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Nova Del 2013: un peu d'atrophysique [français]

PostPosted: Wed Aug 21, 2013 5:07 pm
by Olivier Thizy
Bonjour,

Voici la traduction en français de la longue explication de Steve Shore sur la nova Del 2013... enjoy! :-)

Cordialement,
Olivier Thizy
Vous ne verrez plus des étoiles comme avant !
http://www.shelyak.com/en/



[ndt: Steve a indiqué précédemment qu'une détection gamma a eu lieu sur la nova Del 2013, découverte optiquement le 14 août 2013 et suivi depuis en spectroscopie par des dizaines d'amateurs. Ce document date du 21 août, soit une semaine environ après la détection optique]

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.


La problématique suivante est la luminosité et la distance. Pendant cette phase opaque, en supposant un recouvrement complet (en d'autres mots, une sphère de gaz entourant la naine blanche), l'éjecta est très efficace pour absorber tous les photons qui viennent soit de la naine blanche en dessous soir de parties interne de l'éjecta. Nous ne voyons donc que la partie qui émerge dans un domaine spectral où l'opacité est la plus basse.

C'est le domaine visible et un peu d'UV. La plupart de la lumière, en supposant toujours une structure sphérique, apparaît dans des domaines sur lesquels vous travaillez: 3000-9000A. C'est une sorte de "colorimètre" ou "bolomètre". Nous voyons en fait quasiment l'ensemble de l'énergie émise mais qui est décalée ou concentrée dans le domaine visible. C'est une des raisons pour lesquelles les novae se mettent à briller en premier lieu: l'expansion refroidit le gaz qui devient opaque dans l'UV et quasiment transparent dans le domaine visible (comme une sorte de photosphère). Si nous mesurons donc le flux total dans le domaine visible et Infra-Rouge, et que nous connaisson la distance, nous avons la luminosité absolue ou en tout cas ce qui est intercepté.

Il y a une sorte de limite pour la luminosité maximale d'un objet sphérique homogène et non transparent: la pression de radiation rend les couches instables puisque l'accélération est direcement opposée à la force de gravité. Cette limité appelée pour des raison historique la "luminosité d'Eddington" est celle qui justement équilibre la pression de radiation et la gravité des constituants (électrons...).

Cette limite (écrite: L_edd) est d'environ 34000 luminosité solaire pour une naine blanche de 1 masse solaire, et augmente avec la masse (car la pression de radiation vient vraient contrebalancer le poids de la masse sous l'effet de la gravité).

Si la distance de la nova Del 2013 est celle de nova Mon 2012, environ 3.5kpc, alors la luminosité implique une masse de la naine blanche d'environ 1.2 masse solaire. Si c'est au delà de 6kpc, c'est plus difficile à expliquer. Mais il n'est pas complètement impossible que la nova soit si brillante qu'elle soiten fait instable même pour une naine blanche à la masse limite (appelée masse de Chandrasekhar, bien que Chandra lui même ne soit pas très massif). L'astuce est que si l'éjecta n'est pas symétrique, toute la lumière n'est pas interceptée, il y a donc une limite MINIMALE de luminosié. MAIS dans le domaine gamma, la mesure de masse est plus fiable, peut-être.


Quid du profil des raies et de leur évolution. Un profil de raie est une cartographie des vitesse 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 Angstroems), 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'achapper sans aucun effet, qu'il soit émit 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 faàon 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 quelque 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 a 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 densité 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 nuclaire, 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 aborption 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 dentisé, 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 fatiguer. Il y aura un peu plus de précision dans quelques jours.



Et un peu plus d'explications sur le processus de formation des poussières et molécules:

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.


Nova Del 2013: some astrophysics [english]

PostPosted: Wed Aug 21, 2013 5:10 pm
by Olivier Thizy
Hello,

Note from Steve Shore about the nova evolution and gamma rays.
A french translation is available here:
http://www.spectro-aras.com/forum/viewtopic.php?f=5&t=682&start=90#p2723

Cordialement,
Olivier Thizy
Vous ne verrez plus des étoiles comme avant !
http://www.shelyak.com/en/


