10– Sistemi binari X Se la stella che accresce la materia è una stella di neutroni piuttosto che una nana-bianca, le energie coinvolte sono estremamente maggiori sia nel processo di trasferimento di materia che nella formazione del disco di accrescimento. La ragione è che le stelle di neutroni sono molto più compatte delle nane-bianche e i campi gravitazionali sono molto più intensi. L’emissione di radiazione risulta molto più energetica e si rivela come raggi-X. La stella di neutroni e la sua stella compagna formano allora un sistema binario X. La materia viene trasferita dalla stella compagna alla stella compatta mediante il disco di accrescimento. Essa finisce sulla stella di neutroni viaggiando a velocità che sono pari a circa 1/3 la velocità della luce, a causa della presenza degli intensi campi gravitazionali. Enormi quantità di energia vengono liberate e la superficie della stella di neutroni raggiunge temperature di decine di milioni di gradi. A queste temperature, vengono emessi raggi-X dalla superficie della stella. Ad esempio, la luminosità X di una stella di neutroni può superare la luminosità ottica del Sole di un fattore 100-100000. In alcuni sistemi binari X il processo di accrescimento di materia può indurre processi nucleari esplosivi sulla superficie della stella di neutroni che si ripetono ciclicamente e che determinano violente ed intense emissioni di raggi-X. In altri sistemi binari X la materia che si accresce va avanti e indietro nel disco di accrescimento prima di cadere sulla stella di neutroni. Ogni impatto sulla superficie della stella è accompagnato da un intenso aumento di temperatura con conseguente emissione di raggi-X. In questi sistemi stellari, si possono osservare fino a circa 1000 burst di emissione X. In particolare, i sistemi binari X che mostrano burst ciclici di emissione X – sia dovuti a esplosioni nucleari che alla liberazione di energia gravitazionale – vengono chiamati X-ray bursters.
11– Pulsar X Se le stelle di neutroni possiedono un intenso campo magnetico, le linee di forza influenzano il percorso della materia che cade dalla stella compagna verso la stella di neutroni. In questo caso, il campo magnetico “guida” la materia verso i poli magnetici della stella di neutroni. Non c’è disco di accrescimento. Quando la materia impatta sulla stella di neutroni lungo le linee di forza del campo magnetico, le regioni polari raggiungono temperature elevate – in alcuni casi fino a centinaia di milioni di gradi – e vengono emessi raggi-X molto energetici. Come nel caso delle pulsar radio e ottiche, il campo magnetico della stella di neutroni focalizza i raggi-X lungo due “beam” – coni - nella direzione dell’asse del campo magnetico. Se l’asse del campo magnetico è inclinato rispetto all’asse di rotazione della stella di neutroni, si formano due coni di emissione di radiazione X che spazzano il cielo, durante la rotazione della stella compatta, e che noi osserviamo come impulsi di raggi-X ogni qualvolta la linea di vista è allineata con il cono da cui fuoriesce la radiazione. Questo sistema fisico viene chiamato pulsar X.
Immagine di due pulsar X, Geminga e la pulsar nella Crab Nebula. L’immagine è stata ripresa dall’esperimento EGRET (Energetic Gamma-RayExperiment Telescope) a bordo del Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO) della NASA.	Credit: Laboratory for HighEnergy Astrophysics (LHEA), NASA-GSFC
12– Buchi neri Buchi-neri isolati non possono essere osservati direttamente poichè nulla, persino la luce, è in grado di fuggire all’intensa forza gravitazionale. Se però un buco-nero accresce materia, ad esempio da una stella compagna vicina, la radiazione viene emessa dal disco di accrescimento che circonda il buco-nero e perciò si hanno implicazioni indirette sull’esistenza di questi oggetti compatti ed esotici. Bisogna distinguere la radiazione che viene emessa da un buco-nero stellare e quella da una stella di neutroni. La differenza può essere sottile poiché questi sistemi stellari si trovano a grandi distanze e la radiazione che noi riceviamo è molto debole. Qui di seguito descriviamo le caratteristiche che ci permettono di identificare i buchi-neri stellari. Il metodo più attendibile per essere certi che un sistema binario X contenga un buco-nero è quello di misurare la massa della stella compatta. Questo metodo richiede la conoscenza di un certo numero di parametri sul sistema binario che sono difficili da determinare con precisione – la distanza tra le due stelle, il loro periodo orbitale, l’inclinazione del piano dell’orbita rispetto alla linea di vista dell’osservatore e la massa della stella compagna. Se la massa della stella compatta è circa 3 volte la massa solare o più grande, la stella compatta sarà certamente un buco-nero. Se la massa della stella compatta risulta inferiore a 3 masse solari, allora essa sarà associata ad una stella di neutroni. Un buco-nero stellare ha una profonda buca di potenziale gravitazionale e la materia che vi cade forma un disco di accrescimento che viene riscaldato a temperature ancora più elevate se confrontate con quelle delle stelle di neutroni. Quindi, ci si aspetta che la radiazione proveniente dai buchi-neri sia estremamente energetica e consista di raggi-X e di raggi-gamma. Il flusso di raggi-X dal sistema stellare binario  varia in modo irregolare su tempi scala brevi dell’ordine di 1/1000 di secondo. Queste variazioni di flusso su tempi scala brevi – flickering – non vengono osservati se la stella compatta è una stella di neutroni. Gli astronomi hanno identificato decine di sistemi binari X che soddisfano le caratteristiche precedentemente descritte. Questi sistemi stellari possono contenere buchi-neri, anche se non ne siamo sicuri, e per questo vengono denominati candidati buchi-neri.
Rappresentazione artistica di un sistema binario X. A destra, la stella compagna in fase avanzata della sua evoluzione e, a sinistra, il disco di accrescimento di materia attorno al candidato buco-nero da cui si dipartono due getti di materia. Un esempio di questo sistema stellare è SS 433 che si trova nella costellazione dell’Aquila alla distanza di circa 16000 anni-luce.
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