Sviluppi recenti sulle Sviluppi recenti sulle diagnostiche cromosferichediagnostiche cromosferiche

Innocenza Busà Innocenza Busà

CataniaCatania

24 Ottobre 200624 Ottobre 2006

La figura di Marcello Rodonò nella ricerca Astrofisicanella ricorrenza del primo anniversario della scomparsa

SommarioSommario

Diagnostiche della cromosfera di stelle Diagnostiche della cromosfera di stelle attiveattive– Studio della morfologia (DI)Studio della morfologia (DI)– Studio delle proprietà fisiche (modeling)Studio delle proprietà fisiche (modeling)– Indicatori di attività cromosfericaIndicatori di attività cromosferica

Righe del tripletto infrarosso del Ca IIRighe del tripletto infrarosso del Ca II– Indicatori di attività dal Ca IRTIndicatori di attività dal Ca IRT

Doppler ImagingDoppler Imaging

Sotto la guida attenta e cara di Marcello Rodonò iniziai la mia tesi di Sotto la guida attenta e cara di Marcello Rodonò iniziai la mia tesi di laurea sulla Doppler Imaging del sistema binario attivo HR1099laurea sulla Doppler Imaging del sistema binario attivo HR1099

Ali allargate nelle righe HAli allargate nelle righe H (Montes et al.1997), Mg II h & k (Dempsey et al.1996) (Montes et al.1997), Mg II h & k (Dempsey et al.1996) , , Si IV, C IV, He II (Wood et al.1996)Si IV, C IV, He II (Wood et al.1996)

Macchie fotosferiche ad alta latutudine(Rodonò et al.1986)

Campo magnetico polare (Donati et al., 1992)

M = 1.4 ± 0.2 M

Teff = 4750 K

R=3.9 ± 0.2 R

vsin i = 38 ± 1 km s-1

M= 1.1 ± 0.2 M

Teff = 5450 K

R= 1.3 ± 0.2 R

vsin i = 13 ± 1 kms-1

P=2.837 g

Doppler ImagingDoppler Imaging

Regione attiva circumpolare estesa Regione attiva circumpolare estesa (Busà, Pagano, Rodonò et al. 1999 A&A)(Busà, Pagano, Rodonò et al. 1999 A&A)

Cospazialità con disomogeneità fotosferiche

Profili sintetici a due componentiProfili sintetici a due componentia confronto con le osservazionia confronto con le osservazioni

Unendo le tecniche di DI e Modeling Unendo le tecniche di DI e Modeling semiempirico è possibile costruire modelli semiempirico è possibile costruire modelli di atmosfera 2-D di atmosfera 2-D

Ciò permette di ottenere informazioni Ciò permette di ottenere informazioni sulla fisica delle regioni attive sulla fisica delle regioni attive (distribuzioni di P, T, Ne) e sulla loro (distribuzioni di P, T, Ne) e sulla loro energetica energetica ΦΦ=∫ K=∫ Kυυ ( (SSυυ - J - Jυυ) )

Lanzafame, Busà, Rodonò 2000 A&A Lanzafame, Busà, Rodonò 2000 A&A

Line - blanketingLine - blanketingNelle stelle fredde l’opacità di riga agisce come una sorgente di opacità quasi-continua modificando in modo sostanziale il campo di radiazione.

La trattazione del line-blanketing è necessaria nel calcolo di righe che si formano in condizioni di NLTE, d’altro canto, prevedendo il calcolo di migliaia di righe, non può essere affrontata in dettaglio per mancanza di risorse computazionali

Trattazione NLTE del line-blanketingTrattazione NLTE del line-blanketing

Tale funzione, utilizzata per modificare l’opacità totale nel calcolo del Tale funzione, utilizzata per modificare l’opacità totale nel calcolo del trasporto radiativo NLTE ha permesso di ottenere una soddisfacente stima trasporto radiativo NLTE ha permesso di ottenere una soddisfacente stima del continuo UV nelle stelle fredde del continuo UV nelle stelle fredde (Busà et al. 2001 A&A(Busà et al. 2001 A&A )

L’analisi della distrubuzione L’analisi della distrubuzione spettrale del line-blanketing spettrale del line-blanketing in stelle di tipo spettrale in stelle di tipo spettrale avanzato ha permesso di avanzato ha permesso di determinare una relazione tra determinare una relazione tra line-blanketing e parametri line-blanketing e parametri stellari.stellari.

