Coupling fluid-dynamics and non-thermal processes to study sources of high-energy emission

Abstract

In this thesis we have developed a tool for the computation of non-thermal emission in astrophysical sources. The code reads the hydrodynamic data coming from relativistic hydrodynamic simulations and compute the injection, evolution and radiation of non-thermal particles. The emission channels explored in the thesis are mainly Inverse Compton (IC) and synchrotron. Making use of this tools, we have studied the following sources:

Star-jet interactions in agn Some galaxies with an Active Galactic Nucleus (AGN) present two jets of relativistic particles. The pressence of this jets is linked with the merge of galaxies, as well as the posibility of starbursts. Therefore, it is plausible that an important amount of stars could interact with the relativistic jets. We have expored that situation performing simulations of an encounter between the jet and an isolated star. The result or our simulations is a potentially observable gamma-ray emission related with this interactions.

Pulsar wind interacting with a clumply stellar wind Gamma-ray binaries are two-body systems in which one of the objects is compact (either a neutron star or a black hole) and the other one is a star, with their spectral energy distribution (SED) peaking above 1 MeV (gamma rays). Here we focus on the cases in which the companion star is massive, presenting strongly inhomogeneous winds with clumps. The interaction of one of these clumps with a pulsar wind is simulated, and the results obtained showed that this type of inhomogeneities enhance the gamma radiation. An specific study of the source PSR B1259 − 63 was performed.

Clumpy wind-jet interactions in hmmqs High-mass microquasars (HMMQs) are binaries compound by a high-mass star and a compact object accerting material. The compact object form two collimated jets and here we explore the possibility that the jet interacts with a stellar wind inhomogeneity, or clump. We found that for the clump with the studied characteristics, the inhomogeneity is able so survive enough time to emit gamma rays before disruption. Moreover, the luminosity levels found could be enough to explain the observations of Cyg X- 1 and Cyg X-3 adopting conservative parameters. A specific study for Cyg X-1 was carried out.

En estos más de tres años de investigación hemos trabajado en uno de los grandes problemas de la astrofísica de altas energías: cuál es el mecanismo de producción de radiación no térmica en fuentes relativistas. Nosotros hemos propuesto una serie de modelos centrándonos en la relación de outflows relativistas con su entorno, proponiendo que si éstos interaccionaban con ciertos obstáculos, formarían choques. En estos choques, aunque en el caso relativista aún no se tiene un conocimiento profundo de su funcionamiento, se sabe que se produce aceleración de partículas no térmicas, dando lugar también a emisión de altas energías.

Distinguimos la emisión no térmica (responsable de los fenómenos que emiten rayos gamma, que son los que más nos interesan) de la térmica porque, a diferencia de ésta, no se produce por la agitación aleatoria de las partículas debido a su temperatura. La emisión no térmica involucra a menudo la interacción de las partículas con los campos electromagnéticos de sus alrededores. En nuestro caso, nos hemos centrado en la emisión IC (Inverse Compton, interacción partícula-fotón) y en la emisión sincrotrón (interacción partícula-campo magnético) porque eran las más relevantes en nuestros casos de interés.

El método que hemos seguido para estudiar los distintos casos ha sido el siguiente: nuestros colaboradores hacían simulaciones hidrodinámicas (2D, relativistas, con simetría cilíndrica) de la fuente de interés, obteniendo una red de datos en dos dimensiones. Después reducían el problema a una serie de líneas de fluído , que contenían los datos hidrodinámicos que nos facilitaban a nosotros.

Con estas líneas de fluido nosotros calculábamos la inyección de partículas no térmicas siguiendo una serie de prescripciones fenomenológicas sobre su distribución de energías, su evolución a lo largo de la línea de fluido y del tiempo, y por último su radiación no térmica (IC y sincrotrón). Con este método podíamos obtener las distribuciones espectrales de nuestras fuentes, así como mapas de emisión.

