ESTUDIOS MESTUDIOS MULTIFREULTIFRECCUENCUENCIA DE OBJETOS IA DE OBJETOS ENERGÉTICOS GALÁCTICOSENERGÉTICOS GALÁCTICOS

EEMISIÓN NO-TÉRMICA EN MISIÓN NO-TÉRMICA EN ESTRELLAS TEMPRANAS ESTRELLAS TEMPRANAS

MASIVASMASIVAS

Paula Benaglia - G.A.R.R.A. IAR / FCAGLP-UNLPGrupo de Astrofísica Relativista y

Radioastronomíawww.iar.unlp.edu.ar/garra/

Estrellas tempranas Estrellas tempranas masivasmasivas

T > 20 000 K

L > 105 Lo

M > 8 - 10 Mo

Intenso flujo UV

t t k 10 k 1066 yr yr

Sradio mJy mJy

Vw 10 1033 km/s km/s

M M 10 10-7-7 a 10 a 10-4-4 M Moo/yr/yr

WR

OB

Pup (O4 If) - Flujos de continuo observado y teórico

0 3 6 9 12 150

1

2

3WR 40

Pup

S (m

Jy)

Frec (GHz)

BB

0.6 (R&B96)

Pup (Bieging+89) WR 40: WN8 ( Chapman+99)

= 0.6 = 0.8

dM : M dt

eh

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

h

dM : M dt

S

(IR, radio)

= 0.6

(W&B 1975)

Viento estelar

0 < 0

0 5 10 15 20 25

1

3

5

7

9

11

(GHz)

O2 If*

HD 93129A

S (m

Jy)

Estrellas con emisión no-térmicaEstrellas con emisión no-térmica

Benaglia & Romero 2003

Van Loo 2005

Emisión no-térmicaen radio

Partículas relativistas >> 1

Campos Magnéticos ~ 1 - 1000 G

Radiación SINCROTRÓN

Aceleración :Aceleración :u1 / u2

n = 2) ( -1)

N (E) E-n

Isyn = ∫PsynN(E) dE

Zonas de aceleración :Zonas de aceleración :a: viento estelarb: región de colisión de vientosc: shock terminal

ba

c

MIE

Estrellas simplesEstrellas simples

Lucy+(1980, 1982), White (1985), Chen (1992), Chen & White (1994), van Loo (2005), etc.Lucy+(1980, 1982), White (1985), Chen (1992), Chen & White (1994), van Loo (2005), etc.

Cyg OB2 #9, single shock modelMultiple shocks model

Distancia a la región de colisión de vientos (RCV): Distancia a la región de colisión de vientos (RCV): D D D D 1/21/2 M M22 v vw2w2 (1+(1+22) (1+) (1+22) ) MM11 v vw1w1

Campo magnético en la RCV:Campo magnético en la RCV:

B (r)B (r) ~ B~ B* * vvrotrot /v /vww R R**/r

Tamaño de la RCV: Tamaño de la RCV: ll = = D D

Energía máxima de los electrones:Energía máxima de los electrones: EEmaxmax = = EEmaxmax ( (vvww, D, B, D, Bcwrcwr, L, L22))

Campo de equipartición en RCV: Campo de equipartición en RCV: BBeqeq = = BBeqeq [ [ll , S( , S(), ), , ... ], ... ]

; ; = (Eichler & Usov 1993)

Estrellas binariasEstrellas binarias

Primaria

D

Secundaria

; ; rr22 =rr1 1 =

r1 r2

+

Observaciones ...Observaciones ...Cyg OB2 N° 5 (VLA, Contreras+97); (O7 Ia+O/WN) + B0 V

WR 140; WC7 + O4-5

WR 146WR 146 (O’Connor+05); WC6+O8 (O’Connor+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

70mas30mas, 9mas

Estudios en continuo de radioEstudios en continuo de radio Índices espectrales (observaciones a más de una frecuencia): Índices espectrales (observaciones a más de una frecuencia): 0.6 : emisión térmica0.6 : emisión térmica 0, < 0 : contribución no-térmica0, < 0 : contribución no-térmica SSTT M M Espectro Espectro S S (() ) Separación de contribucionesSeparación de contribuciones PolarizaciónPolarización Detección de la RCV ? Mapa ?Detección de la RCV ? Mapa ? Campo B de equiparticiónCampo B de equipartición Estudios estadísticosEstudios estadísticos ClumpingClumping

