Studio del flusso di accrescimento attorno a stelle di neutroni con basso campo magnetico attraverso l'analisi spettroscopica ad alta risoluzione

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Un compito importante dell'Astronomia è lo studio sistematico di tutte le sorgenti di una data classe o l'indagine sistematica del cielo ad una data lunghezza d'onda, con l'obiettivo di trovare sorgenti con caratteristiche peculiari che possono dare importanti informazioni di carattere generale per tutta la classe di oggetti o, in alcuni casi, possono essere in grado di fornire stringenti vincoli sulle leggi fisiche che regolano il loro comportamento. Per esempio, importanti vincoli sulla Equazione di Stato (EoS) delle Stelle di Neutroni (NS) possono venire dallo studio sistematico delle righe discrete osservate in questi sistemi e prodotte molto vicino alla NS. In linea di principio, misurando il redshift di una riga atomica prodotta alla superficie di una NS si possono ottenere i test più potenti della Relatività Generale (GR) in regime di campo forte.

I sistemi binari X che contengono una stella di neutroni (NS) accrescono materia attraverso un disco che si può estendere fino alla superficie della NS se questa possiede un campo magnetico sufficientemente debole: ciò avviene nei cosiddetti Sistemi Binari di Bassa Massa (NS LMXBs). La maggior parte dell'emissione X in questi sistemi viene prodotta dall'emissione termica del disco e/o da una corona calda, e dalla materia che impatta la superficie della NS. Tali sorgenti possono essere osservate in almeno due diversi stati spettrali: si definisce uno "stato soffice" (soft state), quando la maggior parte dell'emissione X è emessa sotto i 10 keV, mentre si ha uno "stato duro" (hard state) quando l'emissione X al di sopra dei 10 keV è comparabile o maggiore dell'emissione sotto i 10 keV. Durante gli stati duri, l'emissione X ad alte energie è prodotta per Compton inverso dei fotoni soffici diffusi nella corona calda; si ritiene che tale corona si trovi tra il bordo interno del disco e la superficie della NS. Negli stati soffici, invece, la radiazione proveniente dalla superficie della NS si diffonde in una corona otticamente spessa vicino la NS (cioè uno strato di confine tra il disco interno e la superficie della NS) e il processo di Comptonizzazione con elettroni caldi diventa quasi saturo, producendo spettri quasi termici caratterizzati da basse temperature (< 10 keV).

Attualmente c'è crescente interesse sulle caratteristiche spettrali che legano queste due regioni emettenti in X. Parte dell'emissione coronale ad alte energie interagisce col disco più freddo ed è assorbita o diffusa. Ciò produce sia righe in emissione e bordi di assorbimento che una emissione continua data dalla diffusione Compton dell'emissione primaria. L'effetto globale di tale interazione è la formazione dello spettro riflesso, in cui è possibile tracciare la geometria, e lo stato fisico e chimico della materia nel disco.

Negli ultimi anni sono stati raccolti vari indizi che portano a ritenere che le righe larghe tra 6 e 7 keV osservate nei sistemi binari di bassa massa contenenti NS siano prodotte dalla riflessione dell'emissione primaria Comptonizzata nelle regioni interne del disco di accrescimento (a 10-30 km dal centro della NS). Il peculiare profilo osservato di queste righe sarebbe causato dalle distorsioni dovute agli intensi effetti Doppler e relativistici causati dalle alte velocità Kepleriane vicino la superficie della NS. Uno scenario simile è stato inizialmente invocato per spiegare le righe larghe in emissione associate al ferro neutro nei nuclei di Galassie attive (AGNs) e nei sistemi binari Galattici contenenti buchi neri. Comunque, in alcune NS LMXBs, le righe larghe del ferro sono associate a transizioni di Fe XXV e XXVI, indicando la presenza di uno strato riflettente altamente ionizzato sopra il disco. E', comunque, atteso che siano presenti altre righe di emissione associate ad elementi con basso Z compatibili con lo stesso parametro di ionizzazione dello strato riflettente. Questo aspetto non è stato approfonditamente investiga
StatoAttivo
Data di inizio/fine effettiva1/1/12 → …

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