Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004Novae – M. Hernanz 1 Nucléosynthèse...
-
Upload
eloise-guillaume -
Category
Documents
-
view
105 -
download
0
Transcript of Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004Novae – M. Hernanz 1 Nucléosynthèse...
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 1
Nucléosynthèse dans les novae
Margarita Hernanz Institut d’Estudis 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 d’emission :nucleosynthèse noyaux radioactifs spectres et courbes de lumièrerevue des observationsprespectives futures de détection avec INTEGRAL et d’autres instruments
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 2
Observation d’une nova
Nova Cygni 1975
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 3
Observations avec le Telescope Spatial Hubble (HST)
Nova Cygni 1992
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 4
Qu’est-ce que sait une nova?
Une explosion d’une naine blanche dans un système stellaire double
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 6
Observation des novae: courbe de lumière optiqueL
umin
osit
é
temps
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 7
Observation des novae: courbe de lumière optique
La luminosité augmente par des facteurs 104
Lum
inos
ité
temps
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 8
Observation des novae: courbe de lumière optique: relation luminosité maximum-taux tombée luminosité
Lum
inos
ité
temps tombée L
t2 L/10
t2=10 jours: nova rapide
t2=250 jours: nova très lente
Determination de distances20j 200j
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 9
Observation des novae: courbes de lumière
Satellite IUE (UV): Lbol(LV+LUV)=ct.
FH Ser 1970
Nova Cyg 1978
Lbol(LV+LUV+ LIR) =ct.
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 10
Observation des novae: spectres, determination d’abondances
Vitesses d’expansion ~ 102-103 km/s
Enrichissements en C, N, O, Ne
Metallicités >> Solaires
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 11
Exemple: détermination d’abondances
à partir d’observations
dans l’IR
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 12
Distribution des novae dans notre galaxie
~35 novae/an dans notre galaxie (mais seulement 3-5 sont découvertes)
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 13
Qu’est-ce que sait une nova? ScénarioTransfer de matière de l’étoile
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 l’enveloppe (transport
par convection)
Expansion enveloppe, augmentation L et expulsion matière
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 14
Modèles de nova: Combustion termonucléaire de l’Hydrogène
Echelles de temps plus relevantes
accrétion ~ Macc/M ~ 104 - 105 yr
nucléaire ~ CpT/nuc ; au max. nuc: abondances solaires 1-10s; abondances >sol. <<1s
dynamique ~ Hp/cs ~ (1/g)(P/)1/2 ; quand P et maximum: ~ 1s
Phases évolutives plus importantes
• Accrétion: accrétion < nucléaire : accumulation matière P critique (T<TFermi degener.)
• TNR (avalanche termique): dégénérescence empêche exp. enveloppe
MAIS: T T> TFermi (~108K per MNB =1M)
CNO solaire: nuc ~ dyn ; CNO >sol.: nuc << dyn T & nuc avant expan.
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 15
Modèles de nova: combustion termonu-cléaire de l’Hydrogène. Cycle CNO
13N
15O 16O
14N
12C 13C
15N
17O
17F
AX
(p,)
(p,)(+)
14O
18Ne
18F 19F
18O102s 176s
93s
862s
158min
• Au début: + < (p,)
Cycle CNO “opère” en equ.• T ~108 K: + > (p,)
Cycle CNO +-limité (goulot de bouteille)
• Convection: incorporation matière “fraîche” à la couche de combustionconv < +: transport noyaux +-instables aux régions externes froides où ils ne sont pas détruits Sa décroissance postérieure à la surface provoque l’expansion et l’augmentation de luminosité
~
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – 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
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – 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
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 20
Modèles de novae: proprietés générales
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 21
Modèles de novae: reactions nucléaires importantes
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 22
Nucleosynthèse dans les novae et evolution chimique de la Galaxie
Mejec(theor.) ~ 2x10-5 M/nova
R(novae) ~ 35 novae/an
Age Galaxie ~ 1010 années
Mejec,total(novae) ~ 7x106 M = (7x10-4 M/an) 1/3000 Mgal(gaz+pous.)
Novae peuvent être responsables des abondances galactiques des isotopes surproduits (par rap. Sol.) par des facteurs 3000
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 23
Nucleosynthèse dans les novae: surproductions vs. solaires
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 24
Nucleosynthèse dans les novae: surproductions vs. solaires
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 25
Nucleosynthèse dans les novae: surproductions vs. solaires
ONe
1.35M
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – 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
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 27
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 28
Other signatures of radioactivities in novae: presolar grains
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 29
Other signatures of radioactivities in novae: presolar grains
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 30
Why novae emit gamma-rays? Explosive H-burning: synthesis of +-unstable nuclei
13N 14O 15O 17F 18F
862s 102s 176s 93s 158min.
