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

1. 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

2. 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

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 (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

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. 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.

6. Il satellite INTEGRAL • 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

7. IBIS/INTEGRAL

8. Type - 1 bursts: 4U 1812-12 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 kTe = 18 keV τ=2 T0=0.3 kTbb= 0.6 keV

9. 4U 1820-30 • 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 Tarana et al. 2007

10. 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

11. Stato Hard 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

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

13. 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

14. 4U 1608-522 • 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 Sorgente transiente

15. Stati spettrali 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 kTe = 3.0 keV, τ=4.1 Ω/2π = 0.3 kTin= 0.5 keV

16. 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)

17. 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.