La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

1 Emissione ad alta energia delle Neutron Star Low Mass X-ray Binaries (NSLMXBs) Antonella Tarana In collaborazione con: lIBIS TEAM (IASF-Roma, INAF):

Presentazioni simili


Presentazione sul tema: "1 Emissione ad alta energia delle Neutron Star Low Mass X-ray Binaries (NSLMXBs) Antonella Tarana In collaborazione con: lIBIS TEAM (IASF-Roma, INAF):"— Transcript della presentazione:

1 1 Emissione ad alta energia delle Neutron Star Low Mass X-ray Binaries (NSLMXBs) Antonella Tarana In collaborazione con: lIBIS TEAM (IASF-Roma, INAF): P. Ubertini, A. Bazzano, F. Capitanio, G. De Cesare, M. Fiocchi, L. Natalucci, M. Del Santo, M. Federici lIBIS TEAM (IASF-Roma, INAF): P. Ubertini, A. Bazzano, F. Capitanio, G. De Cesare, M. Fiocchi, L. Natalucci, M. Del Santo, M. Federici A.A. Zdziarski, D. Gotz A.A. Zdziarski, D. Gotz Scuola Nazionale Astrofisica, Maggio 2007 Tutor: Prof. Pietro Ubertini

2 2 Low Mass X-ray Binaries, Atoll sources, Bursters Low Mass X-ray Binaries, Atoll sources, Bursters Principali processi di emissione Principali processi di emissione Il satellite INTEGRAL Il satellite INTEGRAL Perché lo studio ad alta energia Perché lo studio ad alta energia Analisi ed interpretazione dati di LMXBs: Analisi ed interpretazione dati di LMXBs: analisi temporale analisi temporale analisi fotometrica analisi fotometrica analisi spettrale analisi spettrale

3 3 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 (L X ~10 37 erg s -1 ) a seguito del fenomeno dellaccrescimento di massa. Binarie X di grande massa –Stella compagna: giovane (<10 7 anni), pop I di tipo spettrale O, B massa M>5 Masse solari –L x /L ott ~ –Periodo 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 II massa M<2 Masse solari –L x /L ott ~ –Periodo 10 min-10 d –Rare eclissi e pulsazioni X –Trasferimento di massa tramite riempimento del lobo di Roche. Atoll type, Burster

4 4 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)

5 5 Perché lo studio ad alta energia? Punti aperti nella fisica delle NS LMXBs, Atoll type : Punti aperti nella fisica delle NS LMXBs, Atoll type : Emissione termica ad alta energia Emissione termica ad alta energia Emissione non termica: code ad alta energia Emissione non termica: code ad alta energia Correlazione radio Correlazione radio Importante per la fisica dellaccrescimento Importante per la fisica dellaccrescimento Differenze ed analogia con i candidati buchi neri e con gli AGNs. Differenze ed analogia con i candidati buchi neri e con gli AGNs.

6 6 Il satellite INTEGRAL INTEGRAL (INTErnational Gamma-Ray Laboratory): lanciato il 17 Ottobre 2002, orbita ellittica, periodo rivoluzione circa 3 giorni. INTEGRAL (INTErnational Gamma-Ray Laboratory): lanciato il 17 Ottobre 2002, orbita ellittica, periodo rivoluzione circa 3 giorni. IBIS (Imager on Board the INTEGRAL satellite) IBIS (Imager on Board the INTEGRAL satellite) Range di Energia: 15 keV - 10 MeV Range di Energia: 15 keV - 10 MeV Largo FOV: 29°x29° (9°x9° fully coded) Largo FOV: 29°x29° (9°x9° fully coded) Risoluzione angolare 12 Risoluzione angolare 12 Sensibilità (3 sigma,1Ms): 2.3·10 -6 ph cm -2 s -1 keV 100 keV Sensibilità (3 sigma,1Ms): 2.3·10 -6 ph cm -2 s -1 keV 100 keV JEM-X JEM-X 3-35 keV 3-35 keV FOV= 13.2°x13.2° FOV= 13.2°x13.2° (4.8°x4.8° fully coded) (4.8°x4.8° fully coded) Risoluzione angolare 3 Risoluzione angolare 3 Sensibilità (3 sigma, 1Ms): Sensibilità (3 sigma, 1Ms): 1.3 ·10 -5 ph cm -2 s -1 keV 6 keV 1.3 ·10 -5 ph cm -2 s -1 keV 6 keV

7 7 IBIS/INTEGRAL

8 8 Emissione persistente: black body (Sakura & Sunyaev 1973) + CompTT (Titarchuk 1994) ed N H =1.5 · cm -2. F keV =9.1· erg s -1 cm -2. L bol.=2·10 36 erg s -1 (per d=4.2 kpc) cioè ~1% L Edd (con M NS =1.4 M ʘ ) 4U Tarana et al kTe = 18 keV τ = 2 T 0 =0.3 kTbb= 0.6 keV Emissione persistente e bursts: Type - 1 bursts:

9 9 4U ASM, JEM-X ed IBIS: Marzo Ottobre 2005 Curve di luce ASM, JEM-X ed IBIS: Marzo 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 Periodo A: massimo del flusso tra 4-10 keV, circa530 mCrab; periodo C minimo del flusso tra 4-10 keV, circa 100 mCrab keV 4-10 keV Tarana et al Sistema compatto, P=685 s Sistema compatto, P=685 s Nel globular cluster NGC Nel globular cluster NGC Diagramma Colore - Intensità: JEM-X (4-10 e keV) JEM-X (4-10 e keV)