Contrapartes a altas energías Estudios de binaridad MIE circundante: burbujas

Más Más

Sistemas binarios I Sistemas binarios I Aproximación fuente puntual:Aproximación fuente puntual: Vientos radialmente simétricosVientos radialmente simétricos Emisión sincrotrón de una fuente puntual, Emisión sincrotrón de una fuente puntual, entre los dos vientos estelares, atenuadaentre los dos vientos estelares, atenuada por absorción libre-librepor absorción libre-libre Opacidad univaluadaOpacidad univaluada Índices espectrales constantesÍndices espectrales constantes

Datos: Datos: Mi, vwi, separación, (tamaño RCV), radio-espectro

ST, SNT , Beq; Lsyn T, NT , o

[ Chapman+ (1999): WRs del sur; Benaglia+(2004a,b,2005): Ofs australes ][ Chapman+ (1999): WRs del sur; Benaglia+(2004a,b,2005): Ofs australes ]

HD 93129A, 4.8GHz

HD 93129A, 8.6GHz

Sistemas binarios IISistemas binarios II Aproximación fuente extendida:Aproximación fuente extendida:

Simulaciones hidrodinámicas en 2D para la distribución de densidad y Simulaciones hidrodinámicas en 2D para la distribución de densidad y presión en los vientos individuales y en la RCV, con simetría axialpresión en los vientos individuales y en la RCV, con simetría axial

A partir de A partir de TTii, , ddii, cálculo de , cálculo de ii, , ii en cada celda en cada celda Se supone distribución de electrones en cada celda según ley de potenciasSe 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 espectro [ Dougherty+ (2003), [ Dougherty+ (2003), distribución espacial Pittard+ (2005) ]distribución espacial Pittard+ (2005) ]

WR 147 x,y, log(n)

Emisión no-térmica a altas energíasEmisión no-térmica a altas energías

Dispersión Compton inversa: Dispersión Compton inversa: electrones relativistas electrones relativistas interaccionan con los fotones UV estelares; interaccionan con los fotones UV estelares; hhICIC = = 4/34/3 22 h hsyn syn : espectro idéntico al sincrotrón: espectro idéntico al sincrotrón

Bremsstrahlung relativistaBremsstrahlung relativista:: cuando electrones relativistascuando electrones relativistas se aceleran en el campo se aceleran en el campo electrostático de los electrostático de los núcleosnúcleos

Decaimiento de piones neutros: Decaimiento de piones neutros: producidos a partir producidos a partir dede interacciones entre protones interacciones entre protones relativistas y núcleos del viento relativistas y núcleos del viento o del MIE, en las tres regioneso del MIE, en las tres regiones:: p + p p + p 00 + X, + X, 00 + +

MEC

ANIS

MOS

Emisión a altas energías Emisión a altas energías (continuación)(continuación)

IC: IC: Fotones semilla Fotones semilla hh1 1 eVeV, , 10 102-42-4fotones ICfotones IC: h: hICIC keV – MeVkeV – MeV

IC: IC: Si para eSi para e--: : N(E) E-p para fotones: dNdNphph(E(EdE dE EE-- = = p+1)/2p+1)/2

IC: IC: Fotones de la secundaria más importantes: Fotones de la secundaria más importantes: rr22 < < rr11 ( (hh))22

En la RCV: misma población de eEn la RCV: misma población de e-- para scattering IC para scattering IC y emisión sincrotróny 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 een distribución de e-- : : break break ((UU, , ttescesc))

Máximo factor de Lorentz para eMáximo factor de Lorentz para e-- en RCV: en RCV:maxmax ((, , vv , , BBCWRCWR,, r rii, , LLii) ; ) ; syn,max syn,max ; ; EEcutoff,ICcutoff,IC

Contrapartes a fuentes gamma Contrapartes a fuentes gamma no identificadas ???no identificadas ???

Cyg OB2 Nº 5Cyg OB2 Nº 5O7IA+Of/WN9 – B0V; 1.8kpc

RegiónRegión MecanismoMecanismo Lum. esperadaLum. esperada (erg/s)(erg/s)

Lum.observadaLum.observada (erg/s)(erg/s)

RCVRCVIC scatt.IC scatt.Bremss. Rel.Bremss. Rel.Decaim. Decaim. 00

8.0 x 108.0 x 103434

3.4 x 103.4 x 103030

5.2 x 105.2 x 102424

Shock terminalShock terminal Decaim. Decaim. 00 2.3 x 102.3 x 103232

Base del vientoBase del viento IC scatt.IC scatt.Decaim. Decaim. 00

------5.0 x 105.0 x 103434

NT

Variable

2.4 x 1035

Benaglia, Romero, Stevens, Torres 2001

0.5”

