Binarie X di grande massa (HMXBs)

Lo studio delle stelle binarie è un campo multidisciplinare con ricadute importanti in molte aree dell’astrofisica.
Il nostro gruppo di ricerca è impegnato in particolare nello studio delle binarie X di grande massa (High Mass X-ray Binaries ; HMXBs). Una HMXB è composta da un oggetto compatto (una stella di neutroni o un buco nero) che emette raggi X grazie al meccanismo fisico dell’accrescimento: l’oggetto compatto cattura gravitazionalmente materia dalla sua stella compagna massiccia (con una massa di più di 10 masse solari). La materia catturata cade verso l’oggetto compatto, liberando energia gravitazionale e riscaldandosi fino a raggiungere temperature altissime che cadono nei raggi X.
Esistono tre tipi di HMXBs: le Supergiant Fast X-ray Transients (SFXTs), le HMXBs classiche (con emissione X persistente; SgHMXBs) e le binarie X con una stella compagna di tipo Be (Be/XRBs).

Le SFXTs sono una delle scoperte più spettacolari compiute dalla missione dell’ESA INTEGRAL . In queste stelle binarie, una stella di neutroni accresce materia da una supergigante blu ed emette raggi X con una intensità che può variare nel tempo fino a un milione di volte, tra la quiescenza e l’outburst.

La loro emissione X è concentrata in outburst della durata di qualche giorno, scanditi da brevi flares molto brillanti della durata tipica di un’ora (in cui si raggiungono luminosità X dell’ordine dei 1e36-1e37 erg/s). Il nostro studio di basa su dati forniti da diversi satelliti per astronomia X, dai raggi X piu’ energetici (20-100 keV, INTEGRAL) a quelli meno energetici (sotto i 15 keV, XMM-Newton), sia con lunghe campagne osservative (Swift/XRT) che con puntamenti su singole sorgenti (XMM-Newton, Suzaku, NuSTAR). Queste osservazioni hanno permesso la scoperta di molte proprietà delle SFXTs, per esempio che passano la maggior parte della loro vita a un basso livello di emissione di raggi X, sotto 1e34 erg/s; Sidoli et al. 2008).
L’analisi di tutte le osservazioni INTEGRAL disponibili (dal 2002 al 2016) e immagazzinate nel nostro archivio locale) ci ha permesso di stimare in modo preciso la frazione di tempo che passano in outburst (meno del 5% nello stato di alta luminosità) e di confrontare le loro proprietà con quelle di altri tipi di HMXBs, le SgHMXBs con emissione X persistente e le sorgenti Be/XRBs ( Sidoli & Paizis 2018). La funzione di luminosità dei loro flares ha la forma di una legge di potenza, con pendenze variabili a seconda della singola sorgente (Paizis & Sidoli 2014 ; Sidoli & Paizis 2018) e si può spiegare con il fenomeno della riconnessione magnetica a livello della magnetosfera della stella di neutroni (Shakura et al. 2014), come proposto da Shakura & Postnov (2012; 2017) nel loro modello di accrescimento quasi-sferico. Questo regime di accrescimento è in grado di spiegare il basso tasso di accrescimento sulla superficie della stella di neutroni e di rendere conto, allo stesso tempo, dei brevi flares X che sporadicamente vengono osservati dalle SFXTs. La ricerca di righe di ciclotrone nelle SFXTs, per ottenere una misura diretta del campo magnetico della stella di neutroni, viene effettuata tramite osservazioni con NuSTAR (Sidoli et al. 2017) e INTEGRAL.

Dallo studio delle osservazioni INTEGRAL d’archivio, siamo riusciti a scoprire che in una SFXT (IGR J11215-5952) gli outburst ricorrono con un periodo fisso, molto probabilmente il periodo orbitale del sistema binario (Sidoli, Paizis & Mereghetti, 2006). Le forma della curva di luce nei raggi X suggeriscono che in questa SFXT la stella di neutroni attraversi periodicamente lungo la sua orbita una componente densa del vento della stella compagna massiccia, forse a forma di disco inclinato rispetto al piano dell’orbita. In questo modo l’emissione X aumenta a causa del maggiore accrescimento di materia durante il suo attraversamento da parte della stella di neutroni (Sidoli et al. 2007). La recente scoperta di un campo magnetico dell’ordine del kG nella supergigante in IGR J11215-5952pare supportare questa ipotesi, grazie alla capacità del campo magnetico di focalizzare il vento ionizzato della compagna (Hubrig et al. 2018 ).

L’analisi dell’archivio delle osservazioni XMM-Newton, all’interno del progetto EXTraS (si veda il link) ha portato alla scoperta della prima stella di neutroni in accrescimento in M31, con un periodo di rotazione di 1.2 s (Esposito et al. 2016) e alla scoperta di dip periodici in un’altra sorgente brillante in M31 (Marelli et al. 2017). Inoltre, l’analisi sistematica dei dati XMM-Newton dei flare delle SFXTs ci ha permesso di investigare in modo dettagliato le proprietà temporali delle SFXTs quando si trovano nello loro stato di bassa luminosità X (Sidoli et al. 2019; si veda anche il comunicato stampa pubblicato sul notiziario on-line dell’INAF a questo link ).

Siamo parte di un’importante collaborazione nell’ambito del progetto Chandra ACIS Timing Survey Project (PI G.L. Israel, OA Roma; Israel et al. 2016), dedicato alla ricerca di segnali X periodici in tutte le sorgenti osservate dal satellite Chandra. Questo filone di ricerca ha portato alla scoperta di molte sorgenti particolarmente interessanti: solo per fare qualche esempio , la più lenta pulsar X binaria in accrescimento, con un periodo di rotazione di ben 10 ore (AX J1910.7+0917; Sidoli et al. 2017 ), e una binaria con un buco nero e un periodo orbitale di sole 6.4 ore, situata nella galassia a spirale NGC 4490 (Esposito et al. 2013).

