Projets Spectroscopie 1
Novae

 

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Observations

   
V496 Sct 2009 (FeII)
KT Eri 2009 (He/n)
V407 Cyg 2010    

 

Le phénomène Nova

Le phénoméne nova se développe typiquement à la surface d'une naine blanche située dans un systéme binaire (variable cataclysmique). La matière issue de l'étoile secondaire de type tardif s'accumule à la surface de la naine blanche formant une couche d'hydrogéne (essentiellement) de plus en plus épaisse. Lorsque la pression à la base de cette couche devient suffisamment forte, la température qui en découle devient suffisamment élévée pour provoquer une réaction nucléaire. Une partie de l'enveloppe est immédiatemnt expulsée à une vitesse allant de 700 à plusieurs milliers de km/s et forme une coquille de gaz épais (shell) en expansion. Ce qui reste de l'envoppe posséde une masse suffisante pour maintenir des réactions nucléaires moins violentes durant plusieurs mois (voire plusieurs années dans certains types de novae) et entretient la formation d'une vent stellaire (wind) plus ténu. La coquille (shell) et le vent stellaire (wind) ainsi formés sont excités par le rayonnement de la naine blanche et sont le siége de la formation de raies d'émission permises dans un premier temps, puis de raies interdites lorsque le milieu se raréfie du fait de l'expansion (et que la température de rayonnement augmente du fait de la poursuite de l'accération de matière provenant de l'étoile secondaire).

La masse de la naine blanche et sa composition déterminent en grande les caractéristiques de l'explosion proprement dite, de la quantité de matière ejectée, de l'intensité du rayonnement. En découle la formation de spectres différents et évoluant de façon différente, qui sont décrits dans cette page.

Les novae proprement-dites n'ont montré qu'un seul outburst à l'échelle historiques.Elles sont appelées novae classiques (classic novae, CN). Mais la naine blanche n'étant pas détruite lors de l'explosion nucléaire, l'enveloppe se reforme progressivement, préparant ainsi le prochain outburst.

Les novae ayant montré plusieurs outbursts sonts appelées novae récurrentes et pour certaines cataloguées dans la classe des "novae like" parmi les étoiles cataclysmiques.

Certaines étoiles symbiotiques sont également le siège de phénoménes nova (trés lents) et sont raison désignées par le terme de novae symbiotiques.

 

Carte des novae galactiques (1612-210)

à partir de CBAT List of Novae in the Milky Way http://www.cbat.eps.harvard.edu/nova_list.html

 

Courbe de luminosité

La courbe de luminosité présente une allure similaire pour toutes les novae (Mc Laughlin, 1939, 1943). Seule change l'échelle de temps.


La phase initiale de montée en luminosité d'environ 9 mag est trés rapide (au plus 3 jours). Dans la plupart des cas, une pause durant de quelques heures (novae rapides) à quelques jours (novae lentes) intervient à 2 mag du maximum.
La première phase du déclin (D mag = 3 à 4) est en générale régulière.
Elle est suivie d'une phase de transition qui peut suivre 3 schémas différents :
- chute brutale de luminosité (3 à 7 mag) qui peut durer plusieurs mois et même plusieurs années) avant de remonter. Cette chute est provoquée par la formation de poussière dans l'enveloppe éjectée.
- oscillations de large amplitude (jusqu'à 1,5 mag) avec des quasi-périodes de 5 à 15 jours.
- environ 1/3 des novaes rapides et quelques novae lentes ne présentent aucun particularité durant cette phase de transition

L'évolution spectrale correspond à la courbe de luminosité. Le maximum de luminosité et le premier déclin correspondent à la phase des raies persmises.
Les premières raies interdites apparaissent vers la fin du premier déclin.
(Voir ci-dessous)


 
     

Classes de rapidité

Définition Payne-Gaposchin (1957)

Classe
t2
t3
Très rapide
< 10
< 20
Rapide
11 - 25
21 - 49
Modérement rapide
26 - 80
50 - 140
Lente
81 - 150
141 - 264
Très lente
151 - 250
265 - 440

t2 : durée (j) depuis le maximum de luminosité pour une diminution de 2 mags
t3 : durée (j) depuis le maximum de luminosité pour une diminution de 3 mags

