M. Orellana, Instituto Argentino de Radioastronomía G.E. Romero,

Presentación del tema: "M. Orellana, Instituto Argentino de Radioastronomía G.E. Romero,"— Transcripción de la presentación:

1 Un modelo hadrónico para la emisión de rayos gamma en el microquasar LSI +61 303
M. Orellana, Instituto Argentino de Radioastronomía G.E. Romero, H. Christiansen State Univesity of Ceara, Physics Dept, Fortaleza, Brazil Voy a comentarles un modelo que desarrollamos (junto con Romero y Christiansen) para la emisión de rayos gamma en el MQ Lsi Dejénme en primer lugar, recordar qué es un MQ.

2 Microquasares En sistemas binarios formados por un OC y una estrella sabemos que puede haber transferencia de masa. Si la estrella es de tipo esp. temprano esto ocurre a través de sus vientos estelares que en parte son acretados por el objeto compacto. Gas de la estrella donante cae hacía él, y si lo hace con cierto impulso angular, va a forman un disco de acreción a su alrededor. En el disco la fricción es responsable de calentar el gas hasta temperaturas que lo hacen emitir en rayos X. Un MQ es un sistema binario que emite en rayos X y donde el OC despide a lo largo de su eje de rotación chorros bastante colimados de partículas, que llamamos jets. En bandas de radio, estos jets se detectan gracias a la emisión sincrotron originada por e relativistas. Algunos MQ se han detectado en rayos gamma en el rango de Mega y hasta Giga eV. Esa emisión también puede llegar a adjudicarse a electrones relat. , eso es lo que plantean modelos leptónicos y es lo que nos va a contar hoy a la tarde G. A energías aún mayores no es claro cual sería el mecanismo que origina la emisión. Emisión que ya no es sólo una especulación teórica, porque hace poquito Aharonian y colaboradores detectaron al MQ LS5039, observando a energías por encima de 0.25 TeV. Cómo dijimos es un hecho aceptado la existencia de e relativistas en los jets. No es descabellado pensar que junto con los e se hayan acelerado e inyectado en el jet protones con energías relativistas. En el marco de un modelo hadrónico se pretende cuantificar la emisión en rayos gamma que se origina en la interacción de protones del jet con el medio en el cual el jet está inmerso. Los microquasares son sistemas binarios que emiten en rayos X. Como su nombre sugiere, se comportan en ciertos aspectos, como versiones a pequeña escala de los quasares extragalácticos. Se cree que una buena parte de las binarias con emisión X se comportan como microquasares en alguna etapa de su vida.

3 Modelo existente: Romero, G.E. et al 2003, A&A, 410, L1
En el año R. y col. proponen un modelo hadrónico en una configuración simplificada, En la que el viento estelar es soplado con simetría esferica, y la órbita del sistema es circular. Protones que se mueven aquí dentro logran interaccionar con algunos de los protones del viento que logran penetrar en el jet. Las reacciones entre protones, cuyos principales canales son estos , son las mismas que consideramos para este trabajo, producen piones neutros que luego decaen en fotones. Para aplicar un modelo hadrónico de este tipo al MQ LS hay que tener en cuenta sus características, y permitanme presentarlas Romero, G.E. et al 2003, A&A, 410, L1

4 LSI +61 303 Características Viento ecuatorial Estrella compañera B0
3EG J ? LSI Características Viento ecuatorial (Hutchings & Crampton 1981) Estrella compañera B0 Objeto compacto NS Distancia kpc Porb d e ± 0.15 β apar ≥ 0.4 fase periastro La rotación de la estrella donante, que es de tipo B0, hace que su viento se concentre cerca del plano eq,, esta es una diferencia importante respecto del caso que comenté recién. En este sistema el objeto acretante es una estrella de neutrones, la orbita tiene un período de 26.5 días y Tiene una excentricidad elevada, de modo que no puede ignorarse la dependencia temporal al desarrollar un modelo de este sistema. La fase se parametriza en forma convencional de modo que el momento de pasaje por el periastro ocurre cuando vale 0.23 LSI +61 es uno de los MQ más estudiados. En este gráfico publicado por Paredes este año, se muestra la distribución espectral de su luminosidad. Ha sido observado en radio usando el VLA, en óptico y UV predomina la emisión de la estrella B, que acá se indica en línea punteada. Se observó en rayos X, y se lo detectó en rayos gamma de entre Mega y Giga eV con distintos instrumentos del satélite Compton. Incluso se ha sugerido que es la contraparte de una fuente listada en el catálogo EGRET. Paredes, J.M. [astroph: ]

5 Modelo propuesto: 1018 gr/s y Tasa de acreción de masa
Este es un esquema de la situación que vamos a considerar, donde tenemos el sistema, visto de arriba, y acá de costado. Aquí tenemos la estrella B, el viento a su alrededor forma un disco que se expande por encima y debajo del plano eq.: ciertos trabajos observacionales llevan a pensar que para este sistema este ángulo vale alred. de unos 15º. Otra información de origen observacional es la densidad que se infiere para el viento en su base, y que es bastante alta. La estrella de neutrones se mueve inmersa en ese viento. Este es su disco de acreción y sus jets. El volumen para las interacciones p-p es la intersección de los jets con el disco formado por el viento. La línea a la visual desde donde se observa el sistema forma un ángulo teta con el z. La tasa de acreción de masa puede estimarse por medio de su valor en el caso de acreción esférica, y queda determinada por la densidad del viento en r y la velocidad relativa entre el viento y la estrella de neutrones. Este es el comportamiento que sigue en función de la fase. El máximo ocurre en el pasaje por el periastro, y hay un máximo secundario cuando se minimiza la velocidad relativa. El paso siguiente es asumir que hay una relación directa entre la energía depositada sobre la estrella de neutrones por el material acretado y la potencia del jet. La energía cinética total de los protones relativistas que ingresan en el jet es en nuestro modelo la 1/1000 parte de la tasa de acreción de masa por la velocidad de la luz al cuadrado. Asumimos que esos protones se distribuyen en energía como una ley de potencias con un índice compatible con un mecanismo de aceleración de Fermi, por eso adoptamos este indice alfa=2.2 Para la energía máxima de los protones se eligió un valor en concordancia con el tamaño del jet, y una eficiencia en la aceleración menor a l 10%, de allí surge este valor de 100 TeV. Notese que el factor de L macros, que too es un dato obs. Vale sólo 1.25 Contenido energético de los protones en el jet

