Antonino Francesco Lanza

INAF- Osservatorio Astrofisico di Catania

Sistemi RS Canum Venaticorum e dinamo

stellari

Marcello Rodonò nella ricerca astrofisica

Catania, 23-24 ottobre 2006

Sistemi binari RS CVn

• Sono sistemi binari stretti, distaccati, formati da una primaria di tipo spettrale FV o GV e da una secondaria di tipo GIV o KIV;

• il rapporto delle masse è prossimo all’unità con la subgigante secondaria generalmente del 10-20% più massiccia della primaria;

• la secondaria mostra un’intensa attività cromosferica e coronale di origine magnetica;

• la sua fotosfera è caratterizzata da disomogeneità di brillanza (macchie), più fredde della fotosfera imperturbata, che producono una caratteristica modulazione della curva di luce ottica mentre la stella ruota.

Esempio: Il sistema binario stretto V711 Tauri (HR 1099)

La componente KIV è circa 4 volte più luminosa della G5V e domina le variazioni fotometriche del sistema

Curve di luce di V711 Tauri

(Rodonò et al. 1986, A&A 165, 135)

Eclissi e modulazione rotazionale della curva di luce: il prototipo RS CVn

Rodonò, Lanza, Catalano, A&A 301, 75 (1995)

Rilevanza dello studio dei sistemi RS CVn

• Variabilità nelle diverse bande spettrali dovuta all’attività magnetica di tipo solare, ma con energie da 2 a 4 ordini di grandezza maggiori che nel Sole;

• campo magnetico amplificato e modulato da una dinamo stellare che opera in regime altamente non lineare;

• la variabilità prodotta da scambi di massa o perdite di massa è trascurabile (sistema distaccato).

I sistemi RS CVn rappresentano un laboratorio astrofisico privilegiato per lo studio dell’azione dinamo nelle stelle, in particolare nei regimi più estremi caratterizzati da un’interazione altamente non lineare tra rotazione e turbolenza convettiva.

Essi consentono anche di investigare gli effetti dell’interazione tra campi magnetici e plasmi nelle atmosfere delle stelle di tipo spettrale avanzato.

Il contributo di Marcello Rodonò

• In collaborazione con i colleghi di Catania e di altri istituti europei ed americani, Marcello ha contribuito in maniera determinante a chiarire l’origine della complessa fenomenologia osservata nei sistemi RS CVn e nelle binarie cromosfericamente attive;

• E’ stato tra i primi ad ipotizzare che l’attività magnetica di tipo solare fosse la causa dei diversi fenomeni osservati;

Negli anni ’70 ed ’80 si è dedicato alla dimostrazione di tale tesi mediante osservazioni coordinate multibanda e multisito di diversi sistemi RS CVn;

Negli anni ’90 e nel primo lustro nel XXI secolo ha sviluppato nuove tecniche diagnostiche ed interpretative per lo studio dell’attività stellare con l’intento di: a) evidenziarne la dipendenza dai parametri stellari (velocità di rotazione, profondità della zona convettiva, luminosità, ecc.); b) proporre osservazioni che possano introdurre limiti stringenti per le previsioni basate sui modelli dinamo a campo medio.

Le prime ricerche

E’ anche di quegli anni l’intuizione che la migrazione sistematica dell’onda fotometrica sia connessa con la rotazione differenziale della componente attiva.

Sin dai lavori degli anni ‘70, risulta evidente l’originalità e la profondità dell’approccio proposto da Marcello e dai suoi colleghi, soprattutto quando lo si consideri restrospettivamente alla luce degli sviluppi successivi.

Per es. in Catalano & Rodonò (1974) e in Blanco et al. (1982) viene proposta la connessione tra distorsione delle curve di luce, attività magnetica e modulazione del periodo orbitale che sarà poi confermata dalle ricerche negli anni ’90.

Spot modelling

Modello a due macchie di II Pegasi (curva di luce del 1981.8) [da Rodonò et al. 1986, A&A 165, 135]

Modelli con regolarizzazione

Modelli di massima entropia della distribuzione dell’area macchiata sulle componenti del sistema AR Lacertae (Rodonò et al., 2004, AN 325, 483)

Cicli di attività nei sistemi RS CVn

Longitudini preferenziali, loro separazione angolare, periodo della modulazione rotazionale ed area macchiata totale sulla componente attiva del sistema II Pegasi in funzione del tempo (Rodonò et al. 2000, A&A 358, 624)

Modulazione del periodo orbitale

Il periodo orbitale dei sistemi RS CVn varia ciclicamente con periodi dalle decine di anni ad alcuni secoli; l’ampiezza relativa della variazione è dell’ordine di 10 -5.

