Orione: il large project COUP

Figura 11: Immagine di Orione ottenuta con l'osservazione di 850 ksec dei ACIS-I di Chandra

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. 11). 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:

• La creazione di un catalogo di 1616 sorgenti X utilizzando diverse tecniche, tra cui l'algoritmo di rivelazione di OAPA basato sulle trasformate Wavelets (disponibile sul sito dell'OAPA, all'indirizzo
  http://cerere.astropa.unipa.it/progetti_ricerca/PWDetect).
• Lo studio della emissione X e della variabilità in stelle di massa solare ("soli giovani"), anche al fine di studiare l'influenza dell'attività stellare nelle prime fasi della formazione di un sistema planetario come quello solare. Emissione X con le caratteristiche riscontrate nelle sorgenti in Orione è con ogni probabilità la fonte di ionizzazione più importante per il materiale circumstellare ed in particolare per il disco di accrescimento. Inoltre se, come avviene nel Sole, i frequenti brillamenti sono accompagnati da produzione di particelle energetiche, questi risultati possono spiegare molte delle anomalie isotopiche osservate nei meteoriti del sistema solare.
• Lo studio della modulazione rotazionale dell'emissione X al fine di investigare la distribuzione spaziale del plasma che emette raggi X. Questo studio ha fornito il campione più numeroso di stelle di piccola massa per cui si è osservata la modulazione rotazionale nei raggi X. La rivelazione della modulazione indica che le regioni che emettono raggi X sono distribuite non omogeneamente in latitudine e che non si estendono a distanze significativamente maggiori del raggio stellare. Inoltre la rivelazione della modulazione in un buon numero di stelle con emissione saturata ( $L_X/L_{bol} \sim 10^{-3}$) indica che il fenomeno della saturazione non è dovuto al riempimento delle superfici stellari con regioni emittenti raggi X, come a volte proposto in letteratura.
• Lo studio tramite modellaggio fisico di brillamenti particolarmente intensi al fine di ricavare le proprietà fisiche degli archi magnetici che sono responsabili di tali eventi. Il risultato nuovo e più importante di questo lavoro è che una frazione sostanziale di questi brillamenti appaiono essere prodotti da strutture magnetiche molto lunghe, che si estendono per distanze molto maggiori del raggio stellare. Tali strutture, di cui non si aveva finora evidenza in nessuna classe di stelle, possono essere interpretate come archi magnetici che connettono la superficie della stella con il disco di accrescimento circumstellare.
• Lo studio delle caratteristiche X (luminosità, spettro, variabilità) delle stelle OBA - cioè stelle massicce e di massa intermedia. Sono state individuate tre classi di emettitori X: 1. sorgenti che emettono tramite un vento (trovate esclusivamente tra le stelle più massicce), 2. sorgenti che somigliano a stelle T Tauri (trovate soprattutto tra le stelle di massa intermedia, indicando la probabile presenza di una compagna vicina e non conosciuta), 3. sorgenti di tipo ibrido, la cui emissione può essere spiegata con un vento confinato da un campo magnetico.
• Lo studio sull'origine dell'emissione X delle stelle T-Tauri di Orione e, per estensione, di tutte le stelle di pre-sequenza principale di piccola massa. E' stato mostrato che in Orione vi è una differenza nei livelli di attività stellare che sembra essere legata all'effetto dell'accrescimento circumstellare: mentre i livelli di attività delle T-Tauri che non accrescono sono consistenti con quelli delle stelle di sequenza principale con rotazione veloce, le stelle che accrescono sono 2-3 volte meno attive e mostrano una maggiore dispersione rispetto alle prime.

Figura 12: 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.

Successivamente alla pubblicazione dei primi 13 lavori sul numero speciale di ApJS dell' Ottobre 2005 il lavoro sull'analisi dei dati COUP e' proseguito.

Si è 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. 12). 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.

Abbiamo infine investigato l'origine e l'evoluzione dell'emissione X negli oggetti protostellari, non ancora ben comprese, anche a causa delle difficoltá nella osservazione nei raggi X di questi oggetti. Utilizzando i dati di COUP abbiamo confrontato le propietá X delle stelle di Orione in diverse fasi evolutive. In particolare abbiamo confrontato le loro luminositá X, gli assorbimenti, le temperatura del plasma emittente e la loro variabilitá in banda X in modo da capire se l'interazione tra il materiale circumstellare e l'oggetto centrale puó influenzare l'emissione X (Prisinzano et al. 2008, ApJ, 677, 401). Innanzitutto abbiamo collezionato il catalogo degli oggetti dell'ammasso di Orione piú profondo e completo attualmente disponibile, dall'UV fino a 8$\mu$m utilizzando dati del HST Treasury Program: immagini ottenute con IRAC (Spiter) ed esposizioni profonde e quasi simultanee nelle bande UBVI e JHK ottenute con WFI al telescopio ESO2.2m e ISPI al telescopio di 4m del CTIO. Tramite questi dati abbiamo selezionato: oggetti che sono con alta probabilitá protostelle di Classe 0/I; stelle di ClasseII; un campione di stelle di ClasseIII con emissione IR compatibile con normali fotosfere. Il risultato principale é che gli oggetti di Classe0-Ia sono significativamente meno luminosi in X delle stelle piévolute di ClasseII con massa maggiore di 0.5$M_\odot$ e queste ultime hanno luminositá X simili a quelle delle stelle di Classe0-Ib. Questo risultato supporta l'ipotesi che l'innesco dell'emissione X avviene ad uno stadio molto iniziale della formazione stellare. Le propietá spettrali e di variabilitá temporale delle stelle di Classe0-I sono simili a quelle degli oggetti piú evoluti di ClasseII e III, eccetto per il maggiore assorbimento probabilmente dovuto al gas presente nell'inviluppo e/o nel disco circumstellare degli oggetti protostellari.