[论文解读] The spectroscopic evolution of the recurrent nova T Pyxidis during its 2011 outburst I. The optically thick phase and the origin of moving lines in novae

S. N. Shore, T. Augusteijn+2 more|CINECA IRIS Institutial research information system (University of Pisa)|Aug 17, 2011

Astrophysical Phenomena and Observations参考文献 15被引用 25

一句话总结

本研究对2011年爆发的再发新星T Pyxidis进行了高分辨率光谱观测，揭示了以复合激发驱动的吸收特征为主导的光学厚阶段。观测到的速度偏移吸收成分源于膨胀、成团的喷发物中后退的复合前缘，无需引入激波或包周物质相互作用即可解释移动谱线，推导出的距离≥4.5 kpc，消光E(B−V) ≈ 0.5 ± 0.1。

ABSTRACT

The nova T Pyx was observed with high resolution spectroscopy (R ~ 65000) spectroscopy, beginning 1 day after discovery of the outburst and continuing through the last visibility of the star at the end of May 2011. The interstellar absorption lines of Na I, Ca II, CH, CH$^+$, and archival H I 21 cm emission line observations have been used to determine a kinematic distance. Interstellar diffuse absorption features have been used to determine the extinction independent of previous assumptions. Sample Fe-peak line profiles show the optical depth and radial velocity evolution of the discrete components. We propose a distance to T Pyx $\geq$4.5kpc, with a strict lower limit of 3.5 kpc (the previously accepted distance). We derive an extinction, E(B-V)$\approx0.5\pm$0.1, that is higher than previous estimates. The first observation, Apr. 15, displayed He I, He II, C III, and N III emission lines and a maximum velocity on P Cyg profiles of the Balmer and He I lines of $\approx$2500 km s$^{-1}$ characteristic of the fireball stage. These ions were undetectable in the second spectrum, Apr. 23, and we use the recombination time to estimate the mass of the ejecta, $10^{-5}f$M$_\odot$ for a filling factor $f$. Numerous absorption line systems were detected on the Balmer, Fe-peak, Ca II, and Na I lines, mirrored in broader emission line components, that showed an "accelerated" displacement in velocity. We also show that the time sequence of these absorptions, which are common to all lines and arise only in the ejecta, can be described by recombination front moving outward in the expanding gas without either a stellar wind or circumstellar collisions.

研究动机与目标

• 确定T Pyxidis 2011年爆发早期膨胀阶段的物理条件与喷发物结构。
• 利用星际吸收线和21 cm发射数据，独立于测光假设，推导出可靠的距离估计。
• 通过弥散星际带测量消光，避免先前的假设。
• 通过分析其随时间变化的速度偏移和光学深度演化，解释新星中移动吸收线的起源。
• 检验观测到的谱线轮廓是否能通过在成团、膨胀喷发物中后退的复合前缘来解释，而无需引入激波或包周物质相互作用。

提出的方法

• 使用北欧光学望远镜（NOT）在2011年4月15日至5月30日期间获取了高分辨率光谱（R ≈ 65,000），波段覆盖3635–7364 Å。
• 利用星际吸收线（Na I、Ca II、CH、CH⁺）和档案H I 21 cm发射数据推导出动力学距离，得到3.5 kpc的严格下限和≥4.5 kpc的优选值。
• 通过弥散星际带测量消光，获得E(B−V) ≈ 0.5 ± 0.1，高于以往估计。
• 追踪Balmer、Fe峰、Ca II和Na I线中P Cygni轮廓及吸收成分的演化，推断速度结构和光学深度变化。
• 采用向外运动的复合前缘在径向膨胀、成团喷发物中（密度呈r⁻³分布）的模型，模拟吸收特征的时间演化。
• 利用He II和C III/N III线的复合 timescale 估算喷发物质量，得到2×10⁻⁵f M⊙（f为填充因子），并讨论其对成团性的意义。

实验结果

研究问题

• RQ1 T Pyxidis的真实距离是多少？与以往的测光估计相比如何？
• RQ2 T Pyxidis的消光是多少？能否在不依赖测光假设的前提下通过光谱方法测量？
• RQ3 观测到的T Pyxidis光谱中移动吸收线的成因是什么？能否通过后退的复合前缘来解释？
• RQ4 观测到的谱线轮廓演化是否需要额外机制（如激波或包周物质相互作用）？
• RQ5 喷发物的质量与结构如何与观测到的Fe帘幕相位的持续时间及演化相关？

主要发现

• 基于星际吸收线和21 cm发射数据，T Pyxidis的动力学距离估计为≥4.5 kpc，严格下限为3.5 kpc。
• 通过光谱方法测得的消光为E(B−V) ≈ 0.5 ± 0.1，显著高于以往估计的~0.25。
• 首张光谱（4月15日）显示P Cygni轮廓的最大速度约为2500 km s⁻¹，表明处于火球阶段，具有强烈的He I、He II、C III和N III发射。
• 在4月15日至4月23日期间，He II和C III/N III线的消失表明复合 timescale 约为5天，推算出外层喷发物中电子密度约为~2×10⁶ cm⁻³。
• 喷发物质量估计为≈2×10⁻⁵f M⊙，其中填充因子f决定实际质量，若f ≈ 0.01，则质量可能因成团性而减少约100倍。
• 所有谱线中吸收成分的时间演化均能通过在成团、膨胀喷发物中后退的复合前缘良好解释，无需引入激波或包周物质碰撞。