L’elevata sensibilità e risoluzione spettrale di XMM-Newton ci permettono di studiare in profondità l’emissione X di bassa energia delle Be/XRBs. In tal modo è possibile rivelare che lo spettro di queste sorgenti è caratterizzato da un chiaro eccesso di dati rispetto alla componente principale a legge di potenza. Questa componente aggiuntiva è pulsata e può essere descritta con un modello di corpo nero, le cui caratteristiche variano con la fase delle pulsazione. Nelle Be/XRBs persistenti e di bassa luminosità ( La Palombara et al. 2012 ), osservate nella nostra Galassia, questa componente è calda (kT > 1 keV) e di piccole dimensioni (R < 0.5 km), e proviene dalle calotte polari della stella di neutroni in accrescimento. La situazione è diversa nel caso delle sorgenti transienti di alta luminosità ( La Palombara et al. 2018 ). A questo proposito, è interessante osservare le fasi di outburst di Be/XRBs nella Piccola Nube di Magellano (SMC), in cui la luminosità X arriva fino a 1e38 erg/s . In queste fasi la componente pulsante di corpo nero è caratterizzata da bassa temperatura (kT < 0.5 keV) e dimensioni elevate (raggio di circa 100 km) ed è dovuta al riprocessamento dell’emissione X primaria al bordo interno del disco di accrescimento. Inoltre, in queste sorgenti è possibile osservare numerose righe di emissione ed assorbimento, che indicano la presenza di materiale fotoionizzato intorno alla regione di accrescimento.

L’obiettivo a lungo termine della nostra ricerca sui vari tipi di binarie X di grande massa consiste nell’arrivare a un modello unificato per l’accrescimento sulla stella di neutroni, che possa spiegare le varie tipologie di oggetti anche attraverso lo studio delle proprietà del vento delle stelle compagne, ad oggi ancora poco investigate (Martinez-Nunez et al. 2017).

Binarie nei raggi gamma

Partecipiamo alla collaborazione per il Cherenkov Telescope Array (CTA) e per l’ Astri/CTA Data Challenge (ACDC), investigando le potenzialità di CTA e del pathfinder CTA (ASTRI miniarray) riguardo l’osservazione delle binarie gamma note (Chernyakova et al. 2019 ).

Binarie X di piccola massa (LMXBs)

Coordiniamo campagne osservative multi-lunghezza d’onda, a partire dai dati di INTEGRAL e Chandra, per studiare la natura di sorgenti nuove scoperte da INTEGRAL (Paizis et al. 2015 ). Tra le LMXBs, ci siamo anche concentrati sulle proprietà spettrali e temporali delle millisecond pulsar in accrescimento (AMXPs). In particolare, lo studio dei loro dischi di accrescimento e delle righe relativistiche in emissione del ferro (6.4-6.9 keV) possono fornirci vincoli robusti sui meccanismi di accrescimento in gioco in tali sistemi. Inoltre, le proprietà temporali della AMPX ci consentono di studiare l’evoluzione dei periodi di spin (durante fasi di accrescimento e di quiescenza) necessari per stimare il campo magnetico dipolare delle stelle di neutroni, responsabile del trasporto di massa verso le cappe polari e del troncamento del disco (si veda, ad esempio, Pintore et al. 2016 ).

Binarie X con stelle sottonane e nane bianche

Grazie alla grande sensibilita’ dei satelliti per astronomia X oggi disponibili, possiamo anche studiare una nuova classe di binarie X in cui la stella che fornisce la materia per l’accrescimento è una sottonana calda (hot subdwarf). Le hot subdwarfs sono stelle evolute di piccola massa che hanno perso gran parte dello strato esterno di idrogeno e si trovano ora nella fase di fusione dell’elio nel nucleo. Si ritiene che un possibile meccanismo per spiegare la formazione di queste stelle sia la perdita di massa dovuta alla loro evoluzione in un sistema binario. I modelli di evoluzione stellare prevedono che molte di esse abbiano come compagna una nana bianca od una stella di neutroni. Binarie di questo tipo sono difficili da individuare mediante spettroscopia ottica, ma possono venir scoperte con osservazioni nella banda X.

Una di queste binarie particolarmente interessante è HD 49798 (si veda il link), che ha per compagna una nana bianca di grande massa e col piu’ periodo di rotazione piu’ corto osservato in una nana bianca (13.2 s). Abbiamo recentemente scoperto che la velocità di rotazione di questa nana bianca sta aumentando ad un tasso incompatibile con quanto previsto dall’accrescimento di materia e momento angolare. Essa potrebbe quindi essere il primo esempio oservativo della contrazione di una nana bianca, previsto dai modelli teorici per le nane bianche giovani, ma mai osservato sinora (si veda il link). Abbiamo evidenziato con osservazioni Chandra, XMM-Newton e Swift, che anche le hot subdwarfs isolate emettono raggi X ( Mereghetti & La Palombara 2016). Questa emissione, rivelata in subdwarfs di tipo spettrale sia O che B, è probabilmente dovuta a riscaldamento da shock nei loro venti stellari.

Il goal a lungo termine di questa linea di ricerca è lo studio dei processi poco conosciuti che avvengono durante le fasi di “common envelope” in sistemi binari e la caratterizzazione delle proprietà dei venti stellari più tenui emessi da stelle di alta temperatura ma piccola massa e luminosità.



Pagina gestita da Lara Sidoli Ultima modifica: 8-1-2020