Theory and observations of neutron Star X-ray binaries: from wind to disk accretors

X-ray binaries are among the brightest X-ray sources in our Galaxy, and were the first extra-solar X-ray sources discovered in the early '60s. The first pioneristic observations of these sources were made by using rocket flights; however, in the brief interval in which rockets operated it was hard to get sufficient information to understand the nature of these sources. Only about ten years later the first generation of X-ray satellites established that most bright X-ray sources in the Galaxy are in fact binary systems containing either a neutron star (NS) or a black hole orbiting a companion star. Most of the X-ray emission of these sources is due to the accretion of matter onto the compact object. This thesis focuses on X-ray binaries hosting neutron stars. The presence of NSs in X-ray binaries is often inferred from pulsations in their X-ray flux. These occur because of the so called "lighthouse" effect, that is due to the combination of the NS rotation and misaligned intense magnetic field, which funnels the accreting matter onto the star's magnetic poles. In these sources the inferred NS magnetic fields can be as high as about 1,000 billion times that on the earth, and are thus the strongest magnetic fields known in the universe. Not all NS systems have such intense magnetic fields: in many NS X-ray binaries the field is much weaker. In these cases the flow of material onto the NS is not always channeled towards the magnetic poles and sometimes only transient pulsations are observed. Many of these low magnetic field systems also show fast quasi-periodic oscillations in their X-ray flux that originate from the interaction of the NS with the surrounding accretion disk. In some cases the accreted material (mostly hydrogen and helium) accumulating on the NS surface reaches a critical mass, at which a thermonuclear explosion takes place and the source undergoes an X-ray burst. The emission properties that characterize an accreting NS in a binary system thus depend mainly on the NS physical parameters (e.g. spin period and magnetic field strength). On the contrary, the mode in which mass transfer takes place, as well as the geometry of the accretion flow, depends on the nature of the companion star. In low mass X-ray binaries the companion star has a typical age of ~10^8 yr, and its mass is similar to or less than that of our sun. In these systems the transfer of mass takes place through the so called Roche Lobe Overflow, which usually leads to the formation of an accretion disk around the compact object. If the companion star is much younger (~few 10^6 yr) and massive (>>1 solar mass), then the system is a high mass X-ray binary, and mass transfer occurs through the wind capture by the compact star. In fact, donor stars in high mass X-ray binaries are typically blue O or B stars whose intense wind can be easily captured by the NS to release X-rays. During the past years, the operation of the present generation of X-ray satellites, such as RXTE, XMM-Newton, Chandra, Swift, and INTEGRAL, has opened a new era in the discovery and study of for X-ray binaries. This provided several breakthroughs as well as surprising new questions on these sources. In this phD thesis we consider both high and low mass NS binaries, and analyze several observational and theoretical aspects of these sources. We use data obtained with the modern X-ray telescopes available on board the present generation satellites in order to investigate the accretion processes in these sources. In particular, we study both disk and wind accretion, and compare the observational results with theoretical expectations. Some improvements in the theory of disk and wind accretion are presented. In Chapter 1 we provide a brief and comprehensive introduction on NS X-ray binaries; all other chapters are based on our original findings. We divided these chapters in two groups. In the first group (Chapters 2, 3, 4, 5, and 6), we concentrate on studies of low mass X-ray binaries. In particular, chapter 2 summarizes the magnetic threaded disk model, that is the most widely accepted model to describe the interaction between a magnetized NS and its surrounding accretion disk. By using quasi-periodic oscillations in X-ray binaries, we present a new method to test the threaded disk model against observations of slow quasi-periodic oscillations in accreting X-ray pulsars contained in high as well as low mass X-ray binaries (Bozzo, E., Stella, L., Vietri, M., et al. 2008, A&A, in press [astro-ph/0811.0049]). We also discuss some improvements on the threaded disk model that we will develop in a future publication. In Chapter 3 we propose the "recycling magnetosphere model" to explain the spin-up/spin-down behaviour of some low mass X-ray binaries that cannot be interpreted within the magnetic threaded disk scenario (Perna, R., Bozzo, E., Stella, L. 2006, ApJ, 639, 363). This model involves an in-depth analysis of the so called propeller mechanism, which is also discussed in more detail in Chapter 4 (Falanga, M., Bozzo, E., Stella, L., et al. 2007, A&A, 464, 807). Chapters 5 and 6 focus on X-ray observations of two low mass X-ray binaries, 4U 2129+47 and XTEJ1701-407. In the case of 4U 2129+47 we present the results of two XMM-Newton observations. Our analysis of these data revealed a delay of ~190 s measured across two eclipses separated by ~22 days. We show that this delay can be naturally explained as being due to the orbital motion of the binary with respect to the center of mass of a triple star and is thus probably the first X-ray signature of the triple nature of an X-ray binary (Bozzo, E., Stella, L., Papitto, A., et al. 2007, A&A, 476, 301). In the case of XTEJ1701-407 we report on the first type I X-ray burst observed from this source and discuss the results of the data analysis in the context of the modern theories of nuclear burning on the NS surface (Falanga, M., Cumming, A., Bozzo, E., et al. 2008, A&A, in press [astro-ph/0901.0314]). In the second part of this thesis (Chapters 7, 8) we concentrate on high mass X-ray binaries. In Chapter 7 we analyze in-depth the accretion process in wind-accreting binaries and apply this scenario to interpret the behaviour of a newly discovered subclass of high mass X-ray binaries, collectively termed supergiant fast X-ray transients. We suggest that these sources might host ultra-magnetized ("magnetar") NSs, and can thus provide the very first opportunity to detect and study magnetars in binary systems (Bozzo, E., Falanga, M., Stella, L. 2008, ApJ, 683, 1031). In Chapter 8 we report on an XMM-Newton observation of the supergiant fast X-ray transient IGRJ16479-4514. The timing, spectral and spatial analysis of this observation revealed a complex phenomenology that could be interpreted in terms of an eclipse by the supergiant companion, with some residual X-ray flux during the eclipse resulting from both scattering local to the source and by an interstellar dust halo along the line of sight to IGR J16479-4514 (Bozzo, E., Stella, L., Israel, G., et al. 2008, MNRAS, 391, L108). Finally, we provide a briefly outline of the possible future development in the research fields of this thesis.

