Le lien vers les vidéos mises à disposition par Shelyak:
- La partie I sur la physique des Novae
https://www.youtube.com/watch?v=etW8W7Vyvrs
- La partie 2 sur l’interprétation des spectres amateurs dans le cas de Nova Per 2020
https://www.youtube.com/watch?v=ole3mjl-dOQ
Je mettrai les présentations powerpoint en ligne dans le courant de la semaine prochaine après relecture et quelques ajouts
ainsi que le fichiers d'identifications des raies (après nettoyage)
En attendant: la liste Williams au format pdf: http://www.astronomie-amateur.fr/Docume ... _Novae.pdf
Livres
Cecilia Payne-Gaspochkin: The Galactic Novae
Stellar Amospheres (Greenstein), Chapître 17, Dean McLaughlin: The Spectra of Novae
Peuvent être téléchargés:http://www.astronomie-amateur.fr/Novae/ ... tions.html
Olivier Garde m'a transmis les questions posées lors de mon intervention.
J'y répondrai ci-dessous dans le courant de la semaine prochaine.
Merci à Shelyak pour l'organisation du meeting zoom et à tou-te-s les participant-e-s pour leurs appréciations chaleureuses
********* English workshop 2021-01-16
Introduction to the Theory of Novae
https://www.youtube.com/watch?v=Peo8w6j0jhc
Working on Nova Per 2020 spectra
https://www.youtube.com/watch?v=CUHJBnh8QnA
PS: I am cleaning on the ppt presentations and I will put them online soon.
Atelier Novae/Novae Workshop 2021-01
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François Teyssier
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Re: Atelier Novae 09/01/2021
Merci François pour cet exposé très complet sur l'état des connaissances sur les novæ et l'intérêt de nos spectres. Passionnant.
Une question supplémentaire: au sujet des grumeaux de matière dans l'enveloppe en expansion d'une nova. La signature pourrait être des absorptions discrètes au sommet des raies de l'hélium/OIII/Ha (DAC, discrete absorption components) que l'on retrouve chez les WR qui présente une photosphère comparable car bien éloignée de l'étoile. Ces DAC peuvent provenir de zones en co rotation avec l'étoile. On aurait alors une période Vr décelable sur des spectres pris dans la même nuit.
Une question supplémentaire: au sujet des grumeaux de matière dans l'enveloppe en expansion d'une nova. La signature pourrait être des absorptions discrètes au sommet des raies de l'hélium/OIII/Ha (DAC, discrete absorption components) que l'on retrouve chez les WR qui présente une photosphère comparable car bien éloignée de l'étoile. Ces DAC peuvent provenir de zones en co rotation avec l'étoile. On aurait alors une période Vr décelable sur des spectres pris dans la même nuit.
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Re: Atelier Novae 09/01/2021
Bonjour Thierry,
Oui, les variations au sommet des raies sont un des indices de l'héréogénité de l'éjecta, ce qui est confirmé par les images de rémanants.
C'est la raison pour laquelle Steve Shore et Elena Mason travaillent essentiellement sur des spectres haute résolution (~ 50000) pour contraindre leur modèle d'ejecta unique.
L'idée de travailler sur les variations de vélocité radiale de ces composants est excellente, mais je pense cela ne peut fonctionner.
En prenant une vitesse de 1000 km/s, en environ 50 jours lorsque l'ejacta est presque totalement révélé (dans le cas de nova Per 2020), cela donne un diamétre de la partie extérieure de l'ordre de 5 milliards de km.
En supposant que l'ejecta initial soit en rotation (même à la vitesse de rotation de la naine blanche) et que le moment cinétique soit conservé cela donne des vitesses de rotation extrément faibles, non détectables.
je pense que la méthode que tu évoques fonctionne pour le WR car le spectre est émis par le vent stellaire à une distance proche de l'étoile, donc avec une velocité détectable.
Oui, les variations au sommet des raies sont un des indices de l'héréogénité de l'éjecta, ce qui est confirmé par les images de rémanants.
C'est la raison pour laquelle Steve Shore et Elena Mason travaillent essentiellement sur des spectres haute résolution (~ 50000) pour contraindre leur modèle d'ejecta unique.
L'idée de travailler sur les variations de vélocité radiale de ces composants est excellente, mais je pense cela ne peut fonctionner.
En prenant une vitesse de 1000 km/s, en environ 50 jours lorsque l'ejacta est presque totalement révélé (dans le cas de nova Per 2020), cela donne un diamétre de la partie extérieure de l'ordre de 5 milliards de km.
