Studio di sistemi binari Galattici con accrescimento su oggetti compatti. mediante il satellite per astronomia gamma INTEGRAL

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Teodoro Corsi
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Sommario Studio di sistemi binari Galattici con accrescimento su oggetti compatti mediante il satellite per astronomia gamma INTEGRAL Relatore interno: Prof. Pierre M.

1 Sommario Studio di sistemi binari Galattici con accrescimento su oggetti compatti mediante il satellite per astronomia gamma INTEGRAL Relatore interno: Prof. Pierre M. Pizzochero Relatore esterno: Dott. Sandro Mereghetti (INAF-IASF Milano) Correlatore: Dott.ssa Adamantia Paizis (INAF-IASF Milano) Correlatore: Dott.ssa Lara Sidoli (INAF-IASF Milano) Università degli Studi di Milano Corso di Laurea in Fisica

Pizzochero Relatore esterno: Dott. Sandro Mereghetti (INAF-IASF Milano) Correlatore: Dott.

2 Sommario Indice 1 Sistemi Binari X (HMXB) Componenti del sistema Accrescimento 2 Curve di luce X HMXB con stella Be: A HMXB con stella OB: 4U HMXB con stella Be: V SAX J Spettri di energia e profili di pulsazione Periodo di pulsazione

con stella OB: 4U 1700-37 HMXB con stella Be: V0332+53 3 SAX J2103.

3 Binarie X di grande massa (HMXB) Componenti del sistema Accrescimento Binarie X di grande massa (HMXB) Oggetto Compatto Stella di Neutroni (NS) Buco Nero (BH) Stella normale M > 10 M Supergigante OB Stella Be

4 Binarie X di grande massa (HMXB) Componenti del sistema Accrescimento Binarie X di grande massa (HMXB) Oggetto Compatto Stella di Neutroni (NS) Buco Nero (BH) Stella normale M > 10 M Supergigante OB Stella Be

5 Binarie X di grande massa (HMXB) Componenti del sistema Accrescimento Tipi di Accrescimento Accrescimento direttamente da vento Disco di Accrescimento Luminosità: L x GM x Ṁ x R x Ṁ x = f (P orb, e, r, v vento, ρ, T )

6 Binarie X di grande massa (HMXB) Componenti del sistema Accrescimento Tipi di Accrescimento Accrescimento direttamente da vento Disco di Accrescimento Luminosità: L x GM x Ṁ x R x Ṁ x = f (P orb, e, r, v vento, ρ, T )

7 Binarie X di grande massa (HMXB) Componenti del sistema Accrescimento Tipi di Accrescimento Accrescimento direttamente da vento Disco di Accrescimento Luminosità: L x GM x Ṁ x R x Ṁ x = f (P orb, e, r, v vento, ρ, T )

8 Studio dell accrescimento e delle curve di luce X nelle HMXB HMXB con stella Be: A HMXB con stella OB: 4U HMXB con stella Be: V Parte II: Studio delle curve di luce nelle HMXB L x = 4π (GM x) 3 R x v rel è la velocità relativa del vento: Luminosità X ρ(r) v 3 rel erg/sec v 2 rel = (v vento(r) v r ) 2 + (v rot,w (r) v φ ) 2 + c 2 Parametri che possono modificare L x : Parametri delle stelle: Masse e raggi, campo magnetico e periodo di pulsazione della stella di neutroni. Parametri orbitali: P orb, eccentricità, inclinazione del piano orbitale rispetto al disco circumstellare (Be), troncamento del disco (Be); Parametri del vento: Ṁ, v vento (r), ρ(r), temperatura.

2 + c 2 Parametri che possono modificare L x : Parametri delle stelle: Masse e raggi, campo magnetico e periodo di pulsazione della stella di neutroni.

