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Pavan, Lucia (2009) Study of external fields around magnetars and analysis of
interstellar absorption.
[Ph.D. thesis]

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Abstract (english)

This thesis describes mainly two topics: the analysis of the external field of hyper-magnetized neutron stars (magnetars), and the distribution of galactic interstellar absorption.
Magnetars have been introduced as a theoretical model to account for the peculiar characteristics of a limited group (~15 objects out of more than two thousands known) of isolated neutron stars. Though being so few, these objects are extensively studied due to their extreme properties. In the magnetar model, the emission of such sources is explained as energy released from the magnetic field (hence the name) rather than from rotational, gravitational or thermal energy as for the majority of the neutron stars. From measures of spin
periods and their variations, the magnetic fields involved are estimate to be of order 10^14-10^15 G (10^10-10^11 T), making these stars the ’strongest magnets’ of the Universe. In this frame the study of magnetars opens the possibility to analyze the effects of the magnetic fields on plasma under really extreme conditions. The magnetic fields we deal with exceed the quantum threshold B_QED~ 4·10^13 G (4·10^9 T) and cause strong alterations of the properties of matter (for a review see Harding & Lai [60]). Not only such an intense field strongly interacts with the plasma and modify the atomic structure of matter, but it also modifies the properties of vacuum too. One of the more noticeable effectsis the vacuum polarization that alters the propagation of photons introducing ordinary and extraordinary modes.
The only tool to study these objects is the analysis of their emitted radiation. This is the reason why a great effort has been devoted to synthetically model the spectra of magnetars.
The aim of these studies is to take into account the known effects of the field and indirectly derive, from the collected spectra, some constraint on the physical conditions in the emitting zones, both on the star surface and in the magnetosphere.
The magnetar model has been developed in different works, starting in 1992 with the one of Thompson and Duncan. In 2002, in a paper by Thompson, Lyutikov and Kulkarni, the external field of magnetars was described as a sheared dipole. In this model the torsion comes from the interior and gradually twist the crust, shearing, as a consequence, the external field too. The bursts are fueled by a sudden release of great amount of energy due to fractures of the crust occurring as the stress imparted from the field become too strong.
Assuming this configuration of the field, the magnetar model is able to reproduce the spectral behaviour of the majority of the Anomalous X-Ray Pulsars and Soft Gamma Repeaters.
Surprisingly, the magnetar model also suggested a link between these two classes that had become clearer only when a number of sources with intermediate properties between the two has been discovered. Nevertheless, as more studies are conducted on magnetar spectra,
the underlying model need to be refined. Some recent works suggest, for example, small emitting zones that do not cover the entire star, or the presence of different temperatures
on the surface of the magnetars. In some cases there are indications that the twist may be confined only to a portion of the magnetosphere, and/or that the large scale field is more
complex than a simple dipole.
The studies conducted in this work follow this researchline, and are intended to extend the preexisting model. The followed idea is to include field variations on small scales, achieved considering multipolar fields of various orders.

The other subject of this work deals with interstellar absorption in our Galaxy. Interstellar extinction is the subject of many studies, as it modifies the radiation emitted by all the sources. As the dust and the interstellar particles are not emitting (with the exception of the infrared emission from silicates and polycyclic aromatic hydrocarbon (PAH) molecules), they are particularly difficult to analyze. Generally the interstellar absorbing medium is visible only when illuminated from starlight; therefore, when possible, it is directly measured
by the collected radiation, both analyzing low-ionization lines in spectra, and from photometric analysis. These methods, though, give a measure of extinction only for a number of objects and cannot cover extensively the observed sky. To obtain a value for the extinction
towards directions for which there are no available measures, it is common to use a model of the distribution of dust in the Galaxy.
While the advantages of an extinction models are evident, as they allow to infer absorption quantities even where there is a lack of measures, the disadvantage is the need to make assumptions on the stellar and/or dust components of the Galaxy. This introduces again other uncertainties on the final result. A different approach is based on the analysis of the
dust infrared emission (Schlegel, Finkbeiner & Davis [107]) in order to map the interstellar medium. Unfortunately even this method has limitations, as it gives informations only on the total column density in each direction, without the possibility to resolve the three dimensional structure of the distribution of interstellar medium.
In this context the work performed in this thesis aims at constructing an algorithm to interpolate the extinction measures available in literature, without recurring to a model of the Milky Way components. The idea followed is to collect the greater possible set of absorption
data, in order to create a coarse-grained three dimensional map of the galactic extinction, and interpolate these data to infer the values between the known points. As extinction is a cumulative measure of the absorption occurring between the observer and the star, before
interpolating the data, a deconvolution of these measured quantities into local values of absorption, is needed. Some preliminary results obtained with the developed code and conclusions are drawn.

Abstract (italian)

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.

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EPrint type:Ph.D. thesis
Tutor:Turolla, Roberto
Supervisor:Zane, Silvia
Ph.D. course:Ciclo 21 > Scuole per il 21simo ciclo > FISICA
Data di deposito della tesi:02 February 2009
Anno di Pubblicazione:2009
Key Words:stellar magnetic fields, isolated neutron stars, magnetars, force free fields, Galactic interstellar extinction, Galactic model, Voronoi tessellation
Settori scientifico-disciplinari MIUR:Area 02 - Scienze fisiche > FIS/05 Astronomia e astrofisica
Struttura di riferimento:Dipartimenti > Dipartimento di Fisica e Astronomia "Galileo Galilei"
Codice ID:1331
Depositato il:02 Feb 2009
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