As many/all will now know, Nova Del 2013 has been te in the energy
range above 100 MeV. for perspective,
is is an energy interval where thermal processes are irrelevant and
indicate something relativistic is happening. More on that in a
moment. The detection makes this the second classical nova (third if
you count Nova Sco 2012 whose nature remains uncertain). The other was
V959 Mon = Nova Mon 2012, although the gamma-ray detection occurred
while the nova was invisible fro the ground due to the Sun. The first
detected nova, V407 Cyg = Nova Cyg 2010, was like RS Oph, a recurrent
(probably) nova that exploded within the wind of a red giant companion
so it was a physically very different mechanism that accelerated the
particles to the required energies although the avaklable energy was
ultimately the same. The luminosity of Del 2013 is about 1/3 to 1/4
that of Mon 2012 at peak. If novae are, somehow, a new sort of
"standard candle" in the gamma-ray range, then that implies a greater
distance (a factor of about 2 at most), placing Del 2013 at around 6-7
kpc. That is a problem since the nova is not in the plane and such a
distance is uncomfortably far above the height of the distribution
expected for the main population candidates. It also makes the nova
particularly luminous (and that is the next issue). The gamma's are
generated by a variety of processes, all involving accelerating either
electrons or protons to high enough energies that they either scatter
visible and UV into the MeV and higher range, or that the protons
collide and emit pions (remember those form the "nuclear glue", the
mesons that bind nuclei) that decay at around that energy (but not
higher). There's a hint that perhaps the energy range is more extended
and that would favor relativistic electrons scattering photons up to
higher energies (the inverse of the process, known from the birth of
modern physics, as Compton scattering; an electron scatters a photon at
low energy but releases it at high energy in the observer's frame of
reference).

Why this is important is that the origin of cosmic rays has been a
headache for almost a century (since shortly after they were
discovered). These are particles that must be actively accelerated,
likely by stellar sources such as supernovae, but the actual process is
elusive. If even little novae can do this, it makes it far more likely
that strong supernova shocks -- those expected when their ejecta slam
into the surrounding interstellar gas -- can work. That makes
astroparticle types salivate and for good reason, we have here
something that happens on human rather than Galactic timescales.

The other reason is the likely presence of internal shocks and
collisions between fragments of the ejecta. It's well known, and you
will all see this in the weeks ahead, that the ejecta are hardly
uniform or homogeneous, they consist of fragments of a wide range of
density and mass, and these will be clear once you start seeing
multiple absorption components on the main emission lines (e.g. Balmer
series, Na I, Ca II, Mg II, Fe II). But that's just barely staring and
the next couple of weeks will show what the structure of the ejecta is.
If these shocks are slamming into *each other*, the ejecta themselves
may be the site of the acceleration and therefore it becomes a generic
(!) phenomenon of novae depending only on the available energy and
mass. We don't know the answer to this and it's one of the reasons the
measurements of the slow peeling of the layers in which you're all
engaged is so important.

Now the next issue, the luminosity and distance. During this very
opaque phase, assuming complete covering (in other words a sphere of
gas around the white dwarf), the ejecta are so efficient at absorbing
whatever photons are emitted -- either by the underlying WD or the
inner parts of the ejecta -- that we see only what can emerge in the
part of the spectrum where there is lower opacity. That's the visible
and the UV. Most of the light, again assuming a spherical structure,
emerges in the bands in which you're working -- 3000 - 9000A. This is
a sort of "calorimeter" or "bolometer". We see almost all of the
emitted energy shifted into the visible. That's why the nova brightens
in the first place, the expansion cools the gas and it turns opaque in
the UV and almost transparent in the optical (down to a sort of
photosphere). If we measure the total flux in the optical and IR and
know the distance, we have the luminosity (or at least that we've
intercepted). There's a sort of limit on the maximum luminosity any
stable spherically symmetric and not transparent object can have --
radiation pressure makes the layers unstable since the acceleration is
oppositely directed relative to gravity. The limit, called or
historical reasons the "Eddington luminosity", is that which precisely
balances gravity for supporting electrons and the lighter absorbers and
scatterers. It's about 34,000 solar luminosities for a WD of 1 solar
mass and increases with mass (that's because radiation pressure is
really scattering of light with a kick back on the scatterer and since
the photons emerge from below and gravity acts oppositely, there can be
a balance point where the accelerations match; that's L_Edd).

If the distance to Del 2013 is the same as Mon 2012, about 3.5 kpc,
then this luminosity implies a mass for the WD of about 1.2 or so solar
masses. If it's greater than 6 kpc, that gets hard to explain. But
it's not impossible that the nova could have been so bright, one that
would be unstable even for a WD at the mass limit (the so-called
Chandrasekhar mass although Chandra was much less massive himself).
The catch is that if the ejecta are not spherical, not all of the
light will be reprocessed so you obtain a LOWER limit on how bright the
source is/was. Some of the light will not be intercepted. BUT in the
gammas the problem is different and the mass measurement is more
reliable, maybe.

