Attività magnetica nel radio

Marcello Rodonò nella ricerca astrofisicaCatania 23-24, ottobre 2006

G. Umana

Attività magnetica nel radio


G. Umana

Borsa della Rotary Foundation 1986-1987

Un anno studio-ricerca al “New Mexico Institute of mining and technology” Socorro, New Mexico, USA

Gemellaggio con Università di Catania AOC-NRAO all’interno del Campus Universitario

Special Status Graduated student New Mexico Tech/NRAO 1987-1988


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Emissione radio

RS CVnsRS CVns Manifestazioni di attività di tipo

solare


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•Radiosorgenti molto intense• L6cm 1015 - 1018 erg s-1 Hz-1

(104 -106 quella del Sole)

• Flusso variabile:Quiescenza:

• Bassi livelli di flusso (pochi mJy)• Debole polarizzazione circolare• Spettro piatto• TB 108 - 109 K

Flares:• Alti livelli di flusso (fino al Jy) • Spettro ripido• TB 109 - 1010 K

RS CVnsRS CVns : emissione radio

Consistente con Girosincrotrone da elettroni di pochiMeV in campi magnetici compresi tra 10 a 100 G


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+

Attività magnetica?

•Sistemi binari semi-staccati Av+K IV; K IV riempie il RLPorb~ Prot

AlgolsAlgols

Componente K

Alti campi di velocità


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• Lo spettro ultravioletto osservabile solo durante eclisse della primaria

• Lo spettro della K IV contaminato dalla compagna calda:

•Inutilizzabili le diagnostiche di attività:

•Le macchie fotosferiche non possono essere evidenziate con la fotometria

Emissione coronale non contaminata:

Emissione X e Radio uniche diagnostiche utilizzabili

Algols come radiosorgentiAlgols come radiosorgenti


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Algol

X

Radio

T ~10 7 KLX ~ 1030 erg s-1

Flusso variabile flares

Tra le prime stelle rivelate (1972)Flusso variabile flares (mJy-Jy)Prima stella osservata al VLBI (1975)Studio sistematico dell’emissione radio da altre binarie di tipo Algol


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Algols come radiosorgenti

Prima Survey a 6cm (VLA) 1984


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Risultati principali: 13/42 Algols rivelate nel radio (30 detection rate) detection rate RS CVns 42

Flusso variabile: Radio Flares

L’emissione radio non attribuibile a free-free dalla corona (Tcor 107 K)

La luminosità media in buon accordo con quella dei sistemi di tipo RS CVns

Caratteristiche dell’emissione radio simili a quanto osservato nelle RS CVns

•Osservazioni multi-frequenza (VLA)•Surveys a 6cm (VLA)

1984, 19891992, 1993


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Spettri VLA

Risultati principali: Emissione radio interpretata in termini di girosincrotrone da elettroni di qualche MeV in campi di 10-100 G.

Una sorgente omogenea in B e Nrel non riproduce gli spettri osservati (piatti)

Osservazioni multi-frequenza (1.49, 4.9, 8.4, 14.9 GHz)

N=107

N

N=105

N=104

N=106


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Componente compatta

(core RRK)

Componente estesa

(Halo R 2-3 RK)

Campi magnetici intensi (B 100 G)Alta densità particelle emittenti

Estese strutture magnetiche (Loops), connesse alla stella attiva.Bassi campi magnetici (B 5-10 G)Bassa densità delle particelle emittenti

•Le due componenti contribuiscono in due differenti regioni spettrali•Le differenti proprietà fisiche determinano differenti tempi scala per la variabilità

Modello Core-Halo

Il core-halo schematizzazione della complessa ma sconosciuta topologia del campo magnetico coronale essenzialmente in due classi di loop magnetiche


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VLBI flare obs (Lestrade et al., 1988) 2.3, 8.4 GHz

Algol

Pre-flare: Bc,Bh=100, 20 G Nc, Nh=2, 0.5 105 cm -3

RC, RH

F 2.3, F 8.4

Flare: Bc,Bh=100, 20 G Nc, Nh=10, 0.2 106 cm -3

4442 mJy

120

240 mJy

Rc=RK RH=3.3 RK

Rc=0.7 RK RH=3.3 RK


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NotoNell’1989 comincia l’esperienza Nell’1989 comincia l’esperienza a Noto a Noto Possibilità di osservare in single-dish e di accedere alla rete VLBI

