Sorgenti Compatte Galattiche

Una volta entrato alla S.I.S.S.A. mi sono occupato di emissione pulsata nella banda X da parte di sistemi binari. Il modello standard descrive questi sistemi come formati da una stella normale di tipo non evoluto (classe spettrale O-B-Be) in orbita con un oggetto compatto (nana bianca, stella di neutroni o buco nero) che accresce massa dalla stella normale a causa dell'enorme campo gravitazionale. A seconda delle masse dei componenti e della geometria del sistema l'accrescimento può avvenire principalmente lungo il piano equatoriale dell'oggetto compatto, con la formazione di un disco di accrescimento, o in maniera piú o meno isotropa (in questo caso si parla di accrescimento da vento).

La emissione X è dovuta alla materia che viene convogliata sui poli magnetici e qui decelerata (il campo magnetico sulle stelle di neutroni è dell'ordine di $10^{12}$-$10^{13}$ gauss). La pulsazione è invece dovuta ad un ``effetto faro'' causato dal non allineamento dell'asse del campo magnetico (assunto dipolare) con l'asse di rotazione.

Nell'ambito di questi oggetti, mi occupo in particolare di sistemi che accrescono da vento e della variabilità temporale della loro emissione non pulsata (la variabilità che fa sí che la forma dell'impulso sia diversa da impulso ad impulso). La regione in cui questa variabilità ha origine non è ancora chiara. Possibili regioni sono il limite magnetosferico, la regione tra il raggio magnetosferico e la superficie della stella di neutroni o la superficie stessa. I processi che intervengono in queste regioni sono diversi, cosí come i tempi scala associati ad essi. Durante il mio lavoro di dottorato ho sviluppato un modello che descrive l'emissione non pulsata sia da un punto di vista statistico che da un punto di vista fisico. Nel primo caso ho mostrato come alcuni spettri di potenza della componente continua della pulsar X GX 301-2 possono essere descritti statisticamente con un modello di shot noise con una speciale funzione di risposta del sistema.

Da un punto di vista fisico ho associato la teoria dello shot noise alla teoria di accrescimento da vento attraverso instabilità magneto-idrodinamiche che avvengono alla magnetosfera della stella di neutroni. Viene assunto il limite magnetosferico come regione in cui la variabilità aperiodica ha origine, ed i parametri fisici delle instabilità vengono poi ricavati in termini dei parametri dello spettro di potenza osservato. Questo modello è stato sviluppato con il contributo del Prof. Morfill del Max-Planck Institute di Monaco di Baviera. È la prima volta che la teoria di penetrazione del plasma in sorgenti che accrescono da vento viene applicata con successo ad una sorgente. Inoltre, per la prima volta vengono previste strutture nell'emissione da pulsar X con tempi scala dell'ordine del $\mu$secondo.

Ho inoltre analizzato i dati di un'altro sistema binario pulsante X, 4U 1538-52. Per questa sorgente ho eseguito l'analisi temporale sulle curve di luce di quattro osservazioni effettuate dal satellite X EXOSAT, mentre l'analisi spettrale in energia è stata eseguita in collaborazione con il Prof. Robba dell'Istituto di Fisica di Palermo.

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Durante la mia permanenza al NASA/Goddard Space Flight Center di Greenbelt, Maryland, USA, ho analizzato i dati di osservazioni eseguite dal satellite americano per raggi X HEAO-1. Ho svolto una analisi temporale sulle curve di luce di pulsars X che accrescono da vento in modo da verificare se il modello da me proposto per questa classe di sorgenti ed applicato a GX 301-2 ha validità anche per Vela X-1.

Per l'analisi dei dati presenti al Goddard ho sviluppato un programma che permette l'uso del pacchetto software di analisi dati Xronos, sviluppato da Luigi Stella e Lorella Angelini per i dati ottenuti dall'osservatorio EXOSAT. In questo modo è stata possibile l'analisi di una quarantina di sorgenti che non erano mai state analizzate a causa della mancanza di un programma di analisi adeguato.

L'analisi di 13 osservazioni del sistema binario Vela X-1 effettuate dallo strumento A2 a bordo del satellite HEAO 1 ha confermato la particolare struttura della componente periodica di questa sorgente. Effettuando una analisi di Fourier sul flusso X si osserva una notevole diminuzione della potenza contenuta nella terza armonica di pulsazione. Questo calo risulta essere indipendente dalla banda di energia di osservazione, e dalla risoluzione temporale dei dati (è stata osservata sia dal satellite europeo EXOSAT, sia da quello americano BBXRT). Una possibile spiegazione di questo fenomeno è stata ottenuta utilizzando il modello teorico di emissione pulsata da parte di stelle di neutroni sviluppato da Leahy (MNRAS, 251, p.203, 1991). Nell'ambito di questa teoria, ho mostrato come la mancanza della terza armonica di pulsazione può essere spiegata in termini di quasi perpendicolarità tra l'asse di rotazione della stella di neutroni e la linea di vista, e come questa particolare configurazione geometrica sia peculiare di Vela X-1.

L'analisi sulla componente aperiodica di Vela X-1 ha confermato l'ipotesi che la regione responsabile della variabilità aperiodica in sorgenti che accrescono da vento sia il limite magnetosferico. E' stato infatti trovato come la accelerazione angolare della stella di neutroni influenzi l'intensità del rumore associata alla componente aperiodica: durante il cambio di segno della accelerazione angolare la sorgente mostra un rms di $\sim 35$%, mentre durante le fasi di accelerazione costante il rms è $\sim 25$%. Questa notevole variazione del rumore era stata osservata anche in GX 301-2. Non è stata invece trovata alcuna correlazione tra la componente aperiodica e l'intensità della sorgente.

Per poter evidenziare l'emissione granulare, su proposta mia e del Prof. Boldt del Goddard Space Flight Center della NASA, la risoluzione temporale del satellite per astronomia americano RossiXTE (X-ray Timing Explorer) è stata aumentata fino al quarto di $\mu$secondo. Simulazioni (Zhang et al. LHEA preprint 95-09) hanno permesso di evidenziare una chiara segnatura di emissione al $\mu$secondo.