Sviluppi recenti sulle
diagnostiche cromosferiche
Innocenza Busà
Catania
24 Ottobre 2006
La figura di Marcello Rodonò nella ricerca Astrofisica
nella ricorrenza del primo anniversario della scomparsa
Sommario
Diagnostiche della cromosfera di stelle
attive
– Studio della morfologia (DI)
– Studio delle proprietà fisiche (modeling)
– Indicatori di attività cromosferica
Righe del tripletto infrarosso del Ca II
– Indicatori di attività dal Ca IRT
Doppler Imaging
Sotto la guida attenta e cara di Marcello Rodonò iniziai la mia tesi di
laurea sulla Doppler Imaging del sistema binario attivo HR1099
M = 1.4 ± 0.2 M
Teff = 4750 K
P=2.837 g
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
Macchie fotosferiche ad alta latutudine(Rodonò et al.1986)
Campo magnetico polare (Donati et al., 1992)
Ali allargate nelle righe H (Montes et al.1997), Mg II h & k (Dempsey et al.1996) ,
Si IV, C IV, He II (Wood et al.1996)
Doppler Imaging
Regione attiva circumpolare estesa
(Busà, Pagano, Rodonò et al. 1999 A&A)
Cospazialità con disomogeneità fotosferiche
Profili sintetici a due componenti
a confronto con le osservazioni
Unendo le tecniche di DI e Modeling
semiempirico è possibile costruire modelli
di atmosfera 2-D
Ciò permette di ottenere informazioni
sulla fisica delle regioni attive
(distribuzioni di P, T, Ne) e sulla loro
energetica Φ=∫ Kυ (Sυ - Jυ)
Lanzafame, Busà, Rodonò 2000 A&A
Line - blanketing
Nelle 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-blanketing
L’analisi della distrubuzione
spettrale del line-blanketing
in stelle di tipo spettrale
avanzato ha permesso di
determinare una relazione tra
line-blanketing e parametri
stellari.
Tale funzione, utilizzata per modificare l’opacità totale nel calcolo del
trasporto radiativo NLTE ha permesso di ottenere una soddisfacente stima
del continuo UV nelle stelle fredde
(Busà et al. 2001 A&A )
Confronto con le osservazioni
Indicatori di attività cromosferica
Ca II H & K (R’HK), Mg II h & k, Hα, He I, Na D1 e
D2, KI, Ca II IRT
Limitazioni osservabilità, regioni spettrali affette
da blend e line-blanketing, andamento non
lineare con attività, dipendenza dai parametri
stellari, contributo fotosferico, vsini
Ca II IRT: prominenti in stelle G, K, M, no lineblanketing……
Formazione delle righe del Ca II IRT
Deviazione da LTE
Il contributo NLTE alla EQW e alla profondità di riga è significativo in
particolar modo in stelle metal-poor. Nelle stelle fredde la trattazione NLTE
è necessaria quando si vuole trattare il profilo del core (Andretta, Busà et
al. 2005, A&A )
Formazione delle righe del Ca II IRT
Dipendenza dai parametri stellari e contribution function
La formazione del core
avviene in cromosfera
La dipendenza della CD dai
parametri stellari è molto
debole
Basi essenziali per una
diagnostica cromosferica
Indicatori di attività cromosferica
R_irt e EQW_res
R_IRT
R_irt = CDNLTE-vsini-convolved - CDobs
EQW_res =EQWNLTE-core – EQWobs-core
EQW_res e R_irt sono Indicatori cromosferici puri in quanto è stato sottratto
il contributo fotosferico ed è stato eliminata la dipendenza dal vsini
R_irt e EQW_res vs logR’HK
logR’HK=-5.00
logR’HK=4.03
logR’HK=3.89
R_irt = 0.266 logR’HK +1.434
EQW_res = 0.331logR’HK + 1.654
(Busà et al. A&A in stampa)
Per calibrare gli indicatori R_irt e
EQW_res ho osservato al TNG
(SARG) un campione di 40 stelle
di livello di attività noto
(-3.7>logR’HK> -5.5)
Conclusioni
Sia R_irt che EQW_res possono essere
utilizzati come diagnostici del livello di
attività magnetica delle stelle fredde con lo
stesso livello di confidenza del R_HK
Tali indicatori permetteranno, all’interno
della missione GAIA, di misurare il livello
di attività magnetica in milioni di stelle.