NOVA Del 2013
PNV J20233073+2046041
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NOVA Del 2013 PNV J20233073+2046041 |
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14-09-2013 : 618 spectres en accés libre dans la base de données ARAS
Journal d'observations et téléchargement des spectres
Découverte : Koichi Itagaki (Teppo-cho, Yamagata, Japan), à mag6.8 (CCD non filtrée), 2013 Aug. 14.584 UT
Coordonnées: R.A. 20 23 30.73 Decl. +20 46 04.1 (2000.0)
R.A. (2000) 20 23 30.73 Dec. (2000) +20 46 04.1
August 16th, 03:13ut Credit: Efrain Morales/Jaicoa Observatory.
Un suivi amateur en spectrsocopy est organisé par le groupe ARAS. C'est sans doute le suivi le plus intense dans la courte histoire de la la spectrsocopie amateur, à des résolutions allant de 600 à 15000.
Steve Shore (Université de Pise) joue un rôle de conseiller et trés amicalement décrit régulièrement le développement du phénomène aux observateurs
Les courbes de luminosité sont issues de la base de données AAVSO (Bande verte)
Découverte 14-08-2013
La phase "Boule de feu"
Olivier Thizy - Alpy600 - R = 650
Oliver Garde - eShel - R = 11000
Le premier spectre a clairement l'aspect d'une nova de type Fe II à proximité de son maximum de luminosité, avec des raies de Balmer étroites, les raies du fer II, et notemment le multiplet 42. La plupart des raies présentent un profil P Cygni
" Fortes emission H-alpha, avec un profil P Cygni, s'étendant jusqu'à une vitesse radiale de -2300 km/s (Absorption de largeur équivalente -LEq- 8.1 A environ) et +2400 km/s (émission Leq approxiatuve de 52.9 A), sans bord teminal pour la vitesse négative la plus élevée. L"émission est large, assymétrique (Plus intense dans la partie bleue) et jusqu'à présent sans structure. He I 6678 semble semble montrer un composant en absorption à - 870 km/s sans émission forte. En revanche, He I 5875 présente un fort profile P Cyg avec des vitesses équivalentes à cells de H alpha.
Les deux composanst de Si II 6347, 6371 (RMT 2, voir Williams, R. E. 2012, AJ, 144, 98) sont présents en absorption avec des vitesses radiales de -1100 km/s. Fe II 6456 et N I 6486 spnt également présentes avec Vrad -1100 et -960 km/s, respectivement. Le spectre est typique d'une nova classique-- probablement de type CO- dans le début de la phase boule de feu (optiquement opaque) avec toutefois des indications du développement de phénmènes de recombinaison (e.g. Shore et al. 2012, A&A, 537, C2) , comme le montrent les fortes absorptions, peu déplavées, des raies Na I D. Les composants interstellaire de Na I D ne sont pas saturées, ce qui suggère que l'extinction est relativement faible.
ATel# 5282, S. Shore & al., 2013
H alpha H beta H gamma Na I D et fort profile P Cygni de He I 5875 Si II 6347 and 6371 Fortes absorptions He I 6678
Evolution des raies par Steve Shore Traduction Olivier Thizy Quid du profil des raies et de leur évolution. Un profil de raie est une cartographie des vitesses à différente profondeur de l'éjecta (ndt: c'est pourquoi Steve recommande de faire des graphes de profils spectraux en vitesse radiale par rapport à un référentiel plutôt qu'en Angströms), mais aussi en 3D.
Une sphère de quelconque opacité a un profil de raie différent qu'un éjecta bipolaire. Une sphère a toujours par exemple de la matière qui se déplace transversalement, une éjection bipolaire pas toujours. Une source centrale qui illumine une sphère a toujours des photons interceptés, par si elle illumine un objet bipolaire – un photon peut s'échapper sans aucun effet, qu'il soit émis par la source centrale ou par l'éjecta lui-même.
Donc l'intensité à une vitesse radiale donnée (par rapport à l'observateur) pointe une position de l'éjecta – différente selon la géométrie. Nous savons cela à partir d'éjecta résolu. Ou dans le cas de T Pyx 2011 et V959 Mon 2012, c'est montré par le ratio entre le profile en émission par rapport à l'absorption. Vous pouvez avoir une émission pure sur le profile, sans absorption, si la matière est éjectée de façon bipolaire avec une inclinaison importante par rapport à la ligne de visée de l'observateur. A l'inverse, vous aurez une absorption décalée seule si l'inclinaison est faible.
