3,893 research outputs found
Combining visible and infrared radiometry and lidar data to test simulations in clear and ice cloud conditions
No full textMeasurements taken during the 2003 Pacific THORPEX Observing System Test (P-TOST) by the MODIS Airborne Simulator (MAS), the Scanning High-resolution Interferometer Sounder (S-HIS) and the Cloud Physics Lidar (CPL) are compared to simulations performed with a line-by-line and multiple scattering modeling methodology (LBLMS). Formerly used for infrared hyper-spectral data analysis, LBLMS has been extended to the visible and near infrared with the inclusion of surface bi-directional reflectance properties. A number of scenes are evaluated: two clear scenes, one with nadir geometry and one cross-track encompassing sun glint, and three cloudy scenes, all with nadir geometry. <br><br> CPL data is used to estimate the particulate optical depth at 532 nm for the clear and cloudy scenes and cloud upper and lower boundaries. Cloud optical depth is retrieved from S-HIS infrared window radiances, and it agrees with CPL values, to within natural variability. MAS data are simulated convolving high resolution radiances. The paper discusses the results of the comparisons for the clear and cloudy cases. LBLMS clear simulations agree with MAS data to within 20% in the shortwave (SW) and near infrared (NIR) spectrum and within 2 K in the infrared (IR) range. It is shown that cloudy sky simulations using cloud parameters retrieved from IR radiances systematically underestimate the measured radiance in the SW and NIR by nearly 50%, although the IR retrieved optical thickness agree with same measured by CPL. <br><br> MODIS radiances measured from Terra are also compared to LBLMS simulations in cloudy conditions, using retrieved cloud optical depth and effective radius from MODIS, to understand the origin for the observed discrepancies. It is shown that the simulations agree, to within natural variability, with measurements in selected MODIS SW bands. <br><br> The impact of the assumed particles size distribution and vertical profile of ice content on results is evaluated. Sensitivity is much smaller than differences between measured and simulated radiances in the SW and NIR. <br><br> The paper dwells on a possible explanation of these contradictory results, involving the phase function of ice particles in the shortwave
Theory and observations of neutron Star X-ray binaries: from wind to disk accretors
No full textLe binarie a raggi-X sono tra le sorgenti più brillanti in banda X nella nostra Galassia,
e furono le prime sorgenti cosmiche in banda X ad essere scoperte all'inizio degli anni 60.
Le prime osservazioni pionieristiche di queste sorgenti venivano realizzate utilizzando dei
razzi; tuttavia, nel breve tempo in cui questi razzi operavano era impossibile raccogliere
le informazioni necessarie per comprendere la vera natura di queste sorgenti. Soltanto
circa 10 anni più tardi, con l'avvento della prima generazione di satelliti per osservazioni
in banda X fu possibile stabilire che queste sorgenti erano effettivamente dei sistemi di
stelle binarie, contenenti una stella di neutroni o un buco nero in orbita intorno alla
stella compagna. La gran parte dell'emissione in raggi X in queste sorgenti è dovuta
all'accrescimento di materia della stella compagna sull'oggetto compatto.
In questa tesi ci concentriamo sui sistemi binari contenenti stelle di neutroni.
La presenza di stelle di neutroni nelle binarie a raggi X è in genere dedotta dalle pulsazioni
osservate nel flusso in banda X proveniente da queste sorgenti. Queste pulsazioni
sono dovute al cosiddetto "effetto-faro", che è il risultato dell'azione combinata della rotazione
e del campo magnetico della stella di neutroni. Quest'ultimo incanala la materia in
accrescimento verso i poli magnetici della stella di neutroni, e può avere un intensità pari
a circa 1.000 bilioni di volte quella della Terra; è perciò il campo magnetico più intenso
che si conosca nell'Universo.