6 Hadronic high-energy gamma-ray emission from the
CALCULOS Dada la distribución de los protones del jet en el sistema de laboratorio, se obtiene la emisividad gamma resultante del decaimiento de piones neutros. Integrando la emisividad en el volumen de interacción obtenemos la distribución espectral de energías. Se adopta un ángulo con la visual de Fuentes de Opacidad: campo de la estrella B (UV) y del material acretado que impacta sobre la estrella de neutrones (rayos X). Teniendo así caracterizado al sistema estamos entonces en condiciones de calcular la emisividad gamma que resulta del decaimiento de piones neutros. Lo hicimos siguiendo la aproximación de Gaisser, osea utilizando el momento pesado para la sección eficaz inclusiva, dado el índice en la distribución de los protones. La emisividad se integra multiplicada por la densidad de partículasdel viento que logran penetrar en el jet, que en nuestro modelo n aquí es el 10% del numero de particulas por unidad de volumen del viento en la posición r'. La dependencia con el ángulo que determina la dirección a la visual no es muy fuerte, ya que el factor de Lorentz macro del jet vale sólo 1.25 En nuestros cálculos adoptamos para ese ángulo un valor de 30° acorde con la inclinación de la órbita según lo determinado por Casares y colaboradores. Que los rayos gamma sean creados no nos asegura que sean detectables, debemos considerar la posibilidad de que sean absorbidos en su trayecto hacia el observador. La principal fuente de absorción a altas energías es el campo radiativo de la estrella donante y a energías menores el campo de rayos X. Detalle de las expresiones utilizadas en: Hadronic high-energy gamma-ray emission from the microquasar LS I Astro-ph: , proximamente en ApJ 632.

7 RESULTADOS Curva de luz Espectro Luminosidad generada
Luminosidad corregida por absorción Curva de luz Espectro La integración numerica para obtener la luminosidad fue programada en Mathematica. Los resultados pueden graficarse en forma tridimensional ya que la luminosidad generada es función de la fase orbital y de la energía de los fotones. La opacidad, como mencionamos, disminuye la potencia detectable. El efecto es importante porque el lugar de producción de estos fotones gamma se situa dentro del volumen del sistema binario. Efectuar unos cortes de esta superficie apreciarla mejor.En estos dos gráficos la línea contínua corresponde a la luminosidad corregida por absorción, y la puntedada a la lum generada. Aquí a la derecha se muestra la curva de luz para fotones con energía de 100 GeV,para los que la absorción es máxima, vemos que aplasta la curva de luz llevándose dos ordenes de magnitud en el momento del periastro. Si miramos el espectro, aquí graficado para el momento de pasaje por el periastro y apoastro, vemos que el efecto de la absorción es bien evidente durante el periastro, como un ablandamiento para energías de entre 30 y 100 GeV, luego vuelve a endurecerse. Dado que este MQ se encuentra a 2kpc, este flujo sería detectable por un telescopio como MAGIC luego de una integración de 50 hs. Esa es una predicción que será facilmente testeable cuando Magic entre en funcionamiento. En este gráfico se señalan también cotas que actualmente existen para el flujo de este MQ, que fijó el telescopio Wiple. Nuestro modelo es compatible con esas cotas: no se lo detectó porque el flujo se encuentra por debajo de la sensibilidad de ese instrumento.

8 La densidad de energía de estas dos poblaciones es similar.
Emisión sincrotrón de los pares secundarios originados en la absorción de fotones y por el decaimiento de piones cargados La densidad de energía de estas dos poblaciones es similar. Asumiendo distintos valores del campo magnético en la base del jet obtenemos: Una característica de un modelo hadrónico es la inyección de partículas secundarias. En este Caso electrones y positrones que se crean, por un lado, como resultado de la absorción de los fotones gamma, y por otro como producto del decaimiento de piones cargados que se originan al mismo tiempo que los neutros, en las interacciones p-p. Según nuestros cálculos la densidad de energía de esas dos poblaciones es similar; hemos calculado la emisión sincrotrón que producirían, asumiendo distintos valores del campo magnético en la base del jet. Estos resultados respetan las cotas que imponen las observaciones en radio del MQ, por lo que no habría ninguna contradicción entre este modelo y uno puramente leptónico El flujo respeta las cotas impuestas por las observaciones en radio: No se contradice un modelo puramente leptónico.

9 Conclusiones Protones relativistas en el jet que interaccionan con los protones del viento estelar llevan a la producción de fotones gamma. El espectro muestra un mínimo a energías de ~100 GeV debido a la absorción en la fotosfera. LSI sería detectable por un instrumento como MAGIC, integrando 50 hs de exposición. Resumiendo, Lo que se puede concluir de este trabajo es que un modelo hadrónico para el MQ Lsi Prevee que este sistema emite de rayos gamma en altas energías. De hecho se prevee que sería una fuente detectable por telescopios de nueva generación como MAGIC. Y durante el periastro su emisión mostraría rasgos espectrales característicos con una absorción máxima a una energía de 100 GeV