Práctica PARTNeR ESTRELLAS BINARIAS DE RAYOS X CON

Práctica PARTNeR
ESTRELLAS BINARIAS DE RAYOS X CON EMISION EN RADIO: CYGNUS
X-3
1.- El Sistema Cygnus X-3
(a) Descripción física
Cygnus X-3 fue descubierta en 1967 como una fuente brillante de rayos X y es la
tercera fuente encontrada en la constelación del Cisne, de ahí su nombre. Se localiza en
el plano de nuestra Galaxia a unos 10 kpc de distancia y, la gran cantidad de material
absorbente existente entre la fuente y nosotros, hace muy difícil su estudio, sobre todo
en el rango visible del espectro.
Cygnus X-3 es una estrella de neutrones o un agujero negro acompañada por una
estrella masiva no compacta. La estrella compañera es una Wolf-Rayet, es decir,
pertenece a una familia de estrellas masivas, M = 7-50 Mü, que han perdido su
envoltura de hidrógeno y poseen un viento estelar vigoroso. En el sistema hay
transferencia de masa desde la estrella masiva hacia la compacta, y a este fenómeno, se
le denomina accreción. También es posible que haya transferencia de masa debida al
viento estelar. Debido al fuerte campo gravitatorio en las proximidades del objeto
compacto con un importante momento angular intrínseco, el gas capturado formará un
disco plano alrededor del eje de rotación. El gas se precipita hacia la estrella compacta
en trayectorias espirales, y la fricción causada por colisiones entre las partículas del gas,
calentará el mismo a muy altas temperaturas y se producirá una emisión intensa de
rayos X. Esta emisión tiene un origen térmico.
Sin embargo, Cygnus X-3 emite radiación en otras longitudes de onda. En particular, es
una radio-fuente muy brillante. La señal emitida a radiofrecuencias se supone que tiene
un origen no térmico. Se trataría de emisión sincrotrón. Básicamente, la emisión
sincrotrón es producida por la aceleración de partículas cargadas dentro de un campo
magnético. En general, las partículas cargadas son electrones. En comparación con los
protones, los electrones tienen poca masa y adquieren más fácilmente una aceleración
importante en presencia de campos magnéticos. Los electrones realizan trayectorias
espirales alrededor de un campo magnético, y así, continuamente están cambiando la
dirección de movimiento, sufriendo aceleración y emitiendo radiación (las cargas
aceleradas emiten radiación). La frecuencia de la emisión está directamente relacionada
con la velocidad del electrón, y puede estar determinada por la velocidad inicial del
mismo o ser debida a la intensidad del campo magnético.
Para que la emisión sea suficientemente intensa como para ser detectada por un
observador terrestre, los electrones deben viajar a velocidades próximas a la de la luz, es
decir, deben ser electrones relativistas. A velocidades más bajas, se produce la emisión
ciclotrón, de considerablemente menor potencia y no detectable. Para mantener la
emisión sincrotrón, es necesaria una alimentación continua de electrones relativistas.
(b) Observaciones en radio
En radiofrecuencias la fuente tiene tres tipos de actividad. Son:
I)
II)
III)
Actividad normal: la densidad de flujo varia desde 60 a 140 mJy (a frecuencias
de 2.2 y 8.3 GHz). El radioflujo muestra variabilidad con un periodo cercano al
orbital de 4.8 horas.
Actividad intermedia: fases con pequeñas erupciones ("flares"), caracterizadas
por una densidad de flujo menor que 1 Jy.
Gran actividad: fases muy activas, con baja emisión (< 35 mJy) y erupciones
importantes (> 1-10 Jy). Las erupciones fuertes están acompañadas de
estructuras de tipo "jet" a escalas del milisegundo de arco (mas). Son
observables con técnicas de interferometria de muy larga base (VLBI).
2.- Realización de las Observaciones
Usando el radiotelescopio del programa PARTNeR (antena de 34 m de diámetro situada
en Robledo de Chavela, Madrid), se estudiará el sistema Cygnus X-3. El telescopio
puede registrar la radiación electromagnética en dos bandas diferentes: banda S (2.2-2.3
GHz; 13 cm) y banda X (8.4-8.5 GHz; 3.5 cm). La resolución angular es pequeña (3-10
minutos de arco), lo que imposibilita estudios sobre la estructura de la radioemisión.
Las observaciones consistirán en dos sesiones diferentes. En la primera sesión, se
monitorizará el sistema durante 5 horas en ambas bandas S y X. En una segunda sesión,
separada 2-4 semanas de la primera, se repetirá el experimento. Es decir, se realizará
una segunda monitorización multibanda del sistema durante 5 horas. Simultáneamente a
las observaciones del "target" científico (Cygnus X-3), se observarán calibradores de
flujo (aproximadamente cada media hora de seguimiento).
Para la realización de la práctica se formarán grupos de dos personas. Cada grupo
observará durante un periodo de no más de 2.5 horas, de modo que habrá un relevo en
cada sesión.
Todas las medidas se realizarán remotamente, desde un PC (con sistema operativo
Windows XP) de la Facultad de Ciencias de la Universidad de Cantabria.
Más información sobre la antena de Robledo y una introducción a la radioastronomía
está disponible en http://laeff.inta.es/partner/
3.- Análisis e interpretación de datos
Una vez concluidas las observaciones, se dispondrá de un conjunto de ficheros (ASCII)
con la información relevante. La antena registra, cada pocos segundos, la temperatura
de antena (proporcional a la densidad de flujo recibida) en cada banda y la hora de cada
dato. Contendrá también información sobre el posicionado del telescopio y otros
parámetros instrumentales. Los grupos pondrán en común sus datos y entregarán un
único informe.
I)
II)
III)
IV)
V)
VI)
Se calibrarán las series de datos (radioflujos) usando los resultados para los
calibradores
Se obtendrán las curvas de luz: radioflujo vs. tiempo en ambas bandas S y X
Se estudiará la evolución temporal del índice espectral α, donde F(ν) = Aν-α
Se analizará todo tipo de variabilidad:
a) Evolución del índice espectral sobre escalas temporales de horas y de
semanas
b) Variabilidad de la densidad de flujo en escalas temporales de horas.
Obtención del periodo de la señal. Dependencia con la frecuencia de
observación.
c) Variabilidad de la densidad de flujo sobre escalas temporales de semanas.
Dependencia con la frecuencia.
Se obtendrá la temperatura de brillo de la fuente, para justificar que observamos
emisión sincrotrón (no térmica). A partir de hipótesis sencillas sobre la emisión
sincrotrón, también se estimarán parámetros de la fuente, tales como la
luminosidad intrínseca, la energía y factor de Lorentz de los electrones, y la
intensidad del campo magnético.
Se compararán los resultados obtenidos con otros resultados en la literatura.
4.- Bibliografia
-
Geldzahler et al. (1979) The Astronomical Journal 84, 186
Molnar et al. (1984) Nature 310, 662
Frank, King & Raine (1992) Accretion Power in Astrophysics (Cambridge
University Press)
Waltman et al. (1994) The Astronomical Journal 108, 179
-
Miller-Jones et al. (2004) The Astrophysical Journal 600, 368
Rohfs, K. & Wilson, T.L. (1996) Tools of Radio Astronomy Springer A&A Library