Now this brings us back to the line evolution and profiles. The line
profile is a map of the velocity with depth in teh ejecta and also in
3D. A sphere at any opacity has a different profile than a bipolar
ejection. A sphere, for instance, always has material moving
transversely to your line of sight, a bipolar ejection doesn't. A
central source illuminating a sphere has its photons always
intercepted, a nonspherical ejecta doesn't, some photons can escape
without any effect whether emitted centrally or within the ejecta
themselves. So the intensity at any radial velocity (with respect to
the observer) maps into a position in the ejecta (but differently
depending on the geometry). We know this from resolved ejecta but
also from, for instance, T Pyx 2011 and V959 Mon 2012. Some of this is
indicated by the ratio of the emission on the profiles compared to the
absorption. You can have pure emission with no absorption for bipolar
ejecta oriented at large inclination relative to the observer or only
displaced absorption if the opposite holds.

As the ejecta expand, the density drops throughout regardless of the
geometry. The part in emission increases at first because it's less
dense and less opaque. The velocity difference within the ejecta adds
tot his, the periphery has the highest velocity so its absorption is
shifted relative to the inner part. At first, if the ejecta don't
recombine, the absorption zone should move inward toward higher density
and lower velocity while the emission increases. That's what we're now
seeing but there is a start of the recombination indicated by the Na I
D lines and the O I 8446 lines. Thsi will stop once the ejecta start
again to turn very opaque, we're still in the transition phase you see
after a nuclear explosion when the fireball seems to be shrinking.
But unlike the nuclear tests, this is not the static atmosphere but
the debris itself that is changing. As the ejecta get more opaque
there should e absorption components appearing on all of the emission
lines and these should seem to move outward (toward more negative
radial velocities) as the wave moved toward the outer regions. At the
same time, the ionization will change and the lower metallic ions
(e.g. Fe II) will get stronger. You've now seen that staring. Then
what happens isn't just a temperature effect. The optical depth (the
relative opacity) will continue to decline after total recombination
and the matter will start to ionize again.

Before all hat happens, there's one more -- very brief -- phenomenon of
importance. If the density is high enough and the kinetic (gas)
temperature low enough, meaning about 5000 K or lower -- the gas can
form molecules. The most stable are simple radicals like CO, CN, and
CH. In ONE nova, the dust forming DQ Her 1934, CN was observed just
about now relative to the start of the outburst, it lasted for about a
week starting a bout 6a week after the detection. That's where we are.
I have no idea whether this will happen here, but if it does then this
will form dust in about 100 days by mechanisms I'll try to explain soon
(it's beyond your patience and a bit too far in the future for the
moment, I hope you won't mind).

Never forget that the main difference between a nova and supernova in
this regard is the survival of the WD. It is a hot, radiating source
that ionizes the ejecta from the inside out (just like a planetary
nebula in fast forward!) so the inner region -- the moving photosphere
-- starts to get hotter and radiate more in the UV. This drives
further ionization of the overlying layers and in time, the ejecta
completely reionize. That's when the emission lines suddenly appear
and there is no more optical absorption, the so-called nebular stage.
When this happens depends on how rapidly the density drops, hence on
the velocity and mass of the ejecta and the luminosity of the WD. In
Del 2013, we don't know that yet. But once the ejecta are completely
transparent, the line profiles give you a complete view of the
structure even before the remnant becomes resolvable (if ever).

I hope this hasn't tired you all out too much. For those who have
survived to this point, the next installment will come in a few days.



and some clarification of the dust process:

The formation of molecules is an
indication that the mass of the ejecta is large and the local
temperatures are low enough that they can form. The CN radical is
known from stellar atmospheres, the Sun for instance, but the densities
are higher there at the same temperature. Its presence also signals an
overabundance of C and N relative to the solar values (which are the
fiducials). The dust, instead, is a much later effect when the
temperatures are low enough that solids can be stable. This is
something I need to explain in the next notes because it's a very
general thing that you also see happening in stellar winds and even
supernovae. That's the cause of the deep decline in novae like DQ Her.
In those that reach the same conditions but have different abundances
and/or masses, the dust doesn't form. We don't understand the process,
and it's remained an issue for decades. Since dust in general is a
problem in astrophysics, except that we know it can't form in the
interstellar medium, novae become laboratories for those conditions and
even if each is different we can specify a lot about the environments.

Re: PNV J20233073+2046041 mag 6.8

PostPosted: Wed Aug 21, 2013 8:57 pm
by Eric Barbotin
Hello,

I play this afternoon to try to make presentations of images of these last days. It will take me a lot of lessons to understand how gnuplot works.
Here is a modest contribution to what I could do with the H beta since Saturday.
What dramatic changes! I continue to take images tonight.

Eric

Re: PNV J20233073+2046041 mag 6.8

PostPosted: Wed Aug 21, 2013 9:05 pm
by Olivier Thizy
Hello,


8th night on the nova... and Halpha still growing. Daily changes are visible!