Diagrammi O-C del sistema RS CVn e correlazione con l’area delle macchie

(Rodonò et al. 1995)

Modelli della connessione tra attività e modulazione del periodo orbitale

• L’ampio database di osservazioni a disposizione del gruppo di Catania, ha consentito a Marcello di studiare in dettaglio la connessione tra modulazione del periodo orbitale e attività magnetica, in particolare nei sistemi RS CVn, AR Lac, SZ Psc, RT Lac e V711 Tau;

• il modello teorico originariamente proposto da Rodonò insieme a Lanza e Rosner nel 1998 (MNRAS 296, 893), e perfezionato negli anni successivi, rende conto delle caratteristiche generali della fenomenologia osservata.

Φ(r) = - GM/r - (3/2)(GQii/r3)

j

i

Il momento di quadrupolo gravitazionale della componente attiva varia nel corso del ciclo di attività per effetto della forza di Lorentz prodotta dal campo magnetico nella sua zona convettiva.

La variazione ciclica di Qii perturba il moto orbitale del sistema binario

modulandone il periodo orbitale.

Modello per la modulazione del periodo orbitale in binarie attive

k

Il modello dà informazioni sull’intensità e la distribuzione dei campi magnetici nelle zone convettive, indicando che le dinamo nelle componenti attive dei sistemi RS CVn operano in modo distribuito e non limitato all’interfaccia tra nucleo radiativo e zona convettiva.

Alcune ricerche recentiNegli ultimi cinque anni, Marcello si è interessato allo studio dell’attività magnetica nelle stelle con sistemi planetari:

• sviluppando tecniche per l’analisi della modulazione rotazionale del Sole come stella per le missioni COROT ed Eddington;

• contribuendo alla messa a punto di metodi per la rivelazione dei transiti planetari in stelle attive;

• considerando le possibili variazioni del periodo orbitale di pianeti in prossimità di stelle con elevato livello di attività (mediante un’estrapolazione dei modelli sviluppati per i sistemi RS CVn; Rodonò & Lanza 2004, IAU Symp. 219).

FINE

Optical passband => magnetic activity in stellar photospheres

Solar photospheric activity: • Sunspots • Photospheric faculae• Magnetic network

Some key issues

• Magnetic field generation and modulation in stellar interiors (is -dynamo working at the base of the convection zone or in the overshoot layer ?)

• Processes that drive the magnetic field to the surface (flux-tube instabilities ?);

• Interaction between magnetic fields and plasma in the outer layers: modification of convection and non-radiative heating;

• Magnetic field advection and diffusion by surface flows (turbulent convection, meridional circulation, differential rotation,…).

Alpha-Omega Dynamo

(Rodonò et al. 2004, AN 325, 483)

Sunspot groups can be used as tracers of surface differential rotation;

Their bipolar structure suggests that the magnetic field emerges in the form of magnetic flux tubes;

Their mean latitude varies according to the phase of the 11-yr activity cycle, providing evidence for a migrating dynamo wave;

The turbulent diffusivity of magnetic field can be estimated from sunspot group lifetimes

In the Sun we can obtain information on such processes by tracing the evolution and the motion of ARs (i.e., sunspot groups):

• Sporer’s law (butterfly diagram of sunspot groups); • 11-yr cycle in sunspot areas

The contribution from COROT

• Solar-stellar connection for activity levels similar to that of the Sun;

• Impact of high-precision (F/F ~ 10-4 - 10-3) short-term (up to 150 days) observations:

– active region (AR) growth and decay;

– preferential longitudes for AR formation;– thermal properties of AR;– surface differential rotation in solar analogues;– Rieger-type activity cycles (with 10 < P < 150 days)

The Sun as a star

VIRGO/SoHO time series:

Total Solar Irradiance (TSI) Spectral Solar Irradiance (SSI)

Team of Proponents:

