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RSOph

RSOph è un sistema binario costituito da una nana bianca che accresce la sua massa dal vento della compagna gigante rossa. RSOph è una nova ricorrente con un periodo di circa $20$ anni che ha prodotto il suo ultimo outburst nel febbraio del 2006. In occasione di tale outburst, è stata avviata una estesa campagna osservativa internazionale multi-banda che ha monitorato l'evoluzione della nova sin dalle prime fasi evolutive. In particolare, nella banda X l'outburst è stato osservato con lo strumento HETG a bordo di Chandra e le osservazioni sono state analizzate da un team di ricerca internazionale di cui fa parte l'OAPa (Drake et al. 2009, ApJ, 691, 418).

Figure: Profili di riga osservati con Chandra/HETG 13.9 giorni dopo l'outburst del 2006 di RSOph (tratto da Drake et al. 2009, ApJ, 691, 418). Si confronti questa figura con la Fig. [*] della Sez. [*] che riporta i profili di riga sintetizzati dal modello idrodinamico 3D.
\includegraphics[clip scale=0.5]{stelle/rs_oph_obs.ps}

Le osservazioni Chandra/HETG $13.9$giorni dopo l'outburst del 2006 hanno rivelato un ricco spettro di righe di emissione attribuibile a plasma con una distribuzione di temperature tra $3$ e $60$MK. Tale spettro suggerisce il riscaldamento del mezzo circumstellare a causa dello shock dell'onda d'urto che si propaga nel mezzo a seguito dell'outburst. Le righe di emissione risultano asimmetriche e spostate verso il blu per effetto Doppler (vedi Fig. [*]). Drake et al. (2009, ApJ, 700, L16) suggeriscono che la forma delle righe è dovuta ad assorbimento differenziale dell'emissione X dovuto al mezzo circumstellare post-shock ed al materiale espulso durante l'outburst (ejecta). Inoltre, la forma piccata delle righe può essere spiegata se il materiale post-shock ha subito una collimazione in direzione perpendicolare alla linea di vista. Si può concludere che la natura fortemente asimmetrica del mezzo circumstellare in cui avviene l'esplosione è responsabile sia della collimazione dello shock che dell'ampio intervallo di temperature del plasma emittente. Lo studio modellistico successivo (Orlando, Drake & Laming 2009, A&A, 493, 1049) ha consentito di comprendere a pieno l'origine delle asimmetrie ed allargamento delle righe osservate con Chandra/HETG (si veda la Sez. [*]).

Figure: Immagini di Chandra/ACIS-S di ZCMa ottenute nel 2003 (sinistra) e nel 2008 (destra). La posizione ottica/infrarossa della binaria è indicata dalle crocette bianche, le sorgenti X sono rappresentate da cerchi neri ed il cerchio rosso indica la posizione della sorgente `J' (getto) nell'immagine del 2003; figure tratte da Stelzer et al. (2009, A&A, 499, 529).
\includegraphics[clip scale=0.5]{stelle/ds9_zcma_200221_200-1000_black.ps} \includegraphics[clip scale=0.47]{stelle/ds9_zcma_200569_200-1000_black.ps}


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Flavio Morale 2009-10-27