Le binarie a raggi-X sono tra le sorgenti più brillanti in banda X nella nostra Galassia, e furono le prime sorgenti cosmiche in banda X ad essere scoperte all'inizio degli anni 60. Le prime osservazioni pionieristiche di queste sorgenti venivano realizzate utilizzando dei razzi; tuttavia, nel breve tempo in cui questi razzi operavano era impossibile raccogliere le informazioni necessarie per comprendere la vera natura di queste sorgenti. Soltanto circa 10 anni più tardi, con l'avvento della prima generazione di satelliti per osservazioni in banda X fu possibile stabilire che queste sorgenti erano effettivamente dei sistemi di stelle binarie, contenenti una stella di neutroni o un buco nero in orbita intorno alla stella compagna. La gran parte dell'emissione in raggi X in queste sorgenti è dovuta all'accrescimento di materia della stella compagna sull'oggetto compatto. In questa tesi ci concentriamo sui sistemi binari contenenti stelle di neutroni. La presenza di stelle di neutroni nelle binarie a raggi X è in genere dedotta dalle pulsazioni osservate nel flusso in banda X proveniente da queste sorgenti. Queste pulsazioni sono dovute al cosiddetto "effetto-faro", che è il risultato dell'azione combinata della rotazione e del campo magnetico della stella di neutroni. Quest'ultimo incanala la materia in accrescimento verso i poli magnetici della stella di neutroni, e può avere un intensità pari a circa 1.000 bilioni di volte quella della Terra; è perciò il campo magnetico più intenso che si conosca nell'Universo. Non tutte le stelle di neutroni hanno però un campo magnetico così elevato, e in alcune di esse sembra che possa essere molto più debole. In questi casi, il flusso di materia in accrescimento non è sempre incanalato dal campo magnetico verso i poli della stella di neutroni e talvolta vengono osservate soltanto delle pulsazioni transienti. Molte di queste sorgenti con campi deboli mostrano anche delle rapide oscillazioni quasi-periodiche che sono il risultato dell'interazione tra la stella di neutroni ed il disco di accrescimento. In alcuni casi la materia in accrescimento, costituita per lo più da idrogeno ed elio, si accumula sulla superficie della stella di neutroni, e raggiunge una certa massa critica al di sopra della quale si innescano delle esplosioni termonucleari, dette burst in raggi-X. Questo ci mostra dunque che, in generale, le proprietà dell'emissione di una stella di neutroni dipendono dai parametri fisici della stella stessa (come, ad esempio, il suo periodo di spin e l'intensità del campo magnetico). Al contrario, la natura della stella compagna determina la modalità con cui ha luogo il trasferimento di materia tra le due stelle. Nelle binarie a raggi-X di piccola massa, le stelle compagne hanno tipicamente un età di ~10^8 anni, e una massa simile o inferiore a quella solare. In questi sistemi il trasferimento di massa avviene a mezzo del cosiddetto "Roche Lobe Overflow", che in genere porta alla formazione di un disco di accrescimento intorno alla stella di neutroni. Nel caso in cui la stella compagna sia molto più giovane (~10^6 anni) e più massiva (>>1 massa solare), allora il sistema prende il nome di sistema binario di grande massa, e il trasferimento di materia tra le due stelle avviene a mezzo della cattura del vento stellare. Infatti, tipicamente le compagne delle binarie di grande massa sono stelle O o B il cui intenso vento stellare può facilmente esser catturato dalla stella di neutroni per emettere in raggi X. Nel corso degli ultimi anni, il lancio di molti satelliti per osservazioni in banda X, come RXTE, XMM-Newton, Chandra, Swift, e INTEGRAL, ha aperto nuove possibilità per lo studio delle binarie a raggi X, fornendo sempre maggiori dettagli e mostrando comportamenti che ancora necessitano di uno studio approfondito e di una corretta interpretazione. In questa tesi ci occupiamo sia della binarie di piccola massa che di quelle di grande massa, e analizziamo diversi aspetti di queste sorgenti sia da un punto di vista osservativo che teorico. In particolare, utilizzando i dati raccolti grazie ai telescopi a bordo dei satelliti X della generazione attuale, studiamo in dettaglio i processi di accrescimento da disco e da vento che hanno luogo nei sistemi binari. Confrontiamo poi i risultati ricavati dall'analisi dei dati con quelli aspettati dai