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G21.5-0.9

La PWN G21.5-0.9 ha attirato molto interesse a causa delle sue proprieta' molto diverse rispetto alla Crab, ed in particolare un rapporto $L_X/L_R$ piu' basso e la presenza di un break nello spettro sotto i 100 GHz, non compatibile con la teoria di emissione per sincrotrone (anche se ultimamente il valore della frequenza di break e' stato rivisto verso l'alto). Una serie di recenti osservazioni XMM-Newton e Chandra hanno mostrato la presenza di un alone di emissione X attorno al plerione di origine sconosciuta, che non mostra alcuna controparte radio, cosi' come atteso invece nel caso in cui l'alone fosse da attribuire alla shell del resto di supernova o al plerione stesso.

Figura 53: Immagini Chandra ACIS-S di G21.5-0.9 nella banda 0.2-2 keV (a sinistra) e 2-10 keV (a destra). I colori sono stati scelti per enfatizzare la debole emissione di alone. I contorni neri rappresentano l'emissione radio a 22.3 GHz ai livelli di 10, 50 e 100 mJy/beam. La posizione del "North Spur" e' indicata con una freccia, mentre il cerchio bianco identifica l'emissione dall'alone ed ha un raggio di 138 arcsec ($\sim $ 3.3 pc a 5 kpc) ed e' centrato a 8.7 arcsec dal picco della PWN.
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Abbiamo effettuato un'analisi estensiva dei dati XMM-Newton e Chandra dell'alone, includendo tutte le osservazioni pubbliche di questo oggetto, che, essendo uno dei target di calibrazione strumentale, e' stato osservato molte volte. Si e' evidenziato che l'emissione X dell'alone e' composta da due componenti: emissione diffusa ed alcuni grumi di emissione concentrata ad essa sovrapposta. Lo spettro del piu' luminoso dei grumi (denominato "North Spur") e' stato analizzato dettagliatamente ed ha rivelato che la composizone della sorgente e' di tipo solare e che la sua eta' e' piuttosto giovane (100-1000 anni). Si e' concluso che l'origine del grumo sia da ricercare nell'interazione fra i frammenti stellari ed il guscio di idrogeno di una supernova di tipo IIP. In questo modo, si e' potuto identificare il tipo della supernova progenitrice, con una precisione mai prima raggiunta su questo oggetto.

Figura 54: Immagine di G21.5-0.9 nella banda 2-8 keV con il contributo dovuto allo scattering da polvere interstallare sottratto. E' ben visibile la shell incompleta.
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Abbiamo verificato che la componente diffusa dell'alone e' pesantemente contaminata dall'emissione diffusa dalla polvere interstellare. Abbiamo realizzato un modello per la componente diffusa ed abbiamo esplorato il range dei parametri della polvere compatibile con le osservazioni. Una volta sottratta la componente diffusa, abbiamo rivelato la presenza di una shell incompleta associata all'espansione dello shock primario del RSN nel mezzo interstellare, che prima risultava invisibile.

Figura 55: Il modello di interazione di Chevalier (2005) applicato al caso di G21.5-0.9. I due segmenti sono il luogo dei punti permessi per i parametri del vento e per l'eta' del RSN calcolati per una massa dei frammenti stellari pari a 4 e 10 masse solari, ed un limite superiore della massa del mezzo circumstellare spazzata dall'onda d'urto di 0.1 masse solari, cosi' come ricavato dall'analisi spettrale dell'alone. I parametri del vento per tre tipi di stelle sono anch'essi riportati in figura, in particolare un vento da supergigante rossa (RSG, che risulta pero' essere incompatibile con i dati), un vento di una stella Wolf-Rayet (una delle interpretazioni compatibili con i dati) ed un vento di una stella normale O4V, mostrata solo come riferimento per il valore minimo che il parametro del vento puo' assumere.
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Una volta rivelata la shell e la posizione degli ejecta (definita dal "North Spur"), abbiamo realizzato un modello per l'interazione della PWN con il materiale circumstellare che spiega bene le posizioni relative di tutte gli oggetti. Abbiamo quindi ricavato una stima dell'eta della PWN dell'ordine di 200-1000 anni. La mancanza di un supernova storica associata con quest'oggetto non e' una sorpresa vista l'alta estinzione interstellare in questa direzione del cielo.

Figura 56: Spettro XMM-Newton e INTEGRAL della PWN G21.5-0.9. In questa figura abbiamo usato lo spettro MOS raccolto nel core della PWN, che copre la banda 0.5-10 keV, e lo spettro ISGRI estratto dai 489 puntamenti INTEGRAL, che si estende fino a 100 keV.
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La PWN G21.5-0.9 e' stata osservata anche con il satellite per l'astronomia gamma dell'ESA INTEGRAL, ed e' stata rivelata nella banda 10-100 keV dallo strumento ISGRI. In generale, la conoscenza attuale dello spettro duro nella banda X dei PWN, ad energie maggiori di 10 keV, e' piuttosto limitata. Le uniche eccezioni sono la Crab e la Vela. Tuttavia, la forma dello spettro della nebulosa a queste energie rivela i dettagli del processo di accelerazione degli elettroni allo shock di terminazione della pulsar e della loro diffusione fino all'estremita' della nebula. Recentemente, sono stati presentati in letteratura dei sofisticati modelli magneto-idrodinamici che per la prima volta sono capaci di fare delle predizioni accurate riguardo allo spettro ad alta energia delle PWN, sottolineando l'importanza della banda dura nel vincolare i parametri del modello, ed in particolare il parametro di magnetizzazione, altrimenti estremamente difficile da misurare.

Figura 57: Vincolo sulla posizione del break nello spettro e sulla sua ampiezza, ricavati dallo spettro XMM/INTEGRAL di G21.5-0.9. La regione proibita dello spazio $\Delta \gamma - E_b$ e' indicata dalle linee oblique. La posizione di alcuni break effettivamente rivelati negli spettri della Crab e di Vela sono altresi' evidenziati in figura, in particolare quello di Mangano et al. (2006, VELA), de Jager et al. (1996, CRAB1) e Massaro et al. (2000, CRAB2). I dati sono incompatibili con un break tipo quello della Vela, ma non escludono dei break tipo quelli della Crab. Si tenga in conto comunque che la descrizione in termini di un break definito ad una certa energia e' una semplificazione, in quanto lo spettro reale potrebbe avere una curvatura ampia che spanna tutta la larghezza di banda.
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Abbiamo avviato un progetto di confronto fra questi modelli ed i dati disponibili sullo spettro ad alta energia delle PWN. G21.5-0.9 e' inclusa in molte osservazioni iNTEGRAL del centro galattico, ed abbiamo accumulato 489 puntamenti per un totale di 934 ks. Abbiamo poi fittato lo spettro XMM e quello IBIS/ISGRI congiutamente, rivelando che lo spettro puo' essere descritto con un unica legge di potenza in tutta la banda (1-100 keV). Abbiamo tuttavia verificato che un break nello spettro non e' escluso completamente dai dati, a patto di essere ad energie maggiori di 30-40 keV ed avere un cambio di pendenza superiore a 0.4. Si e' cosi' potuto escludere che G21.5-0.9 presenti dei break a bassa energia e con ampiezze grandi, tipo quello gia' rivelato nella PWN della Vela. Attualmente stiamo verificando quale regione nello spezio dei parametri viene esclusa dal confronto fra i nostri dati ed i recenti modelli magneto-idrodinamici delle PWN.


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Flavio Morale 2007-08-14