Monitoreo espectral de la Nova V5668 Sgr

Abstract

Cuando se detectó una nova clásica muy brillante en la constelación de Sagitario el 15 de Marzo de 2015 se comenzaron a hacer muchas observaciones en diferentes longitudes de onda como en el cercano infrarrojo, en rayos gamma, en ultravioleta por el telescopio Hubble y con resoluciones muy altas de R = 270; 000 y de R = 60; 0001 aunque con un solo espectro. Solo un telescopio óptico en el mundo, el TIGRE, pudo realizar observaciones espectroscópicas casi diariamente hasta el 10 de Octubre del 2015. Las campañas de observaciones fueron diseñadas para obtener un denso número de observaciones con el propósito de entender con más detalle la física de la explosiva eyección de gas en una Nova, debido a que los rápidos cambios en la curva de luz de una nova deben tener efectos directos en sus espectros en escalas de tiempo cortas. También se pueden observar detalles en las características de absorción y emisión de las líneas espectrales. En 72 días se tomaron espectros iniciando el 19 de Marzo y terminando el 15 de Octubre del 2015. En total se identificaron 73 diferentes líneas espectrales la mayoria de las cuales se obtuvieron en el primer máximo el 20 de Marzo. Las líneas de Hidrógeno están presentes en todos los espectros así como varios elementos tales como: Mg II, Cr, Ti II, Na I, N II, y He I entre otros. Aparecieron líneas prohibidas de Oxígeno [OI] y [OII]. Se muestran las líneas espectrales observadas el 20 de Marzo, 10 de Mayo, 12 de Junio y el 20 de Septiembre. Posteriormente se hace una descripción de las características generales de las líneas espectrales para las 4 fechas en que se identificaron. La curva de luz de la Nova V5668 Sgr fue dividida en 5 máximos que corresponden a las partes más variantes de la Nova en los primeros 90 días. Para cada caída de la curva de luz partiendo de su máximo se observó que cuando hay disminución de brillo los rasgos de absorción de los perfiles de línea se mueven a velocidades de expansión cada vez mayores hacia nosotros. Para el tercer mínimo los rasgos de absorción de Fe II 4233.2 Å entre otros desaparecen. Finalmente la línea que resultó mas fácil de analizar comparado por ejemplo con las líneas de Hidrógeno que tienen varios subrasgos en sus perfiles de línea y muchos mínimos fue la correspondiente a la línea de Oxígeno O I 7773.0 Å que tiene rasgos más simples y definidos. Se obtuvieron las velocidades mínimas de expansióon para cada perfil de línea de observación comenzando con el 19 de Marzo y finalizando con el 12 de Junio que comprenden los primeros 90 días donde ocurren las oscilaciones, 46 perfiles de línea diferentes en total. Para describir el comportamiento de todos los mínimos de los rasgos de absorción se graficaron todas las posiciones de todos los puntos con los que se puede observar que la velocidad del rasgo de absorción que es un mínimo también en la gráfica ha saltado a velocidades de expansióon más negativas. Por otro lado, cuando se incrementa el brillo de la curva de luz de la Nova V5668 Sgr el rasgo de absorción regresa a velocidades menos negativas. A partir de esto se puede deducir que lo que se ve durante las fases mínimas son capas de la envoltura que yacen mucho más lejos y por lo tanto muestran velocidades de expansión más elevadas ocultando las capas y cualquier otra contribución de línea menos corrida de las capas inferiores. Cuando la curva se dirige hacia su profundo mínimo las velocidades de expansióon se siguen haciendo más negativas. En general este comportamiento para cada fase es semejante. Al compararse la curva de luz de la Nova V5668 Sgr con los puntos de los mínimos de absorción de OI 7773.0 Å se ve que concuerdan con el comportamiento particular para cada caída de brillo.