next up previous contents
Next: Toro: il ``large project'' Up: Studi di ammassi aperti Previous: Studi di ammassi aperti   Indice


Orione: il large project COUP

Figura 12: Immagine di Orione ottenuta con l'osservazione di 850 ksec dei ACIS-I di Chandra
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=giusi/orionacis.ps,width=0.9\textwidth}}\end{figure}

Il Chandra Orion Ultradeep Project (COUP) si basa sull'osservazione stellare più profonda finora realizzata con Chandra ($\sim $ 850 ksec distribuiti in 13 giorni di osservazione) della regione di formazione stellare della nebulosa di Orione (vedi fig. 12). Questo progetto ha coinvolto una vasta collaborazione internazionale di diverse decine di ricercatori da parecchie istituzioni, guidata dal Prof. E. Feigelson della Penn State University. L'osservazione ha consentito di affrontare parecchi argomenti di ricerca legati alla fromazione stellare ed all'attività magnetica in stelle giovani. Sono stati creati otto gruppi di lavoro che si sono occupati di vari aspetti: riduzione dei dati; analisi delle caratteristiche spettrali e di variabilità X; varabilità ottica; origine dei raggi X in stelle giovani; studio della popolazione `embedded' della nube di Orione; nane brune; stelle massicce; effetti dei raggi X sul materiale circumstellare e sulla nube molecolare. Ciascuno di questi gruppi ha preparato uno o più lavori. Tredici articoli sono stati pubblicati in un numero dedicato della rivista Astrophysical Journal Supplement del mese di Ottobre 2005.

I ricercatori di Palermo sono stati attivi in quasi tutti i gruppi di lavoro, ed in particolare hanno avuto la responsabilità di coordinare gli studi di variabilità e spettroscopia nei raggi X. Tra i risultati principali possiamo menzionare:

Figura 13: Confronto tra le abbondanze derivate per le sorgenti X in Orione (box plots dei valori ottenuti da 86 spettri ACIS-I di COUP) con le abbondanze ottenute dall'analisi di spettri X ad alta risoluzione (tramite spettrografi a reticolo) per quattro stelle attive: TWA5, PZ Tel, AB Dor e V851 Cen (in ordine d'età crescente).
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=maggio/ab_compare_new.ps,width=0.6\textwidth}}\end{figure}

Figura 14: Confronto tra le distribuzioni di abbondanze derivate per le sorgenti in raggi X in Orione (utilizzando due differenti set di valori solari, come indicato), le abbondanze fotosferiche medie ottenute per 11 stelle di tipo B nel Trapezio e 8 stelle di tipo F-G, e le abbondanze misurate nel materiale interstellare della nebulosa.
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=maggio/fitbest_ab_asp.ps,width=0.6\textwidth}}\end{figure}

Figura 15: Funzione di distribuzione cumulativa (CDF) dell'intensita' dei brillamenti rivelati nelle sorgenti (punti) e nelle curve di luce simulate (linee grigie). Sebbene si sia utilizzato un modello molto semplice per la simulazione delle curve di luce, la distribuzione osservata risulta compatibile con una delle possibili realizzazioni del modello.
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=caramazza.ps,width=0.6\textwidth}}\end{figure}

Successivamente alla pubblicazione dei primi 13 lavori sul numero speciale di ApJS dell' Ottobre 2005 il lavoro sull'analisi dei dati COUP e' proseguito. In particolare e' stato condotta un'analisi dettagliata delle abbondanze coronali delle 146 sorgenti più intense e quindi con spettri (a risoluzione CCD) di migliore qualità (Maggio et al. 2007). Di queste, 86 fanno parte di un sottocampione di sorgenti con spettri poco assorbiti e la cui analisi spettrale è quindi particolarmente affidabile. Tale studio ha mostrato che l'emissione in raggi X delle sorgenti più intense origina da un plasma con temperature e abbondanze degli elementi molti simili a quelle delle corone di stelle attive più vecchie (Fig. 13). E' stata inoltre trovata un'apparente dipendenza delle abbondanze relative a quelle solari in funzione del potenziale di prima ionizzazione dei vari elementi considerati, convalidata da numerosi test tramite simulazioni. Le distribuzioni delle abbondanze individuali per ciascun elemento sono risultate compatibili con un'unica sequenza di abbondanze per tutte le stelle considerate, ed è stata confermata una generale sottoabbondanza di ferro in corona rispetto sia alla composizione del Sole, sia alla composizione fotosferica media delle stelle di Orione. Un confronto delle abbondanze coronali degli altri elementi con quelle fotosferiche e con quelle della nebulosa (Fig. 14) ha mostrato un buon accordo, a prescindere dal potenziale di prima ionizzazione. Questo risultato ha portato a concludere che vi è evidenze di un significativo effetto di frazionamento chimico tra fotosfera e corona solo per il ferro, che appare ridotto in corona di un fattore 1.5-3.

Infine, si è anche esteso lo studio delle statistica dei brillamenti in stelle di massa solare (Wolk et al. 2005) ad un campione di 165 stelle con massa tra 0.1 e 0.3M$_{\odot}$ (Caramazza et al. 2007). In particolare si è voluto testare lo scenario fisico secondo il quale i brillamenti possono spiegare l' intera emissione X osservata: i brillamenti più intensi sarebbero rivelabili individualmente, mentre quelli più deboli si confonderebbero in un livello quasi-quiescente. Adottando una rappresentazione "a segmenti costanti" delle curve di luce ottenuta tramite un procedimento di massima verosimiglianza abbiamo identificato i brillamenti in base all'elevato livello di emissione ed alla velocità della sua variazione temporale. Abbiamo quindi derivato la frequenza e la distribuzione di energia dei brillamenti. La coda ad alta energia della distribuzione di energia è ben descritta da una legge di potenza con indice $\sim $-2.2. Abbiamo quindi testato l'ipotesi che le curve di luce siano costituite interamente da brillamenti sovrapposti che seguono una distribuzione a legge di potenza (Fig. 15). Abbiamo quindi vincolato i parametri di questo semplice modello per ciascuna curva di luce osservata. L'analisi di curve di luce sintetiche ottenute dal modello indicano un buon accordo con le osservazioni. Il confronto delle stelle di piccola massa con quelle di massa solare indica che, a $\sim $1Myr, le stelle nei due intervalli di massa e che hanno luminosità X simile producono brillamenti con frequenza molto simile.


next up previous contents
Next: Toro: il ``large project'' Up: Studi di ammassi aperti Previous: Studi di ammassi aperti   Indice
Flavio Morale 2007-08-14