11

Emissione ad alta Emissione ad alta energia delle Neutron energia delle Neutron Star Low Mass X-ray Star Low Mass X-ray Binaries (NSLMXBs)Binaries (NSLMXBs)

Antonella TaranaAntonella Tarana

In collaborazione con:In collaborazione con:• l’IBIS TEAM (IASF-Roma, INAF): P. Ubertini, A. Bazzano, F. Capitanio, l’IBIS TEAM (IASF-Roma, INAF): P. Ubertini, A. Bazzano, F. Capitanio, G. De Cesare, M. Fiocchi, L. Natalucci, M. Del Santo, M. FedericiG. De Cesare, M. Fiocchi, L. Natalucci, M. Del Santo, M. Federici• A.A. Zdziarski, D. GotzA.A. Zdziarski, D. Gotz

Scuola Nazionale Astrofisica, 20-26 Maggio 2007Scuola Nazionale Astrofisica, 20-26 Maggio 2007

Tutor: Tutor: Prof. Pietro UbertiniProf. Pietro Ubertini

22

Low Mass X-ray Binaries, Atoll sources, BurstersLow Mass X-ray Binaries, Atoll sources, Bursters Principali processi di emissionePrincipali processi di emissione

Il satellite INTEGRALIl satellite INTEGRAL Perché lo studio ad alta energiaPerché lo studio ad alta energia

Analisi ed interpretazione dati di LMXBs:Analisi ed interpretazione dati di LMXBs: analisi temporaleanalisi temporale analisi fotometricaanalisi fotometrica analisi spettraleanalisi spettrale

33

Le Binarie XLe Binarie XSistemi 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

44

Processi di emissione delle binarie Processi di emissione delle binarie X:X:

Emissione disco black body (termica) Corona Comptonizzazione Riflessione emissione riflessa da parte del disco Jet? emissione non termica (sincrotrone)

55

Perché lo studio ad alta energia?Perché lo studio ad alta energia?

Punti aperti nella fisica delle NS LMXBs, Atoll Punti aperti nella fisica delle NS LMXBs, Atoll type :type : Emissione termica ad alta energia Emissione termica ad alta energia Emissione non termica: code ad alta energiaEmissione non termica: code ad alta energia Correlazione radioCorrelazione radio

Importante per la fisica dell’accrescimentoImportante per la fisica dell’accrescimento

Differenze ed analogia con i candidati buchi Differenze ed analogia con i candidati buchi neri e con gli AGNs. neri e con gli AGNs.

66

Il satellite INTEGRAL Il satellite INTEGRAL

INTEGRAL INTEGRAL (INTErnational Gamma-Ray Laboratory):(INTErnational Gamma-Ray Laboratory): lanciato il 17 lanciato il 17 Ottobre 2002, orbita ellittica, periodo rivoluzione circa 3 giorni.Ottobre 2002, orbita ellittica, periodo rivoluzione circa 3 giorni.

IBISIBIS (Imager on Board the INTEGRAL satellite) (Imager on Board the INTEGRAL satellite) Range di Energia: 15 keV - 10 MeVRange 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): 2.3Sensibilità (3 sigma,1Ms): 2.3··1010-6 -6 ph cmph cm-2-2ss-1-1keVkeV-1-1 @ 100 keV @ 100 keV

JEM-XJEM-X 3-35 keV3-35 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 1.3 ··1010-5 -5 ph cmph cm-2-2ss-1-1keVkeV-1-1@ 6 keV @ 6 keV

77

IBIS/INTEGRALIBIS/INTEGRAL

88

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)

4U 1812-124U 1812-12

Tarana et al. 2006

kTe = 18 keV

τ = 2

T0=0.3

kTbb= 0.6 keV

Emissione persistente e bursts:

Type - 1 bursts:

99

4U 1820-304U 1820-30

Curve di luce ASM, JEM-X ed IBIS: Marzo 2003 - Ottobre ASM, JEM-X ed IBIS: Marzo 2003 - Ottobre 20052005

Periodo A: massimo del flusso tra 4-10 keV, circa530 mCrab; Periodo A: massimo del flusso tra 4-10 keV, circa530 mCrab; periodo C minimo del flusso tra 4-10 keV, circa 100 mCrab periodo C minimo del flusso tra 4-10 keV, circa 100 mCrab

20-30keV

4-10 keV

Tarana et al. 2007

Sistema compatto, P=685 sSistema compatto, P=685 s Nel globular cluster NGC 6624.Nel globular cluster NGC 6624.

Diagramma Colore - Intensità: JEM-X (4-10 e 10-20 keV)JEM-X (4-10 e 10-20 keV)

1010

Stati SoftStati Soft

?

Modello spettrale uguale per tutti: compTT con kTe tra 2-3 kTe tra 2-3 keVkeV e spessore ottico 6-spessore ottico 6-7.7.Luminosità bolometrica max di 7.7 ·1037erg s-1 con distanza 5.8 kpc

1111

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 HardStato Hard

Tarana et al. 2007

1212

Altri modelli per lo stato hard Altri modelli per lo stato hard osservato?osservato?

