La figura di Marcello Rodonò
nella ricerca astrofisica
Attività magnetica nell’UV:
da IUE a WSO/UV
Dr. Isabella Pagano
INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania
Luce e Radiazione Elettromagnetica
• Ciò che comunemente intendiamo con la parola “luce” è la
porzione visibile della radiazione elettromagnetica.
• La luce è composta di radiazione elettromagnetica il cui
colore va dal violetto fino al rosso passando per gli altri
colori dell’arcobaleno.
• La radiazione ultravioletta ha frequenza maggiore della
luce visibile.
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Catania, 24 Ottobre 2006
L’ammasso globulare Omega Centauri
fotografato in luce visibile. La maggior parte
delle stelle visibili in questa immagine
hanno temperatura tra 3000 e 15000 K.
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Fotografia nell’ultravioletto dello
stesso ammasso. Sono visibili adesso
le stelle più calde, di temperatura
circa 60000 K.
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Il Sole visibile e il Sole UV
Visibile
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Ultravioletto
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L’atmosfera esterna
delle stelle fredde
• Nelle stelle di tipo solare e
in quelle più fredde del Sole,
l’accoppiamento tra i moti
turbolenti del plasma generati dalla convezione - e
la rotazione differenziale
genera, per effetto dinamo,
forti campi magnetici.
• Sotto forma di protuberanze
questi campi magnetici
emergono dalla fotosfera e
rilasciano energia che
riscalda gli strati più esterni.
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T, N from Vernazza et al. (1981) ApJS 45, 635
Lo spettro UV fornisce
informazioni sulle atmosfere
esterne delle stelle fredde
Mg X
Fe
Ne XXI
O VIII
VI
OV
O IV
UV Continuum
C I, Mg II, Si I
C IV
Si IV
C II
He
I
Ly-
International Ultraviolet Explorer
L’International Ultraviolet
Explorer (IUE) è stato una
missione spaziale
finanziata dalla NASA,
dall’ESA e dall’agenzia
spaziale britannica.
Con questo telescopio di
45cm di diametro è stato
possibile osservare il cielo
UV per oltre 18 anni, ed ha
permesso la produzione di
risultati scientifici in
numero molto grande
rispetto a qualunque altra
missione dallo spazio.
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Il cielo UV prima di IUE
Copernicus
1972 – 1981
551 oggetti
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Le sorgenti osservate da IUE
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Cromosferere e RT
stellari: spettro UV
Tipico
spettro
UV di
una
stella
attiva
M1 V
CI
C II
C III
AU Mic
(dM1e)
SW/IUE
C IV
Ly-alpha
OI
Si IV
He II
Si II
NV
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Marcello Rodonò e lo studio
dell’attività stellare nell’UV
• 1979: IUE Proposal ID #MR179, BY Dra Stars
• 1980: IUE Proposal ID #MR379, Solar-Type Stellar Activity in By
Dra Flare
• 1980: IUE Proposal ID #MR381, Collaborative Monitoring of By Dra
Type Flare Star
Rodonò, M., Romeo, G., & Strazzulla, G. 1980, ESA SP-157, Chromospheric
plages on II Pegasi (HD 224085)
• 1981: IUE Proposal ID #MR531, Studies of the Quiet and Plage
Component of the Active Stars in RS CVN Binary Systems
Linsky, J. L., Simon, T., Marstad, N., Rodonò, M., Blanco, C., Catalano,
S., Marilli, E., Andrews, A. D., Butler, C. J., & Byrne, P. B. 1981,
Bulletin of the American Astronomical Society, Results of an IUE
Program of Monitoring the Ultraviolet Emission Line Fluxes of Four
Binary Systems
Più altri 25 contributi a congresso e altri 4 proposals
IUE di cui Rodonò è PI fino al 1986, anno in cui
compare il primo lavoro su rivista referata.
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1979-1986
• Sono anni di intensissima attività osservativa e
di un forte intrecciarsi di collaborazioni
internazionali attorno all’uso di IUE e di altri
telescopi dallo spazio (raggi X) e da Terra
(visibile, radio).