Quand l'éjecta s'étend, la densité diminue quelle que soit la géométrie. La partie en émission dans le spectre s'accroît parce que ça devient moins dense et moins opaque. La différence de vitesse radiale au sein de l'éjecta s'ajoute à ceci: la périphérie a une vitesse plus grande et l'absorption associée à la plus grande vitesse radiale – l'absorption est donc fortement décalée vers le bleu par rapport aux parties internes.
Au début, si l'éjecta ne se recombine as, la zone d'absorption doit se décaler vers l'intérieur vers des densités plus élevée et des vitesses radiales plus faibles tandis que l'émission s'accroît. C'est exactement ce qui est vu actuellement dans vos spectres. Mais il y a un début de recombinaison visible par les raies Na I D (doublet du sodium) et les raies O I 8446. Cela s'arrêtera quand l'éjecta redeviendra opaque; nous sommes encore dans une phase de transition que vous pouvez voir après une explosion nucléaire quand la boule de feu ("fireball") semble se rétrécir.
Mais contrairement à un test d'explosion nucléaire, le système dans la nova n'est pas une atmosphère statique et les débris eux même changent. Tandis que l'éjecta devient plus opaque, il devrait y avoir une composante en absorption apparaissant sur toutes les raies en émission, se déplaçant vers l'extérieur (dont décalée vers des vitesses radiales négatives) alors que l'onde se déplace vers les régions externes.
En même temps, l'ionisation va changer et des ions métalliques plus bas (ex: Fe II) vont devenir plus forts. Cela se voit déjà sur les spectres (ndt: à droite de Hbeta).
Ensuite, ce qui arrive est essentiellement un effet de température. La profondeur optique (l'opacité relative) va continuer à diminuer après les recombinaisons totales et la matière va se ré-ioniser de nouveau.
Avant que cela se produise, il y un phénomène très important – mais très bref – qui va arriver. Si la densité est assez élevée et la température cinétique (gaz) assez basse, soit moins de 5000K, le gaz peut former des molécules. Les molécules les plus stables sont des radicaux simples comme CO, CN et CH. Dans UNE seule nova, la nova DQ Her 1934 formant de la poussière, CN a été observé à peu près maintenant par rapport au début de l'explosion; c'est resté visible pendant environ une semaine. Nous sommes à priori à un moment équivalent avec la nova Del 2013.
Je n'ai aucune idée si cela va arriver avec la nova Del 2013, mais si cela se produit alors il va y avoir de la poussière en formation sur 100 jours par des mécanismes que j'essayerai d'expliquer plus tard.
Ne pas oublier que la différence principale entre une nova et une supernova est la survie de la naine blanche. C'est une source chaude, radiative qui ionise l'éjecta de l'intérieur vers l'extérieur, exactement comme une nébuleuse planétaire. La zone interne (la photosphère qui se déplace) devient plus chaude et émet plus dans l'UV.
Cela provoque plus d'ionisation des couches au dessus, et il arrive un moment où l'éjecta est complètement ionisé. C'est alors que les raies d'émission apparaissent soudainement et il y a plus d'absorption optique – c'est le stade nébulaire classique des novae.
L'instant du début de cette phase dépend de la rapidité de la baisse de densité, donc de la vélocité et de la masse de l'éjecta ainsi que de la luminosité de la naine blanche. Dans le cas de la nova Del 2013, cela n'est pas encore connu. Mais une fois l'éjecta complètement transparent, le profil spectral nous donne une vue complète de la structure, même avant que le reste de la nova ne devienne visible (si il le devient).
Voilà un peu d'explications sur la nova Del 2013 en espérant ne pas vous avoir fatigué. Il y aura un peu plus de précision dans quelques jours.
15-08-2013 La montée en luminosité
François Teyssier -Lisa - R = 1000
Oliver Garde - eShel - R = 11000
ATel#5291 Tarasova & al., 2013
Le spectre montre que la nova est toujours dans la phase "boule de feu" comme indiqué Darnley et al. (ATEL 5279) and Shore et al. (ATEL 5282).
