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Stanza Google meet: https://meet.google.com/sxz-cctp-tsc
Speaker: Santi Cassisi (INAF Teramo)
Titolo: M dwarf stars: a thorny problem of stellar evolution… but also a big opportunity…
Abstract:
M dwarfs are becoming extremely important targets in the search of exo-planets with Earth-like
characteristics, and as a consequence there is a strong, renewed intest toward this peculiar class
of stars.
From the point of view of stellar physics, M dwarfs are extremely intriguing objects
due to the peculiar thermal conditions experienced by their interiors and outer layers.
For long time, an accurate modelling of these structures has been hampered by the lack of
reliable predictions about the input physics to be used in the stellar model computations,
as well as about how to account for the various physical processes affecting these stars.
In this seminar we’ll review the Physics of M dwarf stars, and the improvements obtained in these
last years, and we’ll also discuss some open issues related to the modelling of these stars.
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Speaker: Ileana Chinnici (INAF)
Titolo: Forse non tutti sanno che … : piccoli e grandi appuntamenti dell’Osservatorio di Palermo con la storia
Abstract: Con questo seminario si intende illustrare brevemente il ruolo avuto dall’Osservatorio di Palermo nella storia dell’astronomia, ripercorrendo scoperte ed eventi di varia rilevanza, avvenuti nel suo primo secolo di storia. Si è trattato di un periodo particolamente vivace ed interessante, in cui non sempre si è avuta consapevolezza dell’importanza storica di quanto stava avvenendo in Osservatorio. Proveremo a rileggere la storia di questa istituzione con uno sguardo più attento ai particolari.
Speaker: Vincenzo Sapienza (UNIPA)
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Titolo: X-ray emitting structures in the Vela SNR: Ejecta anisotropies and progenitor stellar wind residuals.
Abstract: L’esplosione di una stella massiva come supernova crea uno shock supersonico, detto forward shock, si propaga attraverso il mezzo interstellare (ISM) e un reverse shock colpisce e spazza il materiale appartenente alla stella progenitrice, che viene espulso a migliaia di km/s e prende il nome di ejecta.
L’interazione del forward shock con l’ISM e del reverse shock con gli ejecta riscalda il plasma fino a temperature alle quali il plasma emette nei raggi X.
Lo studio dell’emissione nei raggi X proveniente dai resti di supernova (SNR) fornisce un potente strumento per studiarli e da questo, indirettamente, dedurre i meccanismi che governano l’esplosione di una supernova, dal momento che questi non posso essere esplorati con osservazioni dirette, e vincolare il comportamento di stelle massive negli stadi finali della loro vita.
Il resto di supernova galattico delle Vele è una sorgente ideale per questo tipo di studi, essendo il resto di supernova più vicino a noi.
Esso mostra diversi frammenti di ejecta (o shrapnel) che protrudono dallo shock esterno.
Recenti studi hanno rivelato una abbondanza di silicio (Si) in due shrapnel (lo shrapnel A e lo shrapnel G), osservati in due punti del SNR quasi esattamente opposti rispetto al centro del SNR.
Questo suggerisce la presenza di una struttura a getto e contro-getto ricca di silicio, simile a quanto osservato nel SNR di Cassiopea A.
Per mettere alla prova questo scenario abbiamo analizzato una osservazione XMM-Newton di una regione luminosa nei raggi X, denominata “knot K” e localizzata subito dietro lo shrapnel G e lungo la congiungente degli shrapnel A e G, con il fine di studiarne le proprietà fisiche e chimiche per accertare la presenza di una struttura facente parte di questa possibile struttura a getto e contro-getto.
Abbiamo prodotto mappe del count-rate sottratte di background (e smussate adattivamente) e mappe di energia mediana dei fotoni e abbiamo effettuato un’analisi spettrale spazialmente risolta.
Abbiamo individuato la presenza di due strutture con diverse proprietà fisiche e chimiche all’interno del campo di vista.
La prima è marcatamente elongata in direzione delle congiungente degli shrapnel A e G (e del centro del SNR).
Il suo spettro nei raggi X è molto più soffice di quello degli shrapnel ricchi di Silicio e questo ostacola la determinazione della abbondanza di questo elemento, comunque le proprietà fisiche e chimiche sono consistenti con con gli shrapnel A e G.
La seconda struttura, che nell’osservazione si estende nella direzione nord-ovest sud-est, mostra una temperatura significativamente più alta e appare come un filamento sottile.
Analizzando dati di archivio ROSAT del resto abbiamo trovato che questo filamento appartiene ad una struttura su grandissima scala (∼20 pc) e coerente, che abbiamo identificato vicino al bordo ovest del SNR.
Abbiamo dunque ottenuto una descrizione approfondita della coda elongata dello shrapnel G lasciata dietro dal suo moto supersonico.
Inoltre abbiamo scoperto una struttura molto estesa che abbiamo interpretato come segno del’interazione tra il resto di supernova e il vento stellare della stella progenitrice.
Il peculiare rapporto Ne/O che abbiamo trovato potrebbe suggerire una progenitrice Wolf-Rayet per il resto di supernova delle Vele, tuttavia per affrontare questo aspetto serviranno ulteriori analisi.
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Speaker: Darius Modirrousta-Galian (UNIPA)
Title: RