Il ruolo degli astrofili per il monitoraggio delle controparti ottiche delle Binarie X di alta massa

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1 Il ruolo degli astrofili per il monitoraggio delle controparti ottiche delle Binarie X di alta massa V.F. Polcaro Istituto Nazionale di AstroFisica Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica Roma e ACHe, Università di Ferrara

2 Le binarie X sono sistemi in cui un oggetto compatto (una nana bianca, una stella di neutroni o un buco nero) cattura materia proveniente da una stella compagna in un orbita binaria chiusa. Le binarie X si classificano in base alla natura dell oggetto compatto e della controparte ottica Le binarie X contenenti stelle di neutroni o un buco nero si dividono tradizionalmente in due classi, chiamate LMXRB (Low Mass X-Ray Binaries) and HMXRB (High Mass X-Ray Binaries A seconda delle caratteristiche fisiche e geometriche del sistema il trasferimento ha luogo con diverse modalità alle quali sono associati diversi tipi di emissione X.

3 Le binarie di classe LMXRB contengono una stella ordinaria avente massa simile a quella del sole. L unico modo per cui uno di questi oggetti può raggiungere una luminosità in banda X compatibile con quella osservata è il trasferimento diretto di materia. Questo passaggio può avvenire solamente se la stella ha dimensioni tali da riempire tutto il suo lobo di Roche (definito come la superficie equipotenziale che passa per il punto dove l attrazione gravitazionale delle due stelle si compensa); in questo caso la materia stellare straripa e cade verso l oggetto compatto. A causa del momento angolare della massa ceduta si forma un disco di accrescimento che ruota in maniera differenziale, si riscalda per frizione tra diversi strati e produce quindi raggi X. La radiazione proveniente dal disco di accrescimento domina anche l emissione ottica e quindi questi sistemi appaiono spesso come stelle bluastre.

4 Le binarie di classe HMXRB hanno al loro interno una stella molto massiva ed il trasferimento di massa può avvenire in molti modi diversi Ad esempio, può avvenire per overflow dal lobo di Roche, come nelle LMXRB

5 Però, una stella di grande massa emette un intenso vento stellare accelerato dalla pressione di radiazione a velocità che possono raggiungere 2000 Km/s. L oggetto secondario può quindi catturare una certa frazione del vento stellare e convertire la sua energia cinetica in raggi X anche se l orbita è notevolmente larga. Oppure, se l orbita è eccentrica, il traferimento può avvenire la cattura mareale di materia da parte dell oggetto compatto al passaggio al periastro

6 La stella di grande massa può essere una Be o una Supergigante O o B

7 Nel caso la stella ordinaria appartenga alla classe spettrale Be il comportamento di quest ultima controlla le caratteristiche del sistema. Una stella di classe Be è sostanzialmente una stella di classe B che ruota molto rapidamente; la forza centrifuga nelle zone periferiche equatoriali ha intensità comparabile a quella gravitazionale e quindi parte dell atmosfera stellare riesce ad abbandonare la stella creando un involucro gassoso che la circonda e si espande in generale in maniera differenziale. Le proprietà spettrali infatti suggeriscono che l espansione dell involucro gassoso sia dominata da un vento stellare a due componenti, una polare più veloce e una equatoriale più lenta (con velocità tipiche rispettivamente di 10 3 e 10 Km/s ). In questo involucro si originano intense linee di emissione dell idrogeno e dell elio tipiche di questi sistemi.

8 Inoltre le stelle Be usualmente espellono materiale ad intervalli più o meno regolari, dando origine ad involucri gassosi concentrici; quando l oggetto compatto ne incontra uno la luminosità X del sistema si alza, originando un burst X. Questo comportamento è tipico delle sorgenti X transienti. I burts possono essere periodici o aperiodici e non sembra esserci una correlazione tra l intervallo di tempo che separa due bursts e la loro intensità.

