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Toro: il ``large project'' XEST

I ricercatori di Palermo hanno partecipato ad una collaborazione internazionale, guidata dal Dr. Manuel Güdel del Paul Scherrer Institut, dedicata allo studio della regione di formazione stellare del Taurus-Auriga per mezzo di osservazioni effettuate con gli strumenti EPIC ed RGS di XMM-Newton. La regione del Taurus-Auriga è una delle più attive e più vicine (140 pc) regioni di formazione di stelle di piccola massa, contenente diverse protostelle, stelle T Tauri classiche e weak-lined e nane brune. Al contrario di Orione, la regione copre una vasta regione del cielo, essendo costituita da varie nubi molecolari più o meno distanti tra loro, e quindi richiede diversi puntamenti per poterne studiare le proprietà globali. Il progetto, denominato ``XMM-Newton Extended Survey of the Taurus Molecular Cloud'' (XEST) consiste in una serie di 19 puntamenti di circa 30 ks ciascuno su altrettante regioni della nube molecolare del Toro (TMC), a cui sono state aggiunte 9 osservazioni di altri campi della regione disponibili nell'archivio di XMM-Newton. In totale la survey copre un'area di circa 5 gradi quadrati. Gli scopi principali della survey sono: caratterizzare le proprietà X di un ampio campione di oggetti giovani fino a masse substellari, e investigare le loro variazioni al variare dello stadio evolutivo; studiare la variabilità dell'emissione X e in particolare le caratteristriche dei flares; studiare l'influenza dell'ambiente circumstellare sui meccanismi di produzione dell'emissione X, e viceversa; infine, identificare nuovi membri della regione di formazione stellare grazie alla loro rivelazione in raggi X. L'analisi dei dati è stata completata nel corso del 2006 e i risultati presentati in una serie di 16 articoli pubblicati in un numero dedicato di Astronomy & Astrophysics.

I ricercatori di Palermo hanno contribuito, in collaborazione con i ricercatori del Paul Scherrer Institut, alla procedura di rivelazione delle sorgenti X, utilizzando l'algoritmo di rivelazione di OAPA basato sulle trasformate Wavelets per ottenere una lista preliminare di sorgenti X, a cui è stato poi applicato un algoritmo di Maximum Likelihood per ricavare la lista finale di sorgenti X rivelate (circa 50-100 per campo, per un totale di circa 2000 sorgenti). Il confronto con il catalogo di membri noti del Toro ha mostrato che sono stati rivelati l'80% dei membri noti in precedenza. Per questi oggetti, sono state determinate le proprietà del plasma emittente dall'analisi degli spettri EPIC; in particolare il gruppo di Palermo si è occupato dell'analisi tramite un modello di emissione a una o due componenti di temperatura. I risultati di questo lavoro sono presentati da Güdel et al. (2006). L'analisi spettrale delle nane brune più brillanti in X è riportata da Grosso et al. (2006). I risultati dei fit spettrali di alcune sorgenti molto deboli sono inoltre stati utilizzati per testare con successo un nuovo metodo statistico, basato su un criterio di maximum-likelihood, per l'analisi spettrale di sorgenti con numero molto basso di conteggi, a cui non si può applicare l'analisi standard, che richiede il raggruppamento dello spettro in intervalli di energia contenenti un certo numero minimo di conteggi (Arzner et al. 2006).

Il gruppo di Palermo si è inoltre dedicato allo studio della variabilità delle sorgenti rivelate, sia attraverso l'analisi delle curve di luce, che attraverso l'analisi spettrale risolta temporalmente delle sorgenti variabili più brillanti e al modellaggio dei flares, allo scopo di ricavare le proprietà fisiche delle regioni emittenti (fig. 16).

Figura 16: Esempi di curve di luce osservate in sorgenti del Toro. La curva sottile rappresenta la curva di luce del fondo
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=giusi/lc_hbc427.ps,angle=0,width=0.5\textw...
...line{\psfig{file=giusi/lc_v892tau.ps,angle=0,width=0.5\textwidth}}\end{figure}

Su tutte le sorgenti è stato applicato un metodo basato sulla Maximul Likelihood Probability che è in grado di dividere la curva di luce in blocchi di tempo durante i quali la sorgente può essere considerata costante. E` stata quindi ricavata la frazione ($\sim
50$%) di sorgenti che presentano variabilità e nella metà dei casi tale variabilità è stata identificata come dovuta a brillamenti per la forma della curva di luce.

Le variazioni di intensità sono marginalmente più frequenti su stelle di tipo CTTS rispetto alle WTTS. La distribuzione di energia rilasciata durante i 33 brillamenti individuati segue una legge di potenza $dN/dE \propto E^{-\alpha}$, con indice $\alpha = 2.4 \pm
0.5$. Si è verificato che la stessa distribuzione di energia per i brillamenti delle sorgenti di massa solare in Orione, osservate durante il COUP (see Sect.3.1.1), è conpatibile con una legge di potenza con indice $\alpha_{\rm ONC} = 1.9 \pm 0.2$, simile al valore ottenuto per Taurus-Auriga. Se $\alpha > 2$, l'energia totale emessa in brillamenti (incluso eventi al di sotto della soglia di sensibilità del XEST) è sufficiente per spiegare il riscaldamento delle corone (Stelzer et al. 2006). Altri studi sono in corso per determinare la distribuzione di energia dei brillamenti ed in particolare per determinare l'indice $\alpha $, una quantità fondamentale per il problema del riscaldamento coronale.

Fra tutte le sorgenti rivelate nella survey che mostrano variabilità significativa con il metodo MLB, è stato selezionato un campione di 18 sorgenti brillanti per le quali è stato possibile effettuare un'analisi spettrale dipendente dal tempo, allo scopo di studiare la variazione delle proprietà fisiche del plasma emittente al variare del livello di emissione. Nelle fasi quiescenti si osservano temperature fino a 20-40 MK, che possono raggiungere valori fino a 100 MK o più durante i flares più intensi. Non si osservano differenze significative nelle proprietà delle CTTS e WTTS. L'analisi del decadimento dei flares indica che le regioni emittenti hanno dimensioni dell'ordine di $10^{11}-10^{12}$ cm, corrispondenti a $2-10$ raggi stellari, in accordo con quanto trovato in altre regioni di formazione stellare (Franciosini et al. 2006).

Infine, è stato intrapreso uno studio volto all'identificazione di nuovi candidati membri della regione di formazione stellare Taurus-Auriga. Fra le sorgenti X non associate a oggetti noti, sono state selezionate le sorgenti con controparte infrarossa e fotometria compatibile con la loro appartenenza a questa regione, e ne sono state studiate le proprietà X confrontandole con quelle dei membri noti. Lo studio ha portato all'identificazione di 57 candidati membri della regione di formazione stellare (Scelsi et al. 2006). Ventisei di questi candidati sono stati oggetto di osservazioni ottiche spettroscopiche tramite il telescopio TNG nel gennaio 2007, allo scopo di confermare la loro natura di stelle di pre-sequenza principale appartenenti alla regione, attraverso misure di Li, H$_\alpha$ e velocità radiale.


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Flavio Morale 2007-08-14