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<\/p>\nLa domanda che poni si riferisce ad alcune caratteristiche osservative delle binarie di piccola massa osservate nei raggi X (Low Mass X-ray Binaries, da ora in avanti le indicheremo per brevit\u00e0 infatti LMXB). <\/p>\n
Questa classe di oggetti ha cominciato a calamitare l’interesse dei ricercatori sin dalla loro scoperta negli anni ’60. La prima sorgente a parte il Sole osservata nei raggi X, poi denominata Sco X-1, \u00e8 proprio una LMXB. E si tratta peraltro della sorgente X pi\u00f9 brillante fra quelle regolarmente visibili nel nostro cielo. <\/p>\n
Come intuibile da come sono chiamate, le LMXB sono formate da sistemi binari composti da una stella di tipo spettrale relativamente avanzato, F, G, K per esempio, e da una stella di neutroni. La presenza di un oggetto compatto come la stella di neutroni permette una complessa ed affascinante fenomenologia di emissione che rende questi oggetti estremamente luminosi in particolare alle lunghezze d’onda X. Essenzialmente quello che avviene \u00e8 che si instaura un trasferimento di massa dalla stella "normale", di solito di sequenza principale verso il compagno compatto. Questo meccanismo porta alla formazione di un disco, detto appunto di accrescimento, formato dalla materia che avendo conservato momento angolare originario tende ad orbitare intorno alla stella di neutroni. L’accelerazione di gravit\u00e0 che la materia subisce cadendo nella buca di potenziale dell’oggetto compatto \u00e8 cos\u00ec intensa da rendere il gas stesso caldissimo a causa della dissipazione di parte di questa energia in seguito ad urti ed attrito entro il gas stesso. Le temperature raggiunte dal gas in accrescimento possono essere di diversi milioni di gradi descrescendo verso l’esterno e rendendo questo tipo di sorgenti le pi\u00f9 brillanti sorgenti galattiche ai raggi X ma visibili anche alle lunghezze d’onda ottiche e radio. A titolo informativo la conversione di energia gravitazionale in energia radiante operata con questo meccanismo risulta molto pi\u00f9 efficiente di quella operata tramite la fusione nucleare quiescente dell’idrogeno all’interno delle stelle in fase di sequenza principale. <\/p>\n
Tornando all’argomento specifico della tua domanda, le LMXB sono oggetti spesso notevolmente variabili sia per motivi intrinseci al processo di emissione sia per il moto orbitale della compagna compatta e della stella di sequenza principale. Se si osserva ai raggi X per un adeguato periodo di tempo l’evoluzione dell’emissione di una sorgente di questo tipo \u00e8 possibile tracciare un diagramma a due colori. Si tratta di una terminologia mutuata dall’astronomia ottica dove un indice di colore, B-V per esempio, pu\u00f2 anche essere espresso come il logaritmo del rapporto fra il flusso nel filtro B diviso quello nel filtro V. Se si osserva la nostra sorgente ai raggi X possiamo quindi costruire analogamente dei colori operando il rapporto fra flussi in due bande diverse. Quello che accade \u00e8 che i punti rappresentativi di alcune sorgenti sul diagramma colore-colore al variare della luminosit\u00e0 non si dispongono casualmente ma tendono a "disegnare" delle figure che, simbolicamente, vengono denominate atolli e Z. <\/p>\n
Nella figura che segue, tratta da un recente lavoro di Marek Gierlinski e Chris Done (2002, MNRAS 331, L47) possiamo vedere, a titolo d’esempio, la traccia lasciata su un diagramma colore-colore da varie sorgenti: Aql X-1, 1608-52 e 4U 170544. Le diciture hard and soft colour si riferiscono a rapporto fra flussi in bande X caratterizzate da energie pi\u00f9 o meno elevate.
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\nGli sviluppi pi\u00f9 recenti delle ricerche su questi oggetti tuttavia sembrano suggerire che la distinzione fra sorgenti ad atollo e sorgenti Z sia pi\u00f9 che altro dovuta a limitazioni osservative o comunque meno legata alla forma dei percorsi tracciati su questi diagrammi. Per mettere chiaramente in evidenza questi comportamenti \u00e8 necessario infatti poter osservare le variazioni in luminosit\u00e0 e spettrali di queste sorgenti per molto tempo. Mano a mano che le osservazioni diventano sempre pi\u00f9 complete e prolungate la distinzione sembra da alcuni punti di vista diventare meno significativa in quanto tutte le sorgenti tendono a mostrare fenomenologie comparabili. <\/p>\n
Infine, anche se \u00e8 probabilmente oltre lo scopo della domanda, un commento sulle probabili cause di questi comportamenti che, essenzialmente, potremmo sintetizzare con l’osservazione di una correlazione fra la luminosit\u00e0 di una sorgente e le sue propriet\u00e0 spettrali. Sviluppi recenti infatti tendono ad attribuire questi comportamenti correlati alla variazione del tasso di accrescimento in massa della materia che cade sui dischi dalla compagna di sequenza principale. La variazione del tasso di accescimento \u00e8 probabilmente legata a variazioni intrinseche della geometria del sistema (per esempio il limite inferiore in raggio del disco di accrescimento verso la stella di neutroni) a loro volta provocate da instabilit\u00e0 nei meccanismi di accrescimento stessi. <\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"
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