9 I meccanismi di outburst delle BeX possono essere diversi Type I outbursts (smaller and regularly repeating)

10 Type II outbursts (larger and irregular) produced from the disruption of the Be disk

11 Ma possono esserci curve di luce X più complesse, dovute a geometrie particolari

12 Supergiant HMXB (SgXB) Le supergiganti O e B hanno una forte perdita di massa (tipicamente > 10-6 M /y) durante tutta la loro breve esistenza. Nelle SgXB l oggetto compatto accresce materia da questo vento Dato che il vento delle supergiganti è continuo, queste sono USUALMENTE sorgenti persistenti

13 Recently discovered Supergiant Fast X-ray Transients

14 Interpretazione proposta

15 Il ruolo degli astrofili Distinguere tra i diversi meccanismi di emissione possibili nelle HMXRB si basa sulla curva di luce e richiede quindi il loro monitoraggio su scale di tempi comparabili con il loro periodo orbitale, che può essere di anni I satelliti per astronomia delle alte energie non possono, di solito, essere puntati sullo stesso oggetto per più di qualche giorno al massimo Ciò implica che il monitoraggio non può, di solito, essere fatto nella banda X

16 Variazioni di luminosità dovuti alla variabilità del flusso di materia tra controparte ottica ed oggetto collassato si verificano anche nell ottico (anche se non sempre in fase con la banda X) Il monitoraggio si può quindi effettuare anche tramite fotometria e spettroscopia ottica, spesso anche con telescopi di piccole e medie dimensioni, dato che la controparte ottica di una HMXRB è spesso abbastanza luminosa D altra parte, anche il tempo di osservazione sui telescopi professionali è inevitabilmente limitato

17 Però, tra le HMRB non mancano oggetti molto luminosi Ad esempio, Cas (V=2.47) è molto probabilmente una HMRXB (ma è poco studiata perché è troppo luminosa per i telescopi professionali!) X Per è di V=6.72 Molte HMXRB hanno controparti con V<12 E sono quindi a portata di fotometria per un buon telescopio amatoriale

18 Ecco quindi il fondamentale ruolo degli astrofili nello studio delle HMXRB: Assicurare un monitoraggio a medio/lungo termine delle stelle più luminose che sono controparti ottiche (sicure o sospette) delle HMXRB, al fine di: 1) assicurare curve di luce di lunghezza adeguata 2) Allertare la comunità astronomica in caso di eventi eccezionali (flares, diminuzioni di luminosità rapide) che possano far presupporre un cambiamento nel regime di scambio di massa, in modo da permettere tempestive osservazioni spettroscopiche e/o in banda X 3) Permettere l identificazione della controparte ottica di una sorgente X dalla presenza di un comportamento peculiare di un dato oggetto nel relativo error box

19 Ovviamente, questo contributo sarà tanto più efficace quanto più precise e regolari saranno le misure. Quindi: È indispensabile la fotometria CCD Le misure nelle bande fotometriche standard sono sicuramente da preferirsi a quelle in luce bianca (che sono però sempre utili in mancanza di meglio) La banda indispensabile è la V, perché è riportata in tutti i cataloghi stellari ed è quindi immediato verificare se e quanto l oggetto è variato rispetto alla sua luminosità media. Inoltre, il V è la banda nella quale è più facile trovare standard (primaria o secondaria) nel campo della CCD e quindi ottenere una fotometria affidabile.

20 Possibilmente, si dovrebbero effettuare misure in almeno due bande: una variazione dell indice di colore è indicativa di una variazione spettrale. Potendo, si dovrebbero fare misure in B - V - R La precisione della misura dovrebbe essere di almeno ±0.05 mag (le variazioni in V dovute ad attività X non sono grandi), ma anche una precisione di ±0.1 mag può segnalare forti outbursts, soprattutto nella banda R, dove il contributo della riga di Balmer H al flusso totale può essere molto forte

21 La scala dei tempi delle misure deve essere sufficiente a coprire con almeno una decina di misure la scala dei tempi della variabilità X, se è nota Se no, conviene partire con una serie di misure a distanza di qualche notte Se si nota una variazione nella luminosità, le misure devono divenire più frequenti

22 Appena una variazione significativa di luminosità è VERIFICATA, si deve avvertire immediatamente il gruppo di ricerca di riferimento (un outburst può durare anche molto poco) È comunque ovvio che maggiore è il numero di misure e la risoluzione temporale, più utile è il monitoraggio La controparte ottica di una HMXRB può rimanere di luminosità costante anche per lungo tempo Ma anche l assenza di variazioni di luminosità è un informazione scientifica importante!

