X-ray spectral states and metallicity of Ultra Luminous X-ray sources: a deeper insight into their spectral properties

Le Ultraluminous X-ray sources (ULXs) sono una classe di sorgenti extragalattiche, lontane dal nucleo della galassia ospite e puntiformi, con una luminosità isotropica maggiore di 1e39 erg/s. Si pensa siano buchi neri in accrescimento in sistemi binari ma i meccanismi di accrescimento alla base della loro estrema luminosità X sono ancora lontani dall'essere totalmente compresi. In questo lavoro è stata svolta una dettagliata analisi spettrale di tutte le osservazioni disponibili di XMM-Newton di due ULXs in NGC 1313, adottando un modello comune basato su un disco multicolore più una componente di comptonizzazione. Noi siamo stati capaci di descrivere l'evoluzione spettrale delle due sorgenti all'interno di tale scenario. Inoltre, è stato possibile determinare le abbondanze chimiche dei loro ambienti locali facendo uso sia di dati EPIC che di dati RGS. I risultati sembrano indicare metallicità sub-solare per entrambe le sorgenti. La possibile esistenza di due stati spettrali in NGC 1313 X-1 e X-1 hanno suggerito di cercare comportamenti simili anche in altre ULXs. Per questo motivo, un campione più vasto di sorgenti, il quale include IC 342 X-1, NGC 5204 X-1, NGC 5408 X-1, Holmberg IX X-1, Holmberg II X-1, NGC 55 ULX1 e NGC 253 X-1, è stato studiato. Queste sorgenti sono state selezionate poichè la loro luminosità è maggiore di 2e39 erg/s, sono sorgenti vicine e posseggono un'osservazione lunga e almeno altre tre ulteriori osservazioni. L'alta qualità delle osservazioni fornisce almeno 10000 conteggi nello strumento EPIC, consentendoci di determinare con più precisione la curvatura ad alta energia e di svolgere un'analisi delle abbondanze del materiale presente lungo la linea di vista. E' stato trovato che, nella maggior parte degli spettri delle sorgenti del nostro campione, la componente ad alta energia mostra una bassa temperatura ed è otticamente spessa. Ad ogni modo, a causa della bassa qualità di alcune osservazioni, i fit spettrali sono a volte influenzati da una degenerazione fra i parametri spettrali e la curvatura ad alta energia dello spettro non è facilmente individuata. Per queste ragioni, in modo simile a ciò che è stato ampiamente fatto per gli spettri di sorgenti binarie Galattiche di raggi X, abbiamo adottato il metodo degli hardness ratios che hanno anche il vantaggio di consentirci di studiare la variabilità spettrale in un modo completamente indipendente dal modello spettrale. Questa analisi suggerisce l'esistenza di un possibile caratteristico cammino evolutivo sui diagrammi colore-colore and intensità-colore collegando almeno due differenti stati spettrali. Questo comportamento può essere spiegato in termini di un disco di accrescimento non standard in cui l'aumento del tasso di accrescimento produce fuoriuscite di materiale che diventano via via più importanti alle più alte luminosità. Lo scenario di emissione di vento è stato ulteriormente studiato analizzando le proprietà spettrali e temporali della sorgente NGC 55 ULX1 che mostra un'enigmatica variabilità nel flusso. Infatti, rapide diminuzioni del flusso emesso sono osservate su tempi scala di minuti od ore che potrebbero essere prodotti da nuvole di materiale otticamente spesso che di tanto in tanto entrano all'interno della nostra linea di vista, oscurando le regioni centrali della sorgente. E' stata fatta un'analisi comparativa fra le proprietà della sua variabilità con quelle di un sistema Galattico in accrescimento, EXO 0748-676, conosciuto per ospitare una stella di neutroni e per essere una sorgente con “dips". Abbiamo caratterizzato la natura della variabilità osservata negli spettri di potenza e, in particolare, abbiamo testato la presenza di una relazione lineare tra la variabilità quadratica media (RMS) e il flusso in diverse bande di energia. E' stato trovato che, in EXO 0748-676, la predominanza di un mezzo assorbente (ionizzato) influenza fortemente la relazione fra RMS e flusso che potrebbero anti-correlare qualora le linee in assorbimento fossero non sature. D'altra parte, nessuna variabilità ulteriore è introdotta quando esse sono sature e la variabilità è dominata dal flusso d'accrescimento. In questo caso la sorgente mostra una correlazione positiva tra flusso ed RMS. Poichè noi abbiamo individuato un'anti-correlazione in NGC 55 ULX1, proponiamo che ai livelli di flusso più alti, imponenti venti, non saturi e turbolenti, siano eiettati. Infine, ULX persistenti come quelle discusse sopra, non consentono una facile comparazione con il comportameno delle sorgenti binarie Galattiche. ULX transienti sono molto più promettenti sotto questo punto di vista poichè esse attraversano differenti regimi di accrescimento. Fino ad ora, solo una manciata di ULX transienti sono state scoperte e la connessione tra loro e le sorgenti persistenti è ancora poco chiara. Noi abbiamo monitorato l'evoluzione di una nuova ULX (XMMU J004243.6+41251) scoperta nel Gennaio 2012 nella galassia M31 da XMM-Newton. La sua accensione ha mostrato che, alla luminosità di picco, la sorgente è entrata nel regime ULX. E' stata poi ampiamente seguita da Swift durante la sua fase di decadimento in flusso. La sorgente ha sperimentato un veloce incremento del flusso dopo la sua scoperta, durante il quale gli spettri ottenuti da XMM-Newton si sono evoluti da un semplice andamento a legge di potenza fino ad una forma tipica per un disco d'accrescimento in tutti gli spettri Swift, suggerendo una transizione tra gli stati canonici low/hard and high/soft. La sua luminosità è rimasta abbastanza costante per almeno 40 giorni, per poi scendere al di sotto di 1e38 erg/s. Durante il decadimento, l'emissione del disco è diventata più soft e la temperatura è diminuita da ~0.9 keV fino a ~0.5 keV. Un follow-up ottico e immagini UVOT non sono riuscite a fornire evidenze di una controparte fino a 22 mag in banda ottica e fino a 23-24 mag nel vicino Ultravioletto. Noi abbiamo comparato le proprietà di XMMU J004243.6+41251 con quelle di altre ULX transienti e buchi neri Galattici, trovando più similitudini con le ultime.