En supposant que l'ejecta initial soit en rotation (même à la vitesse de rotation de la naine blanche) et que le moment cinétique soit conservé cela donne des vitesses de rotation extrément faibles, non détectables.
je pense que la méthode que tu évoques fonctionne pour le WR car le spectre est émis par le vent stellaire à une distance proche de l'étoile, donc avec une velocité détectable.
François Teyssier
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Re: Atelier Novae 09/01/2021
Question posée sur le chat:
Quel type de données, il faudrait pour étudier le moment de la formation de l'éjecta?
Au moment de l'extension de l'enveloppe, puis de la séparation de l'ejecta, le mileu est tellement opaque qu'aucune information ne s'en échappe. Sauf des rayonnements gamma observés de plus en plus fréquement dans les novae récentes grâce à la mise en oeuvre rapide des moyens d'observation.
La seule information nous provient des couches les plus extérieures de la photosphère et ne permet pas de répondre par l'observation à la structure de l'ejecta.
C'est la raison pour laquelle cette phase fait l'objet de nombreuses hypothéses. Doù le débat contradictoire entre - engros - :1) ejecta unique 2) plusieurs ejecta et/ou vent stellaire.
Cette phase se situe entre le TNR et la phase nébulaire où l'ejecta se révéle en totalité
Le TNR n'a jamais été observé*. Malgré notre réactivité, à partir de la détection de l'outburst en photométrie, les premiers spectres sont acquis plusieurs heures après, lorsque l'ejecta a déjà une dimension de plusieurs millions de km.
Les modèles intégrant notemment les réactions des cycles CNO, la thermodynamique, la (magneto)hydrodynamique et les phénomènes de convection, radiation, mélange partiel de l'enveloppe avec les couches superficielles du coeur de la naine blanche font consensus. Chaque nouvelle publication présente des modèles affinés, plus complexes: 1 D puis
2D, intégrent de plus en plus de paramètres et élargissent le champ des données initiales (masse WD, composition de la matière accrétée, mélange pré-TNR ...). Glabalement, il n'y a pas de remise en cuase du modèle de base.
La phase nébulaire est bien connue pour un grand nombre de novae (spectroscopie haute résolution dans toutes les longeurs d'onde, images des rémanants ...).
On a donc une introduction théorique (TNR) , une conclusion (nébuleuse post nova), mais l'ensemble des chapîtres sont "caviardés à leur début (opacité), nous ne connaissons que la fin de chacun d'entre eux (partie extérieure de l'ejecta au-delà de la pseudo-photosphère, trés dépendant de la longueur d'onde. Au fur et à mesure du déroulement des chapîtres, le nombre de paragraphes, à la fin de chacun d'entre eux augmente (récession de la phostophère dans l'ejecta).
* Il est fort probable que nous n'auront jamais la chance d'observer les premières minutes du TNR d'une nova.
MAIS, nous savons que les novae symbiotiques récurrentes T CrB et RS Oph vont problement produire un outburst de type nova dans les mois/années à venir.
Tout particulièrement prometteuse est T CrB pour laquelle Brad Scheafer a montré que l'évolution présente de la luminosité (B) évolue de façon comparable à ce qui a été observé lors de l'outburst nova en 1945.
En suivant de façon méticuleuse cette courbe et l'évolution de nos spectres, il est possible que nous soyons capables de prévoir à quelques dizaines de jours ou quleques mois près l'outburst de type nova. Nous pourrions alors essayer de mettre en place un suivi continu en spectroscopie et augmenter nos chances d'acquérir des informations lors du TNR. Publication dans Science ou Nature assurée!
Quel type de données, il faudrait pour étudier le moment de la formation de l'éjecta?
Au moment de l'extension de l'enveloppe, puis de la séparation de l'ejecta, le mileu est tellement opaque qu'aucune information ne s'en échappe. Sauf des rayonnements gamma observés de plus en plus fréquement dans les novae récentes grâce à la mise en oeuvre rapide des moyens d'observation.
La seule information nous provient des couches les plus extérieures de la photosphère et ne permet pas de répondre par l'observation à la structure de l'ejecta.
C'est la raison pour laquelle cette phase fait l'objet de nombreuses hypothéses. Doù le débat contradictoire entre - engros - :1) ejecta unique 2) plusieurs ejecta et/ou vent stellaire.