9 Studio dell accrescimento e delle curve di luce X nelle HMXB HMXB con stella Be: A HMXB con stella OB: 4U HMXB con stella Be: V Parte II: Studio delle curve di luce nelle HMXB L x = 4π (GM x) 3 R x v rel è la velocità relativa del vento: Luminosità X ρ(r) v 3 rel erg/sec v 2 rel = (v vento(r) v r ) 2 + (v rot,w (r) v φ ) 2 + c 2 Parametri che possono modificare L x : Parametri delle stelle: Masse e raggi, campo magnetico e periodo di pulsazione della stella di neutroni. Parametri orbitali: P orb, eccentricità, inclinazione del piano orbitale rispetto al disco circumstellare (Be), troncamento del disco (Be); Parametri del vento: Ṁ, v vento (r), ρ(r), temperatura.

10 Studio dell accrescimento e delle curve di luce X nelle HMXB HMXB con stella Be: A HMXB con stella Be: A HMXB con stella OB: 4U HMXB con stella Be: V Caratteristiche (Motch et al., 1991): M Be = 12 M ; M NS = 1.4 M ; Parametri orbitali: Piano orbitale contenuto all interno del disco circumstellare, P orb = 111 giorni, e = 0.47; Caratteristiche del disco circumstellare: v 0 30 km/sec, ρ 0 = gr/cm 3 ed n = 3.3, v rot,p = 330 km/sec con disco kepleriano α = 0.5; Accordo tra teoria e osservazioni (RXTE, 2 10 kev, Agosto 2005)

4 M ; Parametri orbitali: Piano orbitale contenuto all interno del disco circumstellare, P orb = 111 giorni, e = 0.

11 Studio dell accrescimento e delle curve di luce X nelle HMXB HMXB con stella OB: 4U HMXB con stella Be: A HMXB con stella OB: 4U HMXB con stella Be: V f x (M) = M3 p sin3 i (Mx +Mp ) 2 = 4π2 (a sin i) 3 GP orb 2 j Hammerschlag-Hensberge et al e = 0.22 Rubin et al i = = Caratteristiche del vento prodotto dalla OB diverse da quelle assunte. (RXTE, 2 10 kev, dal Gennaio 1996 al Gennaio 2000)

4π2 (a sin i) 3 GP orb 2 j Hammerschlag-Hensberge et al. 2003 e = 0.22 Rubin et al.

12 Studio dell accrescimento e delle curve di luce X nelle HMXB HMXB con stella Be: V HMXB con stella Be: A HMXB con stella OB: 4U HMXB con stella Be: V iano orbitale inclinato rispetto al disco Troncamento del disco Disaccordo tra teoria e osservazioni Parametri del sistema: Waters et al., 1988; Negueruela et al., 1999) Accordo tra teoria e osservazioni (TENMA ed EXOSAT, 1983/1984)

inclinato rispetto al disco Troncamento del disco Disaccordo tra teoria e osservazioni Parametri del

13 Studio del sistema binario SAX J Parte III Studio del sistema binario SAX J

14 Studio del sistema binario SAX J Spettri di energia e profili di pulsazione Periodo di pulsazione SAX J Costituito da stella Be e una pulsar (P puls secondi), Transiente L x erg/sec, P orb = ± (Camero Arranz et al., 2007), e = ± (Camero Arranz et al., 2007), distanza = 6.5 ± 0.9 kpc (Reig et al., 2004). Outburst Aprile-Maggio 2007 (RXTE, 2-10 kev)

5+4545 Costituito da stella Be e una pulsar (P puls 352.

15 Studio del sistema binario SAX J Spettri di energia e profili di pulsazione Periodo di pulsazione SAX J : Spettri di energia e profili di pulsazione Spettri di energia INTEGRAL 25 Aprile - 27 Aprile 2007 Profili di pulsazione 15 E γ 60 kev INTEGRAL bremsstrahlung: kt = kev F x ( kev ): erg/(cm 2 sec) L x = erg/sec Variabilità nel tempo; Variabilità per diversi intervalli di energia.

5+4545: Spettri di energia e profili di pulsazione Spettri di energia INTEGRAL 25 Aprile - 27 Aprile 2007

16 Studio del sistema binario SAX J Spettri di energia e profili di pulsazione Periodo di pulsazione SAX J : Spettri di energia e profili di pulsazione Spettri di energia INTEGRAL 25 Aprile - 27 Aprile 2007 Profili di pulsazione 15 E γ 60 kev INTEGRAL bremsstrahlung: kt = kev F x ( kev ): erg/(cm 2 sec) L x = erg/sec Variabilità nel tempo; Variabilità per diversi intervalli di energia.

