Combi - 57 Reunion Anual de la Asociación Argentina de Astronomía

Report
Astrofísica de altas energías y
objetos compactos
Jorge A. Combi
Grupo de Astrofísica Relativista y Radioastronomía
GARRA- IAR - FCAGLP – UNLP
57 Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía
Septiembre de 2014, Córdoba, Argentina.
Una estrella emite radiación  reserva de energía nuclear  en un
tiempo finito.
E  se agota  la presión del
gas caliente  no puede
balancear el peso de la estrella:

colapsa a un estado más denso.
“Se forma un objeto compacto”.
Estrellas con
M < 8 M
Estrellas con
M > 8 M
Estrellas compactas como resultado del punto final de la evolución estelar  en función de la
masa inicial.
Objetos compactos

“Estrellas  resultado del punto final de la evolución estelar.
Objetos compactos
Vesp=(2GM/R)1/2 -> se aproxima a “c”
•“R” cercano al radio de Schwarzschild  2 GM/c2
•(2.95 km para objetos de 1 masa solar).
Difieren de las estrellas normales en al menos 2 aspectos:
1.No queman combustible nuclear  no se evita el colapso
gravitacional mediante presión térmica.
2. El tamaño. Son mucho más pequeñas que las estrellas
normales.
Relativo a las estrellas normales con masas semejantes

radios mucho más pequeños

campos gravitacionales mucho más intensos.
Las enanas blancas  balancedas  presión de los e- degenerados.
Esta presión es suficiente  el
límite de Chandrasekar de ≈ 1,4
M_sol.  Más allá de esta masa
crítica, la gravedad sobrepasa la
presión de degeneración,

lo cual puede dar como resultado
el colapso.
Si se supera la presión de degeneración de los e- 
la presión de degeneración de neutrones

“es la última esperanza para evitar el colapso gravitacional total”.
Se forma  una “estrellas de neutrones”.
La ecuación de estado para densidades supranuclear, solo un límite superior de 3
M_sol  (bajo consideraciones muy generales).
Los BHs  estrellas totalmente colapsadas, en cuyo interior existe una
concentración de masa lo suficientemente elevada como para generar un
campo gravitatorio  tal que ninguna partícula material, ni siquiera la luz,
puede escapar de ella.
El interior de los BHs es muy enigmatico  su superficie está formada por un
tipo de membrana semipermeable -> prohibida a cualquier emisión clásica
desde la superficie.
En este caso, la fuente del potencial gravitacional es un tipo de “singularidad de
curvatura”, la cual está oculta detrás de la membrana.
Los objetos compactos como las WDs y NSs 
densidades extremadamente altas,
no pueden ser creadas en laboratorios terrestres
fases de la materia que no son bien conocidas.
“El estudio de las NSs y los BHs  “información vital”  el
comportamiento de la materia en condiciones extremas”.
Las WDs o NSs pueden representarse como objetos en estado
sólido, diferente a todas las otras estrellas que presentan un interior
gaseoso.
Historia de los objetos compactos (OC)
El estudio de OC  el descubrimiento de WD  la descripción exitosa de sus
propiedades  la estadística de Fermi–Dirac y el principio de exclusión de Pauli.
Se sugiere que la presion de e- degenerados es la que evita el CG. Una idea propuesta
inicialmente por Fowler en 1926.
En 1930 Chandrasekhar introduce el valor de “La masa máxima que una WD puede
tener” (debido a efectos relativistas).
En 1932 Chadwick descubre el neutron e imediatamente  las ideas formuladas Fowler
para e- se generaliza a los neutrones.
En 1939  Oppenheimer, Volkoff, y Tolman desarrollan el primer modelo para NSs.
Se describe la materia de una estrella como un gas ideal de neutrones degenerados.
Se demuestra la existencia de una masa máxima de 3 Msol, para el caso de NSs, para la
cual la estrella no es estable y se derrumba en un BH.
En 1967, treinta años después, Jocelyb Bell-Burnell detecta la primera NS en la banda
de radio.
Características de objetos compactos:
Una cucharadita de su materia pesaría en la Tierra tanto como un elefante de 5,5
toneladas.
Enanas blancas: R~10 km, Vesc~0.02 c, density~ 106 g/cc
Estrellas de neutrones: R~15 km, Vesc~0.32 c, density~ 1014 g/cc
Agujeros negros
Radio de Schwarzschild y horizonte de eventos
Es la D desde el centro del BH, hasta un punto en el cual la V_esc
es igual a la velocidad de la luz.
____
Rs = 2GM
c2
G = constante gravitacional
M = masa
Rs es el radio e Schwarzschild.
(Rs = 2.95 km para objetos de 1 masa solar).
“Horizonte de eventos”
¿Cómo observar BHs?
=> BHs “no” pueden observarse directamente.
Pero si un BH “es parte de un sistema binario” 
“Podemos estimar su M
del período orbital con su
velocidad radial”.
Masa > 3 Msun
=> Agujeros negros
“Si queremos ver la luz  es necesario arriesgarse en la oscuridad”.
Inicios de astrofísica de objetos compactos:
La astrofísica de altas energías  objetos
compactos