Cette phase se situe entre le TNR et la phase nébulaire où l'ejecta se révéle en totalité
Le TNR n'a jamais été observé*. Malgré notre réactivité, à partir de la détection de l'outburst en photométrie, les premiers spectres sont acquis plusieurs heures après, lorsque l'ejecta a déjà une dimension de plusieurs millions de km.
Les modèles intégrant notemment les réactions des cycles CNO, la thermodynamique, la (magneto)hydrodynamique et les phénomènes de convection, radiation, mélange partiel de l'enveloppe avec les couches superficielles du coeur de la naine blanche font consensus. Chaque nouvelle publication présente des modèles affinés, plus complexes: 1 D puis
2D, intégrent de plus en plus de paramètres et élargissent le champ des données initiales (masse WD, composition de la matière accrétée, mélange pré-TNR ...). Glabalement, il n'y a pas de remise en cuase du modèle de base.
La phase nébulaire est bien connue pour un grand nombre de novae (spectroscopie haute résolution dans toutes les longeurs d'onde, images des rémanants ...).
On a donc une introduction théorique (TNR) , une conclusion (nébuleuse post nova), mais l'ensemble des chapîtres sont "caviardés à leur début (opacité), nous ne connaissons que la fin de chacun d'entre eux (partie extérieure de l'ejecta au-delà de la pseudo-photosphère, trés dépendant de la longueur d'onde. Au fur et à mesure du déroulement des chapîtres, le nombre de paragraphes, à la fin de chacun d'entre eux augmente (récession de la phostophère dans l'ejecta).
* Il est fort probable que nous n'auront jamais la chance d'observer les premières minutes du TNR d'une nova.
MAIS, nous savons que les novae symbiotiques récurrentes T CrB et RS Oph vont problement produire un outburst de type nova dans les mois/années à venir.
Tout particulièrement prometteuse est T CrB pour laquelle Brad Scheafer a montré que l'évolution présente de la luminosité (B) évolue de façon comparable à ce qui a été observé lors de l'outburst nova en 1945.
En suivant de façon méticuleuse cette courbe et l'évolution de nos spectres, il est possible que nous soyons capables de prévoir à quelques dizaines de jours ou quleques mois près l'outburst de type nova. Nous pourrions alors essayer de mettre en place un suivi continu en spectroscopie et augmenter nos chances d'acquérir des informations lors du TNR. Publication dans Science ou Nature assurée!
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Re: Atelier Novae 09/01/2021
Deux questions sur les "extinctions"
Pourquoi ne voyons-nous pas le continuum augmenter vers le bleu?
Comprends pas : l’infra rouge est plus absorbé par l’atmosphère (à la différence de l’uv) résultat satellites pour l’observation infra rouge des étoiles?
Schéma de principe:
1. La lumière issue de la pseudo-photosphère interagit avec les constituants de l'ejecta (atomes, ions, électrons libres) suivant les principes du transfert du rayonnement
Cette interaction est trés fortement dépendante de la longueur d'onde (opacité tau pouvant varier d'un facteur 1 à 100, raison pour laquelle on parle plutôt de pseudo-photosphère)
D'une façon générale:
- il y a transfert d'énergie de l'UV (voire X) vers le visible et l'infrarouge car la profondeur optique est beacoup plus élevée pour les courtes longueurs d'onde
- formation des raies (absorption, émission)
A la sortie de l'jecta, à sa "frontière", bien entendu trés floue (hétérogénité de l'ejeca) et dépendante de la longueur d'onde (tau << 1)
Io correspond au spectre émis par la nova, fonction de la longueur d'onde.
2. Milieu interstellaire
Les photons interagissent avec la matière ténue du milieu (poussières selon les connaissances actuelles) et sont pour une partie d'entre eux absorbés ou diffusés.
L'intéraction est plus forte dans le bleu que dans le rouge. Il y a une extinction plus forte dans le bleu que dans le rouge: le spectre apparait "rougi"
Mais il serait préférable de "dé-bleussement" plutôt que de "rougissement".
pdf sur le "rougissement"
http://www.astronomie-amateur.fr/Docume ... sement.pdf
Feuille de calcul pour le représenter
http://www.astronomie-amateur.fr/Docume ... BV_v5.xlsm
PyAstronomy:
fluxUnred = pyasl.unred(wvl, flux, ebv=E_BV, R_V=3.1)
3. Extinction Astmosphèrique
Les interactions avec la matière sont différentes de celles du milieu insterstellaire, essentiellement interaction avec les molécules constituant l'atmosphère et les "aérolsols"
Mais, le résultat est équivalent: rougissement du spectre du fait d'une extinction plus intense dans le bleu que dans le rouge.
