Nova Sct 2017

Esta subpágina se ha creado para el seguimiento de la Nova Scuti 2017.

Se ruega usar la siguiente estrella de comparación: 113 de la carta de la AAVSO (más abajo).

Tiene la siguiente secuencia fotométrica (cortesía de Ramón Naves):

11,906B - 11.308V - 10.858R - 10.401I - 11.542SG - 11.045SR - 10.840SI

CAMPAÑA FINALIZADA

Medidas Nova Sct 2017

Imágenes de la Nova

Espectros obtenidos por Francisco Campos

"Llevamos ya más de dos meses con la nova Sct 2017 y ésta, lejos de bajar de brillo, sigue dando guerra. Con este segundo máximo el espectro de la nova ha vuelto a experimentar otro dramático cambio. Si hace unas semanas el espectro mostraba una nova en pleno declive y las bandas de emisión tomaban el protagonismo, ahora el espectro vuelve a recordar al de una nova en el máximo: continuum más intenso, bandas de emisión más estrechas y fuertes perfiles P-Cyg en todas las badas de Balmer y del Fe II. Resulta interesante la evolución del Na I a 5890 A y del He I a 5875 A y ver cómo cuando el He I está en emisión (fase de declive) el Na I apenas es visible. Cuando la nova se encuentra en el máximo, la situación se invierte, debilitándose mucho el He I mientras que el Na I aparece como una banda ancha de absorción. También el doblete H+K del Ca II vuelve a ser visible.

Os dejo un stack con todos los espectros que he obtenido hasta la fecha. Aparte, dejo ampliado el de la línea H-alfa porque se sale de escala. Observad cómo varía su intensidad (máxima con la nova en declive y con estructura compleja que solo se resuelve con espectros de más resolución). El último espectro, de hace dos días muestra para esta banda una velocidad de absorción de casi -1200 km/s, lo que indica que la nova ha experimentado un buena explosión... Es una pena que esa noche tenía el espectrógrafo algo desenfocado y no me di cuenta. Por eso tiene una resolción bastante pobre para lo que puede dar de sí.

Este último espectro es el segundo que he obtenido con el RC de 14"... porque el primero... menudo estreno: ha servido para confirmar que la PNV J20205397+2508145 no es una nova clásica sino una WZ Sge (la información ha sido publicada en el CBAT gracias a Paolo Berardi y François Teyssier)."

"Ha descendido bastante de brillo y eso se ha traducido en otro cambio drástico en el espectro. En concreto, el continuum se ha debilitado bastante (pero aún es importante) y las bandas de emisión se han intensificado mucho, cuando cerca del máximo estuvieron cerca de desaparecer. Señal de la contracción de la pseudofotosfera de la nova y de la mayor emisión de los gases más expansionados. Ya no se observan apenas perfiles P Cyg más que a alta resolución, y muy pequeños.

Lo que ha cambiado tanbién es que ahora las bandas de emisión se han ensanchado notablemente. Pero lo más interesante es que las bandas de Balmer, en especial H-alpha y H-beta, se han desdoblado y presentan una estructura compleja bien visible en los espectros de alta resolución. En el que muestro sólo se percibe un "abombamiento" en la parte azul de la banda H-alpha. Es una estructura que recuerda algo a las estrellas Be, pero son dos fenómenos que nada tienen que ver el uno con el otro. En este caso, lo que ocurre (imagino) es que hace unos días la pseudofotosfera no nos dejaba "ver" los gases más expansionados que había entre la nova y nosotros, estaban "ahogados" por el continuum. Ahora, con la contracción de la pseudofotosfera, sí podemos verlos. Eso unido a que las velocidades de expansión de los gases deben ser diferentes a distintas distancias de la nova, producen el desdoblamiento y ensanchamiento de las bandas (estoy pensando en voz alta). También influye el hecho de que, al expansionarse los gases, estos se enfrían y permiten una mayor recombinación de los electrones con los átomos ionizados, mostrando las consiguientes bandas de emisión.

