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Bandas de emisión de CO de MWC 349Primeras bandas armónicas provienen de un disco o de viento?

(Kraus et al., 2000)

Manuel Merello F.

AS735, 09 de Mayo de 2006

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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: AV

ISM ≈ 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

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Observaciones

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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 :

skmmKT /50/2

El número de densidad por nivel n se obtiene de la ecuación de Saha:

(Menzel & Pekeris, 1935)

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• 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:

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• 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

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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:

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• 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

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2222reswindturbthgauss

• 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

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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

CON

Puntos: 3000 K

Rayas: 4000 K

Continua: 5000 K

• υgauss ≈ 50 km s-1

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• Al aumentar la densidad de columna, se observan las siguientes características:

1. Variación de la proporción de las dos cabezas de bandas

2. Ensanchamiento de la cabeza de banda

NCO aumentando de inferior a superior: 1020, 5*1020 , 1021 , 2*1021 cm-2

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1. 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)

2. 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

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• 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

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• Con los valores obtenidos para TCO y NCO , y tomando en cuenta además la extinción en primer plano AV

IS

M, 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

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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

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• 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

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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

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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

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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:

1. 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

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2. 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

3. 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