Galactic Bulge Survey

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].

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

Un trabajo detectivesco

Algunos ejemplos

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

Inclinación ( $i \approx 32^\circ$ )

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

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

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

UV:

Swift UVOT (UV-Optical Telescope)

Optical:

VIMOS

Primer paso

Data UV/Óptico

Gracias

Departament of Physics and Astronomy

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Available online


X-ray/óptico		Variable Cataclísmica (NASA)

Galactic Bulge Survey: Fuentes de Rayos X del Bulbo Galáctico

Manuel PICHARDO MARCANO

Thomas Maccarone

La Vía Láctea

El "descubrimiento" de la Vía Láctea

Especulaciones sobre la Vía Láctea

Una predicción que tomaría 100 años confirmar

La Confirmación

Importancia Astronomía Multi-Onda

En la Actualidad

La Vía Láctea

Algunos números

La Vía Láctea (a escala)

¿Qué tan lejos están 100,000 años luz?

El Bulbo Galáctico

¿Por qué el Bulbo Galáctico?

Lugar perfecto para buscar fuentes de rayos X

¿Por qué las binarias de rayos X?

La falsabilidad como pilar del método científico

¿Por qué las binarias de rayos X?

El Bulbo Galáctico

1640 fuentes de rayos X

El Bulbo Galáctico

1640 fuentes de rayos X

Un zoológico de fuentes de rayos X

¿Cómo se distinguen unas de otras?

Observaciones Multi-Ondas

Un trabajo detectivesco

Algunos ejemplos

CX 93: Estudio dinámico

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

CX93: Contraparte Óptica

Candidata Binaria

Siguiente Paso

Objetivo: Obtener Masa

Espectro

Periodo

P = 5.5 horas

CX 93

Lo que sabemos

¿Cómo obtener la masa del objecto compacto?

Inclinación (i≈32∘i \approx 32^\circ )

M1=0.8M⊙;M2=0.6M⊙M_1 = 0.8 M_\odot \,; \, M_2= 0.6 M_\odot

La data

CX 40: X-ray/Radio/Optical

Maccarone, Torres et al. (2012)

Correlación LR/LXL_R/L_X

Correlación LR/LXL_R/L_X

Correlación LR/LXL_R/L_X

Correlación LR/LXL_R/L_X

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

Primer paso

Data UV/Óptico

Espectroscopia

Espectro

En el futuro

Gracias

Inclinación ( $i \approx 32^\circ$ )

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

Correlación $L_R/L_X$

Correlación $L_R/L_X$

Correlación $L_R/L_X$

Correlación $L_R/L_X$