A.F. Lanza (1), P.J. Amado (2,3), S. Aigrain (4), G. Cutispoto (1),J. R. de Medeiros (5), B. Foing (6), F. Favata (6) , M. Fernandez (7,2) ,E. Flaccomio (8) , H.-E. Frohlich (9) , R. Garrido (2) , T. Granzer (9) ,A. Hatzes (10) , E. Janot-Pacheco (11) H. Korhonen (9) , Sz. Kovari (12) ,S. Messina (1) , G. Micela (8) , K. Olah (12) , I.Pagano (1) , P.S. Parihar (13) ,I. Ribas (14) , M. Rodonò †(1,15) , G. Rudiger (9) , S. Sciortino (8) ,

K.G.Strassmeier (9)

Stellar Variability and Microvariability Spot Maps and Modelling

1) INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania, Italy2) Instituto de Astrofisica de Andalucia, CSIC, Granada, Spain3) European Southern Observatory, Santiago, Chile4) Institute of Astronomy, Cambridge, United Kingdom5) Dept. of Physics, Federal University of Rio Grande do Norte, Natal, Brazil6) Research and Science Support Dept. of ESA, ESTEC, Noordwijk, The Netherlands7) Max Planck Institut fur Astronomie, Heidelberg, Germany8) INAF - Osservatorio Astronomico “G. S. Vaiana”, Palermo, Italy9) Potsdam Astrophysical Institute, Potsdam, Germany10) Thuringer Landessternwarte Tautenburg, Germany11) Universidade de Sao Paulo, Brazil12) Konkoly Observatory, Budapest, Hungary13) Indian Institute of Astrophysics, Koramangala, Bangalore, India14) Institut d'Estudis Espacials de Catalunya, CSIC, Bellaterra, Spain15) Dept. of Physics and Astronomy, Università degli Studi di Catania, Italy

Active region evolution

Pooled variance analysis allows us to identify the relevant timescales of variation in the TSI and SSI related to active regions (cf. Donahue et al.1997, Sol. Phys. 171,191; Lanza et al. 2004, A&A 425, 707):

• AR formation: about 8-10 days (B-C); • Rotational modulation: about 25-30 days (C-D);• AR decay (facular component): about 60 days (D-E)

: 402 nm SSI; : 500 nm SSI; : Total Solar Irradiance (TSI) : 862 nm SSI

(Time series consisting of one point per hour; Lanza et al. 2004))

Spot modelling of the TSI and SSI variations

We fitted the variations of the TSI and SSI (at 402, 500 and 862 nm)

by assuming:

a) 3 discrete ARs, to produce the rotational modulation of the flux

b) an uniform background component

each AR contains both cool spots and bright faculae;

the area and the coordinates of the ARs and of the uniform background are adjusted in order to fit the simultaneous variations of the flux in the

bolometric (total) and spectral bands along sections of the solar light

curves of 14-d duration;

the temperatures of spots and faculae are fixed by fitting the rotational

modulation produced by a single AR

(Lanza et al. 2004, A&A 425, 707)

Thermal properties of ARs

Degeneracy between AR area, position and the mean temperatures of sunspots and faculae

The situation may be better for stars more active than the Sun (Messina et al. A&A in press)

It can be reduced to some extent when the flux variations are dominated by a single AR (Eker et al. 2003, A&A 404, 1107; Lanza et al. 2004, A&A 425, 707)

(Lanza et al. 2004, A&A 425, 707)

Active region longitudes

(Lanza, Bonomo, Rodonò, in progress)

(Lanza et al. 2003, A&A 403, 1135)

Distribution of the angle between the observed mean sunspot longitude and the mean longitude of the 3 ARs our spot model from the best fit to the 26-yr time series of TSI

Longitudes of observed sunspot groups (blue dots) and longitudes of the ARs of our 3-spot model (red triangles) for the period 1999-2000

Variation of the total AR area

The total area of the ARs in our model of the TSI varies in phase with the 11-yr cycle;

Absolute values are model dependent, but the cycle period is well retrieved

Open triangles: total area of the ARs from our model of the 26-yr TSI time series;Solid line: Actual variation of the total sunspot group area from the Greewich Photoheliographic Results.

