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Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004Novae – M. Hernanz 1 Nucléosynthèse dans les novae Margarita Hernanz Institut dEstudis Espacials.

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1 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 1 Nucléosynthèse dans les novae Margarita Hernanz Institut dEstudis Espacials de Catalunya, IEEC-CSIC, Barcelona Modèles de novae classiques: introduction; principales propriétés observationnelles scénario: combustion explosive de l´H et thermonuclear runaway modèles de novae; incertitudes nucléosynthèse génerale Modèles demission : nucleosynthèse noyaux radioactifs spectres et courbes de lumière revue des observations prespectives futures de détection avec INTEGRAL et dautres instruments

2 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 2 Observation dune nova Nova Cygni 1975

3 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 3 Observations avec le Telescope Spatial Hubble (HST) Nova Cygni 1992

4 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 4 Quest-ce que sait une nova? Une explosion dune naine blanche dans un système stellaire double

5 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 5 Naines blanches dans des systèmes binaires Exemple: variable cataclísmique

6 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 6 Observation des novae: courbe de lumière optique Luminosité temps

7 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 7 Observation des novae: courbe de lumière optique La luminosité augmente par des facteurs 10 4 Luminosité temps

8 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 8 Observation des novae: courbe de lumière optique: relation luminosité maximum-taux tombée luminosité Luminosité temps tombée L t 2 L/10 t 2 =10 jours: nova rapide t 2 =250 jours: nova très lente Determination de distances 20j 200j

9 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 9 Observation des novae: courbes de lumière Satellite IUE (UV): L bol (L V +L UV )=ct. FH Ser 1970 Nova Cyg 1978 L bol (L V +L UV + L IR ) =ct.

10 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 10 Observation des novae: spectres, determination dabondances Vitesses dexpansion ~ km/s Enrichissements en C, N, O, Ne Metallicités >> Solaires

11 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 11 Exemple: détermination dabondances à partir dobservations dans lIR

12 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 12 Distribution des novae dans notre galaxie ~35 novae/an dans notre galaxie (mais seulement 3-5 sont découvertes)

13 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 13 Quest-ce que sait une nova? Scénario Transfer de matière de létoile compagnone vers la naine blanche (variable cataclismique ) Combustion hydrogène conditions dégénerescence à la surface de la naine blanque avalanche termique Combustion explosive H Décroissance noyaux radioactifs de courte vie dans lenveloppe (transport par convection) Expansion enveloppe, augmentation L et expulsion matière

14 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 14 Modèles de nova: Combustion termonucléaire de lHydrogène Echelles de temps plus relevantes accrétion ~ M acc /M ~ yr nucléaire ~ C p T/ nuc ; au max. nuc : abondances solaires 1-10s; abondances >sol. <<1s dynamique ~ H p /c s ~ (1/g)(P/ ) 1/2 ; quand P et maximum: ~ 1s Phases évolutives plus importantes Accrétion: accrétion < nucléaire : accumulation matière P critique (T T Fermi (~10 8 K per M NB =1M ) CNO solaire: nuc ~ dyn ; CNO >sol.: nuc << dyn T & nuc avant expan.

15 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 15 Modèles de nova: combustion termonu- cléaire de lHydrogène. Cycle CNO 13 N 15 O 16 O 14 N 12 C 13 C 15 N 17 O 17 F AXAX (p, ) ( + ) 14 O 18 Ne 18 F 19 F 18 O 102s 176s 93s 862s 158min Au début: + < (p, ) Cycle CNO opère en equ. T ~10 8 K: + > (p, ) Cycle CNO + -limité (goulot de bouteille) Convection: incorporation matière fraîche à la couche de combustion conv < + : transport noyaux + - instables aux régions externes froides où ils ne sont pas détruits Sa décroissance postérieure à la surface provoque lexpansion et laugmentation de luminosité ~

16 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 16 Modèles de novae: nécessité de mélange coeur-enveloppe Z observée >> solaire mélange CO ou ONe - enveloppe solaire accretée Explosion elle-même surabondance initiale de CNO mélange Many classical nova ejecta are enriched in CNO and Ne. Rosner and coworkers recently suggested that the enrichment might originate in the resonant interaction between large-scale shear flows in the accreted H/He envelope and gravity waves at the interface between the envelope and the underlying C/O white dwarf (WD). The shear flow amplifies the waves, which eventually form cusps and break. This wave breaking injects a spray of C/O into the superincumbent H/He. In the absence of enrichment prior to ignition, the base of the convective zone, does not reach the C/O interface. As a result, there is no additional mixing, and the runaway is slow. In contrast, the formation of a mixed layer during the accretion of H/He, prior to ignition, causes a more violent runaway. The envelope can be enriched by 25% of C/O by mass (consistent with that observed in some ejecta) for shear velocities, over the surface, with Mach numbers 0.4. Alexakis et al., 2004, ApJ

