Dr. Isabella Pagano INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania Tesi disponibili nel settore Attività Magnetica Stellare 1.Doppler imaging fotosferico e.

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1 Dr. Isabella Pagano INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania Tesi disponibili nel settore Attività Magnetica Stellare 1.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 Sperimentali Compilativa Gruppo Prof. M. Rodonò

2 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano Ingredienti fondamentali per la presenza di attività magnetica – meccanismo dinamo- sono: il campo magnetico; la rotazione differenziale; la regione convettiva. Attività Magnetica: ingredienti

3 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano Inversione del gradiente di temperatura

4 Catania, 11 Maggio 2004Isabella 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 avanzate Alcune 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

5 Catania, 11 Maggio 2004Isabella 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 L bol 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:

6 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano Osservazioni –Continuo ottico –Ca II H&K e H  –UV, FUV –X –Radio Fotosfere, Cromosfere, RT e Corone

7 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano Modelli di fotosfere macchiate Analisi delle curve di luce Analisi delle variazioni periodiche nei profili delle righe spettrali  Doppler Imaging

8 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano Doppler Imaging Le righe fotosferiche presentano irregolarità dovute alle macchie che migrano sul profilo per effetto Doppler.

9 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano Doppler Imaging Monitorando le righe fotosferiche durante la rotazione si può seguire lo spostamento delle irregolarità sul profili delle righe dovuto all’effetto Doppler

10 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano 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.

11 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano 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.

12 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano Formalismo Matematico Sia 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 I con 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.

13 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano 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.

14 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano Rotazione differenziale

15 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano 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; t exp = 410 min, e S/N~250.

16 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano 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

17 Catania, 11 Maggio 2004Isabella 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

18 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano Modelli di cromosfere Mappe della cromosfera Modelli NLTE a due componenti di righe cromosferiche

19 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano HST/STIS E140M 142 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. Pagano et al. (2000), ApJ 532, 497 AU Mic dM1e, V=8.6 Spettroscopia UV

20 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano from Pagano et al. 2001, A&A 365, 228 Mg II k Spectral Imaging cromosferico

21 Spettroscopia UV Pagano, Rodonò et al. 2001 A&A 365, 128 Materiale a T e ~10 4 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 R kstar Mg II k Mappe cromosferiche Mappa X AR Lac K0 IV + G2 IV

22 Catania, 11 Maggio 2004Isabella 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

23 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano Modelli di cromosfera e TR Densità del plasma Misura di emissione Pagano et al. 2004, A&A 415, 331

24 Catania, 11 Maggio 2004Isabella 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

25 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano Modelli di interazione tra CME e vento in stelle attive E’ stato osservato un fenomeno peculiare  Abbiamo una ipotesi di lavoro Vogliamo verificarla

26 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano Modelli di interazione tra CME e vento in stelle attive  Cen A (G2 V) Dati HST/STIS R˜10,000

27 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano Modelli di interazione tra CME e vento in stelle attive

28 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano Modelli di interazione tra CME e vento in stelle attive

29 Catania, 11 Maggio 2004Isabella Pagano Ipotesi di lavoro Ipotesi di lavoro: interazione tra CME e vento stellare…..

30 Catania, 11 Maggio 2004Isabella 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.

31 Isabella Pagano Proposta di lavoro Esplorazione di questa ipotesi: Occorre verificare: –Perché solo in righe di T~10 5 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

32 Catania, 11 Maggio 2004Isabella 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