200 likes | 392 Views
Bandas de emisión de CO de MWC 349. Primeras bandas armónicas provienen de un disco o de viento? (Kraus et al., 2000). Manuel Merello F. AS735, 09 de Mayo de 2006. Introducción. Objetos estelares jóvenes (YSO’s) Descubrimiento de cabezas de banda de CO en YSO’s Estrella B[e] MWC 349
E N D
Bandas de emisión de CO de MWC 349 Primeras bandas armónicas provienen de un disco o de viento? (Kraus et al., 2000) Manuel Merello F. AS735, 09 de Mayo de 2006
Introducción • Objetos estelares jóvenes (YSO’s) • Descubrimiento de cabezas de banda de CO en YSO’s • Estrella B[e] MWC 349 • RA(J2000): 20h32m45.6s Dec(J2000): +40º39’37’’ • Distancia: 1.2 kpc • Luminosidad bolométrica: ~ 3*104 L☉ • Muestras de primeras bandas armónicas de CO en emisión • Extinción visual: AVISM≈ 10 mag • Existencia de bulbo de polvo circumestelar (e.g. Geisel 1970) • Indicaciones de existencia de disco circumestelar: • Observaciones de líneas de emisión de doble peak • Interferometría speckle IR • Fuerte línea de emisión maser de recombinación de hidrógeno en el mm y submm
Líneas de recombinación de Hidrógeno – la serie Pfund • Transiciones desde n → n’=5 • Líneas en el centímetro y en el IR medio, además de las líneas de doble peak de recombinación maser contienen componentes en velocidad de cerca de 50 km s-1 (Smith et al. 1997; Thum et al. 1992) • Para modelar la emisión, se asume que líneas Pfund son ópticamente delgadas. • Para las líneas Pfund ≥18 : (Menzel & Pekeris, 1935) • El número de densidad por nivel n se obtiene de la ecuación de Saha:
El modelo detallado del espectro de líneas de Pfund muestra que la emisión proviene de las partes más interiores del viento ionizado, donde la densidad de electrones es alta (Kraus, 2000) • Para una densidad de electrones tan alta como 108 cm-3, se tiene LTE • Para líneas de emisión Pfund ópticamente delgadas en LTE y con una temperatura de electrones constantes, se tendrá que el cuociente de intensidad de la vecindad de líneas Pfund es: < 1 • Luego, la intensidad de líneas Pfund decrece al aumtar el número cuántico n:
De esta forma a las observaciones les pueden sustraer el modelo de la serie Pfund junto con la emisión en el continuo de MWC 349, para obtener un espectro atribuido principalmente a la primera emisión armónica de banda CO
Modelo de la emisión de banda CO • La energía de una molécula diatómica en el nivel rotacional J y nivel vibracional υ puede ser expandida como: • Las primeras bandas overtone resultan de las transiciones vib-rot acopladas en el estado electrónico base y obedecen las reglas de selección Δυ=2 y ΔJ = ±1 • Asumiendo que el CO está en LTE, se obtiene la población por nivel de la distribución de Boltzmann: • Además:
Sea λmin el comienzo de la cabeza de banda de (2→0), de modo que en esta longitud de onda la intensidad de la línea (2,51) → (0,50) ha decaido en un factor x~5 de su máximo λ0 • λmin = 2.29285 ± 0.00005 μm En rojo, transición (2,51)→(0,50). Restantes líneas corresponden a transiciones vecinas: azul, disminuyendo J; verde, aumentando J
El valor de λmin depende de varios mecanismos de ensanchamiento de línea: movimiento termal, movimiento turbulento, resolución instrumental, viento esférico entre otros, los que tienen perfil gaussiano • Si se considera además rotación de un disco, se obtiene una expresión para λmin con υlsr=8 km s-1
Perfil de línea gaussiano para el gas de CO • Coeficiente de absorción constante en la línea de visión • Cambio de emisión delgada a gruesa depende además de la temperatura • υgauss≈ 50 km s-1 Puntos: 3000 K Rayas: 4000 K Continua: 5000 K
