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ESTUDIOS MULTIFRECUENCIA DE OBJETOS ENERGÉTICOS GALÁCTICOS EMISIÓN NO-TÉRMICA EN ESTRELLAS TEMPRANAS MASIVAS Paula Benaglia - G.A.R.R.A. IAR / FCAGLP-UNLP.

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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 T > K L > 10 5 L o M > M o Intenso flujo UV t k 10 6 yr mJy S radio mJy 10 3 km/s V w 10 3 km/s M a M o /yr WR OB Pup (O4 If) - Flujos de continuo observado y teórico BB 0.6 (R&B96) Pup (Bieging+89) WR 40: WN8 ( Chapman+99) = 0.6 = 0.8

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

4 h dM : M dt S (IR, radio) = 0.6 (W&B 1975) Viento estelar 0 < 0

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

6 Emisión no-térmica en radio Partículas relativistas >> 1 Campos Magnéticos ~ G Radiación SINCROTRÓN Aceleración : u 1 / u 2 n = 2) ( -1) N (E) E -n I syn = P syn N(E) dE

7 Zonas de aceleración : a: viento estelar b: región de colisión de vientos c: shock terminal b a c MIE Estrellas simples Lucy+(1980, 1982), White (1985), Chen (1992), Chen & White (1994), van Loo (2005), etc. Cyg OB2 #9, single shock model Multiple shocks model

8 Distancia a la región de colisión de vientos (RCV): Distancia a la región de colisión de vientos (RCV): D D 1/2 M 2 v w2 D D 1/2 M 2 v w2 (1+ 2 ) (1+ 2 ) M 1 v w1 (1+ 2 ) (1+ 2 ) M 1 v w1 Campo magnético en la RCV: Campo magnético en la RCV: B (r) ~ B * v rot /v w R * B (r) ~ B * v rot /v w R * /r Tamaño de la RCV: l = D Tamaño de la RCV: l = D Energía máxima de los electrones: Energía máxima de los electrones: E max = E max (v w, D, B cwr, L 2 ) E max = E max (v w, D, B cwr, L 2 ) Campo de equipartición en RCV: Campo de equipartición en RCV: B eq = B eq [ l, S(),,... ] B eq = B eq [ l, S(),,... ] ; ; = (Eichler & Usov 1993) Estrellas binarias Primaria D Secundaria ; r 2 ; r 2 = r 1 r 1 = r1r1 r2r2 +

9 Observaciones... Cyg OB2 N° 5 (VLA, Contreras+97); (O7 Ia+O/WN) + B0 V WR 140; WC7 + O4-5 WR 146 (OConnor+05); WC6+O8 WR 147, 5GHz, WN8(h) + O5-7 (Dougherty+ 97, 00) 43GHz (VLA+) 5GHz (MERLIN) VLBA en 8.4 GHz (Dougherty+05) EVN, 5GHz 0.5 2mas (MERLIN) 5 GHz 70mas 30mas, 9mas

10 Estudios en continuo de radio Índices espectrales (observaciones a más de una frecuencia): Índices espectrales (observaciones a más de una frecuencia): 0.6 : emisión térmica 0.6 : emisión térmica 0, < 0 : contribución no-térmica 0, < 0 : contribución no-térmica S T M S T M Espectro S () Espectro S () Separación de contribuciones Separación de contribuciones Polarización Polarización Detección de la RCV ? Mapa ? Detección de la RCV ? Mapa ? Campo B de equipartición Campo B de equipartición Estudios estadísticos Estudios estadísticos Clumping Clumping Contrapartes a altas energías Estudios de binaridad MIE circundante: burbujas Más

11 Sistemas binarios I Aproximación fuente puntual: Vientos radialmente simétricos Vientos radialmente simétricos Emisión sincrotrón de una fuente puntual, Emisión sincrotrón de una fuente puntual, entre los dos vientos estelares, atenuada entre los dos vientos estelares, atenuada por absorción libre-libre por absorción libre-libre Opacidad univaluada Opacidad univaluada Índices espectrales constantes Índices espectrales constantes Datos: Datos: M i, v wi, separación, (tamaño RCV), radio-espectro S T, S NT, B eq; L syn T, NT, o [ Chapman+ (1999): WRs del sur; Benaglia+(2004a,b,2005): Ofs australes ] HD 93129A, 4.8GHz HD 93129A, 8.6GHz