Relation t2/t3

Novae lentes à modérément rapides : t3 = t2 * 1,75
Novae rapides à très rapide : t3 = t2 * 2,10

ou

t3 = 2,75 * t2^0,88 (Warner, 1995)

Classifification GCVS

NA : novaes rapides (fast novae) t3 < 100 jours
NB : novae lentes (slow novae) t3>100 jours
NC : novae très lentes (extremly slow novae) : échelle de temps de décroissance = décennie

Types de Novae : les novae FeII et H/Ne

Une classification basée sur l'intensité des raies d'émission a été proposée au début des années 90' (Williams & al. 1991, Williams 1992, Williams & al. 1994) sous le nom de classification Tololo.
Elle prend en considération l'intensité des raies autres que celles de Balmer (qui sont toujours les plus brillantes).

Dans un premier temps suivant l'outburt, la densité de la matière éjectée (où se forment les raies d'émission) est telle que seules des transitions permises sont observées. Les raies les plus intenses (après celles de HI) permettent de distinguer deux catégories :

Novae FeII   Novae He/N
 
Les raies (non- HI) les plus intenses sont celles de Fe II (42)   Les raies (non HI) les polus intenses ne sont pas des raies FeII
HeII 4686 HeI 5876 NII 5679 NII 5001 NIII 4640
Raies plus étroites (FWZI < 2500 km/s)   Raies larges (FWZI > 2500 km/s)
Profils P Cygni en absorption fréquents   Raies à sommet plat
Evolution lente (semaines)   Evolution rapide (jours)

Premières raies interdites : transitions aurorales de N et O
[NII] 5755 [OI]I 7325 [OIII] 4363 et faible inisation [OI] 6300

  Premières raies interdites : [Fe X] 6375 - [Fe VII] 6087 - [NeIII] - [NeV]
     

L'ion ou l'élément qui donne la raie la plus intense permet de préciser le type : he, he+, c, n, o, na, ca, fe
Ex : un spectre Phe+ est un spectre de raies permises dont la raie la plus intense (après HI) est une raie HeII.

Cas particuliers

Novae Hybrides    
 

Quelques novae FeII évoluent en Novae He/N avant l'apparition des raies interdites.
Elles sont dénommées Novae Hybrides par Williams. Les raies FeII sont anormalement larges (>2500 km/s).
Le spectre est pour cette raison désigné par FeII b (b pour broad) - Les novae FeII normales sont désignées par Fe II n (n pour narrow, étroite)


     
     

Della Valle et Livio (1998) ont établi une relation entre les classes de rapidité et les classes spectrales :

Slow novae
Novae lentes
Fast novae
Novae rapides
Magnitude absolue maximale
MB < 7,5
MB <9
t2
t2 >= 12 j
t2 < 12 j
t3
t3 >= 20 j
t3 < 20 j
Type spectral
FeII n
FeII b et He/N

 

Evolution

L'évolution spectrale est décrite par le sytéme proposé par Williams.
Elle correspond aux changement de photoionization provoqués par l'expension de l'enveloppe et le renforcement de la source radiative centrale.

Ces évolutions sont décrites schématiquement par Williams (1990) en représentant la situation de l'ejecta dans un diagramme en fonction de la densité électronique (Ne) et de la température de radiation (Trad)

 

P (Permitted Phase): l'ejecta est épais (thick) : seules les raies permises apparaissent (FeII, MgII, NII, OII). Elles sont produites par des radiations UV ionisantes. Des raies d'atomes neutres (OI, NI) peuvent être produites dans la région neutre neutre entourant la région inonisée.

A (Auroral Phase) : la densité diminue. Dans la phase Aurorale apparaissent les premières raies interdites . Les raies caractéristiques dites "aurorales" sont [OIII] 4363, [OII] 7325. Des raies permises persistent. Cette phase apparait à la fin du premier déclin (Delta Mag ~ 3)

Lorsque la densité diminue encore, les raies d'émission entrent dans zones C (Coronale) ou N (Nébulaire) en fonction de la température de radiation (radiative temperature). La surface de la naine blanche est fortement chauffée par la matière en accrétion et émet des UV capables former des raies de forte excitation :

C : phase coronale (Coronal Phase), caractérisée par les raies coronales [FeX] 6375, [FeVII] 6078 à une température radiative supérieure à 105 K

N : phase nébulaire (Nebular Phase), pour un température inférieure à 105 K caractérisée par la prédominance des raies nébulaires [OIII] 5007, 4958, [OII] 3727

L'évolution de quelques novae est montrée à titre d'exemple. On notera que la nova récurrente reste dans la zone des raies permises sans développer de raies interdites notables.

