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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
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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
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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
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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
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Isabella Pagano
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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Isabella Pagano
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
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Isabella Paganofrom
Pagan
o e
t al. 2
00
1, A
&A
365, 2
28
Mg II k
Spectral Imaging cromosferico
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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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Isabella Pagano
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
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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
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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)
• Tempo stimato: 6 mesi a tempo pieno
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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
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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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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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Isabella Pagano
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 .
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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
• Tempo stimato: 6 mesi a tempo pieno
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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