A MULTI-WAVELENGTH VIEW OF THE X-RAY STELLAR CONTENT - - PowerPoint PPT Presentation

A ¡MULTI-­‑WAVELENGTH ¡VIEW ¡OF ¡THE ¡ ¡ X-­‑RAY ¡STELLAR ¡CONTENT ¡OF ¡THE ¡GALAXY ¡

ARCHES ¡SCIENTIFIC ¡WORKSHOP. ¡ ¡X-­‑ray ¡surveys ¡with ¡advanced ¡mulI-­‑wavelength ¡cross-­‑idenIficaIon ¡methods. ¡ ¡ Paris, ¡30 ¡Nov-­‑2nd ¡December ¡2015 ¡

Estrella ¡Sánchez ¡Ayaso, ¡Ada ¡Nebot ¡Gómez ¡Morán, ¡ChrisIan ¡Motch, ¡Francois ¡Xavier ¡Pineau ¡

A ¡MULTI-­‑WAVELENGTH ¡VIEW ¡OF ¡THE ¡ ¡ X-­‑RAY ¡STELLAR ¡CONTENT ¡OF ¡THE ¡GALAXY ¡ Main ¡science ¡goal ¡is ¡to ¡study ¡the ¡X-­‑ray ¡proper5es ¡of ¡the ¡stellar ¡popula5on ¡

In ¡a ¡nutshell: ¡ ¡ ¡

• ­‑ ¡Stellar ¡X-­‑ray ¡emission ¡depends ¡on ¡(differenIal) ¡rotaIon. ¡ ¡
• ­‑ ¡Hence ¡stronger ¡in ¡young ¡stars ¡and ¡in ¡close ¡binaries ¡(no ¡age ¡dependency). ¡ ¡ ¡

X-­‑ray ¡populaIon ¡model ¡is ¡based ¡on ¡the ¡Besançon ¡GalacIc ¡Model ¡folded ¡with ¡X-­‑ray ¡luminosity ¡funcIons. ¡ Model ¡takes ¡into ¡account ¡observaIonal ¡biases ¡(flux ¡limits, ¡Nh ¡distribuIon ¡on ¡line ¡of ¡sight, ¡etc..) ¡ Establishing ¡observed ¡properIes ¡of ¡X-­‑ray ¡stellar ¡populaIons ¡and ¡comparing ¡with ¡model ¡predicIon ¡allows ¡ us ¡to: ¡ ¡

• Constrain ¡(local ¡~ ¡2 ¡kpc) ¡stellar ¡formaIon ¡rate ¡during ¡the ¡last ¡~2 ¡Gyr ¡
• EsImate ¡the ¡way ¡scale ¡height ¡increases ¡with ¡age ¡
• Reveal ¡young ¡star ¡clustering ¡(e.g. ¡the ¡Gould ¡Belt) ¡
• QuanIfy ¡the ¡contribuIon ¡of ¡old ¡binaries ¡ ¡
• Make ¡some ¡inference ¡on ¡the ¡nature ¡of ¡the ¡GalacIc ¡Ridge ¡populaIon ¡ ¡

But ¡also: ¡ ¡

• Search ¡for ¡outliers ¡(pre-­‑LMXB, ¡wind ¡accreIng ¡binaries, ¡wind ¡colliding ¡binaries, ¡etc...) ¡

Work ¡done ¡for ¡ROSAT ¡(all-­‑sky ¡d<300pc). ¡XMM-­‑Newton ¡allows ¡studies ¡up ¡to ¡2-­‑3 ¡kpc... ¡

First ¡XMM-­‑Newton ¡constraints ¡on ¡X-­‑ray ¡stellar ¡populaIon ¡properIes ¡ (Nebot ¡et ¡al. ¡2013) ¡

López-­‑SanIago ¡et ¡al. ¡2007, ¡Barcons ¡et ¡al. ¡2007 ¡

S0.5-­‑2.0 ¡> ¡2x10-­‑14 ¡erg ¡cm-­‑2 ¡s-­‑1 ¡

b ¡(deg) ¡ courtesy ¡of ¡P. ¡Guillout ¡

0.5-­‑2.0 ¡keV ¡ Modelled ¡

Missing ¡ Component ¡ Likely ¡old ¡ binaries ¡ under-­‑ esImated ¡ in ¡the ¡ model ¡ ¡ ¡

A ¡MULTI-­‑WAVELENGTH ¡VIEW ¡OF ¡THE ¡ ¡ X-­‑RAY ¡STELLAR ¡CONTENT ¡OF ¡THE ¡GALAXY ¡

Immediate ¡goal: ¡IdenIfy ¡a ¡clean ¡sample ¡of ¡X-­‑ray ¡emiing ¡stars ¡and ¡derive ¡their ¡overall ¡

