$\rho$ Oph: il ``large project'' DROXO

In risposta alla AO-4 per il programma di Guest Observations con XMM-Newton un gruppo di ricercatori europei, con una grossa pratecipazione di ricercatori dell'INAF-Osservatorio Astronomico di Palermo, guidati da S. Sciortino, ha proposto ed avuto approvato un ``ESO-XMM-Newton Large Joint Project'': si tratta di una osservazione profonda, 500 ksec, della regione intorno al Core A di $\rho$ Oph con una serie di osservazioni di follow-up con i telescopi di ESO. Scopo primario di questo programma è quello di studiare le proprietà dell'emissione nei raggi X di YSO (Young Stellar Objects) in una regione di formazione stellare giovane ($\sim$ 1 Myr) ed in condizioni di densità intermedie fra quelle di una regione ad alta densità come Orione e quella di una regione a bassa densità come il Toro. Tenendo conto dei risultati ottenuti con COUP, precedentemente descritti, si intende in particolare studiare la variabilità nei raggi X, la possibilità che in essa sia riconoscibile modulazione rotazionale, la presenza di brillamenti di intensità tale da richiedere la presenza di strutture magnetiche confinate tanto lunghe da poter interconnettere la proto-stella ed il suo disco circumstellare, il possibile ruolo dell'accrescimento sul livello di emissione nei raggi X e viceversa, e l'influenza dell'emissione X e della sua variabilità temporale sul disco stesso. Quest'ultima tracciata dalla presenza ed eventuale variabilità della riga di fluorescenza a 6.4 keV del Fe neutro.

Le osservazioni nei raggi X sono state eseguite nel corso del primo semestre del 2005. A causa di un problema strumentale causato da un micrometeorite che ha colpito il rivelatore e messo fuori uso uno dei 7 CCD della camera MOS-1 del rivelatore EPIC, i dati sono stati disponibili al gruppo proponente con alcuni mesi di ritardo. Una prima analisi ha messo in evidenza che sfortunatamente le condizioni "ambientali" durante l'osservazione sono state piuttosto sfavorevoli e che circa il 40% del tempo di esposizione è soggetto ad un livello di fondo molto elevato.

L'analisi dei dati è pertanto molto complessa, ed in particolare il filtraggio temporale va adattato sorgente per sorgente alla specifico tipo di analisi si intende condurre. Utilizzano un filtraggio teso a massimmizzare la ricerca di sorgenti deboli, possibile candidate ad essere YSO nascosti da un coltre del materiale della nube molecolare parente, sono state trovate 110 sorgenti nel campo di vista utilizzando in modo congiunto i dati dei tre camere CCD (2 MOS e 1 PN) di EPIC che sono mostrati in figura 16.

Figura 16: Immagine a raggi X della regione di $\rho$ Ophiuchi coperta da DROXO. L'energia dei fotoni raccolti è codificata dal colore (rosso: 0.25-1.8 keV, verde: 1.8-3.7 keV, blue: 3.7-7.5 keV).

Di queste sorgenti 32 hanno spettri X per i quali sono stati accumulati più di 2000 conteggi.

L'analisi iniziale delle curve di luce ha messo in evidenza variabilità associata a brillamenti (come nel pannello inferiore della figura 17 relativo a WL2/GY218, un YSO di classe II) che possono durare fino a 35-40 ksec. In altri casi si riconosce una modulazione (DoAr25/GY17 e WL20/GY240, due YSO di classe II) e talora un comportamento più complesso, che può essere descritto come un brillamento modulato (pannello in alto, IRS55/GY380, un YSO di classe III).

Figura 17: Esempo di variabilità temporale nell curve di luce nei raggi X dei YSO di $\rho$ Ophiuchi. La linea continua in rosso indica i tassi di conteggi netti (i.e. sottratti del fondo). I tempi sono contati in migliaia di secondi dall'inizio della osservazione.

DROXO permette di studiare con grande livello di dettaglio gli spettri X risolti nel tempo di alcuni YSO. Le figure illustrano alcuni esempi di spettri integrati nel corso dell'intera osservazione. Nello spettro EPIC-pn di Elias 29 (cf. Fig. 18), un YSO di classe I, distinguiamo, oltre al complesso del Fe XXV a 6.7 keV, la linea di fluorescenza del Fe neutro a 6.4 keV confermando risultati precedentemente riportati da Favata et al. (2005, A&A 433, 1047) e da Imanishi et al. (2001, ApJ 557, 747). La linea del Fe XXV a 6.7 keV è dovuta all'emissione da un plasma molto caldo, mentre quella a 6.4 keV viene interpretata come emissione dal disco circumstellare, illuminato dai raggi provenienti dalla stella. Il modello di best fit utilizzato, rappresentato dalla linea solida, non include la presenza delle riga a 6.4 keV che è evidente nei residui al best-fit.

Figura 18: Spettro X di Elias 29 nella regione della riga del FeXXV.

Figura 19: Regione dello spettro di YLW16 attorno alla riga del Fe a 6.7keV. Non si alcuna evidenza di emissione di fluorescenza del Fe a 6.4 keV, nonostante sia presente la riga del Fe XXV a 6.7 keV che indica la presenza di plasma molto caldo.

Nel caso di YLW16A, un YSO di classe I, al contrario di precedenti osservazioni (Imanishi et al. 2001) non è stata rivelata la riga di fluorescenza del Fe a 6.4 keV. (Fig. 19). La rivelazione di questa riga da parte di Imanshi e collaboratori è avvenuta in concomitanza di un grosso brillamento stellare, ma con DROXO essa non è stata osservata ne durante l'intera osservazione, ne durante la prima orbita, durante la quale, l'emissione X di YLW16a è chiaramente quiescente. Va notato che nello spettro di YLW16A, come in quello di altri YSO di $\rho$ Oph, osserviamo una riga di emissione a circa 7.0 keV, che indica la presenza di plasma più caldo di 50 MK.