(Lanza, Bonomo, Rodonò, in progress)

Rieger sunspot cycles

Periods of about 156 days (and possibly of 180 days) are sometimes apparent in the variation of sunspot area (as shown by wavelet analysis, Krivova & Solanki 2002, A&A 394, 701)

Shorter-term cycles (50-90 days) may be present in the solar flare occurrence rate (see, e.g., Lou 2000, ApJ 540, 1102)

Surface differential rotationSpot modelling can be used to derive the presence and amplitude of surface differential rotation

• In the Sun the lifetime of ARs is too short to trace the surface shear from the disk-integrated flux modulation (Lanza et al. 2003, A&A 403,1135);

• In more active stars lifetime is long enough to allow us to estimate the amplitude of the differential rotation (Strassmeier & Olah 2004, ESA-SP 538)

G5V star k1 Ceti observed by MOST(Rucinski et al. 2004, PASP  116,1093):

Single-spot model (Period: 8.3 days)

Residuals indicate a second spot with a rotation period of 9.3 days

Predicted Ca II H&K flux variations on the basis of previous ground-based observations not simultaneous with MOST

Observational requirements

From the analysis of the solar TSI and SSI, we found the following requirements to study activity on solar analogues:

• Time sampling: from 1 hour (faster rotating stars) to 1 day (for slowly rotating stars like the Sun);

• Uninterrupted observations (duty cycle > 80-90 %);

• Photometric accuracy: (50-200) • 10-6 mag for an amplitude of (1-2.5) • 10-3 mag (for more active stars a smaller accuracy is adequate, e.g., with a light curve amplitude of 0.04 mag, as for k1 Ceti, an accuracy of 700 • 10-6 mag is enough)

• Multi-band data (to allow a characterization of AR properties such as temperatures, areal ratio of cool spots to warm faculae)

Light curve inversion is an inherently ill-posed problem, because of the low information content of wide-band light curves on the pattern of surface brightness

Maximum Entropy or Tikhonov regularizations can be applied to reduce the impact of non-uniqueness and instability:• sound results for very active stars (only cool spots are needed; e.g., Lanza et al. 1998, A&A 332,541): – spot longitudes in photometric and DI maps are comparable;

• for less active stars, the facular component must be included;

• it is difficult to introduce spots and faculae in MEM models (however, work is in progress);

About the limitations of a spot modelling based only on wide-band

flux modulation

Note that the largest circle on the left map is the equator, while on the right map marks latitude –30°; the radial ticks indicate the direction of the observer at the labelled phases and, in the right panel, phases of spectroscopic observations

(Lanza et al., in progress) (Vogt et al. 1999, ApJS 121, 547)

Comparison between MEM maps based on V-band light curve fitting (left) and Doppler Imaging + light curve fitting (right) for the epoch 1988.07 (HR 1099 K1 IV component star, pole-on view)

Expected COROT samples

According to Bordé et al. (2003, A&A 405, 1137), we can estimate:

• about 45 objects/field with 11<V<12.5 in the F7V-G7V spectral range - exp. accuracy: (100-150)•10-6 in 1-hr integration time;

• about 20 objects/field with 11<V<12.5 in the G8V-K5V range - exp. accuracy: (90-130)•10-6 in 1 hr integration time

From the Hipparcos photometry (Eyer & Grenon 1997, ESA SP-

402 p. 467), we estimate that 200 solar-type (F7V-G7V) and 400 F5V-M0V objects/field with 11<V<14 will show an amplitude of variability of about 10-2 mag. or larger

Conclusions-I

COROT will provide us with an unprecedented view of solar-like activity in late-type MS stars;

For at least 40-50 solar analogues and a few hundreds F5V-M0V stars/field, we expect to obtain:

• AR evolution time scales and contrast properties;• preferential longitude for AR formation (if any);• surface differential rotation (SDR); • possible short-term activity cycles

Conclusions-II

SDR and turbulent diffusion of magnetized plasma as a function of stellar global parameters and rotation rate will provide us with key ingredients for dynamo models

Our results will have an impact also on the core program and other additional science proposals, e.g., in order to study:

• the role of magnetic activity on transit detection and transit shape;• the perturbation of p-mode oscillations by magnetic activity;• stellar rotation;• microvariability on time scales from minutes to hours; • the evolution of activity and rotation during the MS life of the Sun