Variabilità: caratteristica radio principale dei sistemi attivi:


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Andamento del flusso in vari anni per HR1099Andamento del flusso in vari anni per HR1099 Dati GBI (Green Bank Interferometer)

Periodi attiviPeriodi attivi (caratterizzati da successioni di flares) si alternano a periodi di quiescenzaperiodi di quiescenza


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NotoNell’1989 comincia l’esperienza Nell’1989 comincia l’esperienza a Noto a Noto Possibilità di osservare in single-dish e di accedere alla rete VLBI

Variabilità: caratteristica radio principale dei sistemi attivi:

La fisica più “interessante”

nello studio dei Flares: innesco

evoluzionedecadimento

Non è possibile prevedere l’inizio di un

periodo attivo:Estrema difficoltà per

esperimenti VLBI durante un flare

Tipiche dimensioni angolari:tra 0.25 (RK) e 4.5 mas

VLBI tecnica per risolvere spazialmente l’emissione flare e

seguirne l’evoluzione


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Monitoring a Noto

Dal 1991: programma di monitoraggio Single-dish a 5 GHz

Gruppo “Storico”: IRA (CNR): Umana, Trigilio

Oss. Astrofisico Catania: Rodonò, Catalano

Lucia Padrielli

Negli anni…. C. Buemi, P. Leto IRA(CNR)


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Monitoring a NotoScopi del programma:

Attivazioni di osservazioni VLBI ad-hoc durante periodi attivi

Studio della statistica dei flares: rate e loro durata

Connessione tra periodi attivi e periodi di quiescenza: andamento del flusso su diverse scali temporali.

Informazioni “indirette” sulla morfologia delle regioni emittenti

Correlazioni con altre diagnostiche di attività osservabili in altre regioni spettrali.


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Osservazioni VLBI mirate:Evoluzione morfologica durante flares

Il monitoraggio single-dish indica l’innesco di un periodo attivo: VLBI ad-hocVLBI ad-hoc

Prima osservazione VLBI (no-snap-shot) durante un flare, 3 telescopi EVN

Evoluzione flusso e morfologia

Periodo attivo

HR 1099


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VLBI: e’ stato possibile misurare le dimensioni angolari e la TB durante il decadimento (analisi delle visibilità)

Dimensioni confrontabili con quelle del sistema (~4 mas)

Loops intersistema???

Espansione sorgente iniziale

Brillanza decrescente dovuta a perdite energetiche delle particelle


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Esperimento più recente:

Periodo attivo in HR1099 (settembre Periodo attivo in HR1099 (settembre 2004)2004)Tesi di dottorato Simona Toscano (tutor . Prof. Rodonò)

Flusso in quiescenza Flusso in quiescenza ~ 10 mJy~ 10 mJy


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C bandC band

Osservazioni VLBA il Osservazioni VLBA il 26.09.2004 26.09.2004

Oss

erv

azi

one V

LBA

Oss

erv

azi

one V

LBA

T (day of year)

F (

Jy)

Quiesence ~10 mJy

Il monitoraggio ha Il monitoraggio ha permesso di individuare permesso di individuare un periodo attivo e di un periodo attivo e di organizzare un VLBI ad-organizzare un VLBI ad-hochoc

Periodo attivo in HR1099 (settembre Periodo attivo in HR1099 (settembre 2004)2004)


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VLBA a 8.4 GHz VLBA a 8.4 GHz (26.09.2004) (26.09.2004)

Risoluzione spaziale Risoluzione spaziale ~ ~ 11 mas mas(dimensioni del sistema ~ 4 mas)

Dimensioni della regione Dimensioni della regione emittenteemittente

MAX BASELINE ~ 8000 km (Mauna Kea, Hawaii–St.Croix, Virgin Islands)

Periodo attivo in HR1099 (settembre Periodo attivo in HR1099 (settembre 2004)2004) Single dish & VLBASingle dish & VLBA


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Periodo attivo in HR1099 (settembre Periodo attivo in HR1099 (settembre 2004)2004) Single dish & VLBASingle dish & VLBA

Sorgente risolta: 1mas Le dimensioni non variano durante il flare Modellistica del flare in progress


