Attività magnetica nel radio

1. Attività magnetica nel radio

2. Borsa della Rotary Foundation 1986-1987 Un anno studio-ricerca al “New Mexico Institute of mining and technology” Socorro, New Mexico, USA • Gemellaggio con Università di Catania • AOC-NRAO all’interno del Campus Universitario Special Status Graduated student New Mexico Tech/NRAO 1987-1988

4. RS CVns Manifestazioni di attività di tipo solare Emissione radio

5. RS CVns: emissione radio • Radiosorgenti molto intense • L6cm 1015 - 1018 erg s-1 Hz-1 (104 -106 quella del Sole) • Flusso variabile: • Quiescenza: • Bassi livelli di flusso • (pochi mJy) • Debole polarizzazione • circolare • Spettro piatto • TB 108 - 109 K • Flares: • Alti livelli di flusso • (fino al Jy) • Spettro ripido • TB 109 - 1010 K Consistente con Girosincrotrone da elettroni di pochi MeV in campi magnetici compresi tra 10 a 100 G

6. Algols • Sistemi binari semi-staccati • Av+K IV; K IV riempie il RL • Porb~ Prot Alti campi di velocità + Componente K Attività magnetica?

7. Algols come radiosorgenti • Lo spettro della K IV contaminato dalla compagna calda: • Inutilizzabili le diagnostiche di attività: • Le macchie fotosferiche non possono • essere evidenziate con la fotometria • Lo spettro ultravioletto osservabile solo • durante eclisse della primaria Emissione coronale non contaminata: Emissione X e Radio uniche diagnostiche utilizzabili

8. Algol T ~10 7 K LX ~ 1030 erg s-1 Flusso variabileflares X Radio Tra le prime stelle rivelate (1972) Flusso variabileflares (mJy-Jy) Prima stella osservata al VLBI (1975) Studio sistematico dell’emissione radio da altre binarie di tipo Algol

9. Algols come radiosorgenti Prima Survey a 6cm (VLA) 1984

10. Osservazioni multi-frequenza (VLA) • Surveys a 6cm (VLA) 1984, 1989 1992, 1993 • Risultati principali: • 13/42 Algols rivelate nel radio (30 detection rate) detection rate RS CVns 42 • Flusso variabile: Radio Flares • L’emissione radio non attribuibile a free-free dalla corona (Tcor  107 K) • La luminosità media in buon accordo con quella dei • sistemi di tipo RS CVns Caratteristichedell’emissione radio simili a quanto osservato nelle RS CVns

11. N=107 N=106 N=105 N N=104 Osservazioni multi-frequenza (1.49, 4.9, 8.4, 14.9 GHz) Spettri VLA • Risultati principali: • Emissione radio interpretata in termini di girosincrotrone da elettroni di qualche MeV in campi di 10-100 G. • Una sorgente omogenea in B e Nrel non riproduce gli spettri osservati (piatti)

12. Modello Core-Halo Campi magnetici intensi (B 100 G) Alta densità particelle emittenti Componente compatta (core RRK) Componente estesa (Halo R 2-3 RK) Estese strutture magnetiche (Loops), connesse alla stella attiva. Bassi campi magnetici (B 5-10 G) Bassa densità delle particelle emittenti • Le due componenti contribuiscono in due differenti • regioni spettrali • Le differenti proprietà fisiche determinano • differenti tempi scala per la variabilità Il core-halo schematizzazione della complessa ma sconosciuta topologia del campo magnetico coronale essenzialmente in due classi di loop magnetiche

13. Algol VLBI flare obs (Lestrade et al., 1988) 2.3, 8.4 GHz RC, RH F 2.3, F 8.4 44 42 mJy Pre-flare: Bc,Bh=100, 20 G Nc, Nh=2, 0.5 105 cm -3 Rc=RK RH=3.3 RK 240 mJy Rc=0.7 RK RH=3.3 RK Flare: Bc,Bh=100, 20 G Nc, Nh=10, 0.2 106 cm -3 120

14. Noto Nell’1989 comincia l’esperienza a Noto Possibilità di osservare in single-dish e di accedere alla rete VLBI Variabilità: caratteristica radio principale dei sistemi attivi:

15. Andamento del flusso in vari anni per HR1099 Periodi attivi (caratterizzati da successioni di flares) si alternano a periodi di quiescenza Dati GBI (Green Bank Interferometer)

16. Noto Nell’1989 comincia l’esperienza a Noto Possibilità di osservare in single-dish e di accedere alla rete VLBI Variabilità: caratteristica radio principale dei sistemi attivi: La fisica più “interessante” nello studio dei Flares: innesco evoluzione decadimento Non è possibile prevedere l’inizio di un periodo attivo: Estrema difficoltà per esperimenti VLBI durante un flare Tipiche dimensioni angolari: tra 0.25 (RK) e 4.5 mas VLBI tecnica per risolvere spazialmente l’emissione flare e seguirne l’evoluzione

17. Monitoring a Noto Dal 1991: programma di monitoraggio Single-dish a 5 GHz Gruppo “Storico”: IRA (CNR): Umana, Trigilio Lucia Padrielli Oss. Astrofisico Catania: Rodonò, Catalano Negli anni…. C. Buemi, P. Leto IRA(CNR)

18. Monitoring a Noto Scopi del programma: Attivazioni di osservazioni VLBI ad-hoc durante periodi attivi Studio della statistica dei flares: rate e loro durata Connessione tra periodi attivi e periodi di quiescenza: andamento del flusso su diverse scali temporali. Informazioni “indirette” sulla morfologia delle regioni emittenti Correlazioni con altre diagnostiche di attività osservabili in altre regioni spettrali.

