Dr. Isabella Pagano INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania Tesi disponibili nel settore...

Dr. Isabella PaganoINAF - Osservatorio Astrofisico di Catania

Tesi disponibili nel settore Attività Magnetica Stellare1. Doppler imaging fotosferico e

cromosferico (spazio per 2-3 tesi)

2. Modelli di interazione tra CME e vento in stelle attive

3. Risultati ottenuti nello studio delle stelle magneticamente attive

Sperim

en

tali

Compilativa

Gruppo Prof. M. Rodonò

Catania, 11 Maggio 2004

Isabella Pagano

Ingredienti fondamentali per la presenza di attività magnetica – meccanismo dinamo- sono:

•il campo magnetico;

•la rotazione differenziale;

•la regione convettiva.

Attività Magnetica: Attività Magnetica: ingredientiingredienti


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Inversione del gradiente di temperatura


Isabella Pagano

Cromosfere, RT e Corone nel Diagramma HR

Fotosfere Macchiate e Cromosfera: Tutte le stelle di classe spettrale più avanzata di F

Corona: Assente in giganti e supergiganti avanzateAlcune Giganti mostrano righe che si formano nella RT ma non hanno emissione coronale corona sepolta

Chandra-HRC + HST-STIS

Ayres et al 2003, ApJ 598, 610


Isabella Pagano

In sistemi binari di tipo RS CVn e in stelle di bassa sequenza (dMe) l’attività magnetica ha caratteristiche estreme:

regioni attive che coprono anche il 50% delle fotosfere

flussi di righe cromosferiche e TR saturati

Emissione X fino a 10-2 Lbol

I modelli che spiegano le diverse fenomenologie dell’attività magnetica solare devono interpretare i fenomeni osservati nelle stelle attive.

Dallo studio delle stelle attive migliore comprensione della fisica solare.

Perché studiare l’attività magnetica stellare

oInfluenza sulla evoluzione stellare:

attività magnetica frenamento magnetico

oConnessione Sole-Stelle:


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• Osservazioni– Continuo ottico– Ca II H&K e H – UV, FUV– X– Radio

Fotosfere, Cromosfere, RT e Corone


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Modelli di fotosfere macchiate

• Analisi delle curve di luce

• Analisi delle variazioni periodiche nei profili delle righe spettrali Doppler Imaging


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Doppler Imaging

• Le righe fotosferiche presentano irregolarità dovute alle macchie che migrano sul profilo per effetto Doppler.


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Doppler Imaging

• Monitorando le righe fotosferiche durante la rotazione si può seguire lo spostamento delle irregolarità sul profili delle righe dovuto all’effetto Doppler


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La tecnica Doppler Imaging

Sequenza temporale di profili di righe spettrali dovuti a una regione attiva posta ad elevata latitudine (in alto) e a bassa latitudine (in basso).

• Esiste corrispondenza tra la posizione sulla superfice stellare e la posizione in lunghezza d'onda sul profilo delle righe spettrali.


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Distorsioni del profilo della riga a 3 fasi successive dovute alla presenza di una macchia a forma di L vicina all'equatore stellare.

La forma della distorsione spettrale sull'ala blu è differente che sull'ala rossa, a causa della forma non simmetrica della macchia.

• Esiste corrispondenza tra la forma della macchia e la forma della irregolarità sul profilo delle righe spettrali.


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Formalismo MatematicoSia I il vettore rappresentante l'immagine (in pixels) della superfice stellare, e D il vettore dei dati, composto da una sequenza temporale dei profili delle righe osservate:

D = R x Icon R la matrice di trasferimento dallo spazio dell'immagine a quello dei dati.

Il problema della Doppler Imaging consiste nel risolvere questa equazione per I, invertendo la matrice R.La soluzione ottenuta non è univoca, ed inoltre è instabile. Occorre quindi ricorrere ad un metodo di regolarizzazione - es. Massima Entropia oppure l'algoritmo di Tikhonov - per condizionare la soluzione.

Nella pratica occorre: fare la sintesi spettrale dell'intera regione spettrale osservata; fare l'inversione simultanea di tutte le righe idone; usare un metodo di regolarizzazione.


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Obbiettivi Scientifici

• Ottenere MAPPE della superficie stellare per studiare l'andamento temporale delle latitudini e longitudine delle regioni attive fornisce informazioni dirette sulla dinamo stellare.

• Un obiettivo a lungo termine è imporre condizioni osservative conclusive alle teorie del magnetismo stellare.

• L'obiettivo a breve termine è allargare il campione di stelle di cui si ha una mappa Doppler, includendo per es. stelle in ammassi giovani, e investigare sulla morfologia delle strutture superficiali in funzione della rotazione stellare.


