Bandas de emisión de CO de MWC 349 Primeras bandas armónicas provienen de un disco o de viento? (Kraus et al., 2000) Manuel Merello F. AS735, 09 de Mayo de 2006

Introducción Objetos estelares jóvenes (YSO’s) Estrella B[e] MWC 349 Descubrimiento de cabezas de banda de CO en YSO’s Estrella B[e] MWC 349 RA(J2000): 20h32m45.6s Dec(J2000): +40º39’37’’ Distancia: 1.2 kpc Luminosidad bolométrica: ~ 3*104 L☉ Muestras de primeras bandas armónicas de CO en emisión Extinción visual: AVISM ≈ 10 mag Existencia de bulbo de polvo circumestelar (e.g. Geisel 1970) Indicaciones de existencia de disco circumestelar: Observaciones de líneas de emisión de doble peak Interferometría speckle IR Fuerte línea de emisión maser de recombinación de hidrógeno en el mm y submm

Observaciones

Líneas de recombinación de Hidrógeno – la serie Pfund Transiciones desde n → n’=5 Líneas en el centímetro y en el IR medio, además de las líneas de doble peak de recombinación maser contienen componentes en velocidad de cerca de 50 km s-1 (Smith et al. 1997; Thum et al. 1992) Para modelar la emisión, se asume que líneas Pfund son ópticamente delgadas. Para las líneas Pfund ≥18 : (Menzel & Pekeris, 1935) El número de densidad por nivel n se obtiene de la ecuación de Saha:

El modelo detallado del espectro de líneas de Pfund muestra que la emisión proviene de las partes más interiores del viento ionizado, donde la densidad de electrones es alta (Kraus, 2000) Para una densidad de electrones tan alta como 108 cm-3, se tiene LTE Para líneas de emisión Pfund ópticamente delgadas en LTE y con una temperatura de electrones constantes, se tendrá que el cuociente de intensidad de la vecindad de líneas Pfund es: < 1 Luego, la intensidad de líneas Pfund decrece al aumtar el número cuántico n:

De esta forma a las observaciones les pueden sustraer el modelo de la serie Pfund junto con la emisión en el continuo de MWC 349, para obtener un espectro atribuido principalmente a la primera emisión armónica de banda CO

Modelo de la emisión de banda CO La energía de una molécula diatómica en el nivel rotacional J y nivel vibracional υ puede ser expandida como: Las primeras bandas overtone resultan de las transiciones vib-rot acopladas en el estado electrónico base y obedecen las reglas de selección Δυ=2 y ΔJ = ±1 Asumiendo que el CO está en LTE, se obtiene la población por nivel de la distribución de Boltzmann: Además:

Sea λmin el comienzo de la cabeza de banda de (2→0), de modo que en esta longitud de onda la intensidad de la línea (2,51) → (0,50) ha decaido en un factor x~5 de su máximo λ0 λmin = 2.29285 ± 0.00005 μm En rojo, transición (2,51)→(0,50). Restantes líneas corresponden a transiciones vecinas: azul, disminuyendo J; verde, aumentando J

El valor de λmin depende de varios mecanismos de ensanchamiento de línea: movimiento termal, movimiento turbulento, resolución instrumental, viento esférico entre otros, los que tienen perfil gaussiano Si se considera además rotación de un disco, se obtiene una expresión para λmin con υlsr=8 km s-1

Perfil de línea gaussiano para el gas de CO Coeficiente de absorción constante en la línea de visión Cambio de emisión delgada a gruesa depende además de la temperatura υgauss ≈ 50 km s-1 Puntos: 3000 K Rayas: 4000 K Continua: 5000 K

Variación de la proporción de las dos cabezas de bandas Al aumentar la densidad de columna, se observan las siguientes características: Variación de la proporción de las dos cabezas de bandas Ensanchamiento de la cabeza de banda NCO aumentando de inferior a superior: 1020, 5*1020 , 1021 , 2*1021 cm-2

La proporción entre la densidad de flujo entre las cabezas de banda 3→1 y 2→0 disminuye al aumentar la densidad de columna (i.e. τ) Ensanchamiento de la cabeza de banda con el aumento de la densidad de columna. Densidad de columna de CO (cm-2): Rayas: 1021 Continua: 5*1020 Puntos: 1020

El caso ópticamente delgado no es satisfactorio si se considera un intervalo de longitudes de onda más amplio Luego, se obtiene la densidad de columna que más se ajusta a las observaciones: NCO ≈ 5*1020 cm-2 Al analizar además la cabeza de banda 3→1, se llega a un rango de temperatura para el CO: TCO = 3500-4000 K

Con los valores obtenidos para TCO y NCO , y tomando en cuenta además la extinción en primer plano AVISM, se modela un espectro de banda de CO. Se encuentra: área proyectada de emisión de CO ACO ≈ 1.36*1026 cm2 MCO ≈ 3.2*1024 g

Bandas de CO de un disco Kepleriano Velocidad orbital En la línea de visión Se quiere calcular la emisión a partir de la ecuación de transferencia, utilizando: Se observa que la forma del espectro es altamente dependiente de la densidad de columna y del tamaño del disco

Una mayor dispersión en velocidad significa un área de emisión más grande, y por lo tanto una menor densidad de columna. Luego, la emisión se vuelve ópticamente muy delgada (τ≈ 10-4) Si uno asume que el polvo y el gas están térmicamente desacoplados, se pueden encontrar valores para las temperaturas de polvo y gas: TCO ~ 4000 K Td ~ 1000 K

Discusión Dificultades del modelo: Es posible hacer una combinación de los modelos de viento, con uno de rotación Kepleriana Dificultades del modelo: Si υrot ≤ 40 km s-1 y además M=26 M☉ Distancia ≥ 14 AU Td ~950 K Si CO está localizado sobre el disco y está termalmente desacoplado, podría llegar a ~3500 K por calentamiento radiativo, pero el valor de NCO implica entonces una densidad superficial de gas al menos un orden menor que la implicada por el disco de polvo

Modelo alternativo Si la banda de emisión del CO proviene del disco, debe ser del interior del radio de evaporación del polvo debido a sus altas temperaturas (~3500 K) Si la parte exterior del polvo tiene un bulbo, y debido a la poca inclinación( i~10º), el bulbo bloquea la luz proveniente de la parte interior del disco en la parte más cercana al observador

Conclusiones Del espectro de alta resolución de la estrella B[e] MWC 349, se modelan sus componentes relacionadas con la serie Pfund del átomo de Hidrógeno además de las primeras bandas armónicas de la molécula CO Asumiendo en el modelamiento de las líneas Pfund que son ópticamente gruesas, se encuentran que provienen de la parte interior de la región H II alrededor de MWC 349 y que están en LTE El CO observado está a una temperatura de 3500-4000 K, y las poblaciones de los niveles vibracionales están cercanas a LTE El ancho de las cabezas de banda 2→0 indica dispersión en velocidad de 50-60 km s-1 Distintos modelos para la emisión de CO: Banda de CO proviene de una capa de viento, que sirve de transición entre el disco y la región H II, con NCO ≈5*1020 cm-2 Buen ajuste a las observaciones

El CO emite en una capa delgada sobre el disco de polvo en radios entre 6.5 y 15 AU. En este caso NCO ≈6*1016 cm-2 ; τ≈10-4, y el gas está termalmente desacoplado con el polvo Modelo poco satisfactorio Modelo sugerido: Bandas de CO provienen del borde interior del disco circumestelar. El gas de CO debe estar localizado dentro del radio de evaporación del polvo para obtener las altas temperaturas y densidades de columna