next up previous contents
Next: Modellistica dei fenomeni di Up: Stelle di pre-sequenza principale: Previous: Stelle di pre-sequenza principale:   Indice


Emissione in raggi X da stelle T Tauri classiche

Stelle giovani di piccola massa sono sorgenti intense di radiazione X. Esistono due diversi meccanismi che possono contribuire alla produzione di raggi X: il plasma coronale confinato e riscaldato ad opera di campi magnetici (simile a quello presente in stelle attive di sequenza principale), e il plasma riscaldato nello shock formato dall'accrescimento di materiale circumstellare che precipita sulla stella. Infatti il materiale di accrescimento, accelerato dall'attrazione gravitazionale, precipita sulla stella con velocita` di $\sim300-500 {\rm km s^{-1}}$. Il conseguente shock, dovuto all'impatto con la fotosfera stellare, è capace di riscaldare il materiale precipitato fino a temperature di alcuni MK. Dallo studio della radiazione X prodotta da una stella in fase di accrescimento è possibile derivare parametri significativi del plasma responsabile dell'emissione X, e quindi distinguere i due meccanismi di produzione.

Al fine di indagare questi due meccanismi di emissione X in stelle giovani con accrescimento sono state osservate con il satellite XMM-Newton le due stelle T Tauri classiche MP Muscae e SU Aur.

MP Muscae è una stella giovane ($\sim15$Myr) dell'associazione stellare Lower Centaurus Crux, che si trova ancora nella fase di accrescimento di materiale dal disco circumstellare. La stella è stata osservata con XMM-Newton per 110ks (Argiroffi et al. 2007). Dallo spettro RGS sono state ricavate la distribuzione di misura di emissione (EMD), le abbondanze, e la densità del plasma presente su MP Mus. Si è misurata una densità della componente più fredda del plasma ($T\sim2$MK) pari a $N_{\rm e} =
5\times10^{11} {\rm cm^{-3}}$. Questo risultato, in accordo con quanto trovato nelle altre stelle T Tauri classiche TW Hya, BP Tau, e V4046 Sgr, indica che la componente fredda del plasma è dovuta allo shock di accrescimento. Due intensi brillamenti registrati durante l'osservazione dimostrano comunque la presenza di plasmi coronali, responsabili dell'emissione più dura dello spettro X osservato. Questo risultato implica che entrambi i meccanismi di produzione di radiazione X sono presenti. Dalla radiazione X osservata si è ricavato un rate di accrescimento di massa pari a $5\times10^{-11} {\rm
M_{\odot} yr^{-1}}$, con una frazione di superficie stellare interessata dall'accrescimento pari allo 0.3% della superficie della stella.

Figura 28: Distribuzione della misura di emissione di MP Mus (a sinistra) e di SU Aur (a destra) ricavata dallo spettro RGS (linea continua e tratteggiata), confrontata con i valori di temperatura e misura di emissione ottenuti dal fit degli spettri EPIC con tre componenti termiche (punti) (Argiroffi et al. 2007; Franciosini et al. 2007).
\includegraphics[width=0.45\textwidth]{francio/mpmus_dem.ps} \includegraphics[width=0.45\textwidth]{francio/suaur_dem.ps}

SU Aur è una stella T Tauri classica con un disco di accrescimento spesso, appartenente alla regione di formazione stellare del Toro-Auriga. che è stata osservata con XMM-Newton per una durata di 130ks (Franciosini et al. 2007). L'osservazione ha mostrato che l'emissione X di questa stella è altamente variabile, con frequenti flares. L'analisi degli spettri MOS indica una temperatura coronale molto alta, fino a $\sim 40$ MK in fase quiescente, e fino a 70-140 MK durante i flares. Lo spettro RGS mostra righe molto deboli e un forte continuo, con emissione fortemente attenuata sopra 15 Å, consistente con l'alto assorbimento dovuto al disco e con l'elevata temperatura della sorgente ricavata dagli spettri MOS. La EMD ricavata dall'analisi dello spettro RGS risulta molto simile a quella ottenuta per la ``weak-line'' T Tauri HD283572 (Scelsi et al. 2005), con un picco a 10 MK e indicazione di una quantita' significativa di materiale a temperature maggiori. L'alta temperatura osservata e la presenza di flares sono consistenti con un'origine magnetica dell'emissione X, come osservato nelle corone di stelle attive. Non si osserva invece evidenza di emissione significativa a temperature basse ($\sim $2-3 MK), contrariamente a quanto osservato in altre T Tauri classiche: questo indica che un eventuale contributo all'emissione X da parte di uno shock di accrescimento è trascurabile in questa stella.


next up previous contents
Next: Modellistica dei fenomeni di Up: Stelle di pre-sequenza principale: Previous: Stelle di pre-sequenza principale:   Indice
Flavio Morale 2008-09-24