Le schéma 2 présente la répartition des novae en fonction des types et leur évolution.

Les novae FeII évoluent généralement (3/4) vers une spectre qualifié de "standart", c'est à dire dont la raie la plus intense est une transition aurorale ou nébulaire de N ou O ET [FeX] n'est jamais plus forte que [FeVII]

L'évolution des He/N est plus varié
- disparition des raiesdans le continuum sans développer de raies interdites.
- stade coronal de trés forte excitation avec notemment FeX] 6375
- spectre "néon" caractérisé par [NeIII] et [NeV]

Certaines FeII peuvent également développer des spectres "néon"

 

 


 

Critères de classification :

L'évolution spectrale est décrite par le système Tololo. Les spectres (3400 - 7500 A) sont classés suivant un algorithme ;
chaque phase est divisée en sous-classes en fonction des raies ayant les plus fortes intensités.

C

Phase Coronale

SI Fe[X] 6375 est clairement présente ET plus intense que [Fe VII] 6087
a
[NII] 5755 [OI] 5577 [OII] 7319 [OIII] 4363
he
He I 5876, 7065
he+
He II 4686
n
NIII 4640, NII 5679, [NII] 6584
o
[OIII] 5007
ne
[NeIII] 3869, [NeV] 3426
fe
[FeX] 6375, [FeXIV] 5303

P

Phase
des raies permises

SI le spectre ne correspond pas à la Phase C ET la raie (non Balmer) la plus intense est une raie permise
he
HeI 5876, 7065
he+
HeII 4686
c
CIV 5805 CII 7234
n
NII 5679 5001 NIII 4640 NV 4605
fe
FeII 5018, 5169, 5317
na
NaI 5892
ca
CaII H & K

A

Phase Aurorale

SI le spectre ne correspond pas à la Phase C ET la raie (non Balmer) la plus intense correspond à une transition aurorale

 

n
[NII] 5755
o
[OI] 5577 [OII]7325 [OIII] 4363
ne
[NeIII]3343 [NeIV] 4721
s
[SI] 7725 [SIII] 6312

N

Phase Nébulaire

SI le spectre ne correspond pas aux Phases C et A ET la raie (non Balmer) la plus intense correspond à une transition nébulaire
n
[NII] 6584
o
[OI] 6300 [OIII] 5007
ne
[NeIII] 3869, [NeV] 3426
fe
[FeII] 4244 5159 [FeIII] 4658, 5270 [FeV] 4072 [FeVI] 5176 [FeVII] 6078

Le spectre est donc décrit par sa Phase et sa Sous-classe.

Exemple : Nne correspond à un spectre de la phase nébulaire dont une raie Ne est la plus intense. Dans les exemples ci dessus : Raie [NV] 3426

 

Evolution spectrale des novae

Le systéme permet de décrire la séquence de l'évolution spectrale

Exemple : La nova V3890 Sgr/90 est décrite par PheCfeAoPfe,he

 

 

Novae FeII Novae He/N  
vers spectre "standart" vers spectre "néon" vers spectre coronal vers spectre néon  
 
         
         

 

 

Identification des raies

Liste des raies observées dans les novae

 

Novae FeII

Raies identifiées dans le spectre de Sct 1989 par Anapuma & al. (1992) [a] et Rosino & al. (1991) [b],
environ 20 jours après le maximum, lorsqu'apparraissent les premières raies interdites.

