Galactic Bulge Survey: Fuentes de Rayos X del Bulbo Galáctico

Manuel PICHARDO MARCANO

Supervisor:

Thomas Maccarone

Santo Domingo
Enero 2018

La Vía Láctea

El "descubrimiento" de la Vía Láctea

Galileo Galileo (1610):

"La Vía Láctea no es sino una innumerable muchedumbre de estrellas reunidas en conglomerados."

William Herschel (1784):

Especulaciones sobre la Vía Láctea

Una predicción que tomaría 100 años confirmar

"[...] la Vía Láctea y las estrellas dentro de ella juntas constituyen una espiral con varias (pueden ser cuatro) ramas y un cúmulo central (probablemente esférico) [...] (S. Alexander 1852)"

(I) Dibujo de Lord Rosse de M51 (1835). (D) Imagen del Hubble de M51 [NASA/ESA].

La Confirmación

Importancia Astronomía Multi-Onda

Espectroscopia Óptica:

regiones HII y estrellas OB
Morgan, Sharpless y Osterbrock (1952)

Observaciones en Radio:

Nubes Hidrógeno neutral (21 cm)
van de Hulst, Muller and Oort (1954)

En la Actualidad

Proyecto BeSSeL (Radio):

"Mapping spiral structure on the far side of the Milky Way" (13 Oct. 2017)

Gaia (Optico):

Catálogo de mil millones de estrellas

La Vía Láctea

Algunos números

Diámetro: 100,000 años luz (ly)
La relación ancho-grosor ∼ 100:1.

El bulbo es ∼ 2 x espesor disco.

Distancia Sol-Centro: 26,000 ly

52% del radio total

La Vía Láctea (a escala)

¿Qué tan lejos están 100,000 años luz?

2.5 cm representan 5.5 años-hora (Sol a Plutón)
- 1.6 km representan 40 años luz
- 4000 km representan 100,000 años luz
Norte América
- Ancho de Estados Unidos ∼ 4000 km de ancho.
- La anchura sería de 40 km (Santo Domingo-Baní ∼ 50 km)

El Bulbo Galáctico

The main idea is to image an area of 6x1 degrees centered on the Galactic Center at |b|=1.5 degrees: the Galactic Bulge Survey. Bulge stars hold the imprints of how our Galaxy formed and evolved These regions have been selected because of their lower extinction and crowding in the optical and near-infrared than in the Galactic Center area, while still having a high density of X-ray sources. We have detected a plethora of faint X-ray sources that will constrain binary evolution models by way of a number count and by identifying predicted X-ray binary types that so far have eluded identification. We expect to find (quiescent) eclipsing neutron star and black hole LMXBs. These are important for neutron star and black hole mass measurements.These regions have been selected because of their lower extinction and crowding in the optical and near-infrared than in the Galactic Center area, while still having a high density of X-ray sources. We have detected a plethora of faint X-ray sources that will constrain binary evolution models by way of a number count and by identifying predicted X-ray binary types that so far have eluded identification. We expect to find (quiescent) eclipsing neutron star and black hole LMXBs. These are important for neutron star and black hole mass measurements.

¿Por qué el Bulbo Galáctico?

Población Estelar:
- Alta densidad de estrellas viejas y objectos compactos
- Alta contaminación por polvo interestelar

Lugar perfecto para buscar fuentes de rayos X

¿Por qué las binarias de rayos X?

La falsabilidad como pilar del método científico

Cualquier esquema de evolución viable debe reproducir las distribuciones y correlaciones entre las propiedades en la población de binarios de rayos X.

The X-ray selected sample of LMXBs and CVs can be used to measure masses of black holes and neutron stars, and white dwarfs respectively. Dynamical masses are often the only secure way to discriminate between these source classes, and can address multiple science questions in their own right including i) the true stellar mass black hole mass distribution; ii) the reality of the apparent mass-gap between neutron stars and black holes; iii) the maximum mass of neutron stars; and iv) the discrepancy between predicted and observed white dwarf mass distributions. Masses derived from GBS objects will have less selection effects, or at least different selection effects, to the currently known masses. 700 would be non-compact stars (mostly RS CVn and W UMa stars), about 600 would be cataclysmic variables and about 300 would be X-ray binaries. maller numbers of sources are expected in a wide var ety of other classes [e.g.background active galactic nuclei (AGN) and millisecond pulsars].

