Estudio de nebulosas planetarias con emisión difusa en rayos x

Resumen

ESTUDIO DE NEBULOSAS PLANETARIAS CON EMISIÓN DIFUSA EN RAYOS X Nieves Ruiz Fernández RESUMEN INTRODUCCIÓN Las nebulosas planetarias (PNe) se forman hacia el final de la evolución de las estrellas de masa baja e intermedia, lo que constituye una importante fracción de las estrellas de cualquier galaxia. Una PN es básicamente la envoltura de esas estrellas que ha sido eyectada y subsecuentemente ionizada por la estrella central que está iniciando su evolución hacia enana blanca. La complejidad y simetría de sus formas hace de las PNe objetos astronómicos de extraordinaria belleza, pero también el escenario perfecto para estudiar las interacciones de poderosos vientos estelares e intensos campos de radiación. En el primer capítulo de este trabajo se ha hecho una introducción donde se describen las fases finales de la evolución de estas estrellas, los modelos de formación y evolución de las PNe y los mecanismos de emisión de rayos X de estos objetos, haciendo especial referencia a los modernos observatorios de rayos X, Chandra y XMM-Newton. Para poner en contexto las observaciones en rayos X de PNe, que difieren notablemente de las realizadas en rangos espectrales menos energéticos, también se ha descrito brevemente los orígenes de la astronomía de rayos X y sus primeras observaciones. El progreso experimentado por los instrumentos de observación de los satélites de rayos X en los últimos años ha sido espectacular, lo que ha permitido nuevos y más profundos estudios de las PNe en este rango espectral. A continuación se describen las razones que han motivado la realización de esta tesis, así como los objetivos concretos que se persiguen. MOTIVACIÓN Y DESARROLLO TEÓRICO Los resultados publicados hasta la fecha de observaciones Chandra y XMM-Newton de PNe han proporcionado gran cantidad de información sobre la presencia, distribución espacial y condiciones físicas del gas caliente en el interior de estos objetos. Sin embargo, la mayor parte de esas observaciones, con la salvedad del reciente trabajo de Kastner et al. (2012), se centran en un número pequeño de PNe, una en la mayor parte de los casos (e.g., Chu et al. 2001, Montez et al. 2005). Esto hace muy difícil la comparación de observaciones en rayos X de PNe, dado que el análisis de dichas observaciones no es homogéneo y los productos que se detallan no son compatibles. Por ejemplo, el rango espectral usado por diferentes autores para determinar los valores de flujos o de luminosidades suele ser dispar, lo que hace en la práctica imposible una comparación entre estos valores para diferentes fuentes. Además, un número importante de observaciones de PNe no se han divulgado, dado que dichas observaciones no detectan emisión difusa en rayos X. Por otro lado, los archivos de datos de Chandra y XMM-Newton incluyen gran cantidad de observaciones de Pne observadas serendípicamente, es decir, observaciones de otras fuentes que incluyen de forma casual una PN en el campo de visión del instrumento. El análisis estadístico de todas esas observaciones puede aportar valiosa información para investigar las predicciones de los modelos de formación de burbujas calientes en PNe. Son muchas las cuestiones que pueden ayudarnos a responder un estudio de este tipo: ¿Qué PNe contienen gas caliente en su interior capaz de emitir en rayos X y cuáles no? ¿Cuándo es una PN detectable en rayos X con la presente tecnología? ¿Cómo evoluciona el gas caliente en una PN? Para responder a estas cuestiones, en el capítulo tercero de esta tesis se ha hecho uso de observaciones de PNe en los archivos de Chandra y XMM-Newton que se han analizado de forma homogénea, haciendo uso de las más recientes calibraciones. Esto último nos ha permitido una mayor precisión en el estudio de la emisión de estos objetos, dado que las calibraciones usadas son mucho más fiables para energías por debajo de 1.0 keV, donde se encuentra la mayor parte de la emisión en rayos X de una PN. La búsqueda de observaciones de rayos X de PNe en los archivos de Chandra y XMM-Newton nos ha permitido investigar las propiedades en rayos X de 79 PNe, de las que 64 no habían sido previamente estudiadas. Una de las predicciones clave del modelo de formación y evolución de PNe por la interacción de vientos estelares es la presencia de material a altas temperaturas que está atrapado en el interior de la cavidad central de la PN. Es lo que se conoce como la ¿burbuja caliente¿. Dicho plasma a altas temperaturas debe ser detectable en rayos X, pero además su altísima presión térmica debe tener importantes efectos en la estructura nebular. El plasma dentro de la burbuja caliente actúa como un