 La que se realiza observando rayos-X y rayos-gamma.
partículas alcanzan velocidades
cercanas a las de la luz (procesos
relativistas)
plasmas a muy altas
temperaturas
Existen 2 tipos de radiación electromagnética  rayos-X.
Radiación térmica  depende de la temperatura de la
fuente emisora.
Radiación no-térmica  no depende de la temperatura
de la fuente emisora (campo magnético).

La forma del espectro (flujo vs frecuencia) permite
determinar el mecanismo de emisión de la fuente.
ELECTRON-VOLTIO
La E -> ν de rayos-X/gamma se mide en “electronvoltios”.
Se define 1 eV (electrón voltio) como la cantidad de E cinética = la que adquiere un
electrón al ser acelerado por una ΔV= 1 voltio.
1eV = 1.602176462 × 10-19 Joule
Ec = 1 ev
CATODO
-
V=1 v
ANODO
+
Astronomía de rayos-X:
0.1 - 100 keV
E=h ν = k T ==> plasmas con
T -> 106 -- 109 K
Longitud de onda -> 0.1- 300 Å.
Astronomía de rayos-gamma:
30 MeV - 10 GeV
50 GeV – 100 TeV
T -> 109 K
Efectos de la atmósfera
Atmósfera no es transparente a todas las longitudes de onda  hay que
situar observatorios fuera de la atmósfera.
Debido a que nuestra atmósfera es opaca a los rayosX y rayos-γ, la astronomía de R-X/R-γ ha estado
siempre ligada con la industria aeroespacial.
La Astrofísica de altas energías  pudo comenzar a
desarrollarse  a partir de la década de los 60´s.
XMM-Newton
(ESA)
Chandra
(NASA)
Los satélites CHANDRA & XMM-Newton
CHANDRA:
Energy Range: 0.1-10 keV
Effective Area: ACIS-I~500 cm2
ACIS-S~225 cm2
FOV ~ ACIS-I 16'x16'
~ ACIS-S 30'x30'
Energy resolution: E/dE ~ 20-50
Angular resolution ~0.5 arcsec !!
XMM-NEWTON:
Energy Range: 0.1-15 keV
Effective Area: 1500 cm2 at 1 keV
FOV ~27-33arcmin
Energy resolution: E/dE ~ 20-50
Angular resolution ~6 arcsec
• Observaciones simultáneas con todos los
instrumentos
• Importante para Ciencia
1. Resolución espacial
2. Resolución en energía
3. Timing
4. Area efectiva
5. Operaciones
La sensibilidad de los telescopios ópticos,
desde Galileo hasta hoy con el HST (~380
años), se incrementó en un factor 109
En rayos-X esto ocurrió en sólo 36 años!
The Fermi Gamma-ray Space Telescope
E  30 MeV – 300 GeV
The High Energy Stereoscopic System
H.E.S.S.
E  10 GeV – 10 TeV
Procesos radiativos en astrofísica de altas energías (rayos-X/rayos-γ)
Bremsstrahlung e-:
•
Gas parcial o totalmente ionizado
•
Temperatura T > 106 K
BlackBody: la forma del espectro
viene dada por:
Radiación Synchrotron


