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 A.A. Zdziarski, D. Gotz

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

Le Binarie X Binarie X di grande massa Binarie X di piccola massa 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 II 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. Atoll type, Burster

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) Di che la comptonizzazione da come parametri spettrali la kte (cut off, ecc.) e il tau !!!!!!! NB: ricorda di dire dei cambiamenti di stato spettrale che si osservano nelle banarie X !!!!!!!!!

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. Di che le LMXB sono meno studiate finora.

Il satellite INTEGRAL IBIS (Imager on Board the INTEGRAL satellite) 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 Orbita 72h, inclinazione 52 deg, apo 155mila km, peri 9mila km.

IBIS/INTEGRAL

4U 1812-12 τ = 2 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) Emissione persistente e bursts: Tarana et al. 2006 Sorgente persistente: periodo oss. INT.: marzo 2003 ott 2004, curve di luce nelle bande 20-40-60-80-200; hardness ratio mostra flux cost.  spettro combinato con BeppoSAX 2000 PRIVA VOLTA DET. Del kTe PRECISA. Descrivi per la prima volta il modello che usi: Comptonizzazione CompTT  quando mi riferirò ad un modello di comptonizzazione sarà questo a meno che non specifico altro… poi vedremo. Per il corpo nero: uo o bb (Shakura Sunyaev 1973) o diskbb (cioè bb a multitemperatura  mitsuda) ma a me non cambia molto… Ricorda bb ha Tbb diskbb ha Tin. Descrivi bursts: Temporal bin di 1 secondo in 3 bande di energia (15-20, 20-30,15-30 keV). E’ evidente il profilo a doppio picco. Tempo di salita (rise time) molto veloce circa 1 s. Gli spettri sono modellati con un modello di blackbody con range di temperatura tra 1.9-3.1 keV in accordo con la natura termica dei bursts. Flusso bursts: da 1.5 a 3 in 10^-8 erg s^-1 kTe = 18 keV τ = 2 T0=0.3 kTbb= 0.6 keV

4U 1820-30 Curve di luce ASM, JEM-X ed IBIS: Marzo 2003 - Ottobre 2005 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 Ricorda di dire: Visibile la modulazione periodica del flusso di 170 giorni analisi spettrale fatta in dettgalio nei periodi indicati dalle linee colorate Fai notare cambiamento spettrale 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

Stato Hard Hard Tail? 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? 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

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 Ricorda di dire correlazione radio!!!!

4U 1608-522 Sorgente transiente 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) Periodo di osservazione Febbraio 2004 – Settembre 2006 Outburst: Febbraio – Giugno 2005 Ricorda di collegare il discorso sul fatto che anch questa è una delle poche atoll che si vedono nel radio!!!!

Stati spettrali τ = 3.4 τ = 4.1 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 -Ricorda il tempo di esposizione di ogni stato. -Commenta come variano i parametri! -Lo stato viola è molto probabilmente intermedio!! -Eccesso hard non significativo -Ripassa come variano par e geometria tra stato hard e soft. -cut off non ben detettato kTe = 3.0 keV, τ = 4.1 Ω/2π = 0.3 kTin= 0.5 keV

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)

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.