Page Christian Buil:
http://www.astrosurf.com/buil/extinction/calcul.htm
Tableur Excel:
http://www.astronomie-amateur.fr/Docume ... ction.xlsm
- Nous corrgigeons donc nos spectres de l'extinction atmosphèrique (non sans difficultyés )
- Après cette correction, nous obtenons le spectre tel qu'il arrive dans les couches supérieures de l'atmosphère.
Ce spectre a subit des modifications importantes lors de la traversée du milieu interstellaire (cela d'autant plus que le densité de matière est élevée)
C'est la cas pour Nova Per 2020, comme le montre bien l'intensité des raies IS de Na I at Ca II, presque saturées.
A partir de l'évaluation de l'extinction E(B-V)
On peut reconstituer le spectre Io (fonction de lambda) à sa sortie de l'ejecta.
C'est le résulat présenté dans le ppt:
En rouge: le spectre à sot arrivée dans l'atmosphère terrestre après son extinction interstellaire: continuum "plat" (I1)
En bleu, le spectre "dérougi", tel qu'il est émis à sa sortie de l'ejecta (I0)
On a bien un continuum "bleu", correspondant à la température de la pseudo-photosphére, environ 10000 K à cette phase du phénomène nova (max. luminosité)
Note importante:
du fait du rougissement interstellaire seule la largeur équivalente des raies est préservée.
toute mesure d'intensité (erg/cm^2/s) pour des calculs d'abondance, des ratios diagnostiques (Ne, Te ...) n'a de sens que si elle est réalisée sur le spectre dérougi.
Merci pour ces questions qui vont me permettre d'améliorer le ppt
Pourquoi ne voyons-nous pas le continuum augmenter vers le bleu?
Comprends pas : l’infra rouge est plus absorbé par l’atmosphère (à la différence de l’uv) résultat satellites pour l’observation infra rouge des étoiles?
Schéma de principe:
1. La lumière issue de la pseudo-photosphère interagit avec les constituants de l'ejecta (atomes, ions, électrons libres) suivant les principes du transfert du rayonnement
Cette interaction est trés fortement dépendante de la longueur d'onde (opacité tau pouvant varier d'un facteur 1 à 100, raison pour laquelle on parle plutôt de pseudo-photosphère)
D'une façon générale:
- il y a transfert d'énergie de l'UV (voire X) vers le visible et l'infrarouge car la profondeur optique est beacoup plus élevée pour les courtes longueurs d'onde
- formation des raies (absorption, émission)
A la sortie de l'jecta, à sa "frontière", bien entendu trés floue (hétérogénité de l'ejeca) et dépendante de la longueur d'onde (tau << 1)
Io correspond au spectre émis par la nova, fonction de la longueur d'onde.
2. Milieu interstellaire
Les photons interagissent avec la matière ténue du milieu (poussières selon les connaissances actuelles) et sont pour une partie d'entre eux absorbés ou diffusés.
L'intéraction est plus forte dans le bleu que dans le rouge. Il y a une extinction plus forte dans le bleu que dans le rouge: le spectre apparait "rougi"
Mais il serait préférable de "dé-bleussement" plutôt que de "rougissement".
pdf sur le "rougissement"
http://www.astronomie-amateur.fr/Docume ... sement.pdf
Feuille de calcul pour le représenter
http://www.astronomie-amateur.fr/Docume ... BV_v5.xlsm
PyAstronomy:
fluxUnred = pyasl.unred(wvl, flux, ebv=E_BV, R_V=3.1)
3. Extinction Astmosphèrique
Les interactions avec la matière sont différentes de celles du milieu insterstellaire, essentiellement interaction avec les molécules constituant l'atmosphère et les "aérolsols"
Mais, le résultat est équivalent: rougissement du spectre du fait d'une extinction plus intense dans le bleu que dans le rouge.
Page Christian Buil:
http://www.astrosurf.com/buil/extinction/calcul.htm
Tableur Excel:
http://www.astronomie-amateur.fr/Docume ... ction.xlsm
- Nous corrgigeons donc nos spectres de l'extinction atmosphèrique (non sans difficultyés )
- Après cette correction, nous obtenons le spectre tel qu'il arrive dans les couches supérieures de l'atmosphère.
