High-mass X-ray BinariesX-raying the winds

Résumé

Introducción El objetivo principal de esta tesis es estudiar el medio circunestelar de las estrellas masivas (región inmediatamente cercana a la estrella y que se extiende unos pocos radios estelares), cuyo conocimiento es fundamental para explicar entre otras cosas la retroalimentación de material en las galaxias, su enriquecimiento químico, o el ritmo de formación estelar. Este tipo de estrellas tiene una vida corta en términos astronómicos y termina en forma de supernova. Esta manera de vivir y morir produce un enriquecimiento químico del medio y desencadena la formación de nuevas estrellas a partir de la compresión de nubes moleculares cercanas por la fuerza de la explosión. Es decir, la evolución de las estrellas masivas es un elemento clave en el entendimiento del pasado, presente y futuro de nuestra galaxia y cualquier otra. Cuando las estrellas masivas se encuentran en sistemas binarios junto a un objeto compacto, es posible que éste último pueda atraer suficiente abundancia de material como para producir una ingente cantidad de rayos X. Esta radiación altamente energética se propaga por el medio y nos transmite importante información sobre sus propiedades. Por lo tanto, para conocer las propiedades del medio circunestelar de estrellas masivas la emisión de rayos X nos abre una nueva ventana a través de la cual adquirir nueva información y contrastar la visión que nos ofrecen otras longitudes de onda menos energéticas, cuyo espectro está dominado por la radiación directamente emitida por la estrella masiva. Esta Tesis Doctoral intenta aprovechar todas estas ventanas para hacer un análisis multi-frecuencia del medio circunestelar en Binarias de Rayos X de Alta Masa. Desarrollo teórico Análisis completo de FeK¿ en Binarias de Rayos X de Alta Masa con XMM-Newton: Esta parte de la tesis está dedicada a un estudio de FeK¿ en toda la muestra de observaciones de HMXBs disponible en la base de datos del observatorio espacial XMM-Newton, y su contenido principal ha sido publicado en la revista de arbitraje internacional Astronomy & Astrophysics con la siguiente referencia: ¿ An XMM-Newton view of FeK¿ in HMXBs, Giménez-García, A., Torrejón, J.M., Eik- mann, W., et al. 2015, A&A, 576, A108 Para este estudio hemos recopilado toda la información disponible de HMXBs en la base de datos del observatorio XMM-Newton anterior a Agosto de 2013. La instrumentación a bordo de este observatorio es la más adecuada actualmente para realizar este análisis, debido al gran área efectiva de sus telescopios (permitiendo el estudio de un gran número de fuentes) y a la moderada aunque suficiente resolución espectral de sus cámaras CCD (que permiten resolver varias componentes dentro del complejo del Fe). Análisis comparativo de dos donantes supergigantes en Binarias de Rayos X: de Alta Masa: la persistente Vela X-1 y la transitoria IGR J17544-2619 Las fuentes clásicas SGXBs y las SFXTs son sistemas con una donante similar, pero al mismo tiempo tienen un comportamiento muy distinto en los rayos X. La razón de esta dicotomía es todavía una incógnita. Se han puesto sobre la mesa distintas teorías, pero la mayoría de ellas necesitan asumir ciertos valores de los parámetros del viento estelar, como la pérdida de masa y la velocidad terminal. Sólo mediante estudios empíricos dedicados al análisis de las atmósferas estelares de las estrellas donantes podemos proveer a estas teorías con la información necesaria para ser debidamente corroboradas. Sin embargo, estudios de este tipo en HMXBs son más bien escasos. Con la intención de avanzar en esa dirección, hemos realizado un estudio comparativo pormenorizado de las compañeras ópticas en dos fuentes muy representativas de sus respectivas clases: IGR J17544-2619 (SFXT) y Vela X-1 (SGXB). Hemos usado datos de archivo en el infrarrojo, óptico y ultravioleta y los hemos analizado usando el código Potsdam Wolf-Rayet (PoWR) de simulación de atmósferas de estrellas masivas, usando ecuaciones de no-LTE y la influencia de los rayos X en las poblaciones atómicas. El contenido de este estudio está recogido en un artículo enviado a la revista Astronomy & Astrophysics en Octubre de 2015. Conclusiones Las estrellas masivas son un elemento fundamental en la evolución de las galaxias debido al papel principal que juegan en la retroalimentación de material y su enriquecimiento químico. El medio circunestelar de estas estrellas nos da información sobre muchas de sus propiedades, por lo que su estudio es de un alto interés científico. En el caso de las HMXBs, tenemos además la posibilidad de utilizar la fuente de rayos X como una auténtica sonda a través de ese medio circunestelar, lo que abre vías adicionales de investigación. En este trabajo hemos tratado de aprovechar tanto las posibilidades que nos ofrecen las observaciones en rayos X como las del infrarrojo, óptico y ultravioleta, para intentar describir y explicar las propiedades del medio circunestelar de estos objetos. Primero, hemos realizado un análisis espectral de la muestra completa de observaciones de HMXBs disponibles con XMM-Newton hasta Agosto de 2013, con el fin de caracterizar FeK¿, la principal línea de emisión en los rayos X. En total, el estudio incluye 46 HMXBs, 21 de las cuales muestran emisión significativa de FeK¿, lo que supone el estudio más completo de la línea de FeK¿ en HMXBs hecho hasta la fecha. Como se esperaba, hemos encontrado un grupo muy heterogéneo de objetos y estados de luminosidad, que ha sido debidamente organizado. Finalmente tenemos un conjunto de 108 espectros, cuyo análisis ha conducido a las siguientes conclusiones: ¿ El atlas espectral del complejo del Fe nos da una descripción cualitativa de los distintos grupos de HMXBs. Especialmente reconocibles son los patrones encontrados en SGXBs (líneas de fluorescencia pero no de recombinación), y los análogos de ¿ Cass (modelados con modelos mekal que incluyen líneas de recom- binación, con el añadido de líneas de fluorescencia). FeK¿ es muy probablemente un rasgo ubicuo de las HMXBs, pero su detección depende de la calidad de las observaciones. SGXBs y SFXTs, que muestran un mayor NH entre las HMXBs, tienden a exhibir una fluorescencia más prominente. ¿ Los flujos de energía del continuo y FeK¿ están directamente correlacionados, como esperamos de la emisión fluorescente por la iluminación de una fuente de rayos X. Los diferentes coeficientes de correlación entre observaciones en eclipse y fuera de eclipse indican que FeK¿ se produce en una región extensa que abarca desde las proximidades de la fuente de rayos X hasta distancias cercanas a la del radio estelar. ¿ Confirmamos una correlación inversa entre la luminosidad en rayos X y la EW de FeK¿ (X-ray Baldwin effect). Los análogos de ¿ Cass no siguen esta correlación. Este hecho sugiere que el escenario de formación de la fluorescencia es fundamentalmente distinto en SGXBs y análogos de ¿ Cass. ¿ La anchura de FeK¿ es predominantemente menor que 0.15 keV y puede ser explicada por procesos de solapamiento de líneas, ensachamiento Compton y desplazamiento Doppler moderado (~ 1000 km/s). ¿ La curva de crecimiento en SGXBs muestra una clara correlación entre la EW de FeK¿ y NH , indicando un fuerte vínculo entre el material que absorbe la radiación de rayos X y la que produce la fluorescencia. A partir de simulaciones numéricas vemos que este material está distribuido de manera aproximadamente isotrópica en la mayoría de SGXBs. ¿ El NH en SGXBs es sistemáticamente mayor que en SFXTs, lo que apunta o bien a una diferente interacción objeto compacto - viento estelar, o bien diferencias en los parámetros orbitales o bien distintos vientos estelares. ¿ La modulación orbital de NH en IGR J16320-4751 y 4U 1700-37, junto con los resultados mencionados anteriormente, demuestran que el viento estelar en donantes de supergigantes contribuye de manera fundamental a la absorpción de rayos X y la emisión de FeK¿. El estudio de FeK¿ nos ha dado pie a invetigar en más detalle las características de los vientos estelares en los dos grupos de HMXBs en los que encontramos una compañera supergigante: las SGXBs y las SFXTs. En concreto, hemos hecho un análisis espectral detallado de las compañeras ópticas en Vela X-1 e IGR J17544-2619, dos de los miembros más representativos de las SGXBs y SFXTs, respectivamente. Para ello hemos utilizado el código Potsdam Wolf-Rayet (PoWR), originalmente ideado para modelar la atmósfera de estrellas Wolf-Rayet, pero actualmente aplicable a la de cualquier estrella caliente OB. Este análisis nos ha permitido obtener una estimación de los siguientes parámetros de las donantes: luminosidad, extinción, masa este- lar, radio estelar, temperatura efectiva, gravedad superficial, velocidad terminal del viento, pérdida de masa, factor de clumping, velocidad de micro y macro-turbulencia, velocidad de rotación proyectada y abundancias químicas. A partir de estos parámetros, hemos podido derivar otros igualmente importantes a partir de trabajos anteriores de otros autores: el radio estelar de IGR J17544-2619 implica acotar la excentricidad del sistema a e < 0.25. La velocidad rotacional de Vela X-1 implica que la masa de la estrella de neutrones puede ser ~ 1.5 M¿ , cercana al valor canónico (1.4 M¿ ). En este estudio hemos visto que los parámetros encontrados en IGR J17544-2619 y Vela X-1 no son particularmente peculiares, sino que se adaptan bien a lo que esperamos de su tipo espectral. Además, las diferencias entre sus propiedades físicas son menores, y sus parámetros orbitales son igualmente comparables, ya que los dos sistemas presentan una órbita casi circular y bastante cerrada. Sin embargo, en el contexto del marco teórico descrito por Bozzo et al. (2008), sus moderadas diferencias en el viento estelar, combinadas con el periodo de rotación de la estrella de neutrones, pueden conducir a regímenes de acreción muy distintos, lo que cualitativamente explica sus grandes diferencias de comportamiento en rayos X. Debido a la poca cantidad de estudios de este tipo no podemos asegurar que lo que encontramos en Vela X-1 e IGR J17544-2619 sea extrapolable al conjunto general de SGXBs y SFXTs, pero hay razones para pensar que de hecho podría ser el caso. Para ello serán necesarias más investigaciones del viento estelar de donantes en este tipo de sistemas, así como el descubrimiento del Pspin en un mayor número de SFXTs. En resumen, el trabajo realizado a lo largo de esta tesis nos ha permitido descubrir las propiedades del medio circunestelar de las HMXBs desde distintas perspectivas. En particular, el estudio de FeK¿ aporta importante información del medio que se encuentra alrededor del objeto compacto. Esta información puede ser utilizada para comprender mejor el medio circunestelar de las estrellas masivas, lo que tiene un gran interés en varios campos de la astrofísica. Al mismo tiempo, estudios detallados de las compañeras ópticas usando modelossofisticados como PoWR nos dan un conocimiento más profundo de las condiciones físicas presentes en las atmósferas y vientos estelares de estas estrellas. Estos estudios indudablemente ayudan a interpretar más correctamente el comportamiento que observamos en los rayos X y por lo tanto mejora nuestro entendimiento del conjunto de HMXBs.