12 Sistemas binarios II Aproximación fuente extendida: 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 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 T i, d i, cálculo de i, i en cada celda A partir de T i, d i, cálculo de i, i en cada celda Se supone distribución de electrones en cada celda según ley de potencias Se supone distribución de electrones en cada celda según ley de potencias Resolución de Eq. de transporte hacia cada visual Resolución de Eq. de transporte hacia cada visual espectro [ Dougherty+ (2003), espectro [ Dougherty+ (2003), distribución espacial Pittard+ (2005) ] distribución espacial Pittard+ (2005) ] WR 147x,y, log(n)

13 Emisión no-térmica a altas energías Dispersión Compton inversa: electrones relativistas Dispersión Compton inversa: electrones relativistas interaccionan con los fotones UV estelares; interaccionan con los fotones UV estelares; h IC = 4/3 2 h syn : espectro idéntico al sincrotrón h IC = 4/3 2 h syn : espectro idéntico al sincrotrón Bremsstrahlung relativista: Bremsstrahlung relativista: cuando electrones relativistas cuando electrones relativistas se aceleran en el campo se aceleran en el campo electrostático de los electrostático de los núcleos núcleos Decaimiento de piones neutros: Decaimiento de piones neutros: producidos a partir de producidos a partir de interacciones entre protones interacciones entre protones relativistas y núcleos del viento relativistas y núcleos del viento o del MIE, en las tres regiones: o del MIE, en las tres regiones: p + p 0 + X, 0 + p + p 0 + X, 0 + MECANISMOS

14 Emisión a altas energías (continuación) IC: Fotones semilla h1 eV, fotones IC : h IC keV – MeV IC: Fotones semilla h1 eV, fotones IC : h IC keV – MeV IC: Si para e - : dN ph (EdE E - = p+1)/2 IC: Si para e - : N(E) E -p para fotones: dN ph (EdE E - = p+1)/2 IC: Fotones de la secundaria más importantes: r 2 < r 1 (h ) 2 IC: Fotones de la secundaria más importantes: r 2 < r 1 (h ) 2 En la RCV: misma población de e - para scattering IC En la RCV: misma población de e - para scattering IC y emisión sincrotrón y emisión sincrotrón Pérdidas de energía relevantes: adiabáticas, Pérdidas de energía relevantes: adiabáticas, sincrotrónicas y por ICs ; provocan fractura sincrotrónicas y por ICs ; provocan fractura en distribución de e - : break (U, t esc ) en distribución de e - : break (U, t esc ) Máximo factor de Lorentz para e - en RCV: Máximo factor de Lorentz para e - en RCV: max (, v, B CWR, r i, L i ) ; syn,max ; E cutoff,IC max (, v, B CWR, r i, L i ) ; syn,max ; E cutoff,IC Contrapartes a fuentes gamma Contrapartes a fuentes gamma no identificadas ??? no identificadas ???

15 Cyg OB2 Nº 5 O7IA+Of/WN9 – B0V; 1.8kpcRegiónMecanismo Lum. esperada (erg/s) Lum.observada (erg/s) RCV IC scatt. Bremss. Rel. Decaim x x x Shock terminal Decaim x Base del viento IC scatt. Decaim x NT Variable 2.4 x Benaglia, Romero, Stevens, Torres Scattering CI Brem. relativista p + p 0 + X

16 WR 140, WR 146 y WR 147 Sistema Tipo Espectral Tipo Espectral d (kpc) d (kpc) D (AU) D (AU) WR 140 WC7 + O4-5 I WR 146 WC6 + O8If WR 147 WN8 + O5-7 I-II Benaglia & Romero 2003 Producción de rayos en la RCV, para el rango 100 MeV < E < 20 GeV Campos B : ~ < <

17 HD 93129A O2 If* (Walborn+ 2002) O2 If* (Walborn+ 2002) M (óptica) 2 x M O /yr M (óptica) 2 x M O /yr (Taresch+ 1997, Puls+1996) (Taresch+ 1997, Puls+1996) v = km/s (Taresch+ 1997) v = km/s (Taresch+ 1997) T eff = K () T eff = K () log (L/L sun ) = () log (L/L sun ) = () d (Tr 14) 2.5 kpc (Walborn+95) d (Tr 14) 2.5 kpc (Walborn+95) Binaria a 0.55 mas: O2 If*+ O3.5 V ? Binaria a 0.55 mas: O2 If*+ O3.5 V ?