pistón y el material nebular es barrido, formándose una capa delgada de alta densidad y gran emisividad en el óptico. Mientras, el material nebular más externo aún no es afectado por la alta presión de la burbuja caliente y mantiene su estructura, creándose una morfología de múltiples capas. ¿Es realmente ésta la estructura de una PN? ¿Cuáles son realmente los efectos del gas caliente en la estructura de la PN? Para responder a estas preguntas, es preciso llevar a cabo un estudio completo de la estructura física de una PN, pero este estudio necesita la obtención de observaciones en mútiples rangos espectrales, por lo que nunca antes se había hecho. Por esta razón, se ha estudiado en el capítulo cuarto de esta tesis una PN cercana con baja extinción y estructura de doble capa, NGC 3242, para la cual se obtuvieron observaciones en rayos X con XMM-Newton del gas caliente en su interior que se estudiaron conjuntamente con observaciones espectroscópicas e imágenes ópticas de las capas externas. La comparación de las propiedades térmicas y la presión de cada capa nos proporcionarán una visión detallada de los efectos del gas caliente en la estructura de una PN. El modelo de formación y evolución de PNe por la interacción de vientos estelares tiene otras implicaciones para la estructura de las PNe. La existencia de gas a muy altas temperaturas contenido en la burbuja caliente en contacto con el cascarón brillante de material ionizado a menor temperatura hace suponer que, entre ambas capas, se desarrolle una interfase a temperaturas intermedias. En dicha capa es de esperar que se produzcan importantes procesos físicos de conducción del calor del viento estelar chocado hacia la capa externa y de evaporación de material frio de esta capa dentro de la burbuja caliente. La mezcla del viento estelar chocado con el material frio nebular y la pérdida de energía por la transferencia de calor de electrones hace que el plasma emisor en rayos X baje su temperatura y aumente su densidad. Esto permite que se den las condiciones óptimas necesarias para que se emitan rayos X suaves, como en efecto se detectan en PNe. La presencia de una capa de conducción puede diagnosticarse mediante la detección de líneas ultravioletas de O VI, dado que este ión se espera sea abundante en plasmas con temperaturas ~3x105 K. Hasta la fecha, la muestra de PNe que presentaban emisión de rayos X suaves y una capa de conducción estaba reducida a un único objeto, NGC 6543 (Gruendl et al. 2004) ¿Es realmente esta capa de conducción un elemento común en las PNe con emisión en rayos X? Si esto fuera así, sería de esperar una correlación entre la detección de emisión suave en rayos X en PNe y la presencia de líneas ultravioletas de O VI. Para ello, en el quinto capítulo de esta tesis se ha abordado un estudio conjunto de observaciones Chandra en rayos X y FUSE en el ultravioleta lejano obtenidas expresamente para tres PNe, IC 418, NGC 2392 y NGC 6826. Dicho estudio se ha completado con datos de los correspondientes archivos para otras siete PNe, obteniéndose una visión global de la correspondencia entre burbuja caliente y capa de conducción en PNe. El caso de NGC 2392 ha resultado ser especialmente enigmático, como se describe en dicho capítulo, por cuanto la estrella central no parece ser capaz de aportar la energía necesaria para producir la emisión de rayos X observada. Finalmente, existe un tipo de PNe cuya formación, al menos en sus fases más recientes, difiere notablemente del escenario propuesto por el modelo de interacción de vientos. Se trata de PNe cuyas estrellas centrales experimentan un último estallido termonuclear en sus superficies, ya en momentos tardíos de la expansión nebular y con la estrella central en la fase post-AGB. En esos exclusivos casos, las reacciones termonucleares en la capa de hidrógeno superficial alimentan la capa adyacente hasta alcanzar la masa crítica e iniciar la fusión de helio. Este estallido produce la eyección de material altamente procesado y una expansión de las estrellas que las hace retomar las características de gigante roja. Inmediatamente después, en pocos años o décadas, las estrellas desarrollan un nuevo viento estelar que interacciona con el material procesado eyectado durante el estallido de helio. En estos objetos, que se conocen como PNe vueltas a nacer (born-again PNe), nos encontramos con material altamente procesado a muy poca distancia de la estrella central y que interacciona con su potentísimo viento estelar. Es esta una situación diferente a la de las burbujas calientes de PNe, donde la transición entre el viento lento y denso AGB y el viento rápido y ténue post-AGB se hace en escalas temporales mucho más extensas. ¿Se