¿Por qué las binarias de rayos X?

Estadística:
- Restringir modelos:
- Identificar binarias predichas
- Masa objectos compactos

El Bulbo Galáctico

1640 fuentes de rayos X

http://www.gemini.edu/node/12605 VV extinction map, Vista Variables in the Via Lactea 260 observations. 2 ks each. silicates, carbon, form in supernova. Co, NH3. mean (J − Ks) color of the RC stars and comparing it to that of a region of know extinction, named Baade’s Window. RC is Red Clump giants. al coverage and deep near-IR photometry are necessary. Both reddening and structural properties can be obtained from the photometric analysis of RC giants across the Galactic bulge. RC giants are core-helium burning stars, equivalent of the horizontal branch stars in old metal-poor populations, and are easily identified in bulge color-magnitude diagrams. Their intrinsic magnitude has a fairly well understood dependence on population properties such as age or metallicity

El Bulbo Galáctico

1640 fuentes de rayos X

Un zoológico de fuentes de rayos X

¿Cómo se distinguen unas de otras?

Observaciones Multi-Ondas

X-ray

Chandra

Radio:

Very Large Array Sky Survey

Infrared:

Vista Variables in the Via Lactea (VVV) survey

Optical:

Optical Gravitational Lensing Experiment

Blanco (Photometry)

VIMOS, Gemini, ... (Spectra)

Un trabajo detectivesco

Algunos ejemplos

CX 93: Estudio dinámico

Ratti et al. (2013) /Torres et al. (2014)

CX93: Contraparte Óptica

Fotometría:

Contraparte óptica brillante
Variabilidad óptica

Candidata Binaria

Eq, Flyx Those mass mea- surements can be done through phase-resolved optical spectroscopy of the donor star, provided that good constraints can be put on the binary inclination. If the system inclination i is known, the mass of the accreting compact object can be obtained by solving the sys- tem mass function (see, for instance, Charles & Coe 2006). This requires measuring the orbital period P , the semi-amplitude of the radial velocity curve of the companion star K2 and the ratio be- tween the mass of the donor and that of the accretor, q ≡M In Roche lobe filling XRBs, with tidally locked companion stars, q is a function of K 2 and of the projected rotational velocity of the secondary star v sin i (Wade & Horne 1988), which is measured from the broadening of the stellar absorption lines. measure the orbital ephemeris and constrain the mass of the accreting compact object.

Siguiente Paso

Objetivo: Obtener Masa

Buscar líneas de emisión (Hβ, H$\alpha$;, He II, ...):

Medir ancho equivalente

Cocientes líneas de emisión

Buscar periodicidad

Corrimiento línea emisión

Buscar línea absorción

Estrella compañera

Espectro

Periodo

P = 5.5 horas

CX 93

Lo que sabemos

Binaria:

Compañera tipo K (absorción)

Periodo:

Fotometría

Corrimiento línea emisión

¿Estrella neutrones, enana blanca, hoyo negro?

¿Cómo obtener la masa del objecto compacto?

Inclinación ($i \approx 32^\circ $ )

$M_1 = 0.8 M_\odot \,; \, M_2= 0.6 M_\odot $

La data


X-ray/óptico		Variable Cataclísmica (NASA)

CX 40: X-ray/Radio/Optical

Maccarone, Torres et al. (2012)

Correlación $L_R/L_X$

Correlación $L_R/L_X$

Correlación $L_R/L_X$

Núcleos galácticos activos:

$\log(L_R/L_X)$:

de -9.7 a -14.9

CX 40:

-12.5

La confirmación de CX 40

Espectroscopia

La data

CX377: Acretores Ocultos

Wu et al. (2015)

El Espectro

¿Y las líneas de emisión?

Necesitamos ver más cerca

El Espectro

Candidato disco de acreción

Mi proyecto

Fuentes Ultravioletas

La data

X-ray

Chandra

Swift UVOT (UV-Optical Telescope)

Optical:

VIMOS

Primer paso

Data UV/Óptico

Espectroscopia

Espectro

En el futuro

Clasificación

Automatización

Identificar fuentes prometedoras

Estudio dinámicos

Acretores ocultos

Sistemas "inusuales"

Estudio de población

Número fuentes

Distribución masa y periodos

Gracias

Departament of Physics and Astronomy

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