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A Theory for the Maximum Magnitude versus Rate of Decline Relation of Classical Novae
The Astrophysical Journal ( IF 4.9 ) Pub Date : 2020-10-15 , DOI: 10.3847/1538-4357/abb5fa Izumi Hachisu 1 , Hideyuki Saio 2 , Mariko Kato 3 , Martin Henze 4 , Allen W. Shafter 4
The Astrophysical Journal ( IF 4.9 ) Pub Date : 2020-10-15 , DOI: 10.3847/1538-4357/abb5fa Izumi Hachisu 1 , Hideyuki Saio 2 , Mariko Kato 3 , Martin Henze 4 , Allen W. Shafter 4
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We propose a theory for the MMRD relation of novae, using free-free emission model light curves built on the optically thick wind theory. We calculated $(t_3,M_{V,\rm max})$ for various sets of $(\dot M_{\rm acc}, M_{\rm WD})$, where $M_{V,\rm max}$ is the peak absolute $V$ magnitude, $t_3$ is the 3-mag decay time from the peak, and $\dot M_{\rm acc}$ is the mass accretion rate on to the white dwarf (WD) of mass $M_{\rm WD}$. The model light curves are uniquely characterized by $x\equiv M_{\rm env}/M_{\rm sc}$, where $M_{\rm env}$ is the hydrogen-rich envelope mass and $M_{\rm sc}$ is the scaling mass at which the wind has a certain wind mass-loss rate. For a given ignition mass $M_{\rm ig}$, we can specify the first point $x_0= M_{\rm ig}/M_{\rm sc}$ on the model light curve, and calculate the corresponding peak brightness and $t_3$ time from this first point. Our $(t_3, M_{V,\rm max})$ points cover well the distribution of existing novae. The lower the mass accretion rate, the brighter the peak. The maximum brightness is limited to $M_{V,\rm max} \gtrsim -10.4$ by the lowest mass-accretion rate of $\dot M_{\rm acc} \gtrsim1 \times 10^{-11}~M_\odot$ yr$^{-1}$. A significant part of the observational MMRD trend corresponds to the $\dot M_{\rm acc}\sim5\times10^{-9}~M_\odot$ yr$^{-1}$ line with different WD masses. A scatter from the trend line indicates a variation in their mass-accretion rates. Thus, the global trend of an MMRD relation does exist, but its scatter is too large for it to be a precision distance indicator of individual novae. We tabulate $(t_3, M_{V,\rm max})$ for many sets of $(\dot M_{\rm acc},M_{\rm WD})$.
中文翻译:
经典新星最大震级与衰减率关系的理论
我们提出了新星 MMRD 关系的理论,使用建立在光学厚风理论基础上的自由发射模型光曲线。我们为不同的 $(\dot M_{\rm acc}, M_{\rm WD})$ 集计算了 $(t_3,M_{V,\rm max})$,其中 $M_{V,\rm max} $ 是峰值绝对 $V$ 星等,$t_3$ 是从峰值开始的 3-mag 衰减时间,$\dot M_{\rm acc}$ 是质量白矮星 (WD) 的质量吸积率$M_{\rm WD}$。模型光变曲线的唯一特征是 $x\equiv M_{\rm env}/M_{\rm sc}$,其中 $M_{\rm env}$ 是富氢包膜质量,$M_{\rm sc }$ 是风具有特定风质量损失率时的缩放质量。对于给定的点火质量 $M_{\rm ig}$,我们可以指定模型光曲线上的第一个点 $x_0= M_{\rm ig}/M_{\rm sc}$,并从第一个点计算相应的峰值亮度和 $t_3$ 时间。我们的 $(t_3, M_{V,\rm max})$ 点很好地涵盖了现有新星的分布。质量增加率越低,峰越亮。最大亮度被 $\dot M_{\rm acc} \gtrsim1 \times 10^{-11}~M_\ 的最低质量吸积率限制在 $M_{V,\rm max} \gtrsim -10.4$ dot$ 年$^{-1}$。观测 MMRD 趋势的重要部分对应于具有不同 WD 质量的 $\dot M_{\rm acc}\sim5\times10^{-9}~M_\odot$ yr$^{-1}$ 线。趋势线的散点表明它们的质量吸积率发生了变化。因此,MMRD 关系的全局趋势确实存在,但它的分散度太大,不能作为单个新星的精确距离指示器。我们将 $(t_3, M_{V,\rm max})$ 表格化为多组 $(\dot M_{\rm acc},
更新日期:2020-10-15
中文翻译:
经典新星最大震级与衰减率关系的理论
我们提出了新星 MMRD 关系的理论,使用建立在光学厚风理论基础上的自由发射模型光曲线。我们为不同的 $(\dot M_{\rm acc}, M_{\rm WD})$ 集计算了 $(t_3,M_{V,\rm max})$,其中 $M_{V,\rm max} $ 是峰值绝对 $V$ 星等,$t_3$ 是从峰值开始的 3-mag 衰减时间,$\dot M_{\rm acc}$ 是质量白矮星 (WD) 的质量吸积率$M_{\rm WD}$。模型光变曲线的唯一特征是 $x\equiv M_{\rm env}/M_{\rm sc}$,其中 $M_{\rm env}$ 是富氢包膜质量,$M_{\rm sc }$ 是风具有特定风质量损失率时的缩放质量。对于给定的点火质量 $M_{\rm ig}$,我们可以指定模型光曲线上的第一个点 $x_0= M_{\rm ig}/M_{\rm sc}$,并从第一个点计算相应的峰值亮度和 $t_3$ 时间。我们的 $(t_3, M_{V,\rm max})$ 点很好地涵盖了现有新星的分布。质量增加率越低,峰越亮。最大亮度被 $\dot M_{\rm acc} \gtrsim1 \times 10^{-11}~M_\ 的最低质量吸积率限制在 $M_{V,\rm max} \gtrsim -10.4$ dot$ 年$^{-1}$。观测 MMRD 趋势的重要部分对应于具有不同 WD 质量的 $\dot M_{\rm acc}\sim5\times10^{-9}~M_\odot$ yr$^{-1}$ 线。趋势线的散点表明它们的质量吸积率发生了变化。因此,MMRD 关系的全局趋势确实存在,但它的分散度太大,不能作为单个新星的精确距离指示器。我们将 $(t_3, M_{V,\rm max})$ 表格化为多组 $(\dot M_{\rm acc},