CompPS CompPS (Poutanen & Svensson 1996(Poutanen & Svensson 1996) ) + + diskbbdiskbb

Ipotesi di una popolazione ibrida popolazione ibrida termica - non termica termica - non termica di elettronidi elettroni

1313

Conclusioni sull’analisi di 4U 1820-Conclusioni sull’analisi di 4U 1820-3030

Per la Per la prima volta emissione hard > 50 keV > 50 keV 4U 1820-30 4U 1820-30 inclusa nell’High-energy emitting burster (Bazzano et al. 2006), inclusa nell’High-energy emitting burster (Bazzano et al. 2006), perché?perché? Più tempo in Soft State, emissione Hard debolePiù tempo in Soft State, emissione Hard debole Emissione Hard >50keV compare solo occasionalmente (geometria, Emissione Hard >50keV compare solo occasionalmente (geometria,

jet?)jet?) Nell’Hard state: contributo del flusso a E>60 keV Nell’Hard state: contributo del flusso a E>60 keV ~10%~10% Origine dell’ Origine dell’ Hard tail::

Power lawPower law emissione non termica di sincrotrone, Jet? 4U 1820-30 emissione non termica di sincrotrone, Jet? 4U 1820-30 osservata nel radio durante Soft stateosservata nel radio durante Soft state nell’Hard dovrebbe emettere nell’Hard dovrebbe emettere di più! Ma…la power law contribuisce anche alle basse energie…di più! Ma…la power law contribuisce anche alle basse energie…questo renderebbe le stato hard più luminoso dello stato soft (!)questo renderebbe le stato hard più luminoso dello stato soft (!)

Comptonizzazione termica ma con temperatura molto alta (55 keV), in Comptonizzazione termica ma con temperatura molto alta (55 keV), in tal caso rimane il problema del fit a bassa energia (<10 keV)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

1414

4U 1608-5224U 1608-522

Periodo di osservazione Febbraio Periodo di osservazione Febbraio 2004 – Settembre 20062004 – Settembre 2006

Outburst: Febbraio – Giugno 2005 Outburst: Febbraio – Giugno 2005

Sorgente transienteSorgente 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)

1515

Stati spettraliStati spettralikTe = 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

1616

Conclusioni e FuturoConclusioni e Futuro

Le NS LMXBs sono grandi emettitori ad alta Le NS LMXBs sono grandi emettitori ad alta energia energia

Molte NS LMXBs mostrano grande variabilità Molte NS LMXBs mostrano grande variabilità spettrale e temporalespettrale e temporale

Continuare nell’osservazione ad alta energia… Continuare nell’osservazione ad alta energia… aumento del campione di LMXBsaumento del campione di LMXBs

A caccia di code dure…A caccia di code dure… A caccia di cambiamenti di stato delle LMXBs A caccia di cambiamenti di stato delle LMXBs

osservate che fino ad ora non sono cambiate (es. osservate che fino ad ora non sono cambiate (es. 4U 1812-12)4U 1812-12)

1717

ReferenzeReferenze

““INTEGRAL high energy behaviour of 4U 1812-12”INTEGRAL high energy behaviour of 4U 1812-12” A&A 448, A&A 448, 335 2006335 2006

A. Tarana, A. Bazzano, P. Ubertini, M. Fiocchi, D. Gotz, F. A. Tarana, A. Bazzano, P. Ubertini, M. Fiocchi, D. Gotz, F. Capitanio, A. J. Bird, M.FiocchiCapitanio, A. J. Bird, M.Fiocchi

““INTEGRAL spectral variability study of the atoll 4U 1820-30: INTEGRAL spectral variability study of the atoll 4U 1820-30: first detection of hard X-ray emission”first detection of hard X-ray emission” ApJ 654, 494 2007 ApJ 654, 494 2007

A. Tarana, A. Bazzano, P. Ubertini, A. A. ZdziarskiA. Tarana, A. Bazzano, P. Ubertini, A. A. Zdziarski ““Observing the high energy behaviour of the low mass X-ray Observing the high energy behaviour of the low mass X-ray

binary XB 1832-330 with INTEGRAL” binary XB 1832-330 with INTEGRAL” proceeding of the 6th proceeding of the 6th INTEGRAL Workshop, 2006INTEGRAL Workshop, 2006

A. Tarana, A. Bazzano, P. Ubertini, M. Federici A. Tarana, A. Bazzano, P. Ubertini, M. Federici ““INTEGRAL spectrum of the LMXB 4U 1254-690” proceeding INTEGRAL spectrum of the LMXB 4U 1254-690” proceeding

of “the extreme universe in the Suzaku Era”, 2006.of “the extreme universe in the Suzaku Era”, 2006.

A. Tarana, A. Bazzano, P. Ubertini.A. Tarana, A. Bazzano, P. Ubertini.