Attività e dinamo in stelle nane ultrafredde

L'attività X delle nane ultrafredde è stata finora poco studiata. Nelle stelle che mantengono una dinamo (di tipo spettrale F-M) si osserva una relazione tra la luminosità bolometrica e la luminosità nei raggi X: La relazione raggiunge un valore di $10^{-3}$ nel rapporto tra luminosità nei raggi X e luminosità bolometrica per le stelle che ruotano più velocemente, un effetto chiamato saturazione. Per un gruppo di stelle dello stesso tipo spettrale si osserva una dispersione di circa due ordini di grandezza tra la luminosità X e bolometrica. Lo studio di questa relazione per le stelle più piccole e per le Nane Brune è importante per confermare o escludere l'esistenza di una dinamo in questi oggetti, ed eventualmente comprenderne la natura. Alcune considerazioni prevedono che tutte le dinamo dovrebbero cessare di funzionare in atmosfere troppo fredde, per mancanza di ionizzazione che leghi le particelle al campo magnetico. Osservazioni dell'emissione cromosferica (nella riga dell'H$\alpha$) hanno fornito risultati ambigui.

L'osservazione delle corone di questi oggetti deboli esige un'alta sensibilità. Osservazioni con Chandra di un gruppo di Nane Brune con età, temperatura e luminosità ben determinate sono state completate nel 2004. La prima delle osservazioni ha portato alla rivelazione in raggi X di Gl569Bab, una doppia Nana Bruna con tipo spettrale M8.5/M9 ed età di circa 300Myr (Stelzer 2004, ApJL 615, L153). Questo oggetto sembra essere la prima Nana Bruna evoluta per la quale emission in raggi X è stata osservata sia durante un brillamento, sia durante la fase quiescente. In precedenza, una sola Nana Bruna di età avanzata era stata rivelata in raggi X e soltanto durante un brillamento. Il campione di Nane Brune osservate con Chandra nell'ambito di questo progetto, insieme a dati X di altre Nane Brune raccolti dalla letteratura, ha permesso di vincolare i parametri stellari necessari per mantenere una corona. Soprattutto, le osservazioni suggeriscono un ruolo determinante della temperatura efficace per l'emissione X (Stelzer et al., 2006, A&A 448, 293).

In un'osservazione di XMM-Newton eseguita per determinare meglio le caratteristiche delle nane ultrafredde è stato identificato un brillamento gigantesco su LP412-31, una stella evoluta di tipo spettrale M8. Ciò che rende quest'osservazione unica è che, mentre l'evento è stato osservato in raggi X con XMM-Newton/EPIC, la controparte ottica è stata registrata con l'Optical Monitor dello stesso satellite. L'osservazione simultanea dei brillamenti in lunghezze d'onda diverse è essenziale per determinare il ruolo dei diversi strati dell'atmosfera nel creare il fenomeno. L'evento su LP41231 è stato di tipo impulsivo, cioè con un rilascio rapido di energia. Il decadimento indica che il raffreddamento dopo l'eruzione avveniva in modo radiativo, e senza ulteriore riscaldamento dopo l'innesco. L'analisi con i modelli descritti in Sect.2.2 suggerisce che l'emissione ottica viene da una piccola frazione della superficie della stella, ma i raggi X venivano prodotti in un'area dell'ordine di grandezza del raggio della stella. Una spiegazione naturale consiste nell'associare l'emissione ottica ai piedi di un'arco magnetico che si estende in alto, mentre la parte coronale dell'arco racchiude il plasma caldo che emette in raggi X (Stelzer et al., 2006, A&A 460, L35).

L'attivitá in raggi X é stata studiata anche per la nana bruna 2M1101-7732 nella regione di formazione stellare CamaleonteI. Si tratta di una tra le pochissime nane brune doppie a larga separazione ($\sim 200$AU) conosciute. Mentre la grande separazione delle due componenti é in contrasto con predizioni teoriche, essa é favorevole per lo studio dei raggi X in quanto rende le due componenti spazialmente separabili con Chandra. Cosí 2M1101-7732 rappresenta un'unica opportunitá di studiare le corone di due nane brune coeve. L'immagine ottenuta con Chandra rivela chiaramente che la maggior parte dell'emissione X proviene dalla componenteB, cioé quella con la fotosfera piú fredda e con luminositá bolometrica piú bassa, al contrario delle aspettative della relazione tra luminositá X e bolometrica accennate sopra. Un'osservazione X della stessa 2M1101-7732 con XMM-Newton non aveva permesso di risolvere la binaria, ma l'assorbimento misurato in quell'osservazione suggeriva che l'emissione X provenisse dalla componenteA, cioé quella piú luminosa. I risultati contradittori di Chandra e XMM-Newton possono essere riconciliati solo se tutte e due le nane brune nella binaria sono variabili in raggi X di almeno un fattore $10$.