19. Osservazioni VLBI mirate:Evoluzione morfologica durante flares Il monitoraggio single-dish indica l’innesco di un periodo attivo: VLBI ad-hoc Periodo attivo HR 1099 Prima osservazione VLBI (no-snap-shot) durante un flare, 3 telescopi EVN Evoluzione flusso e morfologia

20. VLBI: e’ stato possibile misurare le dimensioni angolari e la TB durante il decadimento (analisi delle visibilità) Dimensioni confrontabili con quelle del sistema (~4 mas) Loops intersistema??? Espansione sorgente iniziale Brillanza decrescente dovuta a perdite energetiche delle particelle

21. Flusso in quiescenza ~ 10 mJy Esperimento più recente: Periodo attivo in HR1099 (settembre 2004) Tesi di dottorato Simona Toscano (tutor . Prof. Rodonò)

22. Fn (Jy) Osservazione VLBA Quiesence ~10 mJy T (day of year) Periodo attivo in HR1099 (settembre 2004) C band Il monitoraggio ha permesso di individuare un periodo attivo e di organizzare un VLBI ad-hoc Osservazioni VLBA il 26.09.2004

23. Periodo attivo in HR1099 (settembre 2004) Single dish & VLBA • VLBA a 8.4 GHz (26.09.2004) MAX BASELINE ~ 8000 km (Mauna Kea, Hawaii–St.Croix, Virgin Islands) Risoluzione spaziale ~ 1 mas (dimensioni del sistema ~ 4 mas) Dimensioni della regione emittente

24. Periodo attivo in HR1099 (settembre 2004) Single dish & VLBA Sorgente risolta: 1mas • Le dimensioni non variano durante il flare • Modellistica del flare in progress

25. Risultati in contrasto con modelli evolutivi proposti che interpretano la fase quiescente con fase finale di un flare alto flaring rate Monitoring a Notorisultati principali HR 1099varie epoche (non continuative) tra 1991-2004 Estrema variabilità del flusso radio Esistenza di LUNGHI (alcuni mesi) periodi quiescenti e di LUNGHI periodi attivi Solo all’interno di un periodo attivo il rate dei flares e’ molto alto

26. Monitoring a Notorisultati principali HR 1099 possibile correlazione tra l’andamento a lungo periodo della magnitudine V (indice della frazione di fotosfera coperta da macchie) e del flusso radio Maggiore probabilità di flares intensi nei periodi di minimo della curva V

27. Monitoring a Notorisultati principali UX Arivarie epoche (non continuative) tra 1991-2000 Durante i periodi attivi non viene mai raggiunto il livello quiescente 1993 Periodo attivo seguito per 23 giorni. Copertura fino a 12hr/giorno

28. Monitoring a Notorisultati principali UX Ari Se il decadimento è solo per perdite radiativa, si prevedono tempi di decadimento dell’ordine dei giorni Altri meccanismi di perdita di energia (collisioni, caduta degli elettroni in cromosfera, quindi emissione X…) Fase di salita : 1 ora Fase di decadimento: 5-6 ore

29. The example of UX Ari Monitoring a Noto: risultati principali UX AriLocalizzazione delle regioni emittenti Prot =6.4379 giorni Radio flares ad ogni fase +modulazione Minimo intorno a fase 0.4-0.5 interpretato come occultazione della regione attiva Localizzazione della regione attiva nella nell’emisfero della stalla K opposto alla stella G

30. 91cm SLN datas Noto datas GBI datas Monitoring a Noto: risultati principali UX AriRelazione Radio e altre diagnostiche H indicatore dell’attività cromosferica UX Ari H: SLN 9÷18 ottobre 2000 5GHz Noto obs.:11, 18 ottobre 2000 5GHz GBI obs: 23sep, 6ott 2000 Per la prima volta viene osservato un flare simulataneo inH e radio BUDGET ENERGETICO L’energia liberata durante i processi non termici (ERadio=1.3 X 1036 erg) è sufficiente a riscaldare il plasma cromosferico.

31. Sinergia radio-Xray: AR Lac Tesi di dottorato Carla Buemi (tutor Prof. Rodonò) VLA+VLBA 2 epochs, 14hrs Informazioni spettrali a 5, 8.4, 15, 22 and 43 GHz Informazioni morfologiche a 8.4 GHz Osservazioni simultanee SAX

32. Nessuna variazione strutturale I=3.4, 2.8  0.06 mJy P= 1.26, 1.07 mJy/b Size 1.2  0.2 mas 4 RK

33. Informazioni spettrali

34. Fittato con un core-halo Bc =200G Nc =8 105 Dc= 0.2 mas (unr) Bh =30 G Nh =3 104 Dh = 1.2 mas ….assunto un’invecchiamento degli elettroni per e ed f

35. X-ray vs Radio • Dalle osservazioni radio • Dimensioni • B • Dalle osservazioni X • T, EM • T1=9 107 K, T2= 107 K • EM1=2.3 1053 cm-3 • EM2=3.1 1053 cm-3 Possiamo calcolare per il core e per l’halo Nei due casi abbiamo: Consistente con l’ipotesi di sorgente X e radio cospaziali

36. Nel 2005 parte del personale scientifico dell’IRA si trasferisce presso l’OACt L’Università di Catania attiva un corso della laurea specialistica di Radioastronomia (C. Trigilio) • Formazione di una nuova generazione di • radioastronomi in Sicilia Oggi il gruppo di Radioastronomia Stellare dell’OACt: 4 ricercatori 4 dottorandi: L. Cerrigone, P.Manzitto, C. Siringo e S. Toscano 1 (appena) laureato S. Dolei

37. Pronto ad affrontare le sfide del …futuro!