Non tutte le stelle di neutroni hanno però un campo magnetico così elevato, e in alcune
di esse sembra che possa essere molto più debole. In questi casi, il flusso di materia in
accrescimento non è sempre incanalato dal campo magnetico verso i poli della stella di
neutroni e talvolta vengono osservate soltanto delle pulsazioni transienti. Molte di queste
sorgenti con campi deboli mostrano anche delle rapide oscillazioni quasi-periodiche che
sono il risultato dell'interazione tra la stella di neutroni ed il disco di accrescimento. In
alcuni casi la materia in accrescimento, costituita per lo più da idrogeno ed elio, si accumula
sulla superficie della stella di neutroni, e raggiunge una certa massa critica al di sopra della
quale si innescano delle esplosioni termonucleari, dette burst in raggi-X. Questo ci mostra
dunque che, in generale, le proprietà dell'emissione di una stella di neutroni dipendono dai
parametri fisici della stella stessa (come, ad esempio, il suo periodo di spin e l'intensità
del campo magnetico).
Al contrario, la natura della stella compagna determina la modalità con cui ha luogo
il trasferimento di materia tra le due stelle.
Nelle binarie a raggi-X di piccola massa, le stelle compagne hanno tipicamente un età di
~10^8 anni, e una massa simile o inferiore a quella solare. In questi sistemi il trasferimento
di massa avviene a mezzo del cosiddetto "Roche Lobe Overflow", che in genere porta alla
formazione di un disco di accrescimento intorno alla stella di neutroni. Nel caso in cui
la stella compagna sia molto più giovane (~10^6 anni) e più massiva (>>1 massa solare), allora il
sistema prende il nome di sistema binario di grande massa, e il trasferimento di materia
tra le due stelle avviene a mezzo della cattura del vento stellare. Infatti, tipicamente le
compagne delle binarie di grande massa sono stelle O o B il cui intenso vento stellare può
facilmente esser catturato dalla stella di neutroni per emettere in raggi X.
Nel corso degli ultimi anni, il lancio di molti satelliti per osservazioni in banda X, come
RXTE, XMM-Newton, Chandra, Swift, e INTEGRAL, ha aperto nuove possibilità per lo
studio delle binarie a raggi X, fornendo sempre maggiori dettagli e mostrando comportamenti
che ancora necessitano di uno studio approfondito e di una corretta interpretazione.
In questa tesi ci occupiamo sia della binarie di piccola massa che di quelle di grande
massa, e analizziamo diversi aspetti di queste sorgenti sia da un punto di vista osservativo
che teorico. In particolare, utilizzando i dati raccolti grazie ai telescopi a bordo dei satelliti
X della generazione attuale, studiamo in dettaglio i processi di accrescimento da disco e da
vento che hanno luogo nei sistemi binari. Confrontiamo poi i risultati ricavati dall'analisi
dei dati con quelli aspettati dai modelli teorici, e discutiamo anche gli avanzamenti nella
teoria dell'accrescimento da disco e da vento che abbiamo sviluppato nel corso di questa
tesi.
Nel capitolo 1 presentiamo un'introduzione generale sulle binarie a raggi X, mentre
in tutti gli altri capitoli che seguono descriviamo i risultati originali ottenuti durante lo
svolgimento di questa tesi. Suddividiamo questi capitoli in due parti.
