TÍTULO: ANÁLISIS ESPECTRAL EN RAYOS X DEL SISTEMA BINARIO DE ALTA MASA 4U /QV Nor

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1 "Análisis espetral en rayos X del sistema binario de alta masa 4U /QV Nor", por José Joaquín Ro José Joaquín Rodes Roa Tesis leída en junio de 2007 TÍTULO: ANÁLISIS ESPECTRAL EN RAYOS X DEL SISTEMA BINARIO DE ALTA MASA 4U /QV Nor Trabajo dirigido por: José Miguel Torrejón Vázquez y Guillermo Bernabéu Pastor (Universidad de Aliante Universitat d Alaant) RESUMEN/ABSTRACT: Los sistemas binarios de rayos X, formados por una estrella de neutrones (objeto ompato) y una estrella masiva de tipo temprano (estrella óptia) (HMXBs), onstituyen un onjunto que nos permite analizar el tipo de interaiones en unas ondiiones físias inabordables en un laboratorio terrestre. El análisis del espetro en el rango energétio kev permite estudiar la variabilidad de las líneas ilotrón, de la línea fluoresente del hierro, del flujo y de la absorión fotoelétria. De esta forma, se puede efetuar un test entre lo que predien los distintos modelos teórios y lo obtenido a partir de las observaiones, tanto para la estrella óptia omo para la estrella de neutrones. El objetivo de esta tesis es el estudio de las araterístias espetrales presentes en este sistema, su variaión a lo largo de un período orbital y el análisis de las orrelaiones entre los parámetros que definen las líneas espetrales y el ontinuo. Hemos utilizado todas las 1/5

2 "Análisis espetral en rayos X del sistema binario de alta masa 4U /QV Nor", por José Joaquín Ro observaiones públias disponibles de este sistema de la base de datos del observatorio espaial Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE), un total de 45: dos ampañas realizadas ubriendo un período orbital (1997 y 2001) y otra tomando una observaión mensual entre noviembre de 1996 y diiembre de También hemos utilizado más de 400 ventanas ientífias obtenidas on el satélite INTErnational Gamma-Ray Astrophysis Laboratory (INTEGRAL) para onseguir un espetro on INTEGRAL Soft Gamma-Ray Imager (ISGRI) en el rango energías kev. La primera difiultad para poder estudiar las líneas espetrales en rayos X es desribir orretamente el ontinuo de rayos X. Para ello se ontrastaron diversos modelos y, en funión de las impliaiones físias sobre el sistema binario, se adoptó el modelo de mayor oherenia para el análisis del espetro energétio. Todos los espetros analizados del sistema 4U en esta tesis se han desrito bien on las siguientes omponentes: 1) absorión fotoelétria a bajas energías (debida al medio interestelar y la atmósfera de la estrella primaria); 2) ley de potenias modifiada por una exponenial; 3) la línea fluoresente del hierro (entrada a 6.4 kev para este tipo de sistemas); y 4) la línea ilotrón (entrada a 20 kev, también onoidas omo araterístias ilotrón por dispersión resonante). El estudio de la variabilidad de la línea ilotrón fundamental nos ha permitido estableer orrelaiones entre la anhura relativa σ /E y la profundidad óptia de la línea ilotrón τ (la Figura 1 muestra la gráfia de ésta) y entre la anhura de la línea ilotrón σ y su energía E. Si la dispersión de los fotones por efeto Compton inverso se rea en todo el volumen de la olumna de areión, entones las simulaiones de Monte Carlo realizadas indian que la profundidad óptia de la línea ilotrón τ debe ser mayor uando la línea de visión sea asi perpendiular a la direión del ampo magnétio (Isenberg et al. 1988). Estos modelos predien una antiorrelaión entre τ yσ /E 2/5

3 "Análisis espetral en rayos X del sistema binario de alta masa 4U /QV Nor", por José Joaquín Ro en ontradiión on los resultados observaionales obtenidos. Dado que se observa una ombinaión de las regiones polares de la estrella de neutrones, esto podría influir en la orrelaión observada. En 4U , la variaión de E fold podría expliar las diferenias en la emisión produida en las regiones polares de la estrella de neutrones. Sin embargo, esta razón no puede ser la únia que justifique la orrelaión anterior ya que en GX 301 2, por ejemplo, apenas hay variaión de E fold (Kreykenbohm 2004). Los modelos teórios deben tener en uenta este heho para poder reproduir la orrelaión observada. En términos de una teoría de ensanhamiento de la línea ilotrón senilla (Mészáros & Nagel 1985), expresada por la euaión σ E (k Te) 1/2 os θ, la segunda orrelaión no es esperable exepto si os θ no ambia apreiablemente. Esto implia que la temperatura eletrónia es onstante y que el ángulo que 3/5

4 "Análisis espetral en rayos X del sistema binario de alta masa 4U /QV Nor", por José Joaquín Ro forma la línea de visión y el ampo magnétio θ en la olumna de areión debe ser pequeño aunque variable ya que el pulso de la radiaión X es observable. También presentamos evidenias de la presenia del segundo armónio (Figura 2), basado en espetros de la fuente obtenidos on RXTE e INTEGRAL (esta tesis) y BeppoSAX (Robba et al., 2001). En todos los espetros on sufiiente número de uentas hemos obtenido una mejora de los ajustes estadístiamente signifiativa on la inlusión de la segunda línea ilotrón entrada en 50 kev. El análisis de la línea de emisión fluoresente del hierro a 6.4 kev es una herramienta útil para estudiar la distribuión del material irunestelar en los sistemas binarios de rayos X. La 4/5

5 "Análisis espetral en rayos X del sistema binario de alta masa 4U /QV Nor", por José Joaquín Ro orrelaión entre la anhura equivalente de la línea del hierro y la olumna de hidrógeno se orresponde on la emisión proveniente de un gas neutro absorbente, on abundanias ósmias, que se distribuye esfériamente alrededor de la fuente de rayos X. También se ha obtenido que una relaión inversamente proporional entre la anhura equivalente de la línea del hierro y el flujo en rayos X de este sistema. En los púlsares de rayos X on areimiento de materia, la anhura equivalente de la línea del hierro puede ser muho mayor si el objeto ompato está oultado de la observaión direta y sólo son visibles los rayos X dispersados haia la línea de visión debido a un diso de areión o al viento. Este heho puede expliar el alto valor de la anhura equivalente a bajas luminosidades de 4U y es onsistente on la produión de los rayos X en un plasma que irunda la estrella de neutrones más que por un diso de areión. Finalmente, la variaión de la olumna de hidrógeno a lo largo de la órbita es debida al movimiento del objeto ompato sobre el viento estelar de la estrella supergigante. Hemos adoptado un modelo senillo de viento estelar y asumido una órbita irular para el sistema binario. Esta aproximaión nos ha permitido desribir razonablemente los datos experimentales ajustando una funión de tipo sinusoidal, y estimar la pérdida de masa de la estrella supergigante en el rango ( ) 10 6 M /año. Este resultado es onsistente on el obtenido a partir de observaiones de Ginga (Clark et al., 1994). ENLACE A TESIS COMPLETA ONLINE/LINK TO THE THESIS CONTACTO: jjrodes 'at' ua.es 5/5