crucial for enve-lope expansion
crucial for -ray emission(through e--e+ annihilation)
Other radioactive nuclei synthesized
7Be 22Na 26Al
77days 3.75yrs 106yrs
line 478keV 1275keV 1809keV
e-capture e+-emission
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 31
Main radioactive isotopes synthesized in classical novae
Nucleus Type of emission Nova type
13N 862 s511 keV line
continuum (E<511 keV)CO and ONe
18F 158 min511 keV line
continuum (E<511 keV)CO and ONe
7Be 77 days 478 keV line CO mainly
22Na 3.75 yr 1275 keV line ONe
26Al 1.0X106 yr 1809 keV line ONe
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 32
Radioactivities in novae ejecta: some examples
Nova type MWD(M ) MTOTejected
(M )<KE>
(erg·g-1)
13N (M )*
( =862 s)
18F (M )*
( =158 min)
7Be (M )
( =77 days)
22Na (M )
( =3.75 yr)
CO 0.8 6.2 x 10-5 8 x 1015 1.5 (-7) 1.8 (-9) 6.0 (-11) 7.4 (-11)
CO 1.15 1.3 x 10-5 4 x 1016 2.3 (-8) 2.6 (-9) 1.1 (-10) 1.1 (-11)
ONe 1.15 2.6 x 10-5 3 x 1016 2.9 (-8) 5.9 (-9) 1.6 (-11) 6.4 (-9)
ONe 1.25 1.8 x 10-5 4 x 1016 3.8 (-8) 4.5 (-9) 1.2 (-11) 5.9 (-9)
* 1 h after Tpeak Rates for 18F+p reactions from Utku et al. (1998)
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 33
Emission mechanisms:
• Positron annihilation
• e+ - e- two 511 keV photons (10 %)
positronium formation• (90 %)
two 511 keV s three <511 keV s
(25 %) (75 %)
Positron-unstable nuclei included:
13N = 862 s18F = 158 min22Na = 3.75 yrs
Modèles de novae: calcul théorique des spectres
Monte Carlo code for -ray production and transport (Ambwani & Sutherland 1988)
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 34
• Nuclear decay
7B (-) 7Li 478 keV( = 77 days)
22Na (+) 22Ne 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<E<5 MeV)
Emission mechanisms (cont.)
Modèles de novae: calcul théorique des spectres
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 35
Spectra of CO novaeMWD = 1.15 M
• e+ annihilation and Comptonization continuum and 511 keV line; e+ from 13N and 18F
predicted theoretically by Clayton & Hoyle 1974; Leising & Clayton 1987
• photoelectric absorption cutoff at 20 keV• 478 keV line from 7Be decay • transparent at 48 h
d=1 kpc
Gómez-Gomar, Hernanz, José, Isern,1998, MNRAS
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 36
Spectra of CO novae
MWD = 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
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 37
Spectra of ONe novae
MWD = 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 22Na decay • similar behaviour for the 2 models, because of similar KE and yields
d=1 kpc
Gómez-Gomar, Hernanz, José, Isern,1998, MNRAS
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 38
Light curves: 478 keV (7Be) line
Only in CO novae
tmax: 13 days (0.8M)
5 days (1.15 M)
duration: some weeks
Flux (1-2)x10-6 ph/cm2/s
d=1 kpc
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 39
Observations: 478 keV line (7Be)
Harris et al. 1991 and 2001
SMM
TGRS
Theory: F<2.5x10-6/dkpc2
predicted theoretically by Clayton 1981
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 40
Radioactivities in novae ejecta: some examples
Nova type MWD(M ) MTOTejected
(M )<KE>
(erg·g-1)
13N (M )*
( =862 s)
18F (M )*
( =158 min)
7Be (M )
( =77 days)
22Na (M )
( =3.75 yr)
CO 0.8 6.2 x 10-5 8 x 1015 1.5 (-7) 1.8 (-9) 6.0 (-11) 7.4 (-11)
CO 1.15 1.3 x 10-5 4 x 1016 2.3 (-8) 2.6 (-9) 1.1 (-10) 1.1 (-11)
ONe 1.15 2.6 x 10-5 3 x 1016 2.9 (-8) 5.9 (-9) 1.6 (-11) 6.4 (-9)
ONe 1.25 1.8 x 10-5 4 x 1016 3.8 (-8) 4.5 (-9) 1.2 (-11) 5.9 (-9)
* 1 h after Tpeak Rates for 18F+p reactions from Utku et al. (1998)
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 41
Light curves: 1275 keV (22Na) line
Rise phase
Exponential decline
tmax: 20 days (1.15M), 12 days (1.25 M)
duration: some months Flux 2x10-5 ph/cm2/s
Only in ONe
novae
d=1 kpc
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 42
Observations: 1275 keV line (22Na)
Iyudin et al. 1995, A&A
CGRO/COMPTEL: no detection; upper limits
predicted theoretically by Clayton & Hoyle, 1974
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 43
Observations : 1275 keV line (22Na)
Iyudin et al. 1995, A&A
Upper limits in agreement with current theoretical
predictions
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – 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 22Na• Very early appearence, before visual maximum (i.e, before discovery)
Model tmax* (h) Fmax (ph/cm2/s)
**
CO, 0.8 M - - - 2.6 x 10-5
CO, 1.15 M 6.5 5.3 x 10-4
ONe, 1.15 M 6 1.0 x 10-3
ONe, 1.25 M 5 1.9 x 10-3
In CO and ONe novae
d=1 kpc
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – 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
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 47
Gamma-ray and visual light curves
Visual maximum later than 511 keV and continuum maxima
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – 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 - 1997 June
• High E-resolution Ge detector: ability to detect 511 keV line blueshifted w.r.t. background line
WIND/TGRS: no detection; upper limits
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 49
Line profiles: 511 keV lineCO nova
MWD = 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
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – 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 1995-1997
From the non detection, an upper limit of the Galactic nova rate was extracted:
< 123 yr-1 (CO novae; rdetect.: 0.9 kpc )
< 238 yr-1 (ONe novae; rdetect.: 0.7 kpc )
Promising for future wide FOV instruments sensitive in the soft -ray range (20-511) keV
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 51
Observations: 511 keV line
Hernanz, Smith, Fishman, et al., 2000, Proc. 5th CGRO Symp.