producirá también en estos exóticos objetos emisión en rayos X? ¿Serán los mismos procesos físicos los responsables de esta emisión, o las peculiares condiciones de estos sistemas permitirán otros procesos alternativos para la producción de gas caliente? Existía evidencia de emisión en rayos X en Abell 30, uno de los objetos de esta clase, pero las pruebas no eran concluyentes. Para confirmar esa emisión y responder a las preguntas previas, se ha investigado en el sexto capítulo de esta tesis el caso de Abell 30 usando observaciones Chandra y XMM-Newton. Los resultados obtenidos nos han permitido indagar en procesos físicos alternativos a la producción de emisión en rayos X en PNe. CONCLUSIONES En el capítulo 3 se ha recopilado información de aquellas PNe detectadas por Chandra y XMM-Newton. Para aquellas fuentes cuyos espectros permitían un ajuste espectral, este se llevó a cabo, calculándose así sus flujos observados y luminosidades intrínsecas en el rango entre 0.3 y 2.0 keV. Para aquellas fuentes cuyos espectros no tenían la calidad suficiente (número de cuentas inferior a 300) para un análisis espectral, se ha asumido una temperatura típica para el plasma emisor y se ha determinado de esta forma el valor del flujo observado en rayos X y la luminosidad intrínseca. Finalmente, se han investigado aquellas PNe para las que ni Chandra ni XMM-Newton detectan emisión difusa en rayos X. En estos casos, se ha usado la cota superior del número de cuentas por unidad de tiempo para establecer cotas superiores para el flujo y la luminosidad. Un primer análisis revela que la sensibilidad de las observaciones de las fuentes no detectadas es, al menos, similar a la de aquellas que sí se detectan. Por consiguiente, el nivel de la emisión de las fuentes que no se detectan es realmente menor que el de aquellas que sí se detectan. Se encuentra que, en general, las fuentes que no se detectan presentan mayores valores de la extinción y están situadas a distancias mayores. Se han podido establecer límites para esos parámetros con la presente tecnología de telescopios y detectores de rayos X, de modo que puede afirmarse que la detectabilidad de fuentes absorbidas por columnas de hidrógeno, NH superiores a 2x1021cm-2 y a distancias superiores a 3 kpc es altamente improbable. Por el contrario, aquellas fuentes que tienen menores extinciones y están a menor distancia son sistemáticamente detectadas. En esta tesis se ha planteado el estudio de la región ionizada y de la ¿burbuja caliente¿ en la PN NGC 3242, en el capítulo 4. Se trata de una fuente con observaciones en rayos X de XMM-Newton y ópticas del HST cuya estructura de doble capa revela la interacción entre el viento estelar rápido y el material eyectado durante la fase AGB. Además es una fuente cercana, bien resuelta angularmente y con baja extinctión, por lo que presenta condiciones ideales para su estudio. Las observaciones con XMM-Newton han detectado emisión difusa suave de rayos X confinada dentro de la capa más interna de NGC 3242. La temperatura del gas caliente es relativamente baja, TX=2.35x106 K en comparación con la de ~6x107 K que se esperaría en el choque adiabático del viento estelar de 2,400 km s-1. Esto sugiere que ha existido un proceso de conducción de calor entre la burbuja caliente y la región nebular. Sin embargo, la composición química del gas emisor en rayos X presenta valores cercanos a los del viento estelar, lo que resulta paradójico. Para investigar la estructura física completa de NGC 3242 se han combinado observaciones en rayos X con imágenes HST en banda estrecha y observaciones espectroscópicas de dispersión intermedia. En primer lugar se han modelizado los perfiles de brillo superficial haciendo uso de la estructura tridimensional derivada de datos espectroscópicos de alta resolución. Ello ha permitido calcular la densidad electrónica en la capa interior brillante y en la envoltura externa en función del radio nebular. Se han comparado las propiedades físicas (Ne Te Pth) del gas en la burbuja caliente con las del gas en la capas nebulares. Para ello se ha asumido una temperatura electrónica constante para cada capa visible en el óptico con el fin de determinar su presión térmica. Al comparar con la presión del gas caliente emisor en rayos X contenido en la burbuja central, se encuentra que, para que exista equilibrio hidrostático, debe asumirse un factor de llenado del plasma emisor en rayos X inferior al 5%, lo que indica una capa muy delgada. El ancho espesor de la capa interna, ~15% de su radio, y la similitud entre las presiones térmicas del gas caliente y de dicha capa podrían indicar la despresurización de la burbuja caliente y el fin de la fase de evolución nebular