• properIes. ¡For ¡that ¡purpose: ¡

1) IdenIfy ¡the ¡stellar ¡populaIon. ¡ 2) Fit ¡stellar ¡model ¡atmosphere ¡to ¡the ¡observed ¡spectral ¡energy ¡distribuIons ¡(SEDs) ¡ in ¡order ¡to ¡the ¡obtain ¡the ¡effecIve ¡temperatures ¡of ¡the ¡stellar ¡candidates. ¡ 3) Establish ¡the ¡surface ¡density ¡of ¡sources ¡per ¡area ¡unit ¡as ¡a ¡funcIon ¡of ¡sensiIvity ¡ as ¡well ¡as ¡distribuIon ¡in ¡spectral ¡types ¡for ¡various ¡galacIc ¡direcIons. ¡ ¡

We ¡present ¡here ¡a ¡status ¡report ¡ ¡

A ¡MULTI-­‑WAVELENGTH ¡VIEW ¡OF ¡THE ¡ ¡ X-­‑RAY ¡STELLAR ¡CONTENT ¡OF ¡THE ¡GALAXY ¡

Our ¡starIng ¡point ¡is ¡the ¡cross-­‑matched ¡catalogue ¡ ¡generated ¡by ¡the ¡ARCHES ¡consorIum: ¡ 3XMMe ¡-­‑ ¡GALEXGR6/7 ¡-­‑ ¡UCAC4 ¡-­‑ ¡SDSSDR9 ¡-­‑ ¡2MASS ¡PSC ¡– ¡AllWISE ¡ 1) ¡IDENTIFY ¡THE ¡STELLAR ¡POPULATION: ¡ We ¡limited ¡to ¡X-­‑ray ¡sources ¡having ¡op5cal ¡(SDSS ¡or ¡UCAC) ¡and ¡IR ¡(AllWISE ¡& ¡2MASS) ¡ independently ¡on ¡whether ¡they ¡have ¡UV ¡(GALEX) ¡or ¡not. ¡ Probability ¡ (maxProbaVal1) ¡ Sources ¡with ¡

• p5cal ¡and ¡IR ¡

All ¡ 14742 ¡ >0.5 ¡ 14330 ¡ >0.8 ¡ 11673 ¡ >0.9 ¡ 9342 ¡

UnClassified ¡Sources: ¡In ¡order ¡to ¡separate ¡extended ¡sources ¡from ¡not ¡extended ¡sources ¡ we ¡took ¡into ¡account ¡three ¡flags ¡available ¡in ¡the ¡SDSS9, ¡2MASS ¡and ¡AllWISE ¡catalogues, ¡ which ¡tell ¡us ¡about ¡the ¡extension ¡of ¡the ¡source. ¡ ¡ There ¡are ¡8147 ¡point-­‑like ¡sources ¡with ¡opIcal ¡and ¡IR ¡and ¡P ¡> ¡0.8 ¡

WP10 ¡

Learning ¡sample: ¡We ¡classified ¡sources ¡based ¡on ¡the ¡MK ¡(correlaIon ¡with ¡topcat ¡up ¡to ¡ 1 ¡arcsec), ¡the ¡SSC ¡Galac5c ¡Plane ¡survey ¡(correlaIon ¡with ¡topcat ¡up ¡to ¡5 ¡arcsec) ¡and ¡ SDSS9 ¡(already ¡in ¡the ¡cross-­‑correlated ¡ARCHES ¡table). ¡

CLASS ¡ (Sources ¡with ¡opIcal ¡and ¡IR ¡ and ¡P ¡> ¡0.8) ¡ NUMBER ¡OF ¡SOURCES ¡ GALACTIC ¡SOURCES ¡ (O,B,A,F,G,K ¡and ¡M ¡stars, ¡and ¡ also ¡WR, ¡CV,…) ¡ 994 ¡ (only ¡50 ¡from ¡SDSS) ¡ GALAXIES ¡ 749 ¡ QSOs ¡ 292 ¡

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WP10 ¡ A ¡MULTI-­‑WAVELENGTH ¡VIEW ¡OF ¡THE ¡ ¡ X-­‑RAY ¡STELLAR ¡CONTENT ¡OF ¡THE ¡GALAXY ¡

A ¡MULTI-­‑WAVELENGTH ¡VIEW ¡OF ¡THE ¡ ¡ X-­‑RAY ¡STELLAR ¡CONTENT ¡OF ¡THE ¡GALAXY ¡

In ¡order ¡to ¡restrict ¡the ¡number ¡of ¡dimensions ¡in ¡the ¡input ¡of ¡the ¡classificaIon ¡algorithm ¡we ¡ used ¡“Principal ¡Component ¡Analysis”. ¡ First ¡principal ¡component ¡ Second ¡principal ¡component ¡ Correla5on ¡with ¡the ¡principal ¡component ¡plane ¡

