Study of external fields around magnetars and analysis of interstellar absorption

Gli argomenti trattati nella presente tesi sono due: l’ analisi del campo attorno a stelle di neutroni iper-magnetizzate (Magnetar) e la distribuzione dell’ assorbimento interstellare nella nostra Galassia. Le Magnetar sono state introdotte come modello teorico per spiegare le caratteristiche peculiari di un ristretto sottoinsieme di stelle di neutroni isolate, circa 15 oggetti su più di 2000 noti. Nonostante siano così pochi, questi oggetti sono argomento di numerosi studi a causa delle loro proprietà estreme. All’interno del modello di magnetar, l’emissione di queste sorgenti viene spiegata come energia rilasciata dal campo magnetico (da cui il nome) piuttosto che da riserve di energia rotazionale, gravitazionale o termica come avviene per la maggior parte delle stelle di neutroni. Dalle misure dei periodi orbitali e dalla loro variazione nel tempo, i campi magnetici coinvolti sono stimati essere dell’ordine di 10^14-10^15 G (10^10-10^11 T), portando queste stelle ad essere “i magneti più intensi” dell’Universo. In questo quadro, lo studio delle magnetars apre la possibilità di analizzare gli effetti di campi magnetici su plasmi in condizioni davvero estreme. I campi magnetici che vengono trattati superano la soglia B_QED~ 4·10^13 G (4·10^9 T) e quindi provocano grandi alterazioni delle proprietà intrinseche della materia (per una review si veda Harding & Lai [60]). Campi così intensi non solo interagiscono pesantemente col plasma modificando la struttura atomica della materia, ma alterano anche le proprietà del vuoto. Uno degli aspetti più significativi è la polarizzazione del vuoto che introduce i modi ordinario e straordinario di propagazione dei fotoni. L’unico strumento per studiare questi oggetti è l’analisi della radiazione emessa; questo è il motivo per cui sono stati compiuti grandi sforzi per creare modelli sintetici di spettri delle magnetars. Lo scopo di queste ricerche è di derivare, indirettamente dagli spettri raccolti, alcuni vincoli sulle condizioni fisiche delle zone emittenti, sia sulla superficie della stella che nella magnetosfera. Il modello è stato sviluppato in vari articoli a partire dal 1992 con il lavoro di Thompson e Duncan. Nel 2002, in un articolo di Thompson, Lyutikov e Kulkarni, il campo esterno delle magnetars è stato descritto come un dipolo twistato attorno al proprio asse magnetico. In questo modello una torsione si propaga dalle zone interne e gradualmente deforma la crosta, provocando una distorsione anche nel campo esterno. I burst osservati sarebbero quindi alimentati dall’improvviso rilascio di una grande quantità di energia dovuta a fratture della crosta, che avvengono quando lo stress sulla superficie diventa troppo forte. Assumendo questa con?gurazione del campo, il modello è in grado di riprodurre le caratteristiche spettroscopiche della maggior parte delle Anomalous X-Ray Pulsars e dei Soft Gamma Repeaters. Sorprendenetemente il modello delle magnetar suggeriva anche un legame tra queste due classi di oggetti, che è stato confermato in seguito, dalla scoperta di oggetti con proprietà intermedie tra le due classi. Ciò nonostante, a mano a mano che nuovi studi vengono condotti sull’emissione delle magnetar, il modello necessità di essere affinato. Alcuni lavori recenti, ad esempio, suggeriscono o che le zone emittenti siano piccole e non coprano l’intera superficie della stella, oppure che siano presenti zone a diversa temperatura sulla superficie. In alcuni casi, il twist sembra essere confinato solo a delle porzioni della magnetosfera e/o il campo, su larga scala, sembra essere più complesso di un semplice dipolo. Gli studi condotti si inseriscono in questo quadro e sono rivolti a generalizzare il modello esistente. L’idea che è stata seguita è quella di includere delle variazioni del campo su piccola scala considerando multipoli di ordini diversi. A differenza di quanto accade per campi generici, in questo caso il procedimento è complicato della non linearità delle equazioni che descrivono i campi twistati. Il secondo argomento di questa tesi riguarda l’assorbimento interstellare nella nostra Galassia. L’estinzione interstellare è oggetto di molti studi in quanto modifica la radiazione osservata proveniente dalle sorgenti celesti. Le polveri e le particelle interstellari non emettono radiazione, ad eccezione dell’emissione infrarossa, dovuta a silicati e idrocarburi policiclici aromatici, e dunque sono molto difficili da analizzare. Generalmente, il mezzo interstellare è visibile solo quando viene illuminato da altre sorgenti, quindi, ove possibile, viene misurato direttamente dalla radiazione emessa da oggetti lontani ed osservata sia analizzando righe spettroscopiche di bassa ionizzazione che da analisi fotometriche. Questi metodi tuttavia, forniscono una misura dell’estinzione solo tra l’ osservatore e alcuni oggetti, ma non coprono estensivamente tutto il cielo. Per ottenere misure di estinzione laddove le misure non sono presenti, generalmente viene impiegato un modello di distribuzione delle polveri nella Galassia. Mentre i vantaggi riguardanti l’uso dei modelli di estinzione sono evidenti, dato che permettono di ricavare la quantità di estinzione anche in zone dove le misure sono assenti, lo svantaggio è dovuto alla necessità di adottare delle assunzioni sulle proprietà delle stelle e/o sulle polveri della Galassia, che introducono ulteriori incertezze nel risultato finale. Un approccio differente è basato sull’analisi dell’emissione infrarossa delle polveri (Schlegel, Finkbeiner & Davis [107]) per mappare il mezzo interstellare. Purtroppo anche questo metodo ha delle limitazioni, in quanto fornisce informazioni solo sull’intera column density in una determinata direzione, senza la possibilità di risolvere la struttura tridimensionale della distribuzione del mezzo interstellare. In questo contesto il presente lavoro è rivolto alla realizzazione di un algoritmo utile ad interpolare le misure di estinzione disponibili in letteratura, senza dover ricorrere ad un modello per le componenti della Via Lattea. L’idea che è stata seguita è quella di raccogliere la maggior quantità possibile di dati di assorbimento, al fine di ottenere una mappa tridimensionale (seppur grossolana) dell’estinzione nella nostra Galassia, e interpolare questi dati per ricavare il valore di assorbimento in posizioni diverse da quelle già note. Poiché l’ estinzione è una misura cumulativa dell’assorbimento distribuito tra l’osservatore e la stella, prima di interpolare i dati è necessario effettuare fare una scomposizione degli assorbimenti misurati in valori locali di assorbimento. Le conclusioni e alcuni risultati preliminari del codice che è stato sviluppato sono presentati.