ESTUDIOS MULTIFRECUENCIA DE OBJETOS ENERGÉTICOS GALÁCTICOS

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1 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

2 Estrellas tempranas masivas WR OB T > 20 000 K t  k 106 yr
L > 105 Lo M > Mo Intenso flujo UV t  k 106 yr Sradio  mJy Vw  103 km/s M  10-7 a 10-4 Mo/yr Estrellas tempranas masivas OB = -0.6 (R&B96) = 0.6 = 0.8 BB Pup (O4 If) - Flujos de continuo observado y teórico z Pup (Bieging+89) WR 40: WN8 ( Chapman+99)

3 Viento estelar dM : M Sn  n a a = 0.6 (IR, radio) dt gas ionizado
flujo uniforme y esf. simétrico isotérmico estacionario ópt. grueso hn e p Sn  n a Radiación libre-libre o Bremsstrahlung a = 0.6 (W&B 1975) dM : M dt

4 Viento estelar dM : M Sn  n a a = 0.6 a  0 a < 0 (IR, radio) dt
hn Sn  n a a = 0.6 (W&B 1975) a  0 a < 0 dM : M dt

5 Estrellas con emisión no-térmica
Benaglia & Romero 2003 Van Loo 2005

6 Aceleración : Emisión no-térmica en radio Radiación SINCROTRÓN
Partículas relativistas g >> 1 Emisión no-térmica en radio Radiación SINCROTRÓN Campos Magnéticos B ~ G Aceleración : c = u1 / u2 n = (c + 2) (c -1) N (E)  E-n Isyn = ∫PsynN(E) dE

7 Zonas de aceleración : Estrellas simples a: viento estelar
b: región de colisión de vientos c: shock terminal c b a 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.

8 Estrellas binarias Distancia a la región de colisión de vientos (RCV):
D D h1/ M2 vw2 (1+h2) (1+h2) M1 vw1 Campo magnético en la RCV: B (r) ~ B* vrot /vw R*/r Tamaño de la RCV: l = p D Energía máxima de los electrones: Emax = Emax (vw, D, Bcwr, L2) Campo de equipartición en RCV: Beq = Beq [l , S(n), a, ... ] r1 = ; r2 = ; h = (Eichler & Usov 1993) r1 r2 D + Secundaria Primaria

9 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 2mas 70mas

10 Estudios en continuo de radio
Índices espectrales (observaciones a más de una frecuencia): a  : emisión térmica a  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 Contrapartes a altas energías Estudios de binaridad MIE circundante: burbujas Más

11 Sistemas binarios I Aproximación fuente puntual:
HD 93129A, 4.8GHz Aproximación fuente puntual: Vientos radialmente simétricos Emisión sincrotrón de una fuente puntual, entre los dos vientos estelares, atenuada por absorción libre-libre Opacidad univaluada Índices espectrales constantes Datos: Mi, vwi, separación, (tamaño RCV), radio-espectro ST, SNT , Beq; Lsyn aT, aNT , to [ Chapman+ (1999): WRs del sur; Benaglia+(2004a,b,2005): Ofs australes ] HD 93129A, 8.6GHz

12 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 Pittard+ (2005) ] WR 147 x,y, log(n)

13 Emisión no-térmica a altas energías
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 MECANISMOS

14 Emisión a altas energías (continuación)
IC: Fotones semilla hn*  1 eV, g  fotones IC: hnIC keV – MeV IC: Si para e-: N(E)  E-p 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 ???

15 Cyg OB2 Nº 5 2.4 x 1035 Scattering CI Brem. relativista p + p  p0 + X
O7IA+Of/WN9 – B0V; 1.8kpc Scattering CI a NT Brem. relativista a Variable 0.5” p + p  p0 + X Región Mecanismo Lum. esperada (erg/s) Lum.observada (erg/s) RCV IC scatt. Bremss. Rel. Decaim. p0 8.0 x 1034 3.4 x 1030 5.2 x 1024 Shock terminal 2.3 x 1032 Base del viento --- 5.0 x 1034 2.4 x 1035 Benaglia, Romero, Stevens, Torres 2001

16 WR 140, WR 146 y WR 147 Campos B : ~ 3.2 1034 < 8 1034
Sistema Tipo Espectral d (kpc) D (AU) aNT 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 ~ Campos B : < < Benaglia & Romero 2003

17 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 =  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 ?

18 S (n) = A n0.6 + B naNT e(-Cn-2.1)
Estudio del espectro de HD 93129A Benaglia & Koribalski 2004, 2005 Emisión térmica Emisión sincrotrón Absorción térmica Autoabsorción sincrotrón Efecto Razin-Tsytovitch S (n) = A n0.6 + B naNT e(-Cn-2.1) S (n) = 0.17 n n-1.3 e(-1.4 n-2.1)

19 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% aNT = -1.3 Lsync  6 x 1029 erg/s 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) aNT = -1.3 (-1: 15 mGauss) SSA, RTe, debajo de 1.4 GHz (B* > 30 G ) HD 93129Ab RCV HD 93129Aa

20 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 >> tIC LIC (Lsync, Bcwr, Li, ri)  1 x 1033 erg/s (<< EGRET threshold ) aNT =  p =  GIC = 2.3 SNT  na Ne(g)  g-p dNph(E)/dE  E-G Ne E

21 WR 21a Parámetros del sistema + +
RAYOS g (EGRET) RADIO: 4.8, 8.6 GHz (ATCA) S4.8GHz = 0.26 mJy a < 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

22 Conclusiones Las estrellas tempranas emiten radiación no-térmica, identificada como radiación sincrotrón La radiación se genera en shocks en sistemas binarios y en estre- llas simples, implicando la presencia de partículas relativistas y campos magéticos Las radiación sincrotrón es detectada en radio en regiones de co- colisión 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 es- tán en desarrollo Aún hay muy pocas observaciones que hayan podido resolver las fuentes identificadas con los vientos …