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Dr. Isabella PaganoINAF - Osservatorio Astrofisico di Catania

La figura di Marcello Rodonò La figura di Marcello Rodonò nella ricerca astrofisicanella ricerca astrofisica

Attività magnetica nell’UV:Attività magnetica nell’UV:da IUE a WSO/UVda IUE a WSO/UV

Catania, 24 Ottobre 2006La figura di Marcello Rodonò nella ricerca astrofisica

Luce e Radiazione Elettromagnetica• Ciò che comunemente intendiamo con la parola “luce” è la porzione visibile della radiazione

elettromagnetica.• La luce è composta di radiazione elettromagnetica il cui colore va dal violetto fino al rosso passando per gli

altri colori dell’arcobaleno.

• La radiazione ultravioletta ha frequenza maggiore della luce visibile.


Fotografia nell’ultravioletto dello stesso ammasso. Sono visibili adesso le stelle più calde, di temperatura circa 60000 K.

L’ammasso globulare Omega Centauri fotografato in luce visibile. La maggior parte delle stelle visibili in questa immagine hanno temperatura tra 3000 e 15000 K.


Il Sole visibile e il Sole UV

Visibile Ultravioletto


• Nelle stelle di tipo solare e in quelle più fredde del Sole, l’accoppiamento tra i moti turbolenti del plasma - generati dalla convezione - e la rotazione differenziale genera, per effetto dinamo, forti campi magnetici.

• Sotto forma di protuberanze questi campi magnetici emergono dalla fotosfera e rilasciano energia che riscalda gli strati più esterni.

L’atmosfera esterna delle stelle fredde

Lo spettro UV fornisce informazioni sulle atmosfere esterne delle stelle fredde

Ly- He I C II Si IVC IV

O IVO VO VI

Ne VIIIFe XXIMg X

UV Continuum C I, Mg II, Si I

T,

N fr

om

V

ern

azz

a e

t al. (

19

81)

ApJS

45

, 635


International Ultraviolet Explorer

L’International Ultraviolet Explorer (IUE) è stato una missione spaziale finanziata dalla NASA, dall’ESA e dall’agenzia spaziale britannica. Con questo telescopio di 45cm di diametro è stato possibile osservare il cielo UV per oltre 18 anni, ed ha permesso la produzione di risultati scientifici in numero molto grande rispetto a qualunque altra missione dallo spazio.


Il cielo UV prima di IUE

Copernicus1972 – 1981551 oggetti


Le sorgenti osservate da IUE


Cromosferere e RT stellari: spettro UV

Tipico spettro UV di una

stella attiva

AU Mic (dM1e)

SW/IUE

Ly-alpha

NV

O I

C II

Si IV

C IV

C I

He II Si II

C III

M1 VM1 V


Marcello Rodonò e lo studio dell’attività stellare nell’UV

• 1979: IUE Proposal ID #MR179, BY Dra Stars• 1980: IUE Proposal ID #MR379, Solar-Type Stellar Activity in By Dra

Flare• 1980: IUE Proposal ID #MR381, Collaborative Monitoring of By Dra

Type Flare Star

Rodonò, M., Romeo, G., & Strazzulla, G. 1980, ESA SP-157, Chromospheric plages

on II Pegasi (HD 224085)

• 1981: IUE Proposal ID #MR531, Studies of the Quiet and Plage Component of the Active Stars in RS CVN Binary Systems

Linsky, J. L., Simon, T., Marstad, N., Rodonò, M., Blanco, C., Catalano, S.,

Marilli, E., Andrews, A. D., Butler, C. J., & Byrne, P. B. 1981, Bulletin of the American Astronomical Society, Results of an IUE Program of Monitoring the Ultraviolet Emission Line Fluxes of Four Binary Systems

Più altri 25 contributi a congresso e altri 4 proposals IUE di cui Rodonò è PI fino al 1986, anno in cui compare il primo lavoro su rivista referata.


1979-1986

• Sono anni di intensissima attività osservativa e di un forte intrecciarsi di collaborazioni internazionali attorno all’uso di IUE e di altri telescopi dallo spazio (raggi X) e da Terra (visibile, radio).