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Rotazione differenziale


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Requisiti per la Doppler Imaging

• Stella rapidamente ruotante profilo allargato per effetto Doppler

• R ~ 40,000• S/N ~ 100 per res. element

Da Rice & Strassmeier (1998, A&A 336, 972)

• LQ Hya esempio ===> 3.6 m CFHT con R = 120,000 in due intervalli di 50 Å , centrati alternativamente a 6420 Å e a 6160 Å; texp= 410 min, e S/N~250.


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Dati disponibili

• 4 notti di monitoring di LO Peg al TNG (3.6 m) con lo spettrografo SARG a risoluzione R~86000.

Caratteristiche di LO Peg:

Sp: K5V-K7V,

Vsini=69 km/s,

P=0.4236 d

V=9.2

http://www.tng.iac.es/images/foto5_tng.jpg


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Proposta di lavoro• Implementazione del codice DI (coll.

Dr. Lanza) possibilità anche di tesi indipendente

• Riduzione dati SARG

• Applicazione del codice di DI

• Tempo stimato: 6 mesi a tempo pieno


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Modelli di cromosfere

• Mappe della cromosfera• Modelli NLTE a due componenti di

righe cromosferiche


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HST/STIS E140M142 righe spettrali di 21 ioni diversi:

righe cromosferiche es., C I, O I

Righe di regione di transizione, es., CII-IV, N IV, O III-V, e Si II-IV

Righe coronali, Fe XXI 1354 Å. P

ag

an

o e

t al. (

20

00

), A

pJ 5

32

, 4

97

AU Mic

dM1e, V=8.6

Spettroscopia UV


Isabella Paganofrom

Pagan

o e

t al. 2

00

1, A

&A

365, 2

28

Mg II k

Spectral Imaging cromosferico

Spettroscopia UVPag

an

o,

Rod

on

ò e

t al. 2

00

1 A

&A

3

65

, 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

Mg II k

Mappe cromosferiche

Mappa X

AR Lac

K0 IV

+

G2 IV


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Modelli di cromosfere e RT

• Modelli NLTE multicomponenti– Sintesi delle righe

cromosferiche osservate

Lanzafame, Busà, Rodonò. 2000, A&A 362, 683

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

•Stretta connessione con la fisica solare–SoHO-SUMER/CDS

– Red-shifts delle righe di RT

– Riscaldamento cromosferico e coronale

– Regioni attive permanenti– Effetto flip-flop

HR 1099

K1 IV + G5 V


Isabella Pagano

Modelli di cromosfera e TR• Densità del plasma• Misura di emissione

Pag

ano e

t al. 2

00

4,

A&

A 4

15,

331


Isabella Pagano

Proposta di lavoro

• Analisi dati di archivio (es. HST o IUE) e/o utilizzo di mappe cromosferiche già ottenute

• Applicazione modelli NLTE (in

collaborazione con Prof. Lanzafame)



Isabella Pagano

Modelli di interazione tra CME e vento in stelle attive• E’ stato osservato un fenomeno

peculiare

• Abbiamo una ipotesi di lavoro• Vogliamo verificarla


Isabella Pagano

Modelli di interazione tra CME e vento in stelle attive

Cen A (G2 V)

Dati HST/STI

S

R˜10,000


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Modelli di interazione tra CME e vento in stelle attive


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Ipotesi di lavoro

• Ipotesi di lavoro: interazione tra CME e vento stellare…..


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Ipotesi di lavoro• I coronal mass ejections

raggiungono velocità superiori a quelle del suono nel mezzo e quindi collidono contro il vento stesso in shocks.

• Il fenomeno dovrebbe essere visibile come righe in assorbimento prossime al centro delle righe di emissione .

Isabella Pagano

Proposta di lavoro• Esplorazione di questa ipotesi:• Occorre verificare:

– Perché solo in righe di T~105 K?– La congruità della larghezza delle features osservate– La congruità dell’entità dell’assorbimento

• Uso di modelli MHD presi in prestito dal caso solare. • Verifica del dato osservativo



Isabella Pagano

Risultati ottenuti nello studio delle stelle magneticamente attive• Tesi compilativa• Argomento: Attività stellare. • Si chiede che venga prodotta una review di

settore – i principali risultati raggiunti, – il contributo di questa branca dell'astrofisica alle

discipline astronomiche– il contributo del gruppo di ricerca che opera presso

questa Università e Osservatorio Astrofisico al settore.

• E' possibile valutare insieme la produzione del lavoro anche in formato multimediale

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