• Nel 1980 nasce il gruppo
“Cool Stars Mafia”
Boulder, Armagh, Catania, ……, New York (Stony
Brook), Palo Alto, Parigi
• Il termine “mafia” è una concessione all’humor
dei colleghi americani che sorridono sul fatto d
avere un gruppo di siciliani nel Team
“Cool Stars Consortium”
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Settembre 1985,
Irlanda
John Butler, Marcello
Rodonò, Jeff Linsky,
Brendan Byrne e signora
Giugno 1989, Catania
Marcello Rodonò, Jeff Linsky,
Bernard Foing, Brendan
Byrne, Santo Catalano,
David Andrews, Gordon
Bromage, Giuseppe
Cutispoto, James Neff,
Ettore Marilli, John Butler, ed
Eric Houdebine
Fotografie fornite da J. Linsky
Riunione del CSM
Ottobre 1993, Pennsylvania
Fotografia fornita da J.E. Neff
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Dal 1986 il CSM inizia
la pubblicazione di una
serie di articoli
In tutto saranno 20
nella serie
Molti lavori saranno
pubblicati fuori dalla
serie
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Regioni Attive UV e
macchie fotosferiche
Con osservazioni simultanee fotometriche e spettroscopiche (o
ultraviolette) è possibile correlare le varie strutture atmosferiche
In analogia con quanto osservato sul
Sole anche nelle stelle attive alle
regioni fotosferiche con emissione
ridotta (macchie) corrispondono
regioni dell’alta atmosfera con
emissione rinforzata (facole o
“plages”)
La correlazione non è sempre così
chiara come nel caso solare
Rodonò et al. 1987, A&A 180, 172
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Osservazioni multibanda
di Ty Pyx
Neff, Pagano, Rodonò et al.
1996 A&A 310, 173
Monitoraggio delle
righe cromosferiche
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Mappe della cromosfera di
AR Lacertae
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Mappe della cromosfera
Neff, Walter, Rodonò &
Linky 1989, A&A 215, 79
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Plages: flussi superficiali
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Pagano, Rodonò et al. 2001 A&A 365, 128
Mappe cromosferiche:
risultati generali
Regioni brillanti anche a
grande distanza dalla
fotosfera: 0.3-1.3 Rkstar
Protuberanze che
assorbono la radiazione
cromosferica;
Materiale a Te~104 K in
prossimità del punto
Lagrangiano L1;
AR Lac
K0 IV
Mappa Cospazialità tra strutture a
diverse temperature.
X
+
La figura
G2 di
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Mappe cromosferiche di
HR 1099
Come mostrato dalla
fotosfera, la regione
polare della stella
attiva nel sistema HR
1099 è molto brillante
anche nelle righe
cromosferiche.
Busà, Pagano, Rodonò, Neff,
Lanzafame, 1999, A&A 350, 571
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Le mappe ottenute
sono la base di
partenza per modelli
fisici della cromosfera
(talk di Lanzafame)
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Flares osservati con IUE
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Modelli delle cromosfere,
regioni di transizione e
corone
La misura del flusso nelle
righe spettrali
ultraviolette permette di
comprendere la struttura
fisica delle regioni
atmosferiche la cui
temperatura è compresa
tra 10.000 e 1.000.000 di
gradi
Nella figura è mostrato
come la materia è
distribuita al crescere
della temperatura per il
Sole e per la nana rossa
AU Mic.
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Osservazioni X con BeppoSAX
Rodonò et al. 1999
La curva di luce nella banda 1.710 keV indica che la componente
di plasma ad alta temperatura
(risultante dall’analisi spettrale) è
molto ben confinata e localizzata
vicino alla stella G0 IV all’epoca di
queste osservazioni.
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HST-STIS
E140M
114-173 nm
(~ 0.3 Å)
AU Mic
dM1e
V=8.6
(Pagano et al. 2000, ApJ 532, 497)
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Spettro FUV di Cen A
HST/STIS E140H
R ~ 110.000
671 righe in emissione da 37 ioni
diversi:
• Righe cromosferiche:
es. C I, O I;
• Righe di TR
es. C II-IV, N IV, O III-V, Si
II-IV
• Una riga coronale:
es. Fe XII 124.2 nm,
• Alcune righe intersistema, es.
[O IV] utili per misurare la
densità elettronica
• CO e H2
(Pagano et al. A&A 415, 331, 2004)
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• Doppler-shift delle righe
cromosferiche e di TR
G2 V
– Comportamento di tipo solare in
stelle dwarfs e in giganti attive
– Dinamica non-solare in stelle dMe
“estremamente attive”.