Confronto con le osservazioni

Indicatori di attività cromosfericaIndicatori di attività cromosferica

Ca II H & K (RCa II H & K (R’’HKHK), Mg II h & k, H), Mg II h & k, Hαα, He I, Na D1 e , He I, Na D1 e

D2, KI, Ca II IRT D2, KI, Ca II IRT

Limitazioni osservabilità, regioni spettrali affette Limitazioni osservabilità, regioni spettrali affette da blend e line-blanketing, andamento non da blend e line-blanketing, andamento non lineare con attività, dipendenza dai parametri lineare con attività, dipendenza dai parametri stellari, contributo fotosferico, vsinistellari, contributo fotosferico, vsini

Ca II IRT: prominenti in stelle G, K, M, no line-Ca II IRT: prominenti in stelle G, K, M, no line-blanketing……blanketing……

Formazione delle righe del Ca II IRTFormazione delle righe del Ca II IRTDeviazione da LTEDeviazione da LTE

Il contributo NLTE alla EQW e alla profondità di riga è significativo in Il contributo NLTE alla EQW e alla profondità di riga è significativo in particolar modo in stelle metal-poor. Nelle stelle fredde la trattazione particolar modo in stelle metal-poor. Nelle stelle fredde la trattazione NLTE è necessaria quando si vuole trattare il profilo del core (Andretta, NLTE è necessaria quando si vuole trattare il profilo del core (Andretta, Busà et al. 2005, A&A )Busà et al. 2005, A&A )

Formazione delle righe del Ca II IRTFormazione delle righe del Ca II IRTDipendenza dai parametri stellari e contribution functionDipendenza dai parametri stellari e contribution function

La formazione del core La formazione del core avviene in cromosferaavviene in cromosfera

La dipendenza della CD dai La dipendenza della CD dai parametri stellari è molto parametri stellari è molto deboledebole

Basi essenziali per una diagnostica cromosferica

Indicatori di attività cromosferica Indicatori di attività cromosferica R_R_irt irt e EQW_e EQW_resres

EQW_res e EQW_res e R_R_irt irt sonosono Indicatori cromosferici puri in quanto è stato sottratto Indicatori cromosferici puri in quanto è stato sottratto

il contributo fotosferico ed è stato eliminata la dipendenza dal vsiniil contributo fotosferico ed è stato eliminata la dipendenza dal vsini

R_IRT

R_irt = CDR_irt = CDNLTE-vsini-convolved NLTE-vsini-convolved - CD- CDobsobs

EQW_resEQW_res =EQWEQWNLTE-core NLTE-core – EQW– EQWobs-coreobs-core

R_R_irt irt e EQW_e EQW_resres vs logR vs logR’’HKHK

Per calibrare gli indicatori R_irt R_irt e e EQW_resEQW_res ho osservato al TNG (SARG) un campione di 40 stelle di livello di attività noto (-3.7>logR’’HKHK> -5.5)

(Busà et al. A&A in stampa)(Busà et al. A&A in stampa)

R_irt = 0.266 R_irt = 0.266 logR’HK +1.434’HK +1.434

EQW_res = 0.331EQW_res = 0.331logR’HK + 1.654’HK + 1.654

logR’HKlogR’HK=-5.00logR’HKlogR’HK=4.03logR’HKlogR’HK=3.89

ConclusioniConclusioni

Sia R_irt che EQW_res possono essere Sia R_irt che EQW_res possono essere utilizzati come diagnostici del livello di utilizzati come diagnostici del livello di attività magnetica delle stelle fredde con lo attività magnetica delle stelle fredde con lo stesso livello di confidenza del R_HKstesso livello di confidenza del R_HK

Tali indicatori permetteranno, all’interno Tali indicatori permetteranno, all’interno della missione GAIA, di misurare il livello della missione GAIA, di misurare il livello di attività magnetica in milioni di stelle.di attività magnetica in milioni di stelle.