Transcript EMISIÓN NO-TÉRMICA EN ESTRELLAS TEMPRANAS MASIVAS

ESTUDIOS MULTIFRECUENCIA DE OBJETOS
ENERGÉTICOS GALÁCTICOS
EMISIÓN NO-TÉRMICA EN
ESTRELLAS TEMPRANAS
MASIVAS
Paula Benaglia - G.A.R.R.A. IAR / FCAGLP-UNLP
Grupo de Astrofísica Relativista y Radioastronomía
www.iar.unlp.edu.ar/garra/
WR
t  k 106 yr
Sradio  mJy
Vw  103 km/s
T > 20 000 K
L > 105 Lo
Estrellas tempranas
masivas
M > 8 - 10 Mo
Intenso flujo UV
M  10-7 a 10-4 Mo/yr
OB
3
WR 40
 Pup
S (mJy)
 = -0.6 (R&B96)
BB
2
 = 0.6
1
 = 0.8
0
0
3
6
9
12
15
Frec (GHz)
 Pup (O4 If) - Flujos de continuo observado y teórico
 Pup (Bieging+89)
WR 40: WN8 ( Chapman+99)
Viento estelar
(IR, radio)
gas ionizado
hn
e
p
flujo uniforme y
esf. simétrico
isotérmico
estacionario
ópt. grueso
Radiación libre-libre o Bremsstrahlung
Sn  n 
 = 0.6
(W&B 1975)
dM
dt
:M
Viento estelar
(IR, radio)
hn
Sn  n 
11
 = 0.6
HD 93129A


0

<
0
S (mJy)
9
O2 If*
(W&B 1975)
7
5
3
1
0
5
10
15
20
dM
dt
:M
25n
(GHz)
Estrellas con emisión no-térmica
Benaglia & Romero 2003
Van Loo 2005
Emisión
no-térmica
en radio
Radiación
SINCROTRÓN
Partículas
relativistas
g >> 1
Campos
Magnéticos
B ~ 1 - 1000 G
Aceleración :
c = u1 / u 2
n = (c + 2) (c -1)
N (E)  E-n
Isyn = ∫PsynN(E) dE
Zonas de aceleración :
a: viento estelar
c
b: región de colisión de
a
b
vientos
c: shock terminal
MIE
Estrellas simples
Cyg OB2 #9, single shock model
Multiple shocks model
Lucy+(1980, 1982), White (1985), Chen (1992), Chen & White (1994), van Loo (2005), etc.
Estrellas binarias


Distancia a la región de colisión de vientos (RCV):
1/2
D
r1 =
; r2 = D h
; h = M2 vw2
(Eichler & Usov 1993)
(1+h2)
(1+h2)
M1 vw1
r1
Campo magnético en la RCV:
D
B (r) ~ B* vrot /vw R*/r



Tamaño de la RCV:
l=pD
Energía máxima de los electrones:
Emax = Emax (vw, D, Bcwr, L2)
Campo de equipartición en RCV:
Beq = Beq [l , S(n), , ... ]
r2
+
Primaria
Secundaria
Observaciones ...
WR 140; WC7 + O4-5
Cyg OB2 N° 5 (VLA, Contreras+97); (O7 Ia+O/WN) + B0
V
VLBA en 8.4 GHz (Dougherty+05)
0.5”
WR 146 (O’Connor+05); WC6+O8
WR 147, 5GHz, WN8(h) + O5-7
(Dougherty+ 97, 00)
43GHz (VLA+)
EVN, 5GHz
5 GHz
5GHz (MERLIN)
(MERLIN)
30mas, 9mas
70mas
2mas
Estudios en continuo de radio









Índices espectrales (observaciones a más de una frecuencia):
  0.6 : emisión térmica
  0, < 0 : contribución no-térmica
ST  M
Espectro S (n)
Separación de contribuciones
Polarización
Detección de la RCV ? Mapa ?
Campo B de equipartición
Estudios estadísticos
Clumping
Más
 Contrapartes a altas energías
 Estudios de binaridad
 MIE circundante: burbujas
Sistemas binarios I
Aproximación fuente puntual:

Vientos radialmente simétricos

Emisión sincrotrón de una fuente puntual,
HD 93129A, 4.8GHz
entre los dos vientos estelares, atenuada
por absorción libre-libre

Opacidad univaluada

Índices espectrales constantes
HD 93129A, 8.6GHz
Datos: Mi, vwi, separación,
(tamaño RCV), radio-espectro
ST, SNT , Beq; Lsyn
T, NT , to
[ Chapman+ (1999): WRs del sur; Benaglia+(2004a,b,2005): Ofs australes ]
Sistemas binarios II
Aproximación fuente extendida:

Simulaciones hidrodinámicas en 2D para la distribución de densidad y
presión en los vientos individuales y en la RCV, con simetría axial

