$\rho$ 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, del Core F 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. Uno degli scopi primari è quello di 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. L'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 che si intende condurre e alla intensità della specifica sorgente. Utilizzano un filtraggio teso a massimizzare la ricerca di sorgenti deboli, possibile candidate ad essere YSO nascosti da un coltre del materiale della nube molecolare parente, sono state trovate 111 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 17 (Pillitteri et al. 2007, in preparazione). Di queste sorgenti $\sim$30 hanno spettri X per i quali sono stati accumulati più di 2000 conteggi.

Figura 17: 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).

L'analisi delle curve di luce ha messo in evidenza variabilità associata a brillamenti (come nel pannello inferiore della figura 18 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 18: 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 (tratta da Sciortino et al. 2006).

Sono stati studiati 8 brillamenti intesi su 7 membri di rho Oph allo scopo di caratterizzerne le proprieta' ed, in particolare, allo scopo di identificare le dimensioni delle regioni in cui hanno luogo tali brillamenti e verificare se, anche nelle sorgenti di DROXO, sono presenti come in alcune sorgenti di COUP, strutture magnetiche con lunghezze paragonabili a quelle della distanza fra la superficie della stella e il raggio di corotazione del disco. Degli 8 brillamenti studiati, 2 avvengono in strutture la cui lunghezza è superiore a 3 volte il raggio stellare (cf. da Flaccomio et al. 2006). Pur nei limiti della statistica dei piccoli numeri, la frazione dei casi con strutture magnetiche molto lunghe è paragonabile a quella ricavata dall'analisi di circa 30 brillamenti intensi in sorgenti di COUP.

Figura 19: Le curve di luce delle 7 stelle di pre-sequenza osservate con DROXO di cui si sono studiati 8 brillamenti. I risultati dell'analisi sono illustrati in modo pittorico nei pannelli a destra delle curve di luce. I due casi in cui la dimensione della struttura magnetica sede del brillamento è maggiore di 3 volte il raggio stellare sono indicati con delle frecce in rosso.I tempi delle curve di luce sono contati in migliaia di secondi dall'inizio della osservazione. I segmenti in verde indicano i brillamenti, i segmenti in rosso indicano i periodi di emissione quiescente. I segmenti con lo sfondo ombreggiato sono quelli in cui il livello di fondo è tanto elevato che essi sono stati rimossi per la rivelazione delle sorgenti deboli (tratta da Flaccomio et al. 2006).

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. 20), 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 variabilità temporale dell'emissione del Fe neutro a 6.4 keV di Elias 29 è oggetto di uno studio dedicato (Giardino et al. 2007, sottoposto a A&A). L' osservazione è stata divisa in sei intervalli temporali e si sono analizzati i sei spettri X risultanti. Abbiamo rivelato variabilità significativa nella larghezza equivalente della riga a 6.4 keV del Fe. Essa è assente all'inizio dell'osservazione e raggiunge il suo massimo (con una larghezza equivalente EW=250 eV) nel secondo segmento, 90ks dopo un intenso brillamento. Lo spettro dell'emissione X termica tuttavia non cambia tra i due segmenti. Successivamente la riga resta presente per oltre 300 ksec con una EW di circa 150 eV. Per spiegare la variabilità della riga a 6.4 keV in assenza di variazione nello spettro termico è stato proposto uno scenario interpretativo alternativo alla eccitazione da foto-ionizzaione in cui la fluorescenza è indotta dalla ionizzazione collisionale da parte di un popolazione (non rivelata, ne rivelabili con la strumentazione oggi disponibile) di elettroni non termici. Viene ipotizzato che questi elettroni possano essere accelerati in uno o più eventi di riconnessione di un tubo di flusso magnetico che connette il disco con la stella ed attraverso il quale abbia luogo l'accrescimento del materiale circumstellare sulla stella.

Figura 20: Spettro X di Elias 29 nella regione della riga del FeXXV. 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 21: 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.

Il caso di YLW16A, un YSO di classe I, conferma la variabilità della riga di fluorescenza del Fe neoutro. Contrariamente alle precedenti osservazioni (Imanishi et al. 2001) la riga a 6.4 keV non è infatti stata rivelata da DROXO (Fig. 21). 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.