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Estudio de Galaxias Hiperluminosas en el Infrarrojo con el observatorio de rayos X XMM-Newton
ngel Ruiz CamuasInstituto de Fsica de Cantabria (CSIC-UC)22 de Febrero de 2007
Introduccin
LIRGs -> LIR > 1011 LLuminosidad bolomtrica dominada por emisin IR.
Descubiertas por el satlite IRAS.
ULIRGs -> LIR > 1012 LMuy numerosas en exploraciones profundas en IR.
Dominan formacin estelar del Universo.
HLIRGs -> LIR > 1013 LFuentes persistentes ms luminosas del Universo.
Origen de su luminosidad IR an desconocido.
Ncleos Galcticos Activos (AGN)
Regin compacta en el centro de una galaxia con una lumino-sidad muy elevada en todo el espectro electromagntico (radio-rayos X).
Acrecin de materia en un agujero negro central super-masivo (108-109 M).
3c273Distribucin espectral de energia
Ncleos Galcticos Activos (AGN)
Regin compacta en el centro de una galaxia con una lumino-sidad muy elevada en todo el espectro electromagntico (radio-rayos X).
Acrecin de materia en un agujero negro central super-masivo (108-109 M).
3c273Distribucin espectral de energia
Galaxias Starburst (SBG)
Galaxias con brotes de formacin estelar.
Luminosidad IR muy elevada debido al reprocesamiento de la emisin UV de estrellas jvenes por el polvo.
M82Distribucin espectral de energa
Observatorio XMM-Newton
Tres telescopios de rayos X, formados por 58 espejos concntricos tipo Wolter.
rea colectora total ~0.5 m2.
Tres cmaras EPIC (resolucin angular y espectral media), sensibles entre 0.2 y 12 keV.
Espectrmetros RGS (gran resolucin espectral), sensibles por debajo de ~2 keV.
Telescopio OM, sensible en el visible y UV.
HLIRGs
~50 HLIRGs detectados, ~100-200 en todo el cielo con flujo a 60 mm por encima de 200 Jy.
Laboratorios nicos para investigar fenmenos de formacin estelar extrema (~1000 M/ao) y su conexin con agujeros negros supermasivos.
Conexin evolutiva: QSO ULIRG HLIRG.
Contribucin al fondo csmico de rayos X e IR.
HLIRGs
Tres hiptesis:
Extremo ms luminoso de los ULIRGs: starburst y/o AGN provocadas por interacciones o fusiones entre galaxias.
Galaxias muy jvenes observadas durante su mayor episodio de formacin estelar.
Emisin IR por otro mecanismo: v. g. fase evolutiva transitoria de los QSO, muy luminosa en el IR.
Muestras de HLIRGs
Sub-muestras de Rowan-Robinson (2000)Farrah et al. 2002:
11 HLIRGs detectados en surveys en FIR o sub-mm. Muestra completa,
homognea y no sesgada hacia AGN.
Muestra XMM:Todas los HLIRGs observados por XMM-Newton (hasta
Diciembre de 2004), con redshift menor que ~2.
(14 fuentes, 6 de Farrah et al. 2002)
Resultados previos sugieren que algunas fuentes se encuentran muy oscurecidas y la emision X directa no es detectada: fuentes Compton-Thick.
Muestras de comparacin: Franceschini et al. 2003 (ULIRGs), Stevens et al. 2005 (HLIRGs alto z).
Muestra XMM
Galaxia SBAGN tipo 2AGN tipo 1
Objetivos
Determinar la contribucin relativa de AGN y SB a la luminosidad bolomtrica y su interre-lacin.
Buscamos en los espectros en rayos X:Emisin dura (2-10 keV) no trmica.
Emisin blanda (0.2-2 keV) trmica.
Rasgos de absorcin y lineas de emisin.
Caractersticas diferentes en AGN y SB
Espectros X (EPIC)
IRAS 00182-7112
IRAS 09104+4109
PG 1206+459
PG 1247+267
IRAS F14218+3845
IRAS 12514+1027
IRAS F12509+3122
IRAS F15307+3252
IRAS 16347+7037
IRAS 18216+6418
Anlisis espectral
Galaxia SBAGN tipo 2AGN tipo 1
NTH: modelo no trmicoTH: modelo trmico.LINE: lnea de emisin FeKa
Discusin (I)
Luminosidad Infrarroja
Luminosidad 2-10 keV no trmica
Misma tendencia que
AGN-dominated ULIRGs
Exceso IR sistemtico
Discusin (I)
Dos hiptesis:Exceso FIR debido a starburst.