17 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 17 Parametrized one-zone models: Hillebrandt & Thielemann (1982); Wiescher et al. (1986); Weiss & Truran (1990); Nofar, Shaviv & Starrfield (1991); Boffin et al. (1993); Iliadis et al. (1999, 2002); Wanajo, Hashimoto & Nomoto (1999); Hix et al. (2002)... Hydrostatic models Coc et al. (1995), based on MacDonalds fully convective model (1983) Hydrodynamic models (1D) Starrfield et al. (1972); Prialnik, Shara & Shaviv (1978); José & Hernanz (1998) Hydrodynamic models (2-3D)et very prelimary Glasner & Livne (1995), Glasner, Livne, & Truran (1997); Kercek, Hillebrandt, & Truran (1998, 1999), FLASH: near future? Modèles de nuclesoynthèse dans les novae: historique

18 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 18 HYDRODYNAMICAL CODE Lagrangian, one-dimensional, implicit Convection included Hydrostatic accretion phase also modelled Profiles of, T, v... along the envelope for each time & Detailed nucleosynthesis, including radioactive nuclei Modèles de novae: calcul théorique

19 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 19 Modèles de noves: evolution couche combustion H Carbone-oxygène M(NB)=1.15M, M(acc)=2x M /a

20 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 20 Modèles de novae: proprietés générales

21 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 21 Modèles de novae: reactions nucléaires importantes

22 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 22 Nucleosynthèse dans les novae et evolution chimique de la Galaxie M ejec (theor.) ~ 2x10 -5 M /nova R(novae) ~ 35 novae/an Age Galaxie ~ années M ejec,total (novae) ~ 7x10 6 M = (7x10 -4 M /an) 1/3000 M gal (gaz+pous.) Novae peuvent être responsables des abondances galactiques des isotopes surproduits (par rap. Sol.) par des facteurs 3000

23 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 23 Nucleosynthèse dans les novae: surproductions vs. solaires

24 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 24 Nucleosynthèse dans les novae: surproductions vs. solaires

25 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 25 Nucleosynthèse dans les novae: surproductions vs. solaires ONe 1.35M

26 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 26 Other signatures of radioactivities in novae: presolar grains Amari et al. 2001, ApJ five SiC and one graphite grain from the Murchison meteorite show isotopic compositions indicating a nova origin

27 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 27

28 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 28 Other signatures of radioactivities in novae: presolar grains

29 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 29 Other signatures of radioactivities in novae: presolar grains

30 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 30 Why novae emit gamma-rays? Explosive H-burning: synthesis of + -unstable nuclei 13 N 14 O 15 O 17 F 18 F 862s 102s 176s 93s 158min. crucial for enve- lope expansion crucial for -ray emission (through e - -e + annihilation) Other radioactive nuclei synthesized 7 Be 22 Na 26 Al 77days 3.75yrs 10 6 yrs line 478keV 1275keV 1809keV e-capture e + -emission

31 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 31 Main radioactive isotopes synthesized in classical novae Nucleus Type of emissionNova type 13 N 862 s 511 keV line continuum (E<511 keV) CO and ONe 18 F 158 min 511 keV line continuum (E<511 keV) CO and ONe 7 Be 77 days478 keV lineCO mainly 22 Na 3.75 yr1275 keV lineONe 26 Al 1.0X10 6 yr1809 keV lineONe

32 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 32 Radioactivities in novae ejecta: some examples * 1 h after T peak Rates for 18 F+p reactions from Utku et al. (1998)

33 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 33 Emission mechanisms: Positron annihilation e+ - e- two 511 keV photons (10 %) positronium formation (90 %) two 511 keV sthree <511 keV s (25 %)(75 %) Positron-unstable nuclei included: 13 N = 862 s 18 F = 158 min 22 Na = 3.75 yrs Modèles de novae: calcul théorique des spectres Monte Carlo code for -ray production and transport (Ambwani & Sutherland 1988)