Le spectre montre de fortes émissions de la série de Balmer présentant des profils P Cygni avec des vitesses (Halpha ~ -1400 km/s, Hbeta ~ -1200 km/s, Hgamma ~ -1120 km/s, Hdelta ~ -960 km/s) et de fortes raies Fe II des multiplets 40, 42, des raies Fe II des multiplets 37, 38 d'intensité moyenne et également avec des profils P Cygni profiles (RV ~ -900 km/s).
H alpha H beta H gamma
Fe II (42) lines 4924 5018 5169 Fe II lines (27,37,38)
Vitesse d'expension par Steve Shore Traduction par Olivier Thizy La vitesse radiale maximale d'un profile de raie est une valeur absolue par rapport à la position d'équilibre, contrairement à la séparation entre le maximum et le minimum du profile P Cygni comme cela est souvent décrit dans l'ancienne littérature basée sur les observations photographiques. Donc oui il y a du changement mais c'est principalement dans la forme et le minimum de l'absorpion. Vous noterez que dans le dernier profile, l'absorption a changé de forme, ceci est prédit par certains modèles quand la matière éjectée s'étend puisque différentes couches ont différentes températures et densités à travers ces différentes position en vitesse. Vous ne verrez pas cela dans le cas de vent sauf s'il sont fortement collimaté, ce qui est assez rare.
Au contraire, la baisse est quand la raie est formée le plus profond. Souvenez vous que le milieu était très chaud et maintenant qu'il refroidit, la matière evient moins opaque optiquement. C'est une partie du spectre où il y a peu d'absorbant, les principales source d'opacité sont la diffusion et l'effet thermique (et la photosphère en bas que vous voyez, ou plutôt une surface opaque en mouvement.
L'échelle de temps de ces changements est en phase avec la densité de colonne qui varie comme 1/t^2 et la profondeur optique qui varie en 1/t. Vous devez donc vous attendre à ce que (puisque la densité dépend de l'exponentielle de la profondeur optique) la densité des raies à une quelconque vitesse radiale varie en:
I(vel) ~ 1-exp[-(t0/t)]
avec t0 qui donne l'échelle de temps. En d'autres termes, alors que l'expansion provoque une baisse d'opacité, l'intensité pour une vitesse donnée augmente (absorption décroissante). Cela va continuer un peu jusqu'à ce que les raies Fe II apparaissent, comme elles semblent le faire maintenant.
Maximum : August 16.45 UT à mag V=4.3 (ATel #5297 Munari & al., 2013)
16-08-2013 Le premier déclin
Le premier déclin est inhabituel : brusque baisse de luminosité
Keith Graham - Alpy600 - R = 650
Oliver Garde - eShel - R = 11000
ATel#5297, Munari & al.
Nova Del 2013 semble avoir atteint le maximum de luminosité August 16.45 UT à V=4.3 mag. Elle est immédiatement entrée dans sa phse de déclin rapide, de l'ordre d'une magnitude par jour ce qui permet de la qualifier de nova trés rapide si le déclin se poursuit dans les jours à venir.