Campo Magnético
Electrones Relativistas
N (E )  E

SCI:
•
Electrones muy energéticos
•
Fotones
E=γmc^2,  γ = [1 − (v/c )2]−1/2
Para CRs e-  γ = 1000,
1)keV X-rays  interacción ν del CMB.
2)MeV γ rays  interacción ν ópticos.
Desexitación atómica
En gases a altas T  emisión-X de línea son fuentes importantes de radiación
El ion en estado exitado  decae a su estado base radiando fotones de energías
características de los niveles a través de los cuales el e- se mueve.
Esta radiación  líneas espectrales con una E  “determinada por el tipo de especie
(ion) responsable de la emisión”.
La radiación de un gas térmico es una mezcla (blend) de bremsstrahlung térmico y
radiación de línea.
Procesos de emisión de rayos-γ
E
E
 2.2
E
E
E
E
 2.6
 2.2
4
 dE 




dt

 I.C. 3
2
c γ max U photon
T
 2.2
4
 dE 
 


3
 dt  Sync
2
T
cγ max
B
2
2
 2.2
 2.6
Emisión de rayos-X/gamma de objetos compactos
(aislados y en sistemas binarios)
Emisión térmica de NSs aisladas (INSs)
Observaciones de INSs  extremadamente importantes en física
fundamental.
Emisión térmica de la superficie (BB) de una NS permite conocer razgos del
campo gravitacional  puede usarse para inferir la M y el R.
“La detección de líneas de absorción correspondientes a elementos
de la atmósfera de la estrella y medidas de su redshift gravitacional (RG) provee
datos suficientemente exactos”.
Del RG  el cociente entre M/R  lo que permite introducir fuertes
restricciones a los modelos de NSs. 
Esto permite  “testear propiedades físicas de la materia a densidades
(supra-) nucleares”
Púlsares
NS magnetizada en rotación y su
magnetosfera.
B esta inclinado 40◦ respecto del eje
de rotación vertical.
Regiones donde se genera la
radiación pulsada se indican en la
figura (adapted from Kaspi et al.,
2006).
Rayos-X térmicos se originan en la
superficie. Se ajustan  BB.
Rayos-X, no-térmicos en la
magnetosphere.
Pulsar wind nebulae
Una PWN es uno de los estados más inusuales de la materia.
Es una nube de partículas (e- y e+) altamente relativistas (B ≈ 10^−5 a 10−3 G).
Emisión no-térmica (espectro synchrotron) modelada por una ley de potencia continua
N = k(hν)^−α
Para el Crab, α ≈ 0.25 en la banda de radio, y ≈ 2.0 desde el óptico hasta rayos-X rayos-γ.
Debido a que el campo de
rotación del pulsar tiene
simetría cilíndrica el
shock tiene forma
toroidal.
Radiation de erelativistas está
fuertemente concentrada
en la dirección del
movimiento.
Abrillantamiento
Doppler permite ver la
región del toroide más
2XMMJ 153611-494456: A new pulsar wind nebulae?
Espectro no-térmico
Γ=2.1
Γ=2.0
Γ=1.8
Γ=1.7
Γ=1.6
Radio emisión no térmica:
Indice espectral = -1.8 +/- 0.1
García & Combi (2014 - A&A submitted)
Objetos Centrales Compactos (CCOs)
CCOs son fuentes puntuales situadas en la región central de SNRs.
No presentan emisión-X pulsada.
No presentan PWN  no tienen suficiente E rotacional.
Radio busquedas muestra que son ‘radio quiet’.
Sus espectros pueden ser BB con T ≈ 0.4 keV and L_x = 10^33−10^34 ergs/s. Existen
CCOs en SNRs  Cas A, Pup A, G266.2-1.2 y G347.3- 0.5 (entre otros).
Su naturaleza no es bien conocida.
Combi et al. A&A, 522, 50, 2010
Emisión de binarias de rayos-X
Emisión de radio
Estrella Normal
Rayos-gamma
Radiación
ultravioleta
Rayos-X
BH o NS
Jets
Rayos-gamma
Disco de acreción
Existen 2 clases de XRBs
Baja masa –
Tipo tardías.
Lx < 10^33 erg/s  WDs
Lx > 10^33 erg/s  NSs o BHs
(pulsación)
 NSs
Lx > 10^37 erg/s  BHs
(espectro soft)
Alta masa
Tipo tempranas
(OB)
Basicamente, muchas de las propiedades de una binaria depende del objeto compacto.
Disco de acreción
La fuente de energía-X es la gravedad.
La materia es transferida desde la estrella normal al objeto compacto liberando
así una gran cantidad de energía gravitacional en forma de radiación-X
Estructuras espectrales en rayos-X (HMXBs)
Cen X-3 y Cyg X-3  tienen L_X altas.
Cen X-3  la baja NH permite inferir que las
líneas de emisión débiles y que el continuo es
dominante..
Cyg X-3  altos valores de NH  líneas de
emisión potentes.
Vela X-1  el continuo es mucho más absorbido
en la parte “hard”. En la parte “soft” las líneas son
más potentes  no están afectadas por el mismo
material absorbente.
GX 301-2  la emisión-X de líneas y continuo en
la parte soft están fuertemente absorbidas  solo
la línea de Fe es dominante.
Agujeros negros en XRBs
Todo enfoque que involucre el estudio de BHs solo puede
proporcionar evidencia indirecta  horizonte de eventos