G8 V
Pagano et al. 2000, ApJ 532, 497
dM1e
Pagano et al. 2006, ESA-SP in press
Pagano et al. 2004, A&A 415, 331
Dinamica della cromosfera
e della RT
Spettroscopia UV
Dinamica della cromosfera e TR
• Presenza di ali allargate nelle righe di TR, a
volte anche in quelle cromosferiche:
– Onde magneto-acustiche in funnels coronali
– Microflares
– Protuberanze estese
M2 Ve
V
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astrofisica
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R5000
0
AU
Mic
dM1e
Vr 0 Corona stazionaria
Larghezza non termica < velocità del suono
Riscaldamento coronale NON
connesso con moti supersonici.
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Quali esperimenti nel
futuro
Per quanto riguarda l’ultravioletto classico (100300 nm):
• IUE ha permesso lo studio di spettri ad alta
risoluzione solo per alcune sorgenti brillanti
• HST ci ha permesso di indagare un campione
più esteso di sorgenti ma con poche
informazioni sulla variabilità temporale.
L’accesso al range UV, e quindi, la promozione di
nuove missioni dedicate all’UV è stato un
obiettivo molto sentito da Marcello Rodonò.
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Implementazione di
strumentazione per l’UV
• Juno Galex
• Spectrum UV
• UVISS
• WSO/UV
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UVISS
UVISS è stato
un progetto
Italiano*,
finanziato
dall’ASI (PI: P.
Bernacca), per
un telescopio
UV da porre
sulla stazione
spaziale
internazionale.
(*) Osservatori (CT, NA, PD, MI), Università (PD,
CT) e Istituti del CNR (RM)
UVISS
spettroscopia &
imaging
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WSO/UV
WSO/UV è una collaborazione
internazionale guidata dalla
Russia per costruire un
telescopio spaziale dedicato
all’osservazione dell’Universo
nella banda UV.
Telescopio 1.7 m (Russia)
Spettrografo ad alta risoluzione, R~55000 (Germania)
Spettrografo a bassa risoluzione, R~500-5000 (Cina)
Camere per immagini ottiche e UV (Italia)
Stazioni di Terra (Spagna, Cina e Russia)
Lancio: 2011
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WSO/UV in Italia
• WSO/UV fa parte del piano spaziale nazionale (PASN)
varato dall’ASI a novembre 2005.
• Richiesta di offerta per uno studio di fase A/B1 emessa da
ASI a marzo 2006:
–
–
–
–
Il progetto tecnico del "Field Camera Unit" (FCU);
Un rapporto sugli obiettivi scientifici della comunità italiana;
La scelta delle bande passanti;
La definizione della programmazione temporale e dei costi
del contributo Italiano.
• Offerta consegnata all’ASI (aprile 2006)
• Inizio delle attività …. entro novembre(?)
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Field Camera Unit
Specifiche
Camera
Range
Focal
ratio
FOV
arcmin
PSF
Sampling
Res.
arcse
c
SF
UV
F/10
6
0.15/pixel
0.3
LF
UV
F/50
1.2
0.03/pixel
0.1
tbd
As large
as
possible
0.03/pix
el
0.1
OC
Visible
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Possible contributo di
WSO/UV allo studio delle
stelle attive
• La sensibilità degli spettrografi ad alta risoluzione
(UVES & VUVES) è tale da permetterci di raggiungere gli
oggetti fino a 150 pc e quindi si potranno studiare la
struttura e la dinamica della cromosfera, della regione di
transizione e della corona di stelle in alcuni importanti
ammassi galattici come Per e le Pleiadi, e nella regione
di formazione stellare TW Hya.
• La camera per immagini UV, equipaggiata di opportuni
filtri per selezionare alcune intense righe della
cromosfera e della RT, ci permetterà di effettuare un
monitoring di flares e di studiare la modulazione
rotazionale di un gran numero di oggetti
contemporaneamente in ammassi stellari e in regioni di
formazione stellare.
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Lavochkin Association
Mosca
maggio 2002
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Team del FCU (fase A/B1)
•
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•
•
•
INAF - Osservatorio di Catania
INAF – IASF MI
INAF - IASF BO
INAF – Osservatorio di Capodimonte, NA
Dip. di Astronomia, Univ. di Padova
Dip. di Astronomia, Univ. di Firenze
Frutto dell’attività, della perseveranza e della visione
lungimirante di Marcello Rodonò.
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Grazie!
Athens, Georgia, ottobre 1993, 8°
Cambridge Workshop on Cool Stars,
Stellar
Systems and the Sun
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