4399.8 Ti II 51 a

5005.1 N II 19 b

6084.1 Fe II 46 a b
4416.8 Fe II 27 a b
5018.4 Fe II 42 a b
6147.7 Fe II 74 b
4471.5 He I 14 a

5169.0 Fe II 42 a b
6158.2 O I 10 b
4472.9 Fe II 37 a

5197.6 Fe II 49 b

6247.6 Fe II 74 b
4515.5 Fe II 37 a

5234.6 Fe II 49 a b
6300.2 [OI] 1 a b
4520.2 Fe II 37 a

5276.0 Fe II 49 a b
6347.1 Si II 2 b
4522.6 Fe II 38 b

5316.6 Fe II 49 b

6363.9 [OI] 1F a b
4555.9 Fe II 37 b

5316.8 Fe II 48 b

6371.4 Si II 2 b
4583.8 Fe II 38 a b
5362.9 Fe II 48 b

6416.9 Fe II 74 b
4629.3 Fe II 37 b

5414.1 Fe II 48 b

6456.0 O I 9 b
4635.3 Fe II 186 a

5425.3 Fe II 49 a b
6456.3 Fe II 74 a b
4636.1 N II 5 a

5462.6 N II 29 b

6562.8 Ha 1 a
4639.9 N III 2 a

5529.9 Fe II 224 a

6678.1 He I 46 b
4649.1 O II 1 a

5530.3 N II 63 b

6812.3 N II 54 b
4650.2 C III 1 a

5534.9 Fe II 55 b

6836.2 N II 54 b
4666.6 Fe II 37 a

5535.4 N II 63 b

7065.2 He I 10 b
4861.3 Hb 1 a

5577.3 [OI] 3 b

7119.4 C III 20 b
4923.9 Fe II 42 a b
5577.4 [OI] 3F a

7135.8 [A III] 1 b






5679.6 N II 3 a

7222.4 Fe II 73 b






5710.8 N II 3 b

7231.1 CII 3 b






5750.4 O I 40 a

7236.2 CII 3 b






5754.8 [NII] 3 a b
7308.0 Fe II 73 b






5823.2 Fe II 164 a

7319.9 [OII] 2 b






5889.9 Na I 1 b

7320.7 Fe II 73 b






5893.0 Na I 1 a

7330.2 [OII] 2 b






5895.9 Na I 1 b












5937.7 N II 28 a












5941.7 N II 28 b












5991.4 Fe II 46 a b











5995.3 O I 44 b






Spectre Nova V443 Sct 1989

L. Rosino & al., A.J. vol. 101, 5 (1991)

 

Novae He/H

Les raies en émission des novae He/N sont plus difficiles à identifier, bien que moins nombreuses : elles sont en effet plus larges et souvent regroupées (blend).

On trouve fréquemment des "blend" :
4500 - 4700 (NII, NIII, HeII)
4900 - 5100 (NII, HeI, FeII)
5600 - 5800
5800 - 6000

Phase des raies permises

4471.0 He I

b
4489.0 NII 21 a b c
4640.0 NIII
a b c
4686.0 HeII
a b c
5001.0 NII 24
b c
5016.0 He I

b
5169.0 Fe II 42
b
5412.0 He II

b
5679.0 NII 3 a b c
5876.0 He I
a b
5892.0 Na I D


c
6878.0 He I

b
7075 HeI        
7281 HeI        
           
           

 

 

 

 

 

 

 

Publications, Bibliographie

 

[1] The formation of novae spectra
R.E. Williams
A.J., Vol. 104, Number 2, 1992

[2] The evolution and classification of postoutburst novae spectra
R.E. Williams & al.
A.J., 376:721-737, 1991

[3] The Tololo nova survey : spectra of recent novae
R.E. Williams, M.M. Phillips, M. Hamuy
A.J. supp. ser., 90:297-316, 1994

[4] Classical Novae, second edition
Bode & Evens
Cambridge University Press, 2008

[5] Spectroscopy of Novae – A User’s Manual
Steven N. Shore
http://arxiv.org/pdf/1211.3176.pdf, 2012

[6] Origin of the `He/N' and `Fe II' Spectral Classes of Novae
Robert Williams
http://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1208/1208.0380.pdf, 2012

[7] Classical and Recurrent Novae
Ulisse Munari
http://www.aavso.org/ejaavso401582, 2012

[8] Catalog of 93 Nova Light Curves: Classification and Properties
Richard J. Strope, Bradley E. Schaefer, Arne A. Henden
http://arxiv.org/pdf/1004.3698v1.pdf, 2010