Scuola Nazionale Astrofisica, 20-26 Maggio 2007
Emissione ad alta energia
delle Neutron Star Low
Mass X-ray Binaries
(NSLMXBs)
Antonella Tarana
Tutor:
Prof. Pietro Ubertini
In collaborazione con:
• l’IBIS TEAM (IASF-Roma, INAF): P. Ubertini, A. Bazzano, F. Capitanio,
G. De Cesare, M. Fiocchi, L. Natalucci, M. Del Santo, M. Federici
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• A.A. Zdziarski, D. Gotz
Low Mass X-ray Binaries, Atoll sources, Bursters
Il satellite INTEGRAL
Principali processi di emissione
Perché lo studio ad alta energia
Analisi ed interpretazione dati di LMXBs:
analisi temporale
analisi fotometrica
analisi spettrale
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Le Binarie X
Sistemi stellari doppi in cui una delle due componenti è un oggetto
collassato (buco nero, stella di neutroni, nana bianca). Sono caratterizzati da
intensa emissione di radiazione X (LX~1037 erg s-1) a seguito del fenomeno
dell’accrescimento di massa.
•
Binarie X di grande massa
–
–
–
–
–
Stella compagna:
• giovane (<107 anni), pop I
• di tipo spettrale O, B
• massa M>5 Masse solari
Lx/Lott~0.001-100
Periodo 1-100 d
Presenza di eclissi e pulsazioni
X
Trasferimento di massa
attraverso vento stellare.
• Binarie X di piccola massa
– Stella compagna:
• Tipo spettrale avanzato
(superiore al tipo A), pop
IIAtoll type,
Burster
• massa
M<2 Masse solari
– Lx/Lott~100-1000
– Periodo 10 min-10 d
– Rare eclissi e pulsazioni X
– Trasferimento di massa tramite
riempimento del lobo di
Roche.
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Processi di emissione delle binarie X:
Emissione disco black body (termica)
Corona Comptonizzazione
Riflessione emissione riflessa da parte del disco
Jet? emissione non termica (sincrotrone)
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Perché lo studio ad alta energia?
Punti aperti nella fisica delle NS LMXBs, Atoll type :
Emissione termica ad alta energia
Emissione non termica: code ad alta energia
Correlazione radio
Importante per la fisica dell’accrescimento
Differenze ed analogia con i candidati buchi neri e con
gli AGNs.
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Il satellite INTEGRAL
INTEGRAL (INTErnational Gamma-Ray Laboratory): lanciato il 17 Ottobre
2002, orbita ellittica, periodo rivoluzione circa 3 giorni.
IBIS (Imager on Board the INTEGRAL satellite)
Range di Energia: 15 keV - 10 MeV
Largo FOV: 29°x29° (9°x9° fully coded)
Risoluzione angolare 12’
Sensibilità (3 sigma,1Ms): 2.3·10-6 ph cm-2s-1keV-1 @ 100 keV
JEM-X
3-35 keV
FOV= 13.2°x13.2°
(4.8°x4.8° fully coded)
Risoluzione angolare 3’
Sensibilità (3 sigma, 1Ms):
1.3 ·10-5 ph cm-2s-1keV-1@ 6 keV
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IBIS/INTEGRAL
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4U 1812-12
Type - 1 bursts:
Emissione persistente:
black body (Sakura & Sunyaev 1973)
+ CompTT (Titarchuk 1994)
ed NH =1.5 · 1022 cm-2.
F1-100 keV =9.1·10-10 erg s-1 cm-2.
L bol.=2·1036 erg s-1 (per d=4.2 kpc)
cioè ~1% L Edd (con MNS=1.4 Mʘ)
Tarana et al. 2006
Emissione persistente e bursts:
kTe = 18 keV
τ=2
T0=0.3
kTbb= 0.6 keV
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4U 1820-30
Sistema compatto, P=685 s
Nel globular cluster NGC 6624.