The fortes raies CaII (3934, 3968) and les raies interstellaires NaI (5890, 5896) montrent un seul composant et ont une vitesse radiale héliocentrique de -2.6 +/- 0.2 km/s. La largeur équivalente de NaI 5890 est 0.3945 +/- 0.003 Ang, ce qui correspond à un rougissement de E(B-V)=0.182 suivant la calibration de Munari et Zwitter (1997, A&A 318, 269). Les les bandes interstellaires diffuses sont visibles All strongest diffuse interstellar bands are readily visible: 5780 (LEq 0.136 Ang), 5797 (LEq 0.014 Ang), 6196 (LEq 0.010 Ang), 6203 (LEq 0.048 Ang), 6614 (LEq 0.024)
Notre spectre Echelle du Aug 15.83 montre une émission H alpha avec un sommet plat(confirmantTomov et al. ATel #5288), avec - au mieux - seulment ne faible suspiscion de double composant; Le 14 août, le profil de l'émission était trapéozidale , le 16 août, il évoluait vers un profil Gaussien ; (3) les raies HeI ont faiblit durant la montée en luminosité vers le maximum : Le 14 août elles présentent un profil P-Cyg prononcé, Le 15 août, le composant en émission disparaît, et le 16 août, le compsoant en absorption disparaît également; (4) tandis que les largeurs équivalentes des composants en absorption des profils P Cygni des raies de Balmer sont restées relativement constantes durant la montée en luminosité , celles des composants en émission ont diminué régulièrement : pour Hbeta elle était de -24.3 Ang Aug 14.84, -14.6 Ang Aug 15.83, -9.1 Ang Aug 16.85 U
H alpha H beta H gamma
17-08-2013 Premier déclin
Halte post maximum
Max + 1 day
Mag ~ 5.0
Jim Edlin - LISA - R = 1000
Oliver Garde - eShel - R = 11000
ATel#5304 Munari & al., 2013
D'un point de vue spectroscopique, la phse de plateau a été caractérisée par une forte diminution de l'intensité des raies d'émission, avec Fe II et H béta dispariassant presque. et CaII H et K rivalisant presque avec H alpha en terme de flux. En même temps, le spectre d'absorption a fortement augmenté, à tel point qu'il est devenu imposssible de déterminer le continuum du fait de l'intensité des raies d'absorption. La fin du plateau a été marqué par la disparition rapide du spectre d'absorption et l'augmentation rapide de l'intensité des raies en émission/
H alpha H beta H gamma
Spectre composite obtenu avec 4 spectres réalisés avec un réseau 600 l/mm - Paolo Berardi
18-08-2013 Premier déclin
Détection de rayonnement gamma
Thieery Lemoult - eShel - R = 11000
ATel#5302, Hays & al., 2013
The preliminary gamma-ray daily-averaged flux, F(E>100 MeV) = (3.3 +/- 0.8) x 10^-07 ph cm^-2 s^-1, and photon index, 2.2 +/- 0.2 (errors are statistical only), for August 18 are consistent with previous gamma-ray novae
H alpha H beta H gamma
Le rayonnement gamma dans les novae by Steve Shore Traduction Olivier Thizy La nova Del 2013 se situe à un niveau d'énergie au dessus de 100MeV. Pour information, c'est le niveau d'énergie où les processus thermiques ne sont plus pertinents et où des phénomènes relativistes se produisent.
Cette détection en fait la deuxième nova classique (le troisième en prenant nova Sco 2012 dont la nature reste incertaine). La première est V959 Mon = nova Mon 2012 [ndt: dont les premiers spectres étaient amateurs et réalisés lors du stage spectro de l'OHP] bien que la détection en gamma se soit faite alors que la nova était invisible car cachée par la proximité avec le Soleil.
La première nova détectée, V407 Cyg = nova Cyg 2010, est comme RS Oph (probablement) une nova récurrente qui a explosée dans le vent du compagnon, une géante rouge, donc c'est un phénomène physique très différent qui a accéléré les particules et élevé l'énergie à un niveau final similaire.
La luminosité de nova Del 2013 est environ 1/3 à 1/4 celle de nova Mon 2012 à son maximum. Si les novae sont des sortes de "chandelle standard" dans le domaine des rayons gamma, cela implique une plus grande distance (dun facteur au moins de 2), positionnant nova Del 2013 à 6-7kpc. C'est un problème car la nova n'est pas dans le plan galactique et une telle distance est significativement au delà la distribution attendue pour les candidats de la population principale. Ces valeurs en font aussi une nova particulièrement lumineuse et c'est un problème.
Les rayons gamma sont générés par différents processus, tous impliquant une accélération d'électrons ou de protons à des niveaux d'énergie qui répartissent le domaine visible et l'UltraViolet dans des domaines élevé d'énergie de plusieurs MeV. Ou les protons entrent en collision et émettent des pions (rappelez vous que ceux-ci forment la "colle nucléaire", les mésons qui maintiennent la cohésion du noyau atomique) dont la désintégration se situe à ces niveaux d'énergie, mais pas beaucoup plus.
Il semble y avoir des indices qui indiquent des niveaux d'énergie plus importants, ce qui favorise le processus relativiste de diffusion des électrons à des niveaux d'énergie élevés. A noter que c'est en fait le processus inverse connu depuis le début de la physique moderne comme la diffusion Compton: un électron capte un photon de basse énergie mais le réémet à un niveau d'énergie élevé dans le référentiel de l'observateur.