23 La collaborazione tra l IASF di Roma e l ARA su questi temi risale a molti anni fa

24 E continua anche oggi: 55 Congresso Nazionale della Società Astronomica Italiana Palermo 3-6 Maggio 2011 VES 205 : POSSIBILE CONTROPARTE OTTICA DI 1AGL J ? G. Piano 1, M. Tavani 1, A.W. Chen 2, R. Albanesi 3, M. Calabresi 3,P. Caponnetto 3,V.F. Polcaro 1,4 1) INAF, IASF-Roma 2) INAF, IASF-Milano, 3) ARA, Frasso Sabino 4) ACHe Università di Ferrara

25 La sorgente 1AGL J è la sorgente gamma persistente più intensa della regione del Cigno. E' associata alla più intensa sorgente non identificata del terzo catalogo di EGRET, e solo recentemente Fermi l'ha identificata come una pulsar gamma. La sorgente si trova all'interno dell'estensione angolare della SNR Gamma Cygni (G ). Basandosi sulle osservazioni prolungate del satellite AGILE in direzione del Cigno tra Novembre 2007 e Luglio 2009, si è svolta un'analisi sulla variabilità in flusso della sorgente. Lo studio ha mostrato forti evidenze di variabilità nella banda MeV su una scala temporale di ~6.5 giorni

26 Una ricerca di possibili controparti nei raggi X ha segnalato la presenza di una sorgente Chandra variabile, all'interno dell'error box della sorgente AGILE relativo al 95% di livello di confidenza Allo scopo di identificare 1AGL J , abbiamo effettuato una spettroscopia slitless del suo error box al Telescopio Cassini dell OAB a Loiano, usando il BFOSC con la combinazione del grism 4 e del filtro R di Johnson, in modo da mettere in evidenza gli oggetti con emissione in H alfa, comunemente associata alle sorgenti di alta energia. L unico oggetto che ha mostrato di avere peculiarità spettrali è stato VES205: il suo spettro mostra infatti forti profili P Cyg nelle righe di Balmer dell H e molte altre emissioni simili a quelle di numerose controparti ottiche di sorgenti di alta energia.

27 Per approfondire lo studio di questo interessante oggetto, sono stati effettuati alcuni run fotometrici nelle bande B,V,R nel periodo agosto - ottobre 2010 utilizzando il telescopio da 0.37 m di diametro dell'osservatorio dell'ara di Frasso Sabino. La stella ha mostrato variazioni di magnitudine rapide dell'ordine di alcuni minuti nella banda B con ampiezza di mag (magnitudine media compresa tra e 15.47±0.02 a seconda del run).

28 Inoltre, nella banda B, la stella ha mostrato un aumento di luminosità nel periodo agostoottobre 2010,. Nelle bande V ed R la magnitudine si è invece mantenuta costante entro l'errore di misura (±0.01).

29 Questi dati lasciano supporre che, se pure non è sicuro che VES 205 sia effettivamente l unica controparte di 1AGL J , essa è probabilmente la controparte ottica di S25 e costituisce la compagna ottica di un sistema binario di alta massa, contribuendo alla emissione di alta energia rivelata da AGILE.

30 Conclusione La collaborazione tra astronomi professionisti ed astrofili esperti e dotati di una eccellente strumentazione è una componente essenziale per lo studio delle HMXRB Come di molti altri temi dell astrofisica galattica