Curve di luce ASM, JEM-X ed IBIS: Marzo
2003 - Ottobre 2005
Periodo A: massimo del flusso tra 4-10 keV,
circa530 mCrab; periodo C minimo del flusso
tra 4-10 keV, circa 100 mCrab
Diagramma Colore - Intensità:
JEM-X (4-10 e 10-20 keV)
4-10
keV
20-30
keV
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Tarana et al. 2007
Stati Soft
?
Modello spettrale uguale
per tutti: compTT con kTe
tra 2-3 keV e spessore
ottico 6-7.
Luminosità bolometrica
max di 7.7 ·1037erg s-1
con distanza 5.8 kpc
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Stato Hard
Modello spettrale CompTT+ power law:
Temperatura degli elettroni, kTe = 6 keV e spessore ottico della corona = 4;
Legge di potenza con pendenza = 2.4
Hard Tail?
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Tarana et al. 2007
Altri modelli per lo stato hard osservato?
CompPS (Poutanen & Svensson 1996) + diskbb
Ipotesi di una
popolazione ibrida
termica - non termica
di elettroni
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Conclusioni sull’analisi di 4U 1820-30
Per la prima volta emissione hard > 50 keV 4U 1820-30 inclusa
nell’High-energy emitting burster (Bazzano et al. 2006), perché?
Più tempo in Soft State, emissione Hard debole
Emissione Hard >50keV compare solo occasionalmente (geometria, jet?)
Nell’Hard state: contributo del flusso a E>60 keV ~10%
Origine dell’ Hard tail:
Power law emissione non termica di sincrotrone, Jet? 4U 1820-30 osservata
nel radio durante Soft state nell’Hard dovrebbe emettere di più! Ma…la
power law contribuisce anche alle basse energie…questo renderebbe le stato
hard più luminoso dello stato soft (!)
Comptonizzazione termica ma con temperatura molto alta (55 keV), in tal caso
rimane il problema del fit a bassa energia (<10 keV)
Composizione ibrida termica-non termica degli elettroni
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4U 1608-522
Sorgente transiente
Periodo di osservazione Febbraio 2004 –
Settembre 2006
Outburst: Febbraio – Giugno 2005
IBIS e JEM-X:
I= (10-20 keV)+(20-30 keV)
Hard Color= (20-30 keV/10-20 keV)
JEM-X:
I= (4-10 keV)+(10-20 keV)
Hard Color=(10-20 keV/ 4-10 keV)
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Stati spettrali
kTe = 7 keV, τ = 1.6
Ω/2π = 0.4
kTin= 0.7 keV
STATO HARD:
Temperatura degli
elettroni ALTA!
kTe= 60 keV e τ =0.4
kTin= 0.4 keV
kTe = 3.5 keV,
τ = 3.4
Ω/2π = 0.2
kTin= 0.6 keV
kTe = 3.0 keV,
τ = 4.1
Ω/2π = 0.3
kTin= 0.5 keV
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Conclusioni e Futuro
Le NS LMXBs sono grandi emettitori ad alta energia
Molte NS LMXBs mostrano grande variabilità spettrale
e temporale
Continuare nell’osservazione ad alta energia…
aumento del campione di LMXBs
A caccia di code dure…
A caccia di cambiamenti di stato delle LMXBs
osservate che fino ad ora non sono cambiate (es. 4U
1812-12)
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Referenze
“INTEGRAL high energy behaviour of 4U 1812-12” A&A 448, 335 2006
A. Tarana, A. Bazzano, P. Ubertini, M. Fiocchi, D. Gotz, F. Capitanio,
A. J. Bird, M.Fiocchi
“INTEGRAL spectral variability study of the atoll 4U 1820-30: first
detection of hard X-ray emission” ApJ 654, 494 2007
A. Tarana, A. Bazzano, P. Ubertini, A. A. Zdziarski
“Observing the high energy behaviour of the low mass X-ray binary XB
1832-330 with INTEGRAL” proceeding of the 6th INTEGRAL
Workshop, 2006
A. Tarana, A. Bazzano, P. Ubertini, M. Federici
“INTEGRAL spectrum of the LMXB 4U 1254-690” proceeding of “the
extreme universe in the Suzaku Era”, 2006.
A. Tarana, A. Bazzano, P. Ubertini.
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