modelli teorici, e discutiamo anche gli avanzamenti nella teoria dell'accrescimento da disco e da vento che abbiamo sviluppato nel corso di questa tesi. Nel capitolo 1 presentiamo un'introduzione generale sulle binarie a raggi X, mentre in tutti gli altri capitoli che seguono descriviamo i risultati originali ottenuti durante lo svolgimento di questa tesi. Suddividiamo questi capitoli in due parti. Nella prima parte (Capitoli 2, 3, 4, 5, e 6) ci concentriamo sulle binarie X di piccola massa. In particolare, nel capitolo 2 riassumiamo il "magnetic threaded disk model", ovvero il modello ormai largamente accettato che spiega l'interazione tra una stella di neutroni magnetizzata e il suo disco di accrescimento. Utilizzando le oscillazioni quasi-periodiche, presentiamo un nuovo metodo sviluppato per testare questo modello rispetto alle osservazioni delle QPO da binarie di grande e piccola massa (Bozzo, E., Stella, L., Vietri, M., et al. 2008, A&A, in press [astro-ph/0811.0049]). Discutiamo anche alcuni miglioramenti che intendiamo apportare al magnetic threaded disk model e che svilupperemo in una successiva pubblicazione. Nel capitolo 3 proponiamo invece il modello della "recycling magnetosphere" per spiegare il comportamento di spin-up e spin-down di alcune sorgenti che non può essere interpretato nell'ambito del magnetic threaded disk model (Perna, R., Bozzo, E., Stella, L. 2006, ApJ, 639, 363). Il modello della recycling magnetosphere prevede una trattazione dettagliata del cosiddetto "effetto-propeller", che viene discusso anche in maggior dettaglio nel capitolo 4 (Falanga, M., Bozzo, E., Stella, L., et al. 2007, A&A, 464, 807). Nei capitoli 5 e 6, ci concentriamo invece sulle osservazioni di due binarie X di piccola massa, 4U 2129+47 e XTEJ1701-407. Della prima sorgente riportiamo i risultati dell'analisi di due osservazioni XMM-Newton, che ci ha permesso di misurare un ritardo di circa 190 s tra due eclissi distanti 22 giorni. Nella discussione del capitolo 6 mostriamo come questo ritardo possa esser naturalmente spiegato come l'effetto del moto della binaria intorno al centro di massa con una terza stella; questa misura costituisce dunque la prima prova diretta in raggi X dell'appartenenza di un sistema binario a raggi X ad un sistema triplo di stelle (Bozzo, E., Stella, L., Papitto, A., et al. 2007, A&A, 476, 301). Nel caso della sorgente XTEJ1701-407 ci occupiamo invece di analizzare i dati relativi al primo burst di tipo I in raggi X osservato da questa sorgente e discutiamo i risultati di questa analisi in merito ai più recenti modelli di bruciamento termonucleare sulla superficie di una stella di neutroni (Falanga, M., Cumming, A., Bozzo, E., et al. 2008, A&A, in press [astro-ph/0901.0314]). Nella seconda parte di questa tesi (capitoli 7 e 8) ci concentriamo sulle binarie a raggi X di grande massa. Nel capitolo 7 analizziamo in dettaglio il processo di accrescimento da vento stellare, e applichiamo questo scenario al caso delle "supergiant fast X-ray transients" (SFXT), una nuova sottoclasse di binarie X di grande massa scoperte recentemente con INTEGRAL. In particolare, noi suggeriamo che queste binarie possano contenere delle "magnetar", ovvero delle stelle di neutroni con un campo magnetico eccezionalmente elevato (~10^14-10^15 G). In questo caso, le sorgenti SFXT sarebbero il primo esempio di sistemi binari contenti magnetar, e fornirebbero dunque una preziosa occasione per poter osservare e studiare questi oggetti peculiari (Bozzo, E., Falanga, M., Stella, L. 2008, ApJ, 683, 1031). Nel capitolo 8 riportiamo invece i risultati di un osservazione XMM-Newton della sorgente IGR J16479-4514. L'analisi temporale, spettrale e spaziale di questa osservazione ha rivelato una fenomenologia molto complessa che è stata interpretata in termini di un eclissi della sorgente X da parte della stella compagna. Inoltre, il flusso X residuodurante l'eclissi si è potuto spiegare come dovuto all'effetto di scattering della radiazione X per mezzo sia di un gas parzialmente ionizzato posto vicino alla sorgente, che di un alone di polvere interstellare situato lungo la linea di vista tra noi e la sorgente IGR J16479-4514 (Bozzo, E., Stella, L., Israel, G., et al. 2008, MNRAS, 391, L108). Infine descriviamo brevemente i possibili sviluppi futuri dei campi di ricerca trattati in questa tesi.