Aparte de eso, el espectro presenta numerosísimas líneas de emisión, la mayor parte de ellas debidas al Fe II y alguna del Na I. Todavía nos encontramos en la "fase permitida", pues aún no han aparecido las primeras bandas "prohibidas". La densidad de los gases aún es demasiado alta para ello, pero cuando la nova ha descendido unas 3 magnitudes ya suelen aparecer y entramos en lo que se llama la "fase auroral".

Espectros obtenidos por Fran Campos. Por su interés se reproduce su propio texto explicativo.

"Espectacular lo que está haciendo la nova. No solo se está abrillantando con gran rapidez, sino que su espectro ha cambiado drásticamente en solo 4 dias.

Se ha intensificado notablemente el continuum, que ahora recuerda a una estrella de clase F, con las líneas H y K del Ca II muy intensas, más que las de Balmer. Por cierto, las líneas H-gamma y H-delta de Balmer hace 4 días estaban en emisión y ahora, en absorción. Solo H-alfa y H-beta siguen en emisión, pero se han debilitado mucho. Y lo mismo el resto de bandas de emisión: o se debilitan o pasan a ser de absorción.

Además se han intensificado mucho los perfiles P-Cyg: si hace 4 días apenas se veían a baja resolución, ahora son realmente notables. He calculado estos valores (por cierto, los valores que di hace unos días, olvidadlos, cometí un error de novato. Sorry!):

H-beta: -245 km/s

Fe II 42 (4923): -154 km/s

Fe II 42 (5018): -171 km/s

Fe II 42 (5169): -194 km/s

H-alfa: -420 km/s

Evidentemente las medidas son poco precisas. Haría falta un espectro de más resolución para un cálculo más preciso.

En otras palabras, la nova ha aumentado las reacciones nucleares y su pseudofotosfera, lejos de contraerse, se ha expansionado más. Se dice que esa nova recuerda bastante a Nova Cas 1995 e incluso a Nova Del 1967. Mucha atención que creo que aún subirá más de brillo."

Espectros obtenidos por Fran Campos. Por su interés se reproduce su propio texto explicativo.

"La Nova Sct 2017 ha experimentado muy pocos cambios, por no decir casi ninguno. Sigue una evolución muy lenta propia de las novas de tipo Fe II. Hace unos días dije que en el momento del descubrimiento se había catalogado como del tipo He/N (evento más energético), caracterizada por mostrar bandas de emisión muy anchas producto de velocidades elevadas de expansión y de la presencia de un "cascarón" (shell) en expansión que es el responsable de las líneas de emisión, aparte del continuum de la pseudofotosfera. Sin enbargo, ahora está claro que es del tipo Fe II por la presencia de los multipletes del hierro ionizado, especialmente el llamado "triplete 42", que aún presenta perfil P-Cyg, y que es bien visible a 4924, 5018 y 5169 A; son el rasgo más llamativo después de las bandas de Balmer.

He visto un espectro de la nova tomado a alta resolución (R=11.000) y han calculado velocidades de expansión de 325 (H-gamma), 331 (H-beta) y 404 km/s (H-alfa) en base a los perfiles P-Cyg. Ya se ve que es una explosión muy "dulce". Las novas de tipo He/N pueden tener velocidades de expansión de 3.000 km/s...

Ahora mismo el espectro de la nova sería el del tipo Pfe, es decir, espectro formado por líneas de emisión "permitidas" dominadas por las transiciones del hierro ionizado. La densidad de los gases expulsados aún es demasiado alta para permitir que los electrones de los átomos ionizados experimenten transiciones prohibidas. Posiblemete el "shell" originado en los primeros estadios se ha diluido y ahora predomina el viento estelar de la nova como fuente de las bandas de emisión. ¡Veremos qué hace las próximas semanas!... aunque la evolución será lenta. todo indica a una nova del tipo Nb. Ojo que algunas novas son híbridas y pueden pasar de ser una Fe II a una He/N."

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