Massive NLTE models for X-ray novae with PHOENIX

Abstract

X-ray grating spectra provide much spectral detail from classical nova outbursts. They supplied the confirmation of continued mass loss from the nova in the late super-soft source (SSS) stage of the outburst. It is not clear a priori, what the influence of the mass loss on the spectrum is, apart from causing systematic blue shifts in the absorption lines. In order to answer this question, and to test whether it is safe to neglect this aspect of expansion in model atmospheres for novae in the SSS stage, physically consistent models for expanding nova atmospheres have been developed in this work. The very high temperatures of these models combinded with high expansion velocities and the accompanying large radial extension make nova in the SSS phase very interesting objects but also physically complicated objects to model. In this work the general purpose radiative transport code PHOENIX, designed to deal with expanding atmospheres, has been chosen for modeling X-ray novae. PHOENIX has been used for this type of objects before, but careful analysis of the old results lead to a number of new methods and improvements to the code, being the main achievement of this work. Firstly, essential improvements to the physical treatment of NLTE have been made, including: new opacity expressions, a new rate matrix solver, a new global iteration scheme, and a new temperature correction method. Secondly, a new hybrid hydrostatic-dynamic nova atmosphere setup has been implemented. Thirdly, NLTE models are treated in pure NLTE, without LTE opacities. Also, the models have been made faster to compute by at least a factor 10. With the new framework a modest amount of models, limited by computation time, have been calculated. These models show that systematic results are achieved from the framework for various atmospheric conditions. They also show, that the influence of the expanding shell on the model spectrum is important and that the model spectra are sensitive to the details of the atmospheric structure. The nova models are compared to the 10 wellexposed X-ray nova grating spectra presently available: 5× V4743 Sgr 2003, 3× RS Oph 2006, and 2× V2491 Cyg 2008. Although the models are on a coarse grid and have not yet been tuned to the observations they do match surprisingly well. Also, a comparison with hydrostatic models is made. The reproduction of the data is clearly inferior to the expanding models. But what is more important is that the interpretation of the data with hydrostatic models leads to conclusions that are opposite to those with expanding models, e.g. the former requires a sub-solar O abundance and the later a super-solar. The models give the ability to derive accurate constraints on the physical conditions in the deep layers of novae that are visible only in the SSS phase.

Die grating Spektren von klassischen Novae enhalten viel spektrale Information. Sie haben bestaetigt, dass der Massenverlust weiterhin stattfindet im spaeten SSS Stadium des Nova-Ausbruches. Man kann nicht vorhersagen, wie der Massenverlust das Spektrum beeinflusst, ausser dass Absorptionslinien blauverschoben sind. Um diese Frage zu klaeren, und ob man den Aspekt der Expansion wirklich vernachlaessigen kann in Model Atmosphaeren fuer Novae in der SSS-Phase, wurden physikalisch konsistente Modelle fuer expandierende Nova-Atmosphaeren entwickelt. Sehr hohe Temperaturen, hohe Expansionsgeschwindigkeiten und die damit einhergehende grosse radielle Ausdehnung machen Novae in der SSS-Phase zu sehr interessanten, aber auch physikalisch schwer modellierbaren Objekten. In dieser Arbeit wurde der general-purpose Strahlungstransportcode PHOENIX verwendet, der fuer expandierende Atmosphaeren entwickelt wurde, um X-ray Novae zu modellieren. Fuer diese Objekte is PHOENIX schon eher benutzt worden, aber die gruendliche Analyse der alten Modelle fuehrte zu einer Anzahl neuer Methoden und Verbesserungen am Code, die den Hauptbestandteil dieser Arbeit ausmachen. Die physikalische Behandlung von NLTE wurde grundlegend verbessert mit 1) neuen Opazitaeten, einem neuen Rate Matrix Solver, einem neuen globalen Iterationsschema und einer neuen Temperatur-Korrketur-Methode; 2) der Implementation eines neuen hydrostatisch-dynamischen Nova Atmosphaerenaufbaus; 3) der Behandlung von Modellen in purem NLTE, ohne LTE Opazitaeten; und 4) der Beschleunigung der Modellberechnung wurde zum Faktor 10. Mit dem neuen Code wurde eine kleine Menge an Modellen berechnet, eingeschraenkt durch Rechenzeit. Diese Modelle zeigen, dass der neue Code systematische Ergebnisse liefert fuer mannigfaltige atmosphaerische Zustaende. Auch zeigen sie, dass die expandierende Huelle einen wichtigen Einfluss auf das Modellspektrum haben, und dass das Spektrum empfindlich ist fuer die atmosphaerische Struktur. Die Modelle werden verglichen mit den zehn vorhandenen gut belichteten X-ray Nova Beobachtungen: 5× V4743 Sgr 2003, 3× RS Oph 2006, and 2× V2491 Cyg 2008. Obwohl das Modellgitter grob ist und noch nicht getuned wurde auf die Beobachtungen, ist die Uebereinstimmung ueberraschend gut. Auch wurden hydrostatische Modelle verglichen. Diese reproduzieren die Daten deutlich schlechter als die expandierenden. Was aber noch wichtiger ist, ist dass die Interpretation der Daten mit hydrostatischen Modellen zu Schlussfolgerungen fuehrt, die denen mit expandierenden Modellen widersprechen. Zum Beispiel findet man, dass diese eine sub-solare O Haeufigkeit erfordern und jene eine super-solare. Die Modelle ermoeglichen es, praezise Einschraenkungen abzuleiten ueber die physikalischen Bedingungen in den tiefen Schichten einer Nova, die sich nur zeigen in der SSS-Phase.