Nella prima parte (Capitoli 2, 3, 4, 5, e 6) ci concentriamo sulle binarie X di piccola
massa. In particolare, nel capitolo 2 riassumiamo il "magnetic threaded disk model",
ovvero il modello ormai largamente accettato che spiega l'interazione tra una stella di
neutroni magnetizzata e il suo disco di accrescimento. Utilizzando le oscillazioni quasi-periodiche,
presentiamo un nuovo metodo sviluppato per testare questo modello rispetto
alle osservazioni delle QPO da binarie di grande e piccola massa (Bozzo, E., Stella, L.,
Vietri, M., et al. 2008, A&A, in press [astro-ph/0811.0049]). Discutiamo anche alcuni
miglioramenti che intendiamo apportare al magnetic threaded disk model e che svilupperemo
in una successiva pubblicazione. Nel capitolo 3 proponiamo invece il modello della
"recycling magnetosphere" per spiegare il comportamento di spin-up e spin-down di alcune
sorgenti che non può essere interpretato nell'ambito del magnetic threaded disk model
(Perna, R., Bozzo, E., Stella, L. 2006, ApJ, 639, 363). Il modello della recycling magnetosphere
prevede una trattazione dettagliata del cosiddetto "effetto-propeller", che viene
discusso anche in maggior dettaglio nel capitolo 4 (Falanga, M., Bozzo, E., Stella, L., et
al. 2007, A&A, 464, 807). Nei capitoli 5 e 6, ci concentriamo invece sulle osservazioni
di due binarie X di piccola massa, 4U 2129+47 e XTEJ1701-407. Della prima sorgente
riportiamo i risultati dell'analisi di due osservazioni XMM-Newton, che ci ha permesso di
misurare un ritardo di circa 190 s tra due eclissi distanti 22 giorni. Nella discussione del
capitolo 6 mostriamo come questo ritardo possa esser naturalmente spiegato come l'effetto
del moto della binaria intorno al centro di massa con una terza stella; questa misura costituisce
dunque la prima prova diretta in raggi X dell'appartenenza di un sistema binario
a raggi X ad un sistema triplo di stelle (Bozzo, E., Stella, L., Papitto, A., et al. 2007,
A&A, 476, 301). Nel caso della sorgente XTEJ1701-407 ci occupiamo invece di analizzare
i dati relativi al primo burst di tipo I in raggi X osservato da questa sorgente e discutiamo
i risultati di questa analisi in merito ai più recenti modelli di bruciamento termonucleare
sulla superficie di una stella di neutroni (Falanga, M., Cumming, A., Bozzo, E., et al.
2008, A&A, in press [astro-ph/0901.0314]).
Nella seconda parte di questa tesi (capitoli 7 e 8) ci concentriamo sulle binarie a raggi
X di grande massa. Nel capitolo 7 analizziamo in dettaglio il processo di accrescimento
da vento stellare, e applichiamo questo scenario al caso delle "supergiant fast X-ray transients"
(SFXT), una nuova sottoclasse di binarie X di grande massa scoperte recentemente
con INTEGRAL. In particolare, noi suggeriamo che queste binarie possano contenere delle
"magnetar", ovvero delle stelle di neutroni con un campo magnetico eccezionalmente elevato
(~10^14-10^15 G). In questo caso, le sorgenti SFXT sarebbero il primo esempio di
sistemi binari contenti magnetar, e fornirebbero dunque una preziosa occasione per poter
osservare e studiare questi oggetti peculiari (Bozzo, E., Falanga, M., Stella, L. 2008, ApJ,
683, 1031). Nel capitolo 8 riportiamo invece i risultati di un osservazione XMM-Newton
della sorgente IGR J16479-4514. L'analisi temporale, spettrale e spaziale di questa osservazione
ha rivelato una fenomenologia molto complessa che è stata interpretata in termini
di un eclissi della sorgente X da parte della stella compagna. Inoltre, il
flusso X residuodurante l'eclissi si è potuto spiegare come dovuto all'effetto di scattering della radiazione
X per mezzo sia di un gas parzialmente ionizzato posto vicino alla sorgente, che di un alone
di polvere interstellare situato lungo la linea di vista tra noi e la sorgente IGR J16479-4514
(Bozzo, E., Stella, L., Israel, G., et al. 2008, MNRAS, 391, L108).
Infine descriviamo brevemente i possibili sviluppi futuri dei campi di ricerca trattati
in questa tesi.X-ray binaries are among the brightest X-ray sources in our Galaxy, and were the first
extra-solar X-ray sources discovered in the early '60s. The first pioneristic observations of
these sources were made by using rocket flights; however, in the brief interval in which
rockets operated it was hard to get sufficient information to understand the nature of these
sources. Only about ten years later the first generation of X-ray satellites established that
most bright X-ray sources in the Galaxy are in fact binary systems containing either a
neutron star (NS) or a black hole orbiting a companion star. Most of the X-ray emission
of these sources is due to the accretion of matter onto the compact object.
