Giuseppe Leto INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania Stelle a flare Nell’attività di ricerca di Marcello Rodonò Nei primi anni 60 il Prof. Giovanni Godoli a Catania propone di cercare nelle stelle attività come quella osservata sul Sole La sede di SLN viene attrezzata con 4 telescopi in grado di fare fotometria 3 colori ad alta risoluzione temporale … Marcello Rodonò comprende le possibilità di una ricerca in quel campo si appassiona e subito dopo la laurea ha inizio la sua avventura ….

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto Cosa è un flare? Un flare è un fenomeno di rilascio improvviso di energia magnetica che implica accelerazione di particelle ed emissione di radiazione elettromagnetica I flares si originano in interazioni tra il plasma e il campo magnetico in condizioni di non equilibrio. I flares attraversano l’intera atmosfera della stella dalla corona giu verso la fotosfera I flare producono effetti osservabili a tutte le lunghezze d’onda dall’X al radio

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto Stelle a flare (UV Cet) Tipo spettrale G0 -> M9. Stelle nane con righe in emissione (H, Ca). Verso M7 si ha un picco di prevalenza delle dMe (Gizis et al 2000) Al contrario delle M (v-rot ~ 2 km/s) le dMe hanno v-rot anche maggiore di 10 km/s (Marcy, Chen 92) Si stima che il 30% delle dMe siano in sistemi binari (Pettersen 91) Stelle intrinsecamente deboli (si studiano entro pcs) Densità stelle/pc 3 di stelle nei dintorni del Sole (Shakhovskaya 95) Oltre ai brillamenti esibiscono disomogeneità superficiali (Rodonò 80)

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto Cosa si sapeva delle Stelle a Flare negli anni 60 E’ solo nel 1958 che la X General Asssembly dell’IAU decide introdurre una nuova categoria tra le stelle variabili, le “UV Cet-type stars” un tipo speciali di variabili eruttive: “dMe stars subjected to flare with the amplitude of 1 to 6 mag. Maximum brightness attained in seconds or several dozen seconds after the commencement of the flare, the star returns to its normal brightness after several minutes or dozens of minutes. A typical representative - UV Cet.”

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto Dati di SLN La fonte primaria di dati per i “Catanesi” in quel periodo era SLN con fotometria 3 colori. La risoluzione temporale era il punto di forza. Il patrol osservativo si estese per anni. EV Lac 16 Luglio 71 Inizio UT UBV 61 cm SLN

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto Esordio EV Lac 30 Settembre 67

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto Oscillazioni su HII 2411 Nel 1976 Rodonò rivela, sulla stella H II 2411, un flare con sovrapposte delle oscillazioni (207 cm MCDonald Obs.). Per 2 volte viene interrotta l’osservazione per controllare il sistema. “Sembrano innescate dall’evento primario e provocano e mantengono l’attività … “.

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto Pre-flare dips Ventura et al 1995, A&A 303, 509 Variazioni di luminosità nel visibile (fotosfera) che precedono l’innesco del flare in corona YZ CMi

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto Campagne osservative coordinate: YZ CMi Ne ha organizzate/partecipato decine multisito, multiwavelength, da terra e da satellite: Ottico, UV, radio YZ CMi 83 Campagna fortunatissima! Flare intensi Risultati: Curve della Misure di Emissione in 4.0< logT e <5.4 in flare e out flare In flare la Regione di Transizione shift-a da T=10 5 verso T= In conclusione … parallelo possibile con i flare solari 1983 Banda U VLA 6cm

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto Non solo flares Nel 1983, La Fauci e Rodonò pubblicano un modello a due “macchie” con il quale per la prima volta si può studiare le variazioni delle curve di luce in stelle attive. Nel 1986 applicando il modello ad AU Mic ed altre stelle a flare, Rodonò dimostra che le superfici delle dMe sono affette da disomogeneità superficiali come le RS CVn.

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto UV Ceti: i microflares e la corona Nel Dicembre 1984 Butler e Rodonò Osservano UV Ceti con EXOSAT e da terra spettri al 3.6 La Silla osservazioni in parte contemporanee Osservano bursts X di ergs con tempi scala di 20 secondi Le osservazioni Hγ contemporanee mostrano flares in corrispondenza dei bursts Butler e Rodonò Foing and Haish, 1986 Nature La presenza di microflares X non è stata successivamente confermata da Pallavicini et al Tuttavia che le corone siano “sostenute” del tutto o in parte dalla dissipazione di energia magnetica da micro e nano flares è stata un’intuizione di quanto oggi è diffusamente accettato.

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto NASA SP 492 Viene richiesto di scrivere sulle “Atmosfere delle nane M: Osservazioni” per una serie di monografie della NASA che fanno il “punto” sulle conoscenze su atmosfere stellari E’ lo scienziato di riferimento nel campo!

