiv e-prints
arXiv:2109.12943 (2021 ).
9. L. Dessart, D. J. Hillier, R. Waldman, and E. Livne,
Monthly Notices Royal Astron. Soc. 433 (2), 1745 (2013).
10. A. Elmhamdi, I. J. Danziger, N. Chugai, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 338 (4), 939 (2003).
11. A. Henden and U. Munari, Astron. and Astrophys. 458 (1), 339 (2006).
12. D. Hiramatsu, D. A. Howell, S. D. Van Dyk, et al., Nature Astronomy 5, 903 (2021).
13. A. Kozyreva, P. Baklanov, S. Jones, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 503 ( 1 ), 797 (2021 ).
14. I. V. Nikolenko, S. V. Kryuchkov, S. I. Barabanov, and I. M. Volkov, INASAN Science Reports 4, 85 (2019).
15. S. A. Potanin, I. A. Gorbunov, A. V. Dodin, et al., Astronomy Reports 61 (8), 715 (2017).
16. S. J. Smartt, Publ. Astron. Soc. Australia 32, id. e016 (2015).
17. R. C. Thomas, P. E. Nugent, and J. C. Meza, Publ. Astron. Soc. Pacific 123 (900), 237 (2011 ).
18. D. Y. Tsvetkov, N. N. Pavlyuk, O. V. Vozjakova, et al., Astronomy Letters 47 (5), 291 (2021 ).
19. D. Y. Tsvetkov, S. Y. Shugarov, I. M. Volkov, et al., Astronomy Letters 44 (5), 315 (2018).
20. V. P. Utrobin, Astron. and Astrophys. 461 (1), 233 (2007).
21. S. Valenti, D. Sand, M. Stritzinger, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 448 (3), 2608 (2015).
22. S. D. Van Dyk, W. Zheng, J. R. Maund, et al., Astrophys. J. 875 (2), article id. 136 (2019).
23. F. Yuan, A. Jerkstrand, S. Valenti, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 461 (2), 2003 (2016).
24. J. Zhang, X. Wang, V. Jozsef, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 498 (1), 84 (2020).
25. J. Zhang, L. Xu, and X. Wang, Astronomer's Telegram No. 11379, 1 (2018).
460
UBETKOB h gp.
Observations of Supernova SN 2018zd
D. Yu. Tsvetkov1, V. P. Goranskij1'2, E. A. Barsukova2, A. F. Valeev2'3, I. M. Volkov1'4, N. N. Pavlyuk1, S. Yu. Shugarov1'5, N. I. Shatsky1, O. V. Vozyakova1, and V. A. Echeistov1
1 Sternberg Astronomical Institute, Moscow State University, Moscow, 119234 Russia 2Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences, Nizhnii Arkhyz, 369167 Russia 3Crimean Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences, Nauchny, 298409 Russia 4Institute of Astronomy, Russian Academy of Sciences, Moscow, 119017 Russia 5 Astronomical Institute of the Slovak Academy of Sciences, 059 60 Tatranska Lomnica, Slovak Republic
We present photometric and spectrocsopic observations of SN2018zd, carried out at 9 telescopes, including the 6-m telescope of SAO RAN and the 2.5-m telescope of the Caucasus Mountain Observatory of the Sternberg Astronomical Institute. The dates and magnitudes of maximum brightness and the parameters of the light curves were determined. The photometric characteristics of SN2018zd allow to classify it as a transition event between SNe II-P and SNe II-L. The peculiar features of SN2018zd are sufficiently bright maximum luminosity MV = -18™0, combined with low expansion velocity, large interval between maximum light and the start of exponential tail, slow reddening of colors (U — B), (B — V) after maximum light.
Keywords: supernovae: individual: SN2018zd—techniques: photometric—techniques: spectroscopic