G. Umana

Monitoring a Noto risultati principali HR 1099 varie epoche (non continuative) tra 1991-2004

Estrema variabilità del flusso radio Esistenza di LUNGHI (alcuni mesi) periodi quiescenti e di LUNGHI periodi attivi

Solo all’interno di un periodo attivo il rate dei flares e’ molto alto

Risultati in contrasto con modelli evolutivi proposti che interpretano la fase quiescente con fase finale di un flare alto flaring rate


G. Umana

Monitoring a Noto risultati principali HR 1099

possibile correlazione tra l’andamento a lungo periodo della magnitudine V(indice della frazione di fotosfera coperta da macchie) e del flusso radio

Maggiore probabilità di flares intensi nei periodi di minimo della curva V


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Monitoring a Noto risultati principali UX Ari varie epoche (non continuative) tra 1991-2000

Durante i periodi attivi non viene mai raggiunto il livello quiescente

1993 Periodo attivo seguito per 23 giorni. Copertura fino a 12hr/giorno


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Monitoring a Noto risultati principali UX Ari

Fase di salita : 1 oraFase di decadimento: 5-6 ore

s sin

10322

8

BdtdE

Erad

Se il decadimento è solo per perdite radiativa, si prevedono tempi di decadimento dell’ordine dei giorni

Altri meccanismi di perdita di energia (collisioni, caduta degli elettroni in cromosfera, quindi emissione X…)


G. Umana

The example of UX Ari

Prot =6.4379 giorni

Minimo intorno a fase 0.4-0.5 interpretato come occultazione della regione attiva

Localizzazione della regione attiva nella nell’emisfero della stalla K opposto alla stella G

Monitoring a Noto: risultati principali UX Ari

Localizzazione delle regioni emittenti

Radio flares ad ogni fase +modulazione


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HH indicatore dell’attività cromosferica

GBI datas Noto datas

91cm SLNdatas

UX Ari

H: SLN 9÷18 ottobre 2000

5GHz Noto obs.:11, 18 ottobre 20005GHz GBI obs: 23sep, 6ott 2000

BUDGET ENERGETICOBUDGET ENERGETICO

Per la prima volta viene osservato un flare simulataneo in H H e radio

L’energia liberata durante i processi non termici L’energia liberata durante i processi non termici (ERadio=1.3 X 1036 erg)

è sufficiente a riscaldare il plasma cromosferico.è sufficiente a riscaldare il plasma cromosferico.

Monitoring a Noto: risultati principali UX Ari

Relazione Radio e altre diagnostiche


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Sinergia radio-Xray: AR Lac

VLA+VLBA 2 epochs, 14hrs

Informazioni spettrali a 5, 8.4, 15, 22 and 43 GHz

Informazioni morfologiche a 8.4 GHz

Osservazioni simultanee SAX

Tesi di dottorato Carla Buemi (tutor Prof. Rodonò)


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I=3.4, 2.8 0.06 mJyP= 1.26, 1.07 mJy/bSize 1.2 0.2 mas 4 RK

Nessuna variazione strutturale


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Informazioni spettrali


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Fittato con un core-halo

Bc =200GNc =8 105

Dc= 0.2 mas

(unr)

Bh =30 GNh =3 104

Dh = 1.2 mas

….assunto un’invecchiamento degli elettroni per e ed f


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X-ray vs Radio

Dalle osservazioni X•T, EM

•T1=9 107 K, T2= 107 K•EM1=2.3 1053 cm-3

•EM2=3.1 1053 cm-3

Dalle osservazioni radio

•Dimensioni• B

Possiamo calcolare per il core e per l’halo

Nei due casi abbiamo:

Consistente con l’ipotesi di sorgente X e radio cospaziali

magnetica energia di densità

cinetica energia di densità

1


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Nel 2005 parte del personale scientifico dell’IRA si trasferisce presso l’OACt

•Formazione di una nuova generazione di radioastronomi in Sicilia

L’Università di Catania attiva un corso della laurea specialistica di Radioastronomia (C. Trigilio)

Oggi il gruppo di Radioastronomia Stellare dell’OACt:4 ricercatori4 dottorandi: L. Cerrigone, P.Manzitto, C. Siringo e S. Toscano1 (appena) laureato S. Dolei


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Pronto ad affrontare le sfide del …futuro!

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