es absolutamente imposible detectar directamente cualquier
radiación de su superficie, la cual tiene un redshift infinito.
Esta caracterizado por 3 parámetros:
M, J y Q
Las curvas de velocidad radial  período orbital.
Observaciones ópticas  se puede estimar la M  es posible
conocer la separación (3ra Ley de Kepler)
Medidas del momento angular en un BH
Un BH es descrito por dos parámetros, su masa M y su momento angular J
(Q=0):
Estos 2 parámetros determinan completamente la escala y naturaleza del espaciotiempo en el entorno del objeto. El valor máximo posible para
Usualmente se usa la cantidad adimensional:
Donde a∗ es solo una fracción de este máximo, y puede tomar valores entre -1 y
1.
-1  rota en sentido contrario al sistema binario.
0  no rota (Schwarzschild BH)
1  máxima rotación (Kerr BH)
¿Cómo se puede medir la velocidad de rotación de un BH?

En la gravitación Newtoniana, las orbitas circulares alrededor de
una masa (punto de masa) son estables para cualquier R.
No es verdadero en Relatividad General.
En la métrica de Schwarzschild las órbitas estables son solo
permitidas hasta un radio mínimo R=6GM/c2 (innermost stable
circular orbit, ISCO)
El radio de la ISCO (RISCO) depende de el “spin” BH
“Información sobre este parámetro puede obtenerse de la
deformación de la forma de la línea de Fe de un espectro de
rayos-X”.
Orbita Circular estable más interna (ISCO)
Fe K line profile
La primera línea de Fe Kα line observada para un BH fue reportada en el espectro of
Cyg X–1 basada en datos EXOSAT (Barr, White & Page 1985, MNRAS 216, 65).
Se origina a través de irradiación sobre un disco frio (debilmente ionizado) por una
fuente de rayos-X duros de una Corona comptonizada.
Algunos  rayos-X que golpean el disco son
absorbidos por e- y otros por las capas internas
(K) de átomos de Fe  estado exitado  decaen
Por emisión de la línea de 6.4-keV en rayos-X-ray.
Proceso llamado fluorescencia.
Relativistic beaming y gravitational redshifts  en las regiones internas del disco
originan un “perfil de línea asimétrico” (para un resumen ver: Reynolds & Nowak 2003).
El disco de acreción
 Rayos-X duros de la corona iluminan el disco de acreción y electrones del
nivel K de Fe.
 Subsecuante decaimiento produce la línea Fe K-alpha a 6.4 keV
 Enzanchamiento por efectos relativistas (Doppler and gravitational redshift)
Relativistic effects
Doppler shifts
intensity
Fe K
energy
Un observador en un marco de laboratorio distante, observaría un perfil de línea de
Fe muy distinto al que se ve un marco en reposo.
El efecto Doppler produce  corr/rojo  el resultado es una línea ampliada tal vez
con dos picos Doppler si el disco está suficientemente inclinado hacia el observador
(esto ya ocurre en la física newtoniana).
Para inclinaciones intermedias a grande hay un efecto relativistic beaming  la
intensidad de la radiación observada es amplificada en comparación con el marco
en reposo.
Por fuerte curvatura de espacio – tiempo,
el BH captura fotones. Este efecto