dominada por la interacción de vientos (Ruiz et al. 2011). En el capítulo 5 tres PNe presentan O VI nebular, IC 418, NGC 2392 y NGC 6826, y en ellas se ha detectado emisión difusa en rayos X por Chandra que está confinada dentro de la capa óptica. Estas detecciones, junto con las de NGC 40, NGC 2371-2, NGC 6543, NGC 7009 y NGC 7662, hacen aumentar a ocho el número de PNe en las que la presencia de O VI confirma la existencia de una capa de conducción que delimita la ¿burbuja caliente¿. La estructura física de estas PNe es por lo tanto consistente con la que predicen los modelos de burbujas calientes creadas por vientos estelares cuando se incluyen fenómenos de conducción de calor. Estos modelos también tienen predicciones específicas para la evolución temporal de las propiedades globales en rayos X de los modelos de burbujas. Para probar estas predicciones, hemos recopilado información sobre la emisión en rayos X, propiedades nebulares y estelares de PNe con morfología de burbuja cerrada. Se encuentra que las expectativas de los modelos que incluyen conducción de calor se comparan positivamente con las observaciones de PNe que tienen vientos estelares ricos en hidrógeno. Se encuentra una aparente anti-correlación entre la temperatura en rayos X y el radio de la burbuja caliente, pero vemos que la causa de esta anti-correlación debe asociarse a las diferentes masas estelares de los progenitores más que a la evolución nebular. Las PNe con estrellas centrales más masivas son capaces de producir rayos X emitiendo en el interior de burbujas calientes más pequeñas y de mayor brillo superficial. Finalmente, comprobamos que el viento estelar es capaz de suministrar la energía suficiente para la emisión de rayos X, excepto para el caso de NGC 2392. El viento estelar de esta fuente tiene baja velocidad y baja tasa de pérdida de masa, por lo que la luminosidad mecánica del viento es baja, tanto en términos absolutos como en términos relativos en comparación con otras PNe. Por esto se sugiere que puede existir una compañera binaria que proporciona la energía adicional necesaria para el gas caliente, aunque ésta no se ha detectado aún de forma directa (Ruiz et al. 2013). En el último capítulo, para investigar las propiedades espectrales y espaciales de la emisión de rayos X suaves detectada por ROSAT en Abell 30, hemos obtenido nuevas observaciones con Chandra y XMM Newton. La emisión de rayos X de Abell 30 se puede separar en dos componentes: una fuente puntual coincidente con su estrella central y emisión difusa asociada a los grumos pobres en hidrógeno y a la estructura con forma de pétalos de trébol en el interior de la vieja nebulosa esférica. Para ayudar a evaluar el papel que desempeña el viento estelar y que hace posible la emisión en rayos X, se han determinado los parámetros estelares y propiedades del viento en la estrella central, ajustando su espectro óptico y UV mediante modelos no-LTE. El origen de la fuente puntual con emisión en rayos X en la estrella central de Abell 30 no está nada claro. Es poco probable que sea el resultado de choques dentro del viento estelar, como ocurre en estrellas OB, o de emisión fotosférica de la estrella central. El desarrollo de una burbuja caliente en torno a la estrella podría explicar esa emisión, aunque su pequeño tamaño es desconcertante. Por otro lado, la distribución espacial y las propiedades espectrales de la emisión difusa en rayos X sugiere que ésta es generada durante la etapa en la que la estrella retornó al inicio de la traza post-AGB, cuando rápidos vientos estelares interactuaron con el material altamente procesado expulsado durante el evento VLTP. Choques dentro del plasma caliente pueden contribuir a esta emisión, ya que el material de los grumos es fotoevaporado y barrido por el viento estelar, al tiempo que éste toma parte de esta masa para aumentar su densidad, aunque, por conservación de momento, su velocidad disminuye. También las reacciones de intercambio de carga entre los iones del viento estelar y el material neutro y/o ionizado pueden contribuir a la producción de emisión difusa en rayos X (Guerrero et al. 2012). BIBLIOGRAFÍA Chu, Y.-H. and Guerrero, M.A., Gruendl, R.A., Williams, R.M. y Kaler, J.B. Chandra Reveals the X-Ray Glint in the Cat's Eye. The Astrophysical Journal, Volume 553, Issue 1, pp. L69-L72, 2001 Gruendl, R. A., Chu, y Guerrero, M. A. Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Observations of Nebular O VI Emission from NGC 6543. The Astrophysical Journal, Volume 617, Issue 2, pp. L127-L130, 2004 Guerrero.M.A.; Ruiz, N.; Hamann, W.-R.; Chu, Y.-H.; Todt, H.; Schönberner, D.; Oskinova, L.; Gruendl, R. 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