10 10 Stati Soft ? kTe tra 2-3 keVspessore ottico 6-7. Modello spettrale uguale per tutti: compTT con kTe tra 2-3 keV e spessore ottico 6-7. Luminosità bolometrica max di 7.7 ·10 37 erg s -1 con distanza 5.8 kpc

11 11 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? Stato Hard Tarana et al. 2007

12 12 Altri modelli per lo stato hard osservato? CompPS (Poutanen & Svensson 1996 ) + diskbb popolazione ibrida termica - non termica di elettroni Ipotesi di una popolazione ibrida termica - non termica di elettroni

13 13 Conclusioni sullanalisi di 4U Per la > 50 keV 4U inclusa nellHigh-energy emitting burster (Bazzano et al. 2006), perché? Per la prima volta emissione hard > 50 keV 4U inclusa nellHigh-energy emitting burster (Bazzano et al. 2006), perché? Più tempo in Soft State, emissione Hard debole Più tempo in Soft State, emissione Hard debole Emissione Hard >50keV compare solo occasionalmente (geometria, jet?) Emissione Hard >50keV compare solo occasionalmente (geometria, jet?) NellHard state: contributo del flusso a E>60 keV ~10% NellHard state: contributo del flusso a E>60 keV ~10% Origine dell : Origine dell Hard tail: Power law emissione non termica di sincrotrone, Jet? 4U osservata nel radio durante Soft state nellHard dovrebbe emettere di più! Ma…la power law contribuisce anche alle basse energie…questo renderebbe le stato hard più luminoso dello stato soft (!) Power law emissione non termica di sincrotrone, Jet? 4U osservata nel radio durante Soft state nellHard 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) 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 Composizione ibrida termica-non termica degli elettroni

14 14 4U Periodo di osservazione Febbraio 2004 – Settembre 2006 Periodo di osservazione Febbraio 2004 – Settembre 2006 Outburst: Febbraio – Giugno 2005 Outburst: Febbraio – Giugno 2005 Sorgente transiente IBIS e JEM-X: IBIS e JEM-X: I= (10-20 keV)+(20-30 keV) I= (10-20 keV)+(20-30 keV) Hard Color= (20-30 keV/10-20 keV) Hard Color= (20-30 keV/10-20 keV) JEM-X: JEM-X: I= (4-10 keV)+(10-20 keV) I= (4-10 keV)+(10-20 keV) Hard Color=(10-20 keV/ 4-10 keV) Hard Color=(10-20 keV/ 4-10 keV)

15 15 Stati spettrali kTe = 7 keV, τ = 1.6 Ω/2π = 0.4 kTin= 0.7 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 STATO HARD: Temperatura degli elettroni ALTA! kTe= 60 keV e τ =0.4 kTin= 0.4 keV

16 16 Conclusioni e Futuro Le NS LMXBs sono grandi emettitori ad alta energia Le NS LMXBs sono grandi emettitori ad alta energia Molte NS LMXBs mostrano grande variabilità spettrale e temporale Molte NS LMXBs mostrano grande variabilità spettrale e temporale Continuare nellosservazione ad alta energia… aumento del campione di LMXBs Continuare nellosservazione ad alta energia… aumento del campione di LMXBs A caccia di code dure… A caccia di code dure… A caccia di cambiamenti di stato delle LMXBs osservate che fino ad ora non sono cambiate (es. 4U ) A caccia di cambiamenti di stato delle LMXBs osservate che fino ad ora non sono cambiate (es. 4U )

17 17 Referenze INTEGRAL high energy behaviour of 4U A&A 448, INTEGRAL high energy behaviour of 4U A&A 448, A. Tarana, A. Bazzano, P. Ubertini, M. Fiocchi, D. Gotz, F. Capitanio, A. J. Bird, M.Fiocchi 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 : first detection of hard X-ray emission ApJ 654, INTEGRAL spectral variability study of the atoll 4U : first detection of hard X-ray emission ApJ 654, A. Tarana, A. Bazzano, P. Ubertini, A. A. Zdziarski A. Tarana, A. Bazzano, P. Ubertini, A. A. Zdziarski Observing the high energy behaviour of the low mass X-ray binary XB with INTEGRAL proceeding of the 6th INTEGRAL Workshop, 2006 Observing the high energy behaviour of the low mass X-ray binary XB with INTEGRAL proceeding of the 6th INTEGRAL Workshop, 2006 A. Tarana, A. Bazzano, P. Ubertini, M. Federici A. Tarana, A. Bazzano, P. Ubertini, M. Federici INTEGRAL spectrum of the LMXB 4U proceeding of the extreme universe in the Suzaku Era, INTEGRAL spectrum of the LMXB 4U proceeding of the extreme universe in the Suzaku Era, A. Tarana, A. Bazzano, P. Ubertini. A. Tarana, A. Bazzano, P. Ubertini.


Scaricare ppt "1 Emissione ad alta energia delle Neutron Star Low Mass X-ray Binaries (NSLMXBs) Antonella Tarana In collaborazione con: lIBIS TEAM (IASF-Roma, INAF):"

Presentazioni simili


Annunci Google