34 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 34 Nuclear decay 7 B ( - ) 7 Li 478 keV ( = 77 days) 22 Na ( + ) 22 Ne 1275 keV ( = 3.75 yrs) Inverse Compton scattering Absorption mechanisms: Photo-electric absorption (E < 100 keV) e - - e + production (E > 1022 keV) Compton scattering (100 keV

35 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 35 Spectra of CO novae M WD = 1.15 M e + annihilation and Comptonization continuum and 511 keV line; e + from 13 N and 18 F predicted theoretically by Clayton & Hoyle 1974; Leising & Clayton 1987 photoelectric absorption cutoff at 20 keV 478 keV line from 7 Be decay transparent at 48 h d=1 kpc Gómez-Gomar, Hernanz, José, Isern,1998, MNRAS

36 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 36 Spectra of CO novae M WD = 0.8 M lower fluxes longer duration: at 48 h there is still continuum and 511 keV line emission larger opacities of the expanding shells than in 1.15 M d=1 kpc Gómez-Gomar, Hernanz, José, Isern,1998, MNRAS

37 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 37 Spectra of ONe novae M WD = 1.15 M (solid) 1.25 M (dotted) photoelectric absorption cutoff at 30 keV continuum and 511 keV as in CO novae 1275 keV line from 22 Na decay similar behaviour for the 2 models, because of similar KE and yields d=1 kpc Gómez-Gomar, Hernanz, José, Isern,1998, MNRAS

38 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 38 Light curves: 478 keV ( 7 Be) line Only in CO novae t max : 13 days (0.8M ) 5 days (1.15 M ) duration: some weeks Flux (1-2)x10 -6 ph/cm 2 /s d=1 kpc

39 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 39 Observations: 478 keV line ( 7 Be) Harris et al and 2001 SMM TGRS Theory: F<2.5x10 -6 /d kpc 2 predicted theoretically by Clayton 1981

40 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 40 Radioactivities in novae ejecta: some examples * 1 h after T peak Rates for 18 F+p reactions from Utku et al. (1998)

41 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 41 Light curves: 1275 keV ( 22 Na) line Rise phase Exponential decline t max : 20 days (1.15M ), 12 days (1.25 M ) duration: some months Flux 2x10 -5 ph/cm 2 /s Only in ONe novae d=1 kpc

42 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 42 Observations: 1275 keV line ( 22 Na) Iyudin et al. 1995, A&A CGRO/COMPTEL: no detection; upper limits predicted theoretically by Clayton & Hoyle, 1974

43 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 43 Observations : 1275 keV line ( 22 Na) Iyudin et al. 1995, A&A Upper limits in agreement with current theoretical predictions

44 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 44 Theoretical predictions: 22 Na ejected masses by ONe novae Max/Min (all in M ) * Coc and Smirnova 2000, Phys.Rev. C: smaller Max/Min José, Coc and Hernanz 1999, ApJ

45 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 45 Light curves: 511 keV line 511 keV line in ONe novae remains after 2 days until 1 week because of e + from 22 Na Very early appearence, before visual maximum (i.e, before discovery) In CO and ONe novae d=1 kpc

46 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 46 The continuum and the 511 keV line, e - -e + annihilation, are the most intense emissions, but their duration is very short and they appear before visual discovery detection requires a posteriori analyses with wide FOV instruments (BATSE, TGRS, RHESSI) future hard X/soft -ray surveys like EXIST can provide unique information about the Galactic nova distribution

47 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 47 Gamma-ray and visual light curves Visual maximum later than 511 keV and continuum maxima

48 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 48 Observations of the 511 keV line Harris et al. 1999, ApJ Observation of 5 known Galactic novae in the broad TGRS FOV in the period 1995 Jan June High E-resolution Ge detector: ability to detect 511 keV line blueshifted w.r.t. background line WIND/TGRS: no detection; upper limits

49 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 49 Line profiles: 511 keV line CO nova M WD = 1.15 M d=1 kpc The line is blueshifted, until the envelope reaches transparency: 518 keV (1h) 512 keV (24h) FWHM (12h)= 7 keV

50 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 50 Observations of the 511 keV line Harris et al. 2000, ApJ WIND/TGRS: constraining the Galactic nova rate from a survey of the Southern Sky during From the non detection, an upper limit of the Galactic nova rate was extracted: < 123 yr -1 (CO novae; r detect. : 0.9 kpc ) < 238 yr -1 (ONe novae; r detect. : 0.7 kpc ) Promising for future wide FOV instruments sensitive in the soft -ray range (20-511) keV