Ce spectre a subit des modifications importantes lors de la traversée du milieu interstellaire (cela d'autant plus que le densité de matière est élevée)
C'est la cas pour Nova Per 2020, comme le montre bien l'intensité des raies IS de Na I at Ca II, presque saturées.
A partir de l'évaluation de l'extinction E(B-V)
On peut reconstituer le spectre Io (fonction de lambda) à sa sortie de l'ejecta.
C'est le résulat présenté dans le ppt:
En rouge: le spectre à sot arrivée dans l'atmosphère terrestre après son extinction interstellaire: continuum "plat" (I1)
En bleu, le spectre "dérougi", tel qu'il est émis à sa sortie de l'ejecta (I0)
On a bien un continuum "bleu", correspondant à la température de la pseudo-photosphére, environ 10000 K à cette phase du phénomène nova (max. luminosité)
Note importante:
du fait du rougissement interstellaire seule la largeur équivalente des raies est préservée.
toute mesure d'intensité (erg/cm^2/s) pour des calculs d'abondance, des ratios diagnostiques (Ne, Te ...) n'a de sens que si elle est réalisée sur le spectre dérougi.
Merci pour ces questions qui vont me permettre d'améliorer le ppt
François Teyssier
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Re: Atelier Novae/Novae Workshop 2021-01
Steve Shore produced a model of dust absorption based on the recent spectra of H alpha in Nova Per 2020
From:
Spectroscopic diagnostics of dust formation and evolution in classical nova ejecta
Steven N. Shore, N. Paul Kuin, Elena Mason and Ivan De Gennaro Aquino
Astronomy & Astrophysics, Volume 619, id.A104, 15 pp.
https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2 ... 204-18.pdf
At present there is no “first principles” theory of dust formation in nova ejecta.
A number of proposals, none definitive, have been presented over the years for the formation and growth of the grains.
Each depends on a specific scenario, such as
chemistry (Rawlings 1988), kinetic agglomeration and photoionization processing (Shore & Gehrz 2004),
and shock drivenchemistry (Derdzinski et al. 2017).
All have in common that the matter must be sufficiently kinetically cold to allow grain growth but when this occurs is a disputed matter.
The ejecta are assumed to be ballistic (e.g. Shore 2013, Mason et al. 2018 and references therein) with an aspherical (bipolar) geometry
Note: i.e. no wind no shocks
The ballistic nature of the event is basic.
It provides a unique correspondence between a location in the line profile in radial velocity, relative to the observer,
and radial position within the ejecta since the expansion velocity is linear relative to distance r from the white dwarf.
The geometric parameters are
(i) the radial thickness ofthe ejecta scaled to the maximum radius ∆r/R(t) = ∆r/(vmax * t),
(ii) the maximum (ballistic) expansion velocity vmax;
(iii) the opening half-angle of the cone θ;
(iv) the inclination, i, of the axis to the line of sight.
Effect of the location of the Dust forming region on the profile: Effect of the angle of seeing:
From:
Spectroscopic diagnostics of dust formation and evolution in classical nova ejecta
Steven N. Shore, N. Paul Kuin, Elena Mason and Ivan De Gennaro Aquino
Astronomy & Astrophysics, Volume 619, id.A104, 15 pp.
https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2 ... 204-18.pdf
At present there is no “first principles” theory of dust formation in nova ejecta.
A number of proposals, none definitive, have been presented over the years for the formation and growth of the grains.
Each depends on a specific scenario, such as
chemistry (Rawlings 1988), kinetic agglomeration and photoionization processing (Shore & Gehrz 2004),
and shock drivenchemistry (Derdzinski et al. 2017).
All have in common that the matter must be sufficiently kinetically cold to allow grain growth but when this occurs is a disputed matter.
The ejecta are assumed to be ballistic (e.g. Shore 2013, Mason et al. 2018 and references therein) with an aspherical (bipolar) geometry
Note: i.e. no wind no shocks
The ballistic nature of the event is basic.
It provides a unique correspondence between a location in the line profile in radial velocity, relative to the observer,
and radial position within the ejecta since the expansion velocity is linear relative to distance r from the white dwarf.
The geometric parameters are
(i) the radial thickness ofthe ejecta scaled to the maximum radius ∆r/R(t) = ∆r/(vmax * t),
(ii) the maximum (ballistic) expansion velocity vmax;
(iii) the opening half-angle of the cone θ;
(iv) the inclination, i, of the axis to the line of sight.
Effect of the location of the Dust forming region on the profile: Effect of the angle of seeing:
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