Radiación no térmica asociada a estrellas de gran masa

Abstract

Uno de los principales desafíos de la astrofísica de altas energías es entender las conexiones que subyacen entre los rayos cósmicos y la radiación no térmica (NT), en particular, en la banda de los rayos γ. Hay extensa evidencia observacional que vincula a las estrellas de gran masa con procesos no térmicos, y en particular se ha establecido que pueden jugar un rol importante –o incluso dominante– en la aceleración de rayos cósmicos Galácticos. En esta Tesis nos hemos abocado a investigar la emisión NT producida en sistemas con estrellas de gran masa y, de forma indirecta, la aceleración de partículas relativistas en estos objetos. Hemos desarrollado herramientas para avanzar en la dirección de dar respuestas a interrogantes tales como cuál es la eficiencia de aceleración de rayos cósmicos en choques desencadenados por vientos estelares, bajo qué condiciones los sistemas con estrellas de gran masa pueden ser emisores de rayos γ, y cuál es la intensidad y topología de los campos magnéticos en estos escenarios. El abordaje con que lo hemos hecho consiste principalmente en la modelización de los procesos no térmicos que ocurren en sistemas con estrellas de gran masa, entre ellos estrellas runaway (fugitivas) con bow-shocks (choques de proa), sistemas binarios con colisión de vientos y binarias de rayos γ. Estos modelos requieren del desarrollo de códigos numéricos de relativa complejidad para estimar la emisión esperada en los distintos escenarios a lo largo de todo el espectro electromagnético. En particular, hemos realizado dos tipos de modelos, dependiendo de la física del escenario analizado. Por un lado, modelos one-zone altamente simplificados, útiles para captar la física relevante a primer orden en fuentes no térmicas puntuales (no resueltas). Por otro lado, modelos multi-zona más detallados que contemplan la estructura del emisor, por lo que permiten producir mapas de emisión comparables con los observados en fuentes resueltas. Dichos modelos son versátiles y pueden utilizarse para estudiar otras fuentes no térmicas; en particular, en esta Tesis mostramos una aplicación para el estudio de blazares. Mediante la aplicación de los modelos al estudio de fuentes concretas, hemos determinado o acotado parámetros libres de los mismos, lo cual ha servido para realizar predicciones cuantitativas que serán verificables con futuras observaciones. En esta línea, también se ha participado en la elaboración de cerca de una decena de propuestas observacionales ya aprobadas, cuyo impacto dependerá de lo que revelen los resultados observacionales en un futuro cercano. Las fuentes observadas incluyen burbujas estelares (aisladas y en colisión), bow-shocks estelares, y binarias con colisión de vientos. Finalmente, resaltamos que la generalización y extrapolación de los resultados de observaciones específicas permitirán abordar estudios poblacionales y obtener conclusiones más generales en cuanto a la radiación NT producida en sistemas con estrellas de gran masa.

One of the biggest challenges in modern high-energy astrophysics is to understand the underlying connections between cosmic rays and non-thermal radiation, in particular γ-rays. Vast evidence links massive stars with non-thermal processes, and it has been established that these stars might play an important role -if not dominant- in the acceleration of Galactic cosmic rays. In this Thesis we have investigated the non-thermal emission produced in systems hosting massive stars and, in a more indirect manner, the acceleration of relativistic particles in these objects. We have developed tools in order to make progress in the knowledge of the acceleration efficiency in stellar wind shocks, the necessary conditions for systems harboring massive stars to be γ-ray emitters, and the intensity and topology of the magnetic fields in these scenarios. Our approach consists mainly in the modelling of the non-thermal processes taking place in systems hosting massive stars, such as bow-shocks from runaway stars, massive colliding-wind binaries, and γ-ray binaries. These models require the development of numeric codes with certain complexity to calculate the expected emission along the electromagnetic spectrum for different scenarios. In particular, we have performed two types of models, depending on the physics of the analyzed scenario. On the one hand, highly simplified one-zone models, useful to capture the elemental physics of point-like non-thermal sources. On the other hand, more detailed multi-zone models that take into account the structure of the emitter, allowing to produce emission maps comparable to those observed in resolved, extended sources. These models are versatile and can be used to study other non-thermal sources; a particular application to blazar emission is presented in this Thesis. Applying these models to the study of individual sources, we have determined or restricted free parameters of the models, which in turn has served to make quantitative predictions that are going to be tested with future observations.We have participated in about ten observation proposals which have been approbed. The impact of these observations depends on their outcome and the results they reveal in a close future. The observed sources include stellar bubbles (both individual and in collision), stellar bow-shocks, and colliding-wind binaries. Finally, we highlight that the generalization and extrapolation from the results obtained for specific observations will help to address population studies and to obtain more general conclusions regarding the non-thermal radiation produced in systems hosting massive stars.