• Nel 1980 nasce il gruppo “Cool Stars Mafia”

Boulder, Armagh, Catania, ……, New York (Stony Brook), Palo Alto, Parigi

• Il termine “mafia” è una concessione all’humor dei colleghi americani che sorridono sul fatto d avere un gruppo di siciliani nel Team

“Cool Stars Consortium”

Settembre 1985, Irlanda

John Butler, Marcello Rodonò, Jeff Linsky, Brendan Byrne e signora

Giugno 1989, Catania

Marcello Rodonò, Jeff Linsky, Bernard Foing, Brendan Byrne, Santo Catalano, David Andrews, Gordon Bromage, Giuseppe Cutispoto, James Neff, Ettore Marilli, John Butler, ed Eric Houdebine

Fotografie fornite da J. Linsky


Riunione del CSM

Ottobre 1993, PennsylvaniaFotografia fornita da J.E. Neff


Dal 1986 il CSM inizia la pubblicazione di una serie di articoli

In tutto saranno 20 nella serie

Molti lavori saranno pubblicati fuori dalla serie


Regioni Attive UV e macchie fotosferiche

Con osservazioni simultanee fotometriche e spettroscopiche (o ultraviolette) è possibile correlare le varie strutture atmosferiche

In analogia con quanto osservato sul Sole anche nelle stelle attive alle regioni fotosferiche con emissione ridotta (macchie) corrispondono regioni dell’alta atmosfera con emissione rinforzata (facole o “plages”)

La correlazione non è sempre così chiara come nel caso solare

Rodonò et al. 1987, A&A 180, 172

Osservazioni multibanda di Ty Pyx

Neff, Pagano, Rodonò et al. 1996 A&A 310, 173


Monitoraggio delle righe cromosferiche


Mappe della cromosfera di AR Lacertae


Neff, Walter, Rodonò & Linky 1989, A&A 215, 79

Mappe della cromosfera


Plages: flussi superficiali


Pagano, R

odonò e

t al. 2

00

1 A

&A

36

5, 1

28

Materiale a Te~104 K in prossimità del punto Lagrangiano L1;

Protuberanze che assorbono la radiazione cromosferica;

Cospazialità tra strutture a diverse temperature.

Regioni brillanti anche a grande distanza dalla fotosfera: 0.3-1.3 Rkstar

Mappa X

AR Lac

K0 IV

+

G2 IV

Mappe cromosferiche: risultati generali


Mappe cromosferiche di HR 1099

Busà, Pagano, Rodonò, Neff, Lanzafame, 1999, A&A 350, 571

Come mostrato dalla fotosfera, la regione polare della stella attiva nel sistema HR 1099 è molto brillante anche nelle righe cromosferiche.

Le mappe ottenute sono la base di partenza per modelli fisici della cromosfera (talk di Lanzafame)


Flares osservati con IUE


Modelli delle cromosfere, regioni di transizione e corone

La misura del flusso nelle righe spettrali ultraviolette permette di comprendere la struttura fisica delle regioni atmosferiche la cui temperatura è compresa tra 10.000 e 1.000.000 di gradiNella figura è mostrato come la materia è distribuita al crescere della temperatura per il Sole e per la nana rossa AU Mic.


Osservazioni X con BeppoSAX

La curva di luce nella banda 1.7-10 keV indica che la componente di plasma ad alta temperatura (risultante dall’analisi spettrale) è molto ben confinata e localizzata vicino alla stella G0 IV all’epoca di queste osservazioni.

Rodonò et al. 1999


HST-STISHST-STISE140M

114-173 nm(~ 0.3 Å)

AU MicAU MicdM1eV=8.6

(Pagano et al. 2000, ApJ 532, 497)


Spettro FUV di Cen A

HST/STIS E140HR ~ 110.000

671 righe in emissione da 37 ioni diversi:

• Righe cromosferiche:es. C I, O I;

• Righe di TRes. C II-IV, N IV, O III-V, Si II-IV

• Una riga coronale:es. Fe XII 124.2 nm,

• Alcune righe intersistema, es. [O IV] utili per misurare la densità elettronica

• CO e H2

(Pagano et al. A&A 415, 331, 2004)

Dinamica della cromosfera e della RT• Doppler-shift delle righe

cromosferiche e di TR– Comportamento di tipo solare in

stelle dwarfs e in giganti attive– Dinamica non-solare in stelle dMe

“estremamente attive”.