18 Estudio del espectro de HD 93129A S () = A B NT e (-C -2.1 ) 1.Emisión térmica 2.Emisión sincrotrón 3.Absorción térmica 4.Autoabsorción sincrotrón 5.Efecto Razin- Tsytovitch S () = e ( ) Benaglia & Koribalski 2004, 2005

19 Emisión térmica: S T 8.6GHz = 0.6 mJy M = 3.6 x M 0 /yr = 0.08 r Aa = 120 AU, r Ab = 34 AU Factor de Polarización < 2% NT = -1.3 L sync 6 x erg/s B E,CWR ~ 20 mGauss B* ~ 500 Gauss tamaño CWR ~ 40 AU (80 AU: 10 mG); v rot = 0.1 v w si filling factor = 1 (0.1: 40 mGauss) NT = -1.3 (-1: 15 mGauss) SSA, RTe, debajo de 1.4 GHz (B * > 30 G ) Resultados HD 93129Aa HD 93129Ab RCV

20 Máximo factor de Lorentz de los e - en la RCV: Máximo factor de Lorentz de los e - en la RCV: max (, v, B CWR, r i, L i ) = 1.8 x 10 5 ; sync,max 2 x 10 6 Hz max (, v, B CWR, r i, L i ) = 1.8 x 10 5 ; sync,max 2 x 10 6 Hz E cutoff,IC 500 GeV E cutoff,IC 500 GeV Energía a la cual la distribución de e - cambia: Energía a la cual la distribución de e - cambia: break (U, t esc ) 2 x 10 4 ; sync 3.3 x Hz; break (U, t esc ) 2 x 10 4 ; sync 3.3 x Hz; E break,IC 6 GeV; t syn >> t IC E break,IC 6 GeV; t syn >> t IC L IC (L sync, B cwr, L i, r i ) 1 x erg/s (<< EGRET threshold ) L IC (L sync, B cwr, L i, r i ) 1 x erg/s (<< EGRET threshold ) NT = -1.3 p = 3.6 IC = 2.3 NT = -1.3 p = 3.6 IC = 2.3 S NT N e -p dN ph (EdE E - S NT N e -p dN ph (EdE E - Emisión a altas energías NeNe E

21 WR 21a OPTICO: Niemela +04, Casleo: P ~ 1 mes RADIO: 4.8, 8.6 GHz (ATCA) S 4.8GHz = 0.26 mJy < 0.3 RAYOS (EGRET) 4.8 GHz, GHz, 0.8 RADIO : HI (IAR), (21 cm), haz: 30´ RAYOS X: datos de archivo Parámetros del sistema Benaglia et al

22 Conclusiones Las estrellas tempranas emiten radiación no-térmica, identificada Las estrellas tempranas emiten radiación no-térmica, identificada como radiación sincrotrón como radiación sincrotrón La radiación se genera en shocks en sistemas binarios y en estre- La radiación se genera en shocks en sistemas binarios y en estre- llas simples, implicando la presencia de partículas relativistas y llas simples, implicando la presencia de partículas relativistas y campos magéticos campos magéticos Las radiación sincrotrón es detectada en radio en regiones de co- Las radiación sincrotrón es detectada en radio en regiones de co- colisión de vientos; no está claro qué pasa en sistemas simples colisión de vientos; no está claro qué pasa en sistemas simples La presencia de emisión sincrotrón implica que habrá emisión a La presencia de emisión sincrotrón implica que habrá emisión a altas energías, detectable con satélites de rayos gamma altas energías, detectable con satélites de rayos gamma Los modelos para reproducir distribución espectral y espacial es- Los modelos para reproducir distribución espectral y espacial es- tán en desarrollo tán en desarrollo Aún hay muy pocas observaciones que hayan podido resolver las Aún hay muy pocas observaciones que hayan podido resolver las fuentes identificadas con los vientos … fuentes identificadas con los vientos …


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