Accretion and ejection in transient black hole binaries: the case of GRS 1716-249

Black hole transients (BHTs) are among the brightest X-ray sources in the Galaxy. Thanks to their high X-ray flux and short variability time scales they offer a unique opportunity to study the physics of the accretion under extraordinary physical conditions. These sources show episodic outbursts characterised by different X/γ-ray luminosities, spectral shapes and timing properties. The aim of this thesis is the understanding of the geometry, mechanisms and physical processes playing a role in the bright black hole X-ray transient GRS 1716-249. I present the spectral and timing analysis of X-ray observations performed with the Neil Gehrels Swift Observatory on GRS 1716-249 during the 2016-2017 outburst. These data gave me the opportunity to study the evolution of physical parameters and geometry variation of the accreting matter through the spectral transitions during the whole outburst. I found that the accretion disc could have reached the inner stable circular orbit during the hard intermediate state, coherently with the truncated accretion disc scenario in which the disc moves closer to the compact object. Then, the radio monitoring performed during the outburst let me locate the source on the ever more populated radio-quiet branch on the radio/X-ray luminosity plane. Thereafter, focusing on the soft γ-ray emission of the source, I observed a high energy excess, above 200 keV, in addition to the thermal Comptonisation spectrum. This component could be originate either through inverse Compton of the soft photons by non-thermal electrons in the corona, or from synchrotron emission of energetic electrons in the jet. First, I fitted the broad band X/γ-ray spectrum of GRS 1716-249 with hybrid Comptonisation thermal/non-thermal models: EQPAIR and BELM. Using BELM I obtained an upper limit on the magnetic field intensity in the corona. Finally, I investigated the possible origin of this high energy excess as due to jet emission. To this aim, I computed the Spectral Energy Distribution of GRS 1716-249 with the multi-wavelength observations (from the radio band to γ-rays) performed. I modelled the accretion flow with an irradiated disc plus Comptonisation model and the jet emission with the internal shock emission model (ISHEM). This model assumes that the jet velocity fluctuations are directly driven by the variability of X-ray timing proprieties of the accretion flow. Even though ISHEM reproduces the radio and soft γ-ray data of GRS 1716-249, the results seem to disfavour the jet scenario for the excess above 200 keV, in favour of non-thermal Comptonisation process.

I buchi neri transienti (BHT) sono tra le sorgenti con emissione ai raggi X più luminose della galassia. Grazie all’elevato flusso in banda X e alla loro alta variabilità temporale. queste sorgenti offrono un’opportunità unica per studiare la fisica dell’accrescimento in straordinareie condizioni fisiche. I BHT mostrano episodici outburst caratterizzati da diverse luminosità in banda X e γ, diverse forme spettrali e proprietà della variabilità temporale. L’obiettivo di questa tesi è lo studio della geometria, dei meccanismi e dei processi fisici coinvolti nell’emissione del buco nero transiente GRS 716-249. Di seguito presento l’analisi spettrale e temporale delle osservazioni della GRS 1716-249 ai raggi X effettuate con il satellite Neil Gehrels Swift bservatory durante l’outburst verificatosi nel 2016-2017. Questi dati mi hanno permesso di studiare l’evoluzione dei parametri fisici durante tutta la durata dell’outburst e di studiare come varia la geometria della materia in accrescimento attraverso le transizioni spettrali. In particolare, coerentemente con lo scenario del disco di accrescimento troncato in cui il disco si avvicina all’oggetto compatto durante l’evoluzione dell’outburst, ho osservato che il disco di accrescimento della GRS 1716-249 potrebbe aver raggiunto l’ultima orbita stabile mentre la sorgente si trovava nello stato hard intermedio. Grazie al monitoraggio radio effettuato durante l’outburst ho potuto localizzare la sorgente sulla sempre più popolata correlazione radio/X degli "outliers" (o radioquieti) nel piano delle luminosità radio/X. Successivamente, mi sono concentrata sull’emissione ai raggi X/γ della sorgente. Questo mi ha permesso di osservare un eccesso nell’emissione alle alte energie, sopra a 200 keV, in aggiunta allo spettro di Comptonizzazione termica, nello spettro della GRS 1716-249. L’origine di questa componente può essere dovuta a processi di Compton inverso tra i fotoni soft del disco d’accrescimento e una popolazione di elettroni non-termici nella corona, o all’emissione di sincrotrone prodotta dagli elettroni energetici nel getto. Inizialmente ho modellando lo spettro X/γ della sorgente con modelli ibridi di Comptonizazione termica/non-termica: EQPAIR e BELM. In particolare, utilizzando BELM ho potuto stimare un limite superiore sull’intensità del campo magnetico nella corona. Infine, ho considerato la possibilità che l’eccesso di energia alle ate energie sia dovuto all’emissioni del jet. A tale scopo, ho prodotto la distribuzione d’energia spettrale della GRS 1716-249 usando le osservazioni multi-banda (dalla banda radio ai raggi γ) eseguite quando la sorgente era nello stato hard. Il flusso di accrescimento l’ho modellato con un modello di disco irradiato unito ad un modello di Comptonizzazine, mentre l’emissione del getto l’ho modellata con il modello Internal Schock Emission Model (ISHEM). Questo modello assume che le fluttuazioni di velocità del getto siano guidate dalla variabilità delle proprietà temporali del disco di accrescimento. Sebbene (ISHEM riproduce i dati radio e soft γ della sorgente GRS 1716-249, i risultati favoriscono lo scenario di Comptonizazione non termica nel flusso di accrescimento rispetto all’emissione di sincrotrone del getto oltre 200 keV.