Academic literature on the topic 'Disco di accrescimento'

Questo elaborato presenta una descrizione del fenomeno dell’accrescimento di materia su oggetti compatti, esponendo i principali modelli fisici a riguardo. Dopo un’introduzione, in cui viene mostrato come l’accrescimento rappresenti la più importante fonte di energia in astrofisica, si discute nel capitolo 1 il più semplice modello di accresci- mento, dovuto ad Hermann Bondi (1952). Tale modello, proprio per la sua semplicità, risulta molto importante, nonostante trascuri importanti aspetti fisici. Nel capitolo 2 si studia la fisica dei dischi di accrescimento, analizzando sia il caso generale che alcuni casi particolari, come quello stazionario o a viscosità costante. L’elaborato si conclude con una breve analisi dell’emissione termica da parte del disco di accrescimento.

Un fenomeno astrofisico in grado di liberare una enorme quantità di energia, ben superiore a quella che scaturisce dalle reazioni di conversione di H in He nelle stelle, è l’accrescimento: esso si osserva nei più disparati ambienti astrofisici, dalle protostelle ai sistemi binari, dalle stelle di neutroni ai buchi neri. In questo elaborato cercherò di chiarire come avviene un processo di accrescimento, come può dar luogo ai dischi di accrescimento, come questi ultimi si formano nei sistemi binari, influenzando l’evoluzione delle stelle che li compongono, e infine come essi contribuiscono all’emissione di una Galassia Attiva. Nel Capitolo 1 tratterò un particolare caso di accrescimento sferico, valido sotto precise condizioni, che in generale però non si riscontrano in ambienti astrofisici. Il modello, che fu teorizzato da Bondi, tuttavia è importante perché permette di capire in prima approssimazione che cosa è l’accrescimento e quali conseguenze può avere. Nel Capitolo 2 discuterò come si ricava il limite di Eddington e perché sia così importante non solo per i processi di accrescimento. Nel Capitolo 3 infine, dopo una breve introduzione qualitativa, volta a spiegare quali siano i principali responsabili del fenomeno dell’accrescimento in un disco in ambiente astrofisico, mi concentrerò su due casi: i dischi di accrescimento in sistemi binari, dei quali spiegherò come e perché si formano, quali sono le quantità fisiche rilevanti che li caratterizzano e come influenzano l’evoluzione delle stelle che li compongono; i dischi di accrescimento nelle Galassie Attive e il processo con cui essi emettono.

In astrofisica, il termine accrescimento racchiude tutti i processi che caratterizzano l’aumento di massa di un corpo con emissione di energia. Tali processi risultano di notevole interesse, in quanto sono fra i processi più energetici mai osservati questo grazie alla loro alta efficienza che è di gran lunga superiore delle reazioni di conversione di H in He nelle stelle. L’accrescimento è presente in diversi ambienti astrofisici come: protostelle e AGN, dove il materiale viene accelerato e libera energia; in sistemi binari, dove stelle più compatte come nane bianche o stelle di neutroni vengono accresciute da stelle compagne che cedono massa liberando energia. Si analizzerà il modello di accrescimento più semplice, detto modello di accrescimento di Bondi, in due differenti casi: un caso più semplice dove si considera solo la conversione di massa in energia grazie al potenziale gravitazionale del corpo centrale, l’altro è un caso più realistico che considera il fenomeno dell’elettron scattering che tende ad opporsi all’accrescimento. Si ricaverà la luminosità di Eddington, limite per il quale il meccanismo dell’accrescimento si arresta per poi ripartire una volta che il sistema è tornato alle condizioni ideali, questo passaggio avviene per via della pressione degli elettroni che auto-regola il meccanismo. Infine, si tratteranno i dischi di accrescimento e i sistemi binari: si cercherà di comprendere la formazione ed il funzionamento di tali dischi per poi passare allo studio di sistemi binari e delle condizioni che permettono l’accrescimento che tali sistemi può avvenire in due differenti modi: grazie alla fuoriuscita della stella maggiore dal proprio limite di Roche permettendo alla più compatta compagna di rubare lo strato in eccesso oppure grazie al forte vento solare prodotto sempre dalla stella maggiore ed assorbito dalla stella compagna.

Con il termine scattering si definisce un processo fisico che descrive l’interazione di una particella con la radiazione elettromagnetica; in base all’energia coinvolta nel processo, si possono identificare diverse tipologie di scattering che vengono descritte nel primo capitolo di questo elaborato. Un caso estremamente rilevante è lo scattering Thomson, dove un elettrone in quiete subisce un urto elastico con un fotone di bassa energia che viene diffuso con una frequenza pari a quella iniziale. Per energie elevate l'effetto dominante è lo scattering Compton. In questo meccanismo un fotone, effettuando un urto elastico con un elettrone, trasferisce ad esso parte della sua energia e diminuisce la sua frequenza. Al contrario, se è l'elettrone a trasferire parte della sua energia al fotone, si parla di Inverse Compton. Quando i fotoni appartenenti alla radiazione di sincrotrone effettuano scattering con elettroni relativistici, si ha Synchrotron Self-Compton. I processi di scattering Compton e Compton Inverso si possono riassumere in un fenomeno più generale chiamato Comptonizzazione, che concerne le modifiche sullo spettro di radiazione avvenute in seguito all'interazione Compton tra fotoni ed elettroni. Un caso specifico di Comptonizzazione è l’effetto Sunyaev-Zeldovich che riguarda i fotoni della Radiazione Cosmica di Fondo. Nel secondo capitolo si esaminano alcuni esempi in cui lo scattering riveste un ruolo importante nella Fisica dell’accrescimento: la Luminosità di Eddington, per cui è importante introdurre il concetto di sezione d’urto di Thomson, e l'emissione in banda X della radiazione elettromagnetica in seguito a Comptonizzazione, che ha sede nelle regioni coronali dei buchi neri.

In origine scoperto per le forti emissioni Hα, SS 433 è un oggetto stellare caratterizzato da due getti relativistici opposti eiettanti plasma alla velocità di 0.26 c. Questi getti descrivono un cono nel loro moto di precessione della durata di 164 giorni, tale variazione di direzione produce così nelle lunghezze d’onda da noi osservate dei significativi redshift e blueshift. Inoltre è costantemente presente l’effetto del Doppler trasversale che si mostra come un sistematico redshift del 4%, il che tradotto nelle grafico delle modulazioni in velocità provoca un valore medio di 12000 km/s delle velocità osservate. Solamente in seguito è stato identificato come sistema binario dotato di componente compatta, attorno alla quale vi è un disco di accrescimento alimentato dalla stella compagna. L’oggetto pare riprodurre, su dimensioni stellari, i fenomeni che caratterizzano i quasar.

The study of high-resolution X-ray spectra of neutron star low-mass X-ray binaries (LMXBs) allows the investigation of the innermost parts of the accretion disk and immediate surroundings of the compact object. The weak magnetic eld of old neutron stars present in such systems allows the accretion disk to approach very close to the compact object, like in black hole X-ray binaries. Using data from X-ray satellites such as XMM-Newton, RXTE, and BeppoSAX, I studied the reection component in two neutron star LMXBs: MXB 1728-34 and 4U 1735-44. I showed that the iron line at 6:4