Hemos empleado este método para estudiar tres tipos de fuentes: 1) Interacciones jet-estrella en AGNs Algunas galaxias que tienen un núcleo de galaxia activo (AGN, por sus siglas en inglés) presentan un par de chorros de partículas relativistas, muy colimados y opuestos, también conocidos como jets. La formación de estos jets está ligada a episodios de colisión de galaxias, un proceso llamado merging que también suele implicar que se dispare el ritmo de formación estelar. De esta forma, es esperable que el número de interacciones de estos jets con las poblaciones de estrellas circundantes sea alto. Nosotros nos centramos en una sola interacción, para la que simulamos un jet persistente interaccionando con una estrella individual. El resultado de estas simulaciones es que el área efectiva donde se produce la emisión no térmica es mucho mayor que el área asociada a la región donde el choque es más intenso, por lo que la cantidad de radiación que puede generar es mayor de la que se esperaba. En cuanto a los resultados radiativos, observamos que la orientación del jet con respecto al observador (situado en la Tierra) es de vital importancia, debido al efecto Doppler que sufre la radiación, al ser el jet relativista. También observamos que un campo magnético relativamente alto puede atenuar mucho la componente IC de la radiación y, por tanto, disminuir la emisión por encima del GeV. Los niveles energéticos que encontramos hacen pensar que una población de estrellas interactuando con el jet de un AGN podrían dar lugar a emisión gamma detectable desde la Tierra. 2) Púlsar interaccionando con un viento estelar inhomogéneo Las binarias de rayos gamma son sistemas de dos cuerpos en los que uno es un objeto compacto (básicamente, un agujero negro o una estrella de neutrones) y el otro es una estrella, con la peculiaridad de que su distrubución espectral de emisión (SED) tiene el máximo por encima de 1 MeV, es decir, están fuertemente dominados por procesos no térmicos. La emisión en rayos gamma de estas binarias ha sido estudiada con anterioridad, pero aquí nos centramos, de nuevo, en la interacción de un viento relativista (en este caso, proveniente del púlsar) con un obstáculo de gran inercia (en este caso, una inhomogeneidad del viento estelar). Estas inhomogeneidades, o grumos (clumps en inglés), pueden tener una densidad considerablemente mayor que el resto del viento estelar, y se espera que estén presentes en los vientos de las estrellas más masivas.

La interacción del viento del púlsar con el grumo del viento estelar produce una región chocada alrededor de este último. En función del tamaño y la densidad del grumo, esta región chocada puede acercarse más al púlsar, siendo afectada así por un viento más potente, menos diluído, modificando los patrones de pérdidas de energía de las partículas. Con nuestros cálculos hemos podido comprobar cómo al introducir estas inhomogeneidades se consiguen efectivamente emisiones significativamente mayores en la mayoría de configuraciones.

Este modelo se ha aplicado a una fuente concreta, la binaria PSR B1259-63, no siendo posible explicar los estallidos en la banda de los GeV observados por Fermi. Por otra parte, para esa misma fuente se encontró que si se modelaba el disco de decreción que se espera que tenga la estrella compañera como una inhomogeneidad grande interactuando con el viento del púlsar, la SED se acercaba más a las luminosidades en TeV observadas 20 días después del periastro, apuntando a una relación entre el objeto compacto y el disco de decreción como fuente de rayos gamma en el rango TeV.

3) Inhomogeneidades de un viento estelar en un jet de HMMQ Los microquásares de alta masa (HMMQ, por sus siglas en inglés) consisten en un objeto compacto orbitando alrededor de una estrella masiva. Parte del material de la estrella, que en este caso tiene vientos muy poderosos, es acretado por el objeto compacto formando una pareja de jets. En nuestro estudio, hemos intentado modelar la emisión gamma explorando el escenario en el que ciertas inhomogeneidades en el viento estelar (de nuevo, grumos) eran capaces de entrar en el jet, provocando un choque y, por lo tanto, acelerando partículas no térmicas.

El estudio, en este caso, tuvo dos componentes importantes, el cálculo de las condiciones necesarias para que la interacción entre el grumo del viento estelar y el jet fuera posible y eficiente, y la simulación del proceso, llevadas a cabo por nuestros colaboradores; y el posterior cálculo de la radiación no térmica, llevada a cabo mediante el código desarrollado en esta tesis. La primera parte del estudio estimaba que básicamente deberíamos esperar que más o menos siempre hubiese una inhomogeneidad del tamaño y densidad estudiados interaccionando con el jet. Grumos más grandes serían menos probables y quizá demasiado masivos para el jet, disgregándolo en el proceso, mientras que grumos más pequeños, menos densos, o impactando en las zonas más cercanas a la base del jet, serían destruídos antes de poder penetrar.

En este caso, aunque el trabajo se hizo de forma genérica para cualquier microquasar de alta masa, nos centramos en los dos HMMQs que emiten en rayos gamma que se conocen hasta la fecha, Cyg X-1 y Cyg X-3. El resultado de nuestro trabajo es que con los parámetros que nosotros manejamos pueden reproducirse las luminosidades de estas fuentes imponiendo eficiencias no térmicas conservadoras. Incluso comparamos las SED predichas con las observaciones Fermi de Cyg X-1, mostrando que son compatibles empleando valores razonables del campo magnético, ángulo de visión y eficiencia en la aceleración de partículas no térmicas.