Diferencia intrnseca entre SED estndar de QSO y la de HLIRGs.
Discusin (II)
Contribucin de AGN y SB a la emisin IRRowan-Robinson (2000)
Discusin (II)
Cociente luminosidad X / IR en QSO cercanosElvis et al. (1994)
IR
X
Discusin (II)
Contribucin relativa del AGN a la luminosidad IR
Mediante datos de XMM-Newton y SED de QSO
Mediante modelo de IR SED
Subestimacin sistemtica de la contribucin del AGN
Diferencia entre QSO SED y HLIRGs SED
Discusin (III)
Luminosidad 2-10 keV no trmica
Luminosidad 0.5-10 keV trmica
Cuatro fuentes con emisin trmica.
Solo una fuente con emisin asociada a SB.
Discusin (IV)
Redshift
LNTH(2-10 keV) / LIR
SFR
Limite HLIRGs
Limite sensibilidad IRAS
Evolucin en SFR debida a un efecto de seleccin.
RX/IR ~constante con z Relacin fsica entre AGN y SB.
Conclusiones
Fuentes con propiedades en rayos X muy heterogneas.
En todos los HLIRGs detectados su espectro X esta dominado por la emisin de un AGN.
Emisin X dura sistemticamente por debajo de la esperada para un QSO de la misma luminosidad IR. Quiz debido a diferencia intrnseca entre AGN y HLIRGs.
Cinco fuentes con emisin trmica. Cuatro asociadas a AGN y una a SB.
RX/IR constante con redshift, sugiriendo que AGN y SB estn fsicamente conectados.
???Pgina ??? (???)29-09-2011, 17:07:12Pgina / FuenteTipozModelo IRA.R.DEC.IRAS F00235+1024SB0.575A + S00 26 06.5+10 41 32IRAS 07380-2342SB0.292A + S07 40 09.8-23 49 58IRAS 00182-7112QSO 20.327S + A00 20 34.7-70 55 27IRAS 09104+4109QSO 20.442A09 13 45.4+40 56 28IRAS 12514+1027Seyfert 20.3S + A12 54 00.8+10 11 12IRAS F15307+3252QSO 20.926A + S15 32 44.0+32 42 47PG 1206+459QSO1.158A12 08 58.0+45 40 36PG 1247+267QSO2.038A12 50 05.7+26 31 08IRAS F12509+3122QSO0.780A + S12 53 17.6+31 05 50IRAS 13279+3401QSO0.36A + S13 30 15.3+33 46 29IRAS 14026+4341QSO 1.50.323A + S14 04 38.8+43 27 07IRAS F14218+3845QSO1.21S + A14 23 55.0+38 32 14IRAS 16347+7037QSO1.334A + S16 34 28.9+70 31 33IRAS 18216+6418QSO0.297A + S18 21 57.3+64 20 36
???Pgina ??? (???)29-09-2011, 17:07:12Pgina / FuenteModeloKBT (keV)Log LNTHLog LTHIRAS F00235+1024No detectada-< 42.4-IRAS 07380-2342No detectada-< 42.5-IRAS 00182-7112LINE + NTH-44.8< 41.9IRAS 09104+4109TH + LINE + NTH3.1+0.4-0.345.344.5IRAS 12514+1027TH + NTH0.35+0.17-0.0743.343.8IRAS F15307+3252NTH-45.5< 43.1PG 1206+459NTH-45.1< 44.0PG 1247+267TH + NTH0.49+0.23-0.1745.945.5IRAS F12509+3122TH + NTH0.210.0344.343.8IRAS 13279+3401No detectada-< 42.1-IRAS 14026+4341No detectada-< 42.6-IRAS F14218+3845NTH-44.6< 43.8IRAS 16347+7037NTH1.530.1846< 45.7IRAS 18216+6418TH + NTH0.49+0.09-0.0845.645.1
???Pgina ??? (???)29-09-2011, 17:07:12Pgina /