17 Studio del sistema binario SAX J Spettri di energia e profili di pulsazione Periodo di pulsazione SAX J : Variazione del periodo di pulsazione Ṗ puls 0: Trasferimento di momento angolare (Ghosh e Lamb, 1979): Novembre 2004 Aprile 2007: Spin-down: Ṗ = s s 1

18 Studio del sistema binario SAX J Spettri di energia e profili di pulsazione Periodo di pulsazione SAX J : Periodo di pulsazione e Spin-up P puls (s) ± ± ± Ṗ = ( 1.95 ± 0.19) 10 6 s s 1 Ṗ medio = ( 1.78 ± 0.81) 10 7 s s 1

19 Studio del sistema binario SAX J Spettri di energia e profili di pulsazione Periodo di pulsazione Glitches Trasferimento di momento angolare dai vortici di superfluido di neutroni alla crosta della pulsar:

20 Studio del sistema binario SAX J Spettri di energia e profili di pulsazione Periodo di pulsazione SAX J : Glitch ( ν) SAX... = Hz ( ν) max 10 4 Hz, (Link e Cutler, 2002; Donati e Pizzochero 2006) ( ν) SAX... < ( ν) max ( ν) KS < ( ν) max

pulsazione SAX J2103.5+4545: Glitch ( ν) SAX... = 2.

21 Conclusioni Conclusioni: Studio delle curve di luce X per tre sistemi binari: Ho confrontato le curve di luce teoriche con le curve di luce vere; Il comportamento dei sistemi binari con stella Be sono ben descritti dalle curve di luce teoriche; Inoltre da questo confronto ho visto che le caratteristiche del vento della supergigante O di 4U sono diverse da quelle note. Studio del sistema binario SAX J : Dall analisi dei dati INTEGRAL ho osservato un improvviso spin-up riconducibile al fenomeno dei glitches, tipico delle pulsar radio veloci, e rappresenta una novità per le pulsar lente. In futuro sarà interessante osservare tale fenomeno in altre HMXB.

22 FINE

23 Riassunto Conclusioni: Studio delle curve di luce X per tre sistemi binari: 4U Caratteristiche del vento prodotto dalla OB diverse da quelle note A L x teorica (φ) = L x oss(φ) V troncamento del disco Studio del sistema binario SAX J : Analisi dei dati INTEGRAL; Spettri di energia kev : bremsstrahlung 23 kev ; L x erg/sec (d = 6.5 kpc); Profili di pulsazione: Variabili nel tempo e per intervalli di energia; Periodo di pulsazione: Ṗ medio accrescimento (teoria Ghosh e Lamb); Ṗ glitch (superfluido di neutroni); Spin-down dal Novembre 2004 ad Aprile 2007.

24 Riassunto SAX J : Periodo di pulsazione P puls s Ṗ = ± 0.19 s s 1 Ṗ medio = ± 0.81 s s 1

25 Riassunto Componenti del Sistema Supergigante OB M > 10 M «β v(r) = v 1 Rp r Stella Be M > 10 M r v disco (r) = v 0 v polar (r) = v R p «n 2 1 Rp r «β

26 Riassunto Componenti del Sistema Supergigante OB M > 10 M «β v(r) = v 1 Rp r Stella Be M > 10 M r v disco (r) = v 0 v polar (r) = v R p «n 2 1 Rp r «β

27 Riassunto HMXB con stella Be: V Caratteristiche (Waters et al., 1988; Negueruela et al., 1999): M Be = 20 M ; M NS = 1.4 M ; Parametri orbitali: P orb = giorni, e = 0.37; Caratteristiche del disco circumstellare: v 0 10 km/sec, ρ 0 = gr/cm 3 ed n = 3.25, v rot,p = 150 km/sec con disco kepleriano α = 0.5; Caratteristiche del vento nelle zone polari: Ṁ 10 8 M, v vento(r) = v (1 R p/r) β, con v = 1800 km/sec, β = 0.5. (Piano orbitale contenuto nel disco circumstellare): (TENMA ed EXOSAT, 1983/1984)

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