This thesis focuses on X-ray binaries hosting neutron stars.
The presence of NSs in X-ray binaries is often inferred from pulsations in their X-ray
flux. These occur because of the so called "lighthouse" effect, that is due to the
combination of the NS rotation and misaligned intense magnetic field, which funnels the
accreting matter onto the star's magnetic poles. In these sources the inferred NS magnetic
fields can be as high as about 1,000 billion times that on the earth, and are thus the
strongest magnetic fields known in the universe. Not all NS systems have such intense
magnetic fields: in many NS X-ray binaries the field is much weaker. In these cases the
flow of material onto the NS is not always channeled towards the magnetic poles and sometimes
only transient pulsations are observed. Many of these low magnetic field systems also show
fast quasi-periodic oscillations in their X-ray flux that originate from the interaction of
the NS with the surrounding accretion disk. In some cases the accreted material (mostly
hydrogen and helium) accumulating on the NS surface reaches a critical mass, at which
a thermonuclear explosion takes place and the source undergoes an X-ray burst. The
emission properties that characterize an accreting NS in a binary system thus depend
mainly on the NS physical parameters (e.g. spin period and magnetic field strength).
On the contrary, the mode in which mass transfer takes place, as well as the geometry
of the accretion flow, depends on the nature of the companion star. In low mass X-ray
binaries the companion star has a typical age of ~10^8 yr, and its mass is similar to or
less than that of our sun. In these systems the transfer of mass takes place through the
so called Roche Lobe Overflow, which usually leads to the formation of an accretion disk
around the compact object. If the companion star is much younger (~few 10^6 yr) and
massive (>>1 solar mass), then the system is a high mass X-ray binary, and mass transfer occurs
through the wind capture by the compact star. In fact, donor stars in high mass X-ray
binaries are typically blue O or B stars whose intense wind can be easily captured by the
NS to release X-rays.
During the past years, the operation of the present generation of X-ray satellites, such
as RXTE, XMM-Newton, Chandra, Swift, and INTEGRAL, has opened a new era in the
discovery and study of for X-ray binaries. This provided several breakthroughs as well as
surprising new questions on these sources.
In this phD thesis we consider both high and low mass NS binaries, and analyze
several observational and theoretical aspects of these sources. We use data obtained with
the modern X-ray telescopes available on board the present generation satellites in order
to investigate the accretion processes in these sources. In particular, we study both disk
and wind accretion, and compare the observational results with theoretical expectations.
Some improvements in the theory of disk and wind accretion are presented.
In Chapter 1 we provide a brief and comprehensive introduction on NS X-ray binaries;
all other chapters are based on our original findings. We divided these chapters in two groups.
In the first group (Chapters 2, 3, 4, 5, and 6), we concentrate on studies of low mass X-ray
binaries. In particular, chapter 2 summarizes the magnetic threaded disk model, that is
the most widely accepted model to describe the interaction between a magnetized NS and
its surrounding accretion disk. By using quasi-periodic oscillations in X-ray binaries, we
present a new method to test the threaded disk model against observations of slow quasi-periodic
oscillations in accreting X-ray pulsars contained in high as well as low mass X-ray
binaries (Bozzo, E., Stella, L., Vietri, M., et al. 2008, A&A, in press [astro-ph/0811.0049]).
We also discuss some improvements on the threaded disk model that we will develop in
a future publication. In Chapter 3 we propose the "recycling magnetosphere model" to
explain the spin-up/spin-down behaviour of some low mass X-ray binaries that cannot be
interpreted within the magnetic threaded disk scenario (Perna, R., Bozzo, E., Stella, L.