Al aumentar la densidad de columna, se observan las siguientes características: • Variación de la proporción de las dos cabezas de bandas • Ensanchamiento de la cabeza de banda NCO aumentando de inferior a superior: 1020, 5*1020 , 1021 , 2*1021 cm-2
La proporción entre la densidad de flujo entre las cabezas de banda 3→1 y 2→0 disminuye al aumentar la densidad de columna (i.e. τ) • Ensanchamiento de la cabeza de banda con el aumento de la densidad de columna. Densidad de columna de CO (cm-2): Rayas: 1021 Continua: 5*1020 Puntos: 1020
El caso ópticamente delgado no es satisfactorio si se considera un intervalo de longitudes de onda más amplio • Luego, se obtiene la densidad de columna que más se ajusta a las observaciones: • NCO≈ 5*1020 cm-2 • Al analizar además la cabeza de banda 3→1, se llega a un rango de temperatura para el CO: • TCO = 3500-4000 K
Con los valores obtenidos para TCO y NCO , y tomando en cuenta además la extinción en primer plano AVISM, se modela un espectro de banda de CO. • Se encuentra: • área proyectada de emisión de CO ACO≈ 1.36*1026 cm2 • MCO ≈ 3.2*1024 g
Bandas de CO de un disco Kepleriano • Velocidad orbital • En la línea de visión • Se quiere calcular la emisión a partir de la ecuación de transferencia, utilizando: • Se observa que la forma del espectro es altamente dependiente de la densidad de columna y del tamaño del disco
Una mayor dispersión en velocidad significa un área de emisión más grande, y por lo tanto una menor densidad de columna. Luego, la emisión se vuelve ópticamente muy delgada (τ≈ 10-4) • Si uno asume que el polvo y el gas están térmicamente desacoplados, se pueden encontrar valores para las temperaturas de polvo y gas: • TCO ~ 4000 K • Td ~ 1000 K
Discusión • Es posible hacer una combinación de los modelos de viento, con uno de rotación Kepleriana • Dificultades del modelo: • Si υrot≤ 40 km s-1 y además M=26 M☉ • Distancia ≥ 14 AU • Td ~950 K Si CO está localizado sobre el disco y está termalmente desacoplado, podría llegar a ~3500 K por calentamiento radiativo, pero el valor de NCO implica entonces una densidad superficial de gas al menos un orden menor que la implicada por el disco de polvo
Modelo alternativo • Si la banda de emisión del CO proviene del disco, debe ser del interior del radio de evaporación del polvo debido a sus altas temperaturas (~3500 K) • Si la parte exterior del polvo tiene un bulbo, y debido a la poca inclinación( i~10º), el bulbo bloquea la luz proveniente de la parte interior del disco en la parte más cercana al observador
Conclusiones • Del espectro de alta resolución de la estrella B[e] MWC 349, se modelan sus componentes relacionadas con la serie Pfund del átomo de Hidrógeno además de las primeras bandas armónicas de la molécula CO • Asumiendo en el modelamiento de las líneas Pfund que son ópticamente gruesas, se encuentran que provienen de la parte interior de la región H II alrededor de MWC 349 y que están en LTE • El CO observado está a una temperatura de 3500-4000 K, y las poblaciones de los niveles vibracionales están cercanas a LTE • El ancho de las cabezas de banda 2→0 indica dispersión en velocidad de 50-60 km s-1 • Distintos modelos para la emisión de CO: • Banda de CO proviene de una capa de viento, que sirve de transición entre el disco y la región H II, con NCO ≈5*1020 cm-2 • Buen ajuste a las observaciones
El CO emite en una capa delgada sobre el disco de polvo en radios entre 6.5 y 15 AU. En este caso NCO≈6*1016 cm-2 ; τ≈10-4, y el gas está termalmente desacoplado con el polvo • Modelo poco satisfactorio • Modelo sugerido: Bandas de CO provienen del borde interior del disco circumestelar. El gas de CO debe estar localizado dentro del radio de evaporación del polvo para obtener las altas temperaturas y densidades de columna