• pIcal-­‑near ¡IR ¡colours ¡
• pIcal-­‑far ¡IR ¡colours ¡

IR ¡colours ¡ Many ¡possible ¡ quanIIes: ¡ UV, ¡,opIcal, ¡and ¡IR ¡ colours, ¡X ¡to ¡opIcal/ IR ¡flux ¡raIos, ¡X-­‑ray ¡ colours ¡ PCA: ¡ Most ¡important ¡ parameters ¡are ¡

• pIcal ¡to ¡far ¡IR ¡

colours ¡and ¡Fx/Fopt-­‑IR ¡ flux ¡raIos ¡

In ¡order ¡to ¡classify ¡unknown ¡sources ¡based ¡on ¡the ¡learning ¡sample ¡sources, ¡we ¡used ¡the ¡ algorithm ¡ ¡“Kernel ¡Density ¡Classifica5on”. ¡ ¡ ¡ ~ ¡92% ¡of ¡the ¡sources ¡to ¡idenIfy ¡are ¡ classified ¡as ¡Galac5c ¡stars ¡ (O,B,A,F,G,K ¡and ¡M ¡stars, ¡and ¡also ¡ WR, ¡CV,…). ¡ ~8% ¡of ¡the ¡sources ¡to ¡idenIfy ¡are ¡ classified ¡as ¡non-­‑stars, ¡i.e. ¡ extragalacIc ¡(likely ¡AGN) ¡

A ¡MULTI-­‑WAVELENGTH ¡VIEW ¡OF ¡THE ¡ ¡ X-­‑RAY ¡STELLAR ¡CONTENT ¡OF ¡THE ¡GALAXY ¡

Probability ¡of ¡being ¡a ¡star ¡

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GalacIc ¡Coordinates ¡ DistribuIon ¡of ¡the ¡“Hard” ¡X-­‑ray ¡sources ¡(HR3 ¡> ¡-­‑0.4°, ¡i.e. ¡kT ¡> ¡5 ¡keV) ¡

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Black ¡body ¡ ¡fit ¡of ¡an ¡F ¡star ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡: ¡These ¡points ¡are ¡not ¡ taken ¡into ¡account ¡for ¡the ¡ fiing ¡because ¡of ¡bad ¡

• photometry. ¡

2) ¡OBTAIN ¡THE ¡EFFECTIVE ¡TEMPERATURES ¡OF ¡STELLAR ¡CANDIDATES: ¡ ¡ We ¡fited ¡a ¡black ¡body ¡(in ¡a ¡first ¡step) ¡and ¡stellar ¡atmosphere ¡model ¡(in ¡a ¡second ¡step) ¡ to ¡the ¡observed ¡spectral ¡energy ¡distribuIon ¡for ¡the ¡“GalacIc ¡Plane ¡survey” ¡sample ¡(so ¡ far). ¡

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Black ¡body ¡ ¡fit ¡ ¡ NextGen ¡ ¡fit ¡ ¡

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Teff ¡(NextGen) ¡

The ¡color ¡of ¡the ¡points ¡depends ¡on ¡the ¡spectral ¡type. ¡ ¡ If ¡it ¡has ¡a ¡black ¡circle ¡around ¡it ¡means ¡that ¡there ¡is ¡more ¡than ¡3 ¡points ¡to ¡be ¡fited. ¡ ¡ If ¡the ¡temperature ¡that ¡we ¡obtain ¡is ¡between ¡the ¡expected ¡temperatures ¡for ¡the ¡spectral ¡type ¡of ¡the ¡ source ¡then ¡it ¡has ¡a ¡red ¡circle ¡around. ¡ ¡

Expected ¡temperatures ¡

No ¡black ¡circle ¡around: ¡ ¡ Less ¡than ¡3 ¡points ¡to ¡be ¡fited ¡

SpType ¡

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Work ¡in ¡progress ¡! ¡ XMM-­‑Newton ¡is ¡the ¡basis ¡for ¡the ¡largest ¡sample ¡of ¡X-­‑ray ¡emiing ¡stars ¡ (> ¡10,000 ¡objects), ¡waiIng ¡for ¡eRosita ¡.... ¡ What ¡sIll ¡needs ¡to ¡be ¡done: ¡ ¡-­‑ ¡X-­‑ray ¡flux ¡limit ¡per ¡field ¡ ¡-­‑ ¡Tune ¡old ¡binaries ¡characterisIcs ¡in ¡populaIon ¡model ¡

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