I am also playing with GnuPlot; here is today's graph:

nova.jpg
nova.jpg (173.18 KiB) Viewed 4680 times



For GnuPlot, best is to share our script among ourselves there:

http://www.spectro-aras.com/forum/viewforum.php?f=8


Cordialement,
Olivier Thizy
Vous ne verrez plus des étoiles comme avant !
http://www.shelyak.com/en/

Re: PNV J20233073+2046041 mag 6.8

PostPosted: Thu Aug 22, 2013 7:55 am
by Ernst Pollmann
... EXCEL is a nice tool too for preparing of useful plots :-)
Here my compilation of the last night.

Ernst Pollmann
--------------------------------------------
Active Spectroscopy in Astronomy
http://www.astrospectroscopy.de
http://www.astronomie.de/astronomische-fachgebiete

Re: PNV J20233073+2046041 mag 6.8

PostPosted: Thu Aug 22, 2013 11:02 am
by Olivier Thizy
Ersnt,

very nice graph [with Excel! :-) ]. I am surprised to see the change you show last night as with my resolving power I had the feeling the Halpha emission was growing slower now. But I may be wrong... waiting for tonight - weather is really nicely cooperating at the moment!

Cordialement,
Olivier Thizy

Re: PNV J20233073+2046041 mag 6.8

PostPosted: Thu Aug 22, 2013 11:56 am
by Paolo Berardi
Hi all! I created an interpolated animation that shows within seconds the 15-21
august evolution of nova spectrum.

Lhires III, 600 l/mm grating. Merge of three spectra in red, green and blue
regions (time reference on green spectrum)

I missed 20 aug observation due to bad weather. So, 20 aug profile is
interpolated (the same for the transitions between observations):

http://quasar.teoth.it/html/spectra/novadel_15_21.gif

Profiles normalized at 6730-6750 A.

Ciao
Paolo

PS: Olivier, thanks for great pro-am link!

Re: PNV J20233073+2046041 mag 6.8

PostPosted: Thu Aug 22, 2013 2:34 pm
by Ernst Pollmann
Olivier (G.),
would you be so friendly to describe the way of wavelength estimation for calculation of Vex?

Ernst

Re: PNV J20233073+2046041 mag 6.8

PostPosted: Thu Aug 22, 2013 3:30 pm
by Christian Buil
An eShel spectrum by using a 200 mm diameter telescope (CN212) and an exposure time of 12 x 300 sec. (the CCD camera is an Atik460EX) :

Un spectre eShel en utilisant un diamètre de 200 mm (CN212) et avec un temps de pose de 12 x 300 sec (la caméra CCD est une Atik460EX) :

Image

A detail of Halpha region after telluric line removal operation (H20) :

Le détail de la raie Halpha (hier 21.9 aout) après le retrait par logiciel des raies telluriques :

Image

During the same session, a tentative for capture an Blue + UV spectrum of the nova by using eShel
and a very achromatic telescope (the CN212 is a pure Newton). The covered range is 3918 A - 4214 A.

On the same image, the nova spectrum (note very probable thin H&K lines, and he 900 km/s blue shift
of nova CaII), compared to reference spectrum HD196544 (type A2V), alpha Per (F type) and moon
(G2V, note the very complex spectrum in the UV part) :

Dans la même session j'ai fait une tentative de capture dans le bleu et l'UV, toujours avec eShel
et un telescope parfaitement achromatique (type Newton). Dans le poster ci-après, on voit en haut
le spectre de la nova (avec les raies H & K interstellaires très fines), comparé au spectre de l'étoile
de référence HD196544 (type A2V), de alpha Per (type F) et de la Lune (type G2V, soleil donc, spectre
très complexe dans le bleu et proche UV).


Image

Click here for enlarge this view :

Cliquer ici pour agrandir :

http://www.astrosurf.com/buil/nova_del2013/poster_novaDel2013_UV.png

eShel is not the better solution for UV. A Lhires III + 600 g/mm configuration is really more efficient.
Remember these pages (the spectra are taken with an apo 85 mm refractor - D = 85 only !) :

Noter que eShel n'est pas le spectro idéal pour cette partie du spectre (c'est je prense la
première tentative d'acquisition dans un domaine qui va de 3918 à 4214 A - pas très simple,
cela m'a obligé aussi à modifier légèrement ISIS). Un Lhires III + 600 t/mm (par exemple) sera
bien plus efficace. Voir ceci fait avec un tout petit diamètre (D=85 mm ! mais bien achromatique) :


http://www.astrosurf.com/buil/spectral_classes/atlas.htm

Christian B

Re: PNV J20233073+2046041 mag 6.8

PostPosted: Thu Aug 22, 2013 4:18 pm
by Ernst Pollmann
Christian,
the emission intensity in your Halpha spectrum shows, that after my last spectrum (21.513) obviously the emission added strongly. I think Olivier can be happy now because it's happened what he expected.

Ernst