Analisi del contenuto stellare del XMM-Newton Bright Source Serendipitous Survey

Figura 35: Distribuzione delle temperature coronali ottenute dai fit spettrali delle sorgenti stellari del BSS. Le distribuzioni delle due temperature possono essere fittate da due gaussiane i cui parametri sono riportati in figura (tratta da Lopez Santiago et al. 2006)

L' ``XMM-Newton Bright Source Serendipitous Survey'' è stato concepito allo scopo di avere un punto di riferimento da confrontare con i survey X di Chandra e XMM molto profondi. In particolare include le sorgenti rivelate casualmente ad alta latitudine galattica nell'intervallo di energia 0.5-4.5 keV con tasso di conteggi $> 0.02 cnt/sec$ col rivelatore EPIC-MOS2 di XMM-Newton (Della Ceca et al. 2004). Si tratta quindi di un survey a flussi intermedi ( $\sim 7\cdot 10^{-14} erg/sec/cm^2$), inoltre, grazie alla grande area efficace dello strumento, consente di studiare spettri e curve di luce della maggior parte delle sorgenti rivelate. (Lopez Santiago et al, 2007; Lopez Santiago et al, 2006, ESA SP-604, 2006, Wilson A. ed. p. 95)

Il campione contiene 58 sorgenti identificate con una controparte stellare. Questo sottocampione costituisce un campione di stelle attive con criteri di selezione ben definiti. In particolare sono state determinate le temperature coronali, le abbondanze chimiche e la densità di colonna del materiale lungo la linea di vista. Sono state studiate anche le curve di luce delle sorgenti più intense. In generale la stratificazione delle temperature in corona è tipica di stelle moderatamente attive. I loro spettri possono essere ben rappresentati da uno spettro termico a due temperature con $kT_1 = 0.32 \pm 0.08$ keV e $kT_2 = 0.98 \pm 0.09$ keV (vedi fig. 35). Ben 42 delle 58 sorgenti presentano curve di luce variabili, metà delle quali mostrano almeno un brillamento.

Le proprietà del campione sono state confrontate con le predizioni del modello XCOUNT (Favata et al. 1992, Micela et al. 1993). Un tasso di formazione stellare costante nell'intorno solare riproduce abbastanza bene il numero di stelle di tipo A-F e M osservate, mentre sottostima il numero di stelle G e K rivelate. Al contrario, un recente aumento del tasso di formazione stellare riproduce bene il numero totale di stelle rivelate, anche se sovrastima il numero delle stelle M. In ogni caso è necessaria la presenza di una popolazione stellare non considerata nel modello a tasso di formazione stellare costante, per potere riprodurre le osservazioni.

Infine alcune stelle presentano materiale circumstellare residuo. Il valore di $N_\mathrm{H}$ derivato per queste stelle è compatibile con quelli nella direzione delle associazioni stellari giovani TWHya, Tucana-Horologium e $\beta$Pic. Ciò è in accordo con uno scenario di una popolazione di stelle giovani nell'intorno solare.

Figura 36: Distribuzione dei tipi spettrali della popolazione stellare attiva predetta con XCOUNT (istogramma). I segmenti orizzontali indicano il numero di stelle realmente osservato nel North Ecliptic Pole.