conocido como gravitational redshift .
De la teoría de acreción se sabe que existe R_isco  depende del J del BH.
Para un BH de Kerr  R_isco está más cerca del horizonte de eventos.
El perfil de la línea en la vecindad de un Kerr BHs es más influenciado por el redshift
gravitational.
Miller,J.M. 2007, ARA&A 45, 441
Relativistic X-ray Lines from the Inner Accretion Disks Around Black Holes
Líneas de Fe modeladas para diversos BHs
GRS 1915+105  el radio interno del disco, deducido del perfil de la línea de Fe es
consistente  un BH de Schwarzschild BH (6Rg)  no es necesario introducir el
“spin” (Martocchia et al. 2002)
GX 339–4: R = (2 − 3)Rg,  a∗ ≥ 0.8–0.9.
XTE J1650–500: el caso más extremo  R ≈ 2Rg, máximo valor del spin (Miller et al.
2002; Miniutti, Fabian&Miller 2004).
Valores gandes de a∗  reportados para XTE J1655–40 y XTE J1550–564 (Miller et al.
2005).
GX 339-4
XMM-Newton
Suzaku
El valor mejor medido de un “spin” de un es a = 0.86±0.01
Este resultado representa la primera evidencia directa de un “spin” ≠ 0 en un BH de
masa estelar, usando el modelado de una línea de Fe.
Escenarios de microcuasar y pulsares no-acretantes
GeV/TeV emitting XRBs: Accretion vs non-accretion
Cygnus X-1, Cygnus X-3
LS 5039 ?
LS I +61 303 ?
HESS J0632+057 ?
……1FGL J1018.6-5856 ?
……………. AGL J2241+4454 ?
PSR B1259-63
Resumen: posibles
escenarios
• Formación  disco de acreción
Radio emission
Synchrotron Radiation
Microquasar
•Presentan  jets bipolares de plasma relativista.
• En el jet e- producen radiación synchrotron 
interactúan con campos magnéticos.
• VHE emisión  ICS  partículas del jet colisionan
con fotones UV  o procesos hadrónicos 
interacciones pp+ con iones acelerados en el viento
de la estrella.
[Bosch-Ramon et al. 2006, A&A, 447, 263; Paredes et al.
2006, A&A, 451, 259; Romero et al. 2003, A&A, 410, L1]
Non-accreting pulsar
e- e
e -
• El viento relativista del pulsar es deformado  el viento
estelar de la estrella.
• La aceleración de partículas en la zona terminal 
emisión Synchrotron y ICS.
• Detrás del shock terminal se forma “nebulosa de
partículas aceleradas”.
• La forma cometaria de la nebulosa es similar al caso de
pulsares aislados moviéndose a través del ISM.
[Maraschi & Treves 1981, MNRAS, 194, P1; Dubus 2006, A&A,
456, 801; Sierpowska-Bartosik & Torres 2007, ApJ, 671, L145]
UV - Opt
Donor star
-
e
-
OB Star
X-ray
Disk black body or
Corona power-law
e
e--
Γe~105
Gamma-ray
Inverse Compton Scattering
A futuro, qué puede hacerse?
 Imagen en rayos-X duros de gran campo.
 Polarimetría de rayos-X
 Monitoreos sensibles y alta resolución de todo el cielo.
Nuevas cuestiones a resolver
• Quizas nada esté polarizado.
– Si no hay polarización de unos pocos %  sería revolucionario (B?).
• Una no-detección no nos enseña nada.
– Futuros modelos deberán satisfacer nuevas restriccionesy.
– Física involucrada en la polarización es complicada.
– Se necesitan teóricos.
Gracias!

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