The radial distribution of galactic gamma rays

1. The radial distribution of galactic gamma rays Strong et al 1988A&A…207..1S Presentado por: José M. Fernández C. www.starryscapes.com

2. Objetivos 1992 1991 1990 1989 1988 1987 1986 1985 1984 1983 1982 1981 1980 1979 1978 1977 1976 1975 1974 1975 1973 1972 1971 1970 • Estudiar la correlación entre rayos gamma y trazadores de gas interestelar en el plano Galáctico. • Calibrar la razón entre la densidad de columna de hidrógeno molecular y la intensidad de línea de CO integrada: X = N(H2 ) / WCO ?

3. Breve Reseña Histórica 1992 1991 1990 1989 1988 1987 1986 1985 1984 1983 1982 1981 1980 1979 1978 1977 1976 1975 1974 1975 1973 1972 1971 1970 • 1970: Carruthers observa absorción de H2 en el UV lejano sobre el espectro de la estrella  Persei. • 1978: Dickman establece que las moléculas de CO son un buen trazador de H2. • 1981: Lequex describe las dificultades de medir la relación entre CO y H2 . • 1982: Lebrun et al estudian la correlación entre flujo de rayos gamma y cuentas de galaxias.

4. galaxias CR  21 cm. Lebrun et al 1982: las primeras pistas • Asumen que la emision de rayos gamma se debe a la interacción de rayos cósmicos (CR) con el gas presente en el medio interestelar. • Suponen que la densidad de galaxias de campo depende de la cantidad de gas (y polvo) presente en la linea de visión. • Muestran que estas cantidades se relacionan bien a lo largo del plano galactico, incluso mejor que con la emisión en 21 cm.

5. Interacciones entre CR y el gas interestelar • Interacciones nucleares entre los CR más energéticos (protones) y los nucleos del gas interestelar, produciendo mesones º, que decaen a rayos gamma. • “Bremsstrahlung”, emisión de rayos gamma por scatering coulombiano de electrones frente a los nucleos del gas del medio interestelar. • Efecto Compton inverso, en que participan fotones del infrarrojo y del fondo de radiacíon cósmica.

6. 80’s : perfeccionando el método 1992 1991 1990 1989 1988 1987 1986 1985 1984 1983 1982 1981 1980 1979 1978 1977 1976 1975 1974 1975 1973 1972 1971 1970 • 1982: Strong et al “mapean” regiones de H2 en la Galaxia comparando la emisión en rayos gamma y la emisión en 21 cm: N(H2 ) = (4/q)·(I - IB) - N(HI ) • 1983: Lebrun et al calibran la relación X = N(H2 ) / Wco a partir de observaciones del primer cuadrante de la Galaxia, utilizando datos en rayos gammma del satélite COS-B, mas “surveys” de CO (Columbia) y HI (Berkley): I= A·N(HI ) + B·Wco + C. • 1984 -1987: Strong, Bloemen y Lebrun et al estudian la emisión de rayos gamma en el resto de la galaxia, e incorporan nuevos elementos en la modelación de las observaciones.

7. Strong et al 1988: Resultados finales 1992 1991 1990 1989 1988 1987 1986 1985 1984 1983 1982 1981 1980 1979 1978 1977 1976 1975 1974 1975 1973 1972 1971 1970 • Ajuste de la emisión de rayos gamma considerando distintos rangos enrgéticos, y comparando con la emisión de CO y HI proveniente de varios radios galácticos. • Rangos energéticos: 70 - 150 MeV, 150 – 300 MeV, 300 - 5000 MeV. • Radios galácticos: 2-4, 4-8, 8-10, 10-12, 12-15 y >15 kpc, tomando R = 10 kpc. • Además incluyen en el ajuste modelos para el efecto compton inverso, la presencia de fuentes puntuales y el ruido instrumental.

8. Strong et al 1988: Resultados finales • Los mapas de intensidad de rayos gamma en cada intervalo energético j fueron representados por la siguiente expresión: I j = { iqij/4·[N(HI )ij + 2Y·WCO,ij ] } + fIC,j IIC,j + Ib,j+ kfkjIkj i,j : indices para distancia radial y rango energético, respectivamente. qij : emisividad de rayos gamma por átomo de hidrogeno. N(HI )ij : densidad de columna de hidrógeno atómico, a una distancia i. WCOij : intensidad de línea integrada de 13CO (J = 1 - 0). Y : valor aparente de X a partir de rayos gamma (X = N(H2) / WCO). fIC,j IIC,j : emisión por efecto Compton inverso. Ib,j : ruido instrumental. fkIk : emisión de fuentes puntuales.

9. Strong et al 1988: Resultados finales

10. Strong et al 1988: Resultados finales • El mejor ajuste se obtuvo para modelos en que la emisividad no depende del rango energético. • A partir de los valores de Y, se obtuvo el siguiente valor de X : X = N(H2 ) / WCO = 2.3  0.3 · 1020mol. cm-2 (K km s-1)-1 ¿ que resultados se han obtenido en otros trabajos?

11. Resultados obtenidos previamente para X • Tabla adapatada de Bloemen et al 1986:

12. ¿Que peso ha tenido el trabajo de Strong et al ? • F. Combes, en un review de 1991 sobre la distribución de CO en la Galaxia, cita los trabajos de Strong, Lebrun y Bloemen como el principal método independiente para la medición de X. • Despues de Frerking et al 1982, el trabajo de Strong et al 1988 es de los más citados en el contexto de la calibración del parámetro X (~ 400 vs 300 citas). En conjunto, las publicaciones del grupo de Strong durante los 80’s suman más de 1000 citas. • El estudio de rayos gamma es fuente de muchas citas hasta hoy, especialmente el review de Bloemen de 1989. Tambien han sido citados en trabajos sobre rayos cósmicos y rayos x.

13. Referencias • Bloemen_1984A+A...135...12B • Bloemen_1984A+A...139...37B • Bloemen_1986A+A...154...25B • Bloemen_1989ARA+A..27..469 • Carruthers_1970ApJ...161L..81C • Carruthers_1970SSRv...10..459C • Combes_1991ARA+A..29..195C • Dickman_1978ApJS...37..407D • Frerking_1982ApJ...262..590F • Lebrun_1982A+A...107..390L • Lebrun_1983ApJ...274..231L • Lequex_1981ComAp…9..117L • Strong_1982A+A...115..404S • Strong_1985A+A...145...81S • Strong_1988A+A...207....1S