2006, ApJ, 639, 363). This model involves an in-depth analysis of the so called propeller
mechanism, which is also discussed in more detail in Chapter 4 (Falanga, M., Bozzo, E.,
Stella, L., et al. 2007, A&A, 464, 807). Chapters 5 and 6 focus on X-ray observations of
two low mass X-ray binaries, 4U 2129+47 and XTEJ1701-407. In the case of 4U 2129+47
we present the results of two XMM-Newton observations. Our analysis of these data
revealed a delay of ~190 s measured across two eclipses separated by ~22 days. We show
that this delay can be naturally explained as being due to the orbital motion of the binary
with respect to the center of mass of a triple star and is thus probably the first X-ray
signature of the triple nature of an X-ray binary (Bozzo, E., Stella, L., Papitto, A., et al.
2007, A&A, 476, 301). In the case of XTEJ1701-407 we report on the first type I X-ray
burst observed from this source and discuss the results of the data analysis in the context
of the modern theories of nuclear burning on the NS surface (Falanga, M., Cumming, A.,
Bozzo, E., et al. 2008, A&A, in press [astro-ph/0901.0314]).
In the second part of this thesis (Chapters 7, 8) we concentrate on high mass X-ray
binaries. In Chapter 7 we analyze in-depth the accretion process in wind-accreting binaries
and apply this scenario to interpret the behaviour of a newly discovered subclass of high
mass X-ray binaries, collectively termed supergiant fast X-ray transients. We suggest
that these sources might host ultra-magnetized ("magnetar") NSs, and can thus provide
the very first opportunity to detect and study magnetars in binary systems (Bozzo, E.,
Falanga, M., Stella, L. 2008, ApJ, 683, 1031). In Chapter 8 we report on an XMM-Newton
observation of the supergiant fast X-ray transient IGRJ16479-4514. The timing, spectral
and spatial analysis of this observation revealed a complex phenomenology that could be
interpreted in terms of an eclipse by the supergiant companion, with some residual X-ray
flux during the eclipse resulting from both scattering local to the source and by an
interstellar dust halo along the line of sight to IGR J16479-4514 (Bozzo, E., Stella, L.,
Israel, G., et al. 2008, MNRAS, 391, L108).
Finally, we provide a briefly outline of the possible future development in the research
fields of this thesis
A parametric family of Massey-type methods: inference, prediction, and sensitivity
No full textWe study the stability of a time-aware version of the popular Massey method, previously introduced by
Franceschet, M., E. Bozzo, and P. Vidoni. 2017. “The Temporalized Massey’s Method.” Journal of Quantitative
Analysis in Sports 13: 37–48, for rating teams in sport competitions. To this end,we embed the tempora lMassey
method in the theory of time-varying averaging algorithms, which are dynamic systems mainly used in control
theory for multi-agent coordination. We also introduce a parametric family of Massey-type methods
and show that the original and time-aware Massey versions are, in some sense, particular instances of it.
Finally, we discuss the key features of this general family of rating procedures, focusing on inferential and predictive
issues and on sensitivity to upsets and modifications of the schedule
Proceedings of 10th International Conference on Hyperons, Charm and Beauty Hadrons (BEACH 2012)
No full textvolume di proceedings della conferenza internazionale BEACH 2012. Bozzo e' il main editor del volum
Recensione al volume a cura di L. Bozzo, GSM. Girovagare senza meta, Bari: Adda
No full textRecensione al volume a cura di L. Bozzo, GSM. Girovagare senza meta, Bari: Add
Genitore biologico, genitore adottivo: il dilemma dell'adottato
No full textContributi del Dipartimento di Filosofia dell'Università di Genov
The Moore-Penrose inverse of the normalized graph Laplacian
No full textWe prove a formula that relates the Moore-Penrose inverses of two matrices A, B such that A = N^(- 1) B M^(-1) and discuss some applications, in particular to the representation of the Moore-Penrose inverse of the normalized Laplacian of a graph. The Laplacian matrix of an undirected graph is symmetric and is strictly related to its connectivity properties. However, our formula applies to asymmetric matrices, so that we can generalize our results for asymmetric Laplacians, whose importance for the study of directed graphs is increasing
- …