Pup91 Sgr92#1 Cyg92 Sco92 Cas93 Aql95 Cir95 Vel99
Date ofdiscovery
Dec 27 Feb 13 Feb 19 May 26 Dec 8 Feb 7 Jan 27 May 22
mv (max.) 6.4 7.3 4.2 7.3 5.3 8.1 7.2 2.8
t2 (d) 15 4-14 16 73 33 11 20 6
d (kpc) 2.9 3.6 1.7 0.8 2.8 1.9 4 2
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
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 52
Light curves: 511 keV line and continuum
CO Nova, 1.15 M ONe Nova, 1.15 M
d=1 kpc
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 53
Summary of BATSE observations: 3- upper limits to the fluxes (ph/cm2/s)
F(obs) F(model)
(250-511) keV 5.2·10-3 2.3·10-3
511 keV line (*) 1.0·10-3 4.8·10-4
511 keV line (**) 2.4·10-3 4.8·10-4
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)
F(obs) F(model)
(250-511) keV 3.6·10-3 5.3·10-3
511 keV line (*) 7.1·10-4 1.0·10-3
511 keV line (**) 2.3·10-3 1.0·10-3
Nova Vel 1999 (model: 1.25 M ONe nova at d=2 kpc)
F(obs) F(model)
(250-511) keV 5.3·10-3 1.7·10-3
511 keV line (*) 1.0·10-3 3.5·10-4
511 keV line (**) 1.6·10-3 3.5·10-4
* using 250-511 keV data with assumed Comptonization; ** using 511 keV data only
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 54
Light curves: 511 keV line. Influence of Mejected
F when Mej
F when Mej
d=1 kpc
e+: 13N and 18F e+: 13N, 18F and 22Na
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 55
Light curves: 511 keV line. Influence of vejec.
F when vej
F 0 before when vejd=1 kpc
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – 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
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 57
Recent experimental
determination of the 18F(p,)15O 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)
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 58
Model MWD(M ) 511 keV line* 478 keV line 1275 keV line continuum*
(170-470 keV)
CO 0.8 0.7 0.13 - - - 0.4
CO 1.15 2.4 0.16 - - - 2.0
ONe 1.15 3.7 - - - 0.5 3.0
ONe 1.25 4.3 - - - 0.5 3.0
* 10 h integration time starting 5 h after Tpeak
Observations with INTEGRAL/SPI
Width of the lines fully taken into account
3 detectability distances (kpc): lines and continuum
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 59
Spectra binned with E=E/2 and continuum sensitivity of IBIS/ISGRI (E=E/2; tobs=10h)
1.25 ONe mixing with core new 18F+p & 17O+p nuclear reaction rates (affecting 18F 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
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 60
M
C
A
Continuum detectability distances with IBIS-ISGRI (at 100 keV):
•tobs=time if time<10h
•tobs=10h if time>10h
time: since explosion (Tpeak))
M: model shown in previous page
A&C: other models
But chance nova in FOV very small
Observations with INTEGRAL/IBIS
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – 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)
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – 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
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 63
26Al ejected masses by ONe novaeNuclear uncertainties
WD mass Minimum Best Maximum
1.15 8.6·10-9 2.1·10-8 3.1·10-8
1.25 3.6·10-9 1.2·10-8 1.6·10-8
1.35 6.6·10-10 3.2·10-9 4.8·10-9
Max/Min
3.6
4.4
7.3
(all in M) José, Coc and Hernanz 1999, ApJ
Contribution of novae to Galactic 26Al:
M(26Al) 2.0 M * Mej(26Al)/(10-7 M) * RN/(35 yr-1) * fONe/0.5 0.4 M
< M(26Al) from CGRO/COMPTEL 1809 keV map
Astrophysique gamma nucléaire, Toulouse 19-21 avril 2004 Novae – M. Hernanz 64
Summary (-ray emission)• Classical novae produce gamma-rays:
CO novae: lines at 478 and 511 keV; continuum 20E 511 keV
ONe novae: lines at 511 keV and 1275 keV; continuum 20E 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