A partir de Ti, di, cálculo de ei, ki en cada celda

Se supone distribución de electrones en cada celda según ley de potencias

Resolución de Eq. de transporte hacia cada visual
espectro
[ Dougherty+ (2003),
distribución espacial
WR 147
Pittard+ (2005) ]
x,y, log(n)
Emisión no-térmica a altas energías
MECANISMOS
Dispersión Compton inversa: electrones relativistas
interaccionan con los fotones UV estelares;
hnIC = 4/3 g2 hnsyn : espectro idéntico al sincrotrón
Bremsstrahlung relativista:
cuando electrones relativistas
se aceleran en el campo
electrostático de los
núcleos
Decaimiento de piones neutros:
producidos a partir de
interacciones entre protones
relativistas y núcleos del viento
o del MIE, en las tres regiones:
p + p  p0 + X, p0  g + g
Emisión a altas energías (continuación)
 IC: Fotones semilla hn*  1 eV, g  102-4
 IC: Si para e-: N(E)  E-p
fotones IC: hnIC keV – MeV
para fotones: dNph(E)/dE  E-G , G = p+1)/2
 IC: Fotones de la secundaria más importantes: r2 < r1  (hn*)2
 En la RCV: misma población de e- para scattering IC
y emisión sincrotrón
 Pérdidas de energía relevantes: adiabáticas,
sincrotrónicas y por ICs ; provocan fractura
en distribución de e- : gbreak (U, tesc)
 Máximo factor de Lorentz para e- en RCV:
gmax (h, v , BCWR, ri, Li) ; nsyn,max ; Ecutoff,IC
 Contrapartes a fuentes gamma
no identificadas ???
Cyg OB2 Nº 5
O7IA+Of/WN9 – B0V; 1.8kpc
Scattering CI
 NT
Brem.
relativista
p+p
 Variable
p0
0.5”
+X
Región
Mecanismo
Lum. esperada
(erg/s)
RCV
IC scatt.
Bremss. Rel.
Decaim. p0
8.0 x 1034
3.4 x 1030
5.2 x 1024
Shock terminal
Decaim. p0
2.3 x 1032
Base del viento
IC scatt.
Decaim. p0
--5.0 x 1034
Lum.observada
(erg/s)
2.4 x 1035
Benaglia, Romero, Stevens, Torres 2001
WR 140, WR 146 y WR 147
Sistema
Tipo Espectral
d (kpc)
D (AU)
NT
WR 140
WC7 + O4-5 I
1.8
3 - 30
-0.6
WR 146
WC6 + O8If
1.25
210
-0.62
WR 147
WN8 + O5-7 I-II
0.65
317
-0.5
Producción de rayos g en la RCV, para el rango 100 MeV < E < 20 GeV
~ 3.2 1034
Campos B :
< 8 1034
< 2.2 1034
Benaglia & Romero 2003
HD 93129A



O2 If* (Walborn+ 2002)
M (óptica)  2 x 10-5 MO/yr
(Taresch+ 1997, Puls+1996)
v = 3200  200 km/s (Taresch+
1997)

Teff = 52000  1000 K (“)

log (L/Lsun) = 6.4  0.1 (“)

d (Tr 14)  2.5 kpc (Walborn+95)

Binaria a 0.55 mas: O2 If*+ O3.5 V ?
Estudio del espectro de HD 93129A
Benaglia & Koribalski 2004, 2005
1. Emisión térmica
8
3. Absorción
térmica
6
5. Efecto RazinTsytovitch
S (mJy)
2. Emisión
sincrotrón
4. Autoabsorción
sincrotrón
ATCA Data
Fit
T. emission
Non-T. emission
10
4
2
0
0
5
10
15
n (GHz)
20
S (n) = A n0.6 + B nNT e(-Cn-2.1)
S (n) = 0.17 n0.6 + 28.6 n-1.3 e(-1.4 n-2.1)
25
Resultados
 Emisión térmica: ST 8.6GHz = 0.6 mJy M = 3.6 x 10-5 M0/yr
h = 0.08 rAa = 120 AU, rAb = 34 AU
 Factor de Polarización < 2%
HD 93129Ab
 NT = -1.3
RCV
 Lsync  6 x 1029 erg/s
HD 93129Aa
 BE,CWR ~ 20 mGauss  B* ~ 500 Gauss
tamañoCWR ~ 40 AU (80 AU: 10 mG); vrot = 0.1 vw
si
filling factor = 1 (0.1: 40 mGauss)
NT = -1.3 (-1: 15 mGauss)
 SSA, RTe, debajo de 1.4 GHz
(B* > 30 G )
Emisión a altas energías
 Máximo factor de Lorentz de los e- en la RCV:
gmax (h, v , BCWR, ri, Li) = 1.8 x 105;
nsync,max  2 x 106 Hz
Ecutoff,IC  500 GeV
 Energía a la cual la distribución de e- cambia:
gbreak (U, tesc)  2 x 104; nsync  3.3 x 1013 Hz;
Ebreak,IC 
6 GeV;
t
syn
Ne
>> tIC
 LIC
(Lsync, Bcwr, Li, ri)  1 x 1033 erg/s (<< EGRET threshold )
 NT
= -1.3
SNT  n

p = 3.6
Ne(g)  g-p

GIC = 2.3
dNph(E)/dE  E-G
E
WR 21a
Parámetros del sistema
RAYOS g (EGRET)
RADIO: 4.8, 8.6 GHz
(ATCA)
S4.8GHz = 0.26 mJy
 < 0.3
4.8 GHz, 1.5”
+
OPTICO: Niemela +04, Casleo: P ~ 1 mes
RADIO: HI (IAR), (21 cm), haz: 30´
RAYOS X: datos de archivo
8.6 GHz, 0.8”
+
Benaglia et al. 2005
Conclusiones
Las estrellas tempranas emiten radiación no-térmica, identificada
como radiación sincrotrón
La radiación se genera en shocks en sistemas binarios y en estrellas simples, implicando la presencia de partículas relativistas y
campos magéticos
Las radiación sincrotrón es detectada en radio en regiones de cocolisión de vientos; no está claro qué pasa en sistemas simples
La presencia de emisión sincrotrón implica que habrá emisión a
altas energías, detectable con satélites de rayos gamma
Los modelos para reproducir distribución espectral y espacial están en desarrollo
Aún hay muy pocas observaciones que hayan podido resolver las
fuentes identificadas con los vientos …