51 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 51 Observations: 511 keV line Hernanz, Smith, Fishman, et al., 2000, Proc. 5 th CGRO Symp. List of nearby novae (d < 3-4 kpc) since CGRO launch Refs.: IAU circulars and Shafter 1997, Ap. J. 487, 226 Other candidate novae: Cru96, Sco97, Sgr98, Oph98, Sco98, Mus98 CGRO/BATSE

52 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 52 Light curves: 511 keV line and continuum CO Nova, 1.15 M ONe Nova, 1.15 M d=1 kpc

53 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 53 Summary of BATSE observations: 3- upper limits to the fluxes (ph/cm 2 /s) Nova Sco 1992 (model: 1.15M CO nova at d=0.8 kpc) Nova Cyg 1992 (model: 1.25M ONe nova at d=1.7 kpc) Nova Vel 1999 (model: 1.25 M ONe nova at d=2 kpc) * using keV data with assumed Comptonization; ** using 511 keV data only

54 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 54 Light curves: 511 keV line. Influence of M ejected F when M ej d=1 kpc e + : 13 N and 18 F e + : 13 N, 18 F and 22 Na

55 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 55 Light curves : 511 keV line. Influence of v ejec. F when v ej F 0 before when v ej d=1 kpc

56 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 56 Nuclear uncertainties related with 18F synthesis (511 keV & continuum emission) Coc, Hernanz, José, Thibaud, 2000, A&A Rates obtained including the latest experimental data up to the end of 1999

57 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 57 Recent experimental determination of the 18 F(p, ) 15 O reaction rate de Séreville, Coc, Angulo et al. 2003, Phys. Rev. C: reduction of the uncertainty and nominal rate similar Good news! Nuclear uncertainties related with 18F synthesis (511 keV & continuum emission)

58 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 58 * 10 h integration time starting 5 h after T peak Observations with INTEGRAL/SPI Width of the lines fully taken into account 3 detectability distances (kpc): lines and continuum

59 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 59 Spectra binned with E=E/2 and continuum sensitivity of IBIS/ISGRI ( E=E/2; t obs =10h) 1.25 ONe mixing with core new 18 F+p & 17 O+p nuclear reaction rates (affecting 18 F synthesis and thus 511 keV line and continuum) Nucleosynthesis from this model: published in José, Hernanz et al. ApJLett., 2003; -ray spectra: unpublished Observations with INTEGRAL/IBIS

60 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 60 M C A Continuum detectability distances with IBIS-ISGRI (at 100 keV): t obs =time if time<10h t obs =10h if time>10h time: since explosion (T peak) ) M: model shown in previous page A&C: other models But chance nova in FOV very small Observations with INTEGRAL/IBIS

61 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 61 Novae distances observed Distances from Shafter 1997,ApJ 1275 keV: d<0.5kpc 1/5 yr 511 keV & cont.: d<(3-4)kpc (6-9)/(5 yr)

62 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 62 Galactic distribution of -ray emission from novae Observations (upper limits): Leising et al. 1988, Harris et al 1991, 1996 Theoretical predictions:Jean, Hernanz, Gómez-Gomar, José, 2000, MNRAS

63 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz Al ejected masses by ONe novae Nuclear uncertainties Max/Min (all in M ) José, Coc and Hernanz 1999, ApJ Contribution of novae to Galactic 26 Al: M( 26 Al) 2.0 M * M ej ( 26 Al)/(10 -7 M ) * R N /(35 yr -1 ) * f ONe / M < M( 26 Al) from CGRO/COMPTEL 1809 keV map

64 Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse avril 2004Novae – M. Hernanz 64 Summary ( -ray emission) Classical novae produce gamma-rays: CO novae: lines at 478 and 511 keV; continuum 20 E 511 keV ONe novae: lines at 511 keV and 1275 keV; continuum 20 E 511 keV Detectability distances with INTEGRAL/SPI typically are 0.2 kpc during weeks (478 keV line), 0.5 kpc during months (1275 keV line) and 3 kpc during hours (511 keV and continuum) Future 1275 keV emission map will provide direct and unique information about the distribution of ONe novae in the Galaxy. The continuum and the 511 keV line are the most intense emissions, but their duration is very short and they appear before visual discovery detection requires a posteriori analyses with wide FOV instruments (BATSE, TGRS) future gamma-ray surveys (EXIST?) can provide unique information about the Galactic nova distribution


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