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto Curve di variazione di luce della stella dMe AD Leo durante un flare osservato nell’ambito di una campagna internazionale, coordinata con osservazioni contemporanee nelle bande ottica, infrarossa, ultravioletta e radio. L’andamento in ciascuna banda testimonia lo sviluppo del flare ai diversi livelli atmosferici, dalla fotosfera alla corona Osservazioni multibanda di flares stellari Rodonò et al. 1989

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto Le righe dell’He I si intensificano rapidamente e seguono l’andamento nella banda U; Le righe della serie di Balmer dell’H si intensificano subito dopo. La riga H  è la più intensa della serie; Le righe H&K del Ca II si intensificano con un ulteriore ritardo e raggiungono il massimo tipicamente 5-15 minuti dopo l’inizio del flare; Le righe del Mg II hanno una risposta più lenta ma il decadimento è più lento. L’antiflare nell’IR Per questo flare, di 2 mag nella banda U, è stata monitorata la luminosità IR. In banda K (2.2  m) si ha un decremento di luminosità durante il flare con energia mancante pari a ~7 volte quella emessa in banda U e circa l’intero ammontare di quella emessa complessivamente. La riga H  mostrava un shift verso il blu di ~6000 km/s (EC~5x10 34 ergs). Questo episodio ricorda i CME solari, con un budget in energia, massa e velocità di eiezione più elevati di ~400, 40 e 4 volte rispettivamente.

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto Non solo dMe Flares in luce bianca in YY Men (binaria FK Com) 1992: Cutispoto, Pagano, Rodonò Tra le prime osservazioni di flares di lunga durata YY Men è una K2 III di tipo FK Com. Il flare ottico è durato 9.8 d E UBVRI =6.2x10 39 erg L UBV /L bol =2.7x10 -3

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto Campagne Osservative coordinate: Musicos HR 1099 ….. Multisito, multiwavelength, da terra e da satellite Musicos: 2 flare importanti, 1 registrato in contemporanea anche da IUE fu possibile modellare: Stima delle perdite radiative e budget di energia Dinamica del flare IUE

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto EV Lac, Flares ottici Dati SLN  1300 h monitoring UBV 254 flares osservati Dati omogenei Base temporale ampia (Leto et al. 1997, A&A, 327, 1114) EV Lac (dM3.5e, d=5 pc) Fully convective: R=0.35 R sun, M=0.35 M sun Prot=4.378 days Extreme variability: X-ray, optical flares

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto I Flares ed il riscaldamento della Corona nel Sole Per flares “normali” la distribuzione e’ tale che  <2, in questo caso l’energia non è sufficiente a riscaldare la corona. Se per i micro e nano flares si scoprisse che la distribuzione porta a  >2, allora L f, sarebbe dominata da piccoli eventi, e l’energia in gioco sarebbe sufficiente. Hudson (1991, Solar Phys. 133, 357): la componente di luminosità coronale dovuta al riscaldamento da flares:

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto Distribuzione di energia dei flares La statistica per i flare di bassa energia non è buona a causa di bias osservativo (limite di rivelazione). Se si suppone che la distribuzione osservata (ricavata per i flare E U >10 30 ergs) sia uguale per i micro e nano flares  energia non sufficiente a riscaldare la corona. E’ importante migliorare la statistica per i flares di bassa energia EV Lac distribuzione cumulativa dei flare (Leto et al. 1997, A&A 327, 1114)

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto Flares in regioni di flusso emergente? I dati di fotometria e dei flare mostrano come le longitudini attive nella produzione dei flares nel tempo sviluppano anche regioni attive fotosferiche. Il monitoraggio di stelle a flare che ha permesso di fare gli studi statistici presentati deve avere tempi paragonabili a quelli evolutivi delle regioni attive …. mesi, anni! COROT nel prossimo futuro potrà dare dati tali da potere indagare le correlazioni spazio/temporali tra regioni attive fotosferiche e flares. Leto et al. (1997 A&A 327, 1114)

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto Congressi: Chair di due importanti congressi sulle stelle a flare: IAU Coll. No. 71 (Catania, 1982): Activity in Red-dwarf stars; con P.B. Byrne (UK) e D.J. Mullan (USA) IAU Coll. No.102 (Stanford Univ. Palo Alto, 1989): Solar and Stellar Flares; con B.H. Haish (USA)

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto In conclusione Quasi 40 anni di contributi nella ricerca su Flares e Stelle a Flare, circa il 50% delle sue pubblicazioni; Contributi con osservazioni coprono: X, visibile, infrarosso e radio. Da terra e da satellite, spesso con campagne multi-banda da Marcello fortemente volute quanto difficili da organizzare! Contributi che vanno dal modello sui singoli flare osservati a varie lunghezze d’onda, al modello statistico per l’analisi di set di dati osservativi omogenei per studiare l’impatto del fenomeno nel bilancio energetico generale della stelle; Organizzazione di congressi che sono ritenuti fondamentali nel campo. Molti degli obiettivi della ricerca che ho citato sono ancora oggi di grande attualità.

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto

Catania, 24 Ottobre 2006Giuseppe Leto Attualità della ricerca! Le ricerche di cui abbiamo parlato affondano le radici indietro fino agli anni 60!!!! Qual è la loro attualità?