G2 V

dM1e

Pagano et al. 2006, ESA-SP in press

Pagano e

t al. 2

00

4, A

&A

41

5, 3

31

Pagano et al. 2000, ApJ 532, 497

G8 V


Spettroscopia UVDinamica della cromosfera e TR• Presenza di ali allargate nelle righe di TR, a

volte anche in quelle cromosferiche:– Onde magneto-acustiche in funnels coronali– Microflares– Protuberanze estese

G2 V

M2 Ve


Vr 0 Corona stazionaria

Larghezza non termica < velocità del suono Riscaldamento coronale NON connesso con moti supersonici.

AU Mic

dM1e

R50000

Pag

an

o e

t al.

2000,

Ap

J 532,

497


Quali esperimenti nel futuro

Per quanto riguarda l’ultravioletto classico (100-300 nm):

• IUE ha permesso lo studio di spettri ad alta risoluzione solo per alcune sorgenti brillanti

• HST ci ha permesso di indagare un campione più esteso di sorgenti ma con poche informazioni sulla variabilità temporale.

L’accesso al range UV, e quindi, la promozione di nuove missioni dedicate all’UV è stato un obiettivo molto sentito da Marcello Rodonò.


Implementazione di strumentazione per l’UV

• Juno Galex• Spectrum UV• UVISS• WSO/UV

UVISS

UVISS è stato un progetto Italiano*, finanziato dall’ASI (PI: P. Bernacca), per un telescopio UV da porre sulla stazione spaziale internazionale.

(*) Osservatori (CT, NA, PD, MI), Università (PD, CT) e Istituti del CNR (RM)


UVISSspettroscopia & imaging


WSO/UVWSO/UV è una collaborazione internazionale guidata dalla Russia per costruire un telescopio spaziale dedicato all’osservazione dell’Universo nella banda UV.

Telescopio 1.7 m (Russia)Telescopio 1.7 m (Russia)

Spettrografo ad alta risoluzione, R~55000 (Germania)Spettrografo ad alta risoluzione, R~55000 (Germania)

Spettrografo a bassa risoluzione, R~500-5000 (Cina)Spettrografo a bassa risoluzione, R~500-5000 (Cina)

Camere per immagini ottiche e UV (Camere per immagini ottiche e UV (ItaliaItalia))

Stazioni di Terra (Spagna, Cina e Russia)Stazioni di Terra (Spagna, Cina e Russia)

Lancio: 2011


WSO/UV in Italia• WSO/UV fa parte del piano spaziale nazionale (PASN)

varato dall’ASI a novembre 2005.• Richiesta di offerta per uno studio di fase A/B1 emessa da

ASI a marzo 2006:

– Il progetto tecnico del "Field Camera Unit" (FCU); – Un rapporto sugli obiettivi scientifici della comunità italiana;– La scelta delle bande passanti;– La definizione della programmazione temporale e dei costi

del contributo Italiano.

• Offerta consegnata all’ASI (aprile 2006)

• Inizio delle attività …. entro novembre(?)


Field Camera Unit

Camera Range Focal ratio

FOVarcmin

PSFSampling

Res.arcse

c

SF UV F/10 6 0.15/pixel 0.3

LF UV F/50 1.2 0.03/pixel 0.1

OC Visible tbdAs large

as possible

0.03/pixel

0.1

Specifiche


Possible contributo di WSO/UV allo studio delle stelle attive

• La sensibilità degli spettrografi ad alta risoluzione (UVES & VUVES) è tale da permetterci di raggiungere gli oggetti fino a 150 pc e quindi si potranno studiare la struttura e la dinamica della cromosfera, della regione di transizione e della corona di stelle in alcuni importanti ammassi galattici come Per e le Pleiadi, e nella regione di formazione stellare TW Hya.

• La camera per immagini UV, equipaggiata di opportuni filtri per selezionare alcune intense righe della cromosfera e della RT, ci permetterà di effettuare un monitoring di flares e di studiare la modulazione rotazionale di un gran numero di oggetti contemporaneamente in ammassi stellari e in regioni di formazione stellare.


Lavochkin AssociationMosca

maggio 2002


Team del FCU (fase A/B1)

• INAF - Osservatorio di Catania• INAF – IASF MI• INAF - IASF BO• INAF – Osservatorio di Capodimonte, NA• Dip. di Astronomia, Univ. di Padova• Dip. di Astronomia, Univ. di Firenze

Frutto dell’attività, della perseveranza e della visione Frutto dell’attività, della perseveranza e della visione lungimirante di Marcello Rodonò.lungimirante di Marcello Rodonò.


Grazie!

Athens, Georgia, ottobre 1993, 8° Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems and the Sun

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