Scattering CI

Brem.relativista

p + p 0 + X

WR 140, WR 146 y WR 147WR 140, WR 146 y WR 147SistemaSistema TTipo ipo EspEspectralectral d d (kpc)(kpc) D D (AU)(AU)

WR 140WR 140 WC7 + O4-5 I 1.8 3 - 30 -0.6WR 146WR 146 WC6 + O8If 1.25 210 -0.62

WR 147WR 147 WN8 + O5-7 I-II 0.65 317 -0.5

Benaglia & Romero 2003

Producción de rayos en la RCV, para el rango 100 MeV < E < 20 GeV

Campos B :~ 3.2 1034

< 8 1034

< 2.2 1034

HD 93129AHD 93129A O2 If* (Walborn+ 2002)O2 If* (Walborn+ 2002)

MM (óptica) (óptica) 2 x 10 2 x 10-5-5 M MOO/yr /yr (Taresch+ 1997, Puls+1996) (Taresch+ 1997, Puls+1996)

vv = 3200 = 3200 200 km/s (Taresch+ 200 km/s (Taresch+ 1997)1997)

TTeffeff = 52000 = 52000 1000 K (“) 1000 K (“)

log (log (LL/L/Lsunsun) = 6.4 ) = 6.4 0.1 (“) 0.1 (“)

dd (Tr 14) (Tr 14) 2.5 kpc (Walborn+95) 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 ?

Estudio del espectro de HD 93129AEstudio del espectro de HD 93129A

0 5 10 15 20 250

2

4

6

8

10

ATCA Data

S (m

Jy)

(GHz)0 5 10 15 20 25

0

2

4

6

8

10

ATCA Data Fit T. emission Non-T. emission

S (m

Jy)

(GHz)

S (S ()) = A = A 0.60.6 + B + BNTNT e e(-C(-C-2.1-2.1))

1. Emisión térmica2. Emisión

sincrotrón3. Absorción

térmica4. Autoabsorción

sincrotrón5. Efecto Razin-

Tsytovitch

S (S ()) = 0.17 = 0.17 0.60.6 + 28.6+ 28.6 -1.3 -1.3 ee(-1.4 (-1.4 -2.1-2.1))

Benaglia & Koribalski 2004, 2005

Emisión térmica: ST 8.6GHz = 0.6 mJy M = 3.6 x 10-5 M0/yr

= 0.08 rAa = 120 AU, rAb = 34 AU

Factor de Polarización < 2%

NT = -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)NT = -1.3 (-1: 15 mGauss)

SSA, RTe, debajo de 1.4 GHz (B* > 30 G )

ResultadosResultados

HD 93129Aa

HD 93129Ab

RCV

Máximo factor de Lorentz de los eMáximo factor de Lorentz de los e-- en la RCV: en la RCV: maxmax ((, , vv , , BBCWRCWR, , rrii, , LLii) = 1.8 x 10) = 1.8 x 1055; ; sync,maxsync,max 2 x 10 2 x 1066 Hz Hz

EEcutoff,ICcutoff,IC 500 GeV 500 GeV

Energía a la cual la distribución de eEnergía a la cual la distribución de e-- cambia: cambia: break break ((UU, , ttescesc) ) 2 x 10 2 x 1044; ; syncsync 3.3 x 10 3.3 x 101313 Hz; Hz; EEbreak,ICbreak,IC 6 GeV;6 GeV; tt synsyn >> t >> tICIC

LLICIC ((LLsyncsync, , BBcwrcwr, , LLii, , rrii)) 1 x 101 x 103333 erg/s (<< erg/s (<< EGRET threshold EGRET threshold ))

NTNT = -1.3= -1.3 p p = 3.6= 3.6 IC IC = 2.3= 2.3 SSNTNT NNee-p -p dNdNphph((EEddEE EE--

Emisión a altas energíasEmisión a altas energías

Ne

E

WR 21aWR 21a

OPTICO: Niemela +04, Casleo: P ~ 1 mes

RADIO: 4.8, 8.6 GHz (ATCA)

S4.8GHz = 0.26 mJy < 0.3

RAYOS (EGRET)

4.8 GHz, 1.5”

8.6 GHz, 0.8”

RADIO: HI (IAR), (21 cm), haz: 30´ RAYOS X: datos de archivo

Parámetros del sistema

Benaglia et al. 2005

+

+

ConclusionesConclusiones Las estrellas tempranas emiten radiación no-térmica, identificadaLas estrellas tempranas emiten radiación no-térmica, identificada como radiación sincrotróncomo 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 yllas simples, implicando la presencia de partículas relativistas y campos magéticoscampos magéticos

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