Pourquoi cela est-il important? L'origine des rayons cosmiques est un problème non résolu depuis bientôt un siècle, en fait depuis qu'on les a découvert. Ces particules doivent être accélérées probablement par des sources stellaires comme les sunernovae, mais le processus réel est encore imcompris. Si même des "petites novae" peuvent le faire, cela rend encore plus probable que les forts chocs de supernovae – celles où la matière éjectée frappe brutalement la matière interstellaire environnant – produisent des rayons cosmiques encore plus facilement. Les gens qui travaillent sur les particules astronomiques en salivent car on a alors quelque chose à une échelle humaine et non plus galactique.
Une autre raison est la présence probable de chocs internes et des collisions entre des fragements de l'éjecta. Il est bien connu, et cela ser verra dans les semaines à venir, que les éjecta ne sont pas uniformes et ne sont pas homogènes, ils sont formés d'un grand éventail de masses et de densités; ceux-ci apparaîtront quand les spectres montreront de multiples absorptions dans les principales raies en émission (série de Balmer, Na I, Ca II, Mg II, Fe II).
Mais c'est juste le début, les prochaines semaines vont révéler la structure de ces éjecta. Si ces chocs vont entrer en collision entre eux, l'éjecta peut alors être le site même de l'accélération; cela devient alors un phénomène générique (!) des novae dépendant uniquement de l'énergie disponible et de la masse. Nous n'avons pas encore la réponse à cette question, et c'est l'une des raisons des mesures spectroscopiques de l'effeuillage lent des différentes couches, observations à laquelle vous participez tous et qui est si importante.
19-08-2013 Premier déclin
Max + 3 days
Mag V ~ 5.0
Joan Guaro
Thierry Lemoult- eShel - R = 11000
Les profiles P Cygni disparaissent
Les raies de Balmer se renforcent
H alpha H beta H gamma
22-08-2013 Premier déclin
Max + 6 days
Mag V ~ 5.8
Jean-Noël Terry Alpy600 R =650
C. Buil eShel R = 1000
H alpha H beta H gamma Focus on near UV/Blue and possible CN lines
Near UV - R. Leadbeater - LHIRES III 1200 l/mm Blue - C. Bui - eShel R = 11000
La formation de poussières et les raies CN par Steve Shore Traduction par Olivier Thizy La formation des molécules est une indication que la masse de l'éjecta est importante et que les températures locales sont suffisamment basses pour permettre cette formation de se produire. Le radical CN est connu des atmosphères stellaires, le Soleil par exemple, mais les densités sont plus importantes là pour des températures similaires. Sa présence indique aussi une surabondance de C et N par rapport aux abondance solaires (les références).
La poussière, au contraire, intervient plus tard quand la température est assez basse pour que des solides soient stables. C'est quelque chose que je dois expliquer dans une prochaine note car c'est un processus très général qui se produit aussi dans les vents stellaires et aussi dans les supernovae. C'est la raison de la forte baisse de luminosité de DQ Her.
Dans le cas des novae qui atteignent les même conditions mais avec des abondances et/ou masses différentes, la poussière ne se forme pas. Le processus n'est pas encore compris et reste une énigme depuis plusieurs décennies. La poussière est un problème général en astrophysique; nous savons qu'elle ne peut pas se former dans le milieu interstellaire. Les novae sont donc des laboratoires avec des conditions propices à leur formation; même si chaque nova est différente, cela permet de mieux cerner ce problème.
Comparison entre un spectre amateur (Buil)
et un spectre professionnel (Ondrejov Observatory)par Steve Shore :
" En première estimation, la correspondance est TRES bonne, cette fois- pure chance --les spectres ont été pris pratiquement au même moment. Cela lève clairement tout doute sur la qaulité des spectres produits par ARAS "
Publication in ATel#5312, Shore & al., 2013 Continuing spectroscopic observations (3500-8800A) of Nova Del 2013 with the Ondrejov Observatory and the ARAS group
ATel #5312; S. N. Shore (Univ. of Pisa, INFN-Pisa); P. Skoda, D. Korcakova, P. Koubsky R. K?Ã?ek, P. Rutsch, M. Slechta ((Astronomical Institute, Academy of Sciences of the Czech Republic- Ondrejov, Czech Republic); O. Garde, O. Thizy , T. de France, D. Antao, J. Edlin, K. Graham, J. Guarro, F. Teyssier, P. Berard, i T. Bohlsen, E. Pollmann, T. Lemoult, A. Favaro, J.-N. Terry, E. Barbotin, F. Boubault, J. P. Masviel, R. Leadbeater, C. Buil, B. Mauclaire (contributing participants, ARAS)
on 23 Aug 2013; 01:15 UT
Distributed as an Instant Email Notice Novae
Credential Certification: S. N. Shore (shore@df.unipi.it)Subjects: Optical, Cataclysmic Variable, Nova
Observations with the Ondrejov Observatory 2m Zeiss coude spectrograph (R = 18000) are continuing covering the range 3550 - 8870 A (see ATel #5282). High cadence spectroscopic monitoring by the Astronomical Ring for Access to Spectroscopy (ARAS) began on 2013 Apr. 14.8 and has continued uninterrupted covering the wavelength interval at resolutions ranging from 3684 - 7431 A with resolutions ranging from 580 - 11000 with time sequences as short as 10 minutes at resolutions up to 12000. The ARAS spectra(at this writing more than 230) are publicly available at the consortium website: http://www.astrosurf.com/aras/Aras_DataBase/Novae/Nova-Del-2013.htmParticipating observers are throughout Europe, North America, and Australia. The coverage is especially dense during the period spanned by the Fermi/LAt detection and continuing observations. The rapid changes reported by the Liverpool group (ATel#5300) have not only been confirmed but resolved although the shortest interval in which significant line profile changes were detected (R > 700) was > 6 hrs with the variations being far less prominent on Aug. 20. In addition to reports in Atel #5304, ATel #5305, Balmer absorption components were detected to at least H14 on Aug. 22 (HJD 2456522.6) with vrad (abs. min) = -600+/-50 km/s. As reported, the absorption on the lower Balmer lines is also at this low velocity but the emission wings extend now to approximately +/-2000 km/s, consistent with the maximum velocity reported in the first observations from Aug. 14. The Na I D line now shows a complex absorption trough, possibly with components of both the D1 and D2 lines at -850 and -600 km/s. On Aug. 22.8 the Fe II 4921,5018 A showed absorption extending to -1400 km/s with weak indications of incipient narrow absorption at lower velocities. In the 8400-800 A region, O I 8446 may show absorption but has a profile compatible with the Na I emission and no discernible mean redshift. The changes are now relatively slower than during the first week and the nova is likely deep into the Fe-curtain phase in the UV having now passed out of the fireball. The line profiles suggest possible asphericity of the ejecta but it would be premature to speculate further. Multiwavelength spectroscopy, especially in the infrared between 2.1 =- 2.3 microns (for Na I 2.20 micron, CO 2.15 microns, etc) are extremely important now; the only feature clearly present at CN 3883, 4216 are atomic lines (e.g. Ca I 4226) but this is the period during which any molecular formation would be observed; regardless of the rate of optical decline this stage is critical to cover with R > 500 and over broad spectral range.
Différents traitements par les observateurs ARAS
Ha evolution E. Barbotin
Ha evolution O. Garde
Ha evolution Ernst Pollmann
Evolution du spectre (gif) par Paolo Berardi Link A MUST !
Evolution du spectre par Olivier Thizy : un suivi régulier 10 nuits d'affilées
Liste des observateurs
D. Antao J. Edlin R. Leadbeater P. Berardi T. de France J.P. Masviel T. Bohlsen A. Favaro J. Montier E. Barbotin O. Garde E. Pollmann F. Boubault K. Graham O. Thizy C. Buil J. Guarro F. Teyssier M. Dubs T. Lemoult J.-N. Terry
See Also Nova Del 2013 Topic on ARAS Forum
References/Publications
Wilson and Merrill, 1935, http://adsabs.harvard.edu/abs/1935PASP...47...53W
| Page construite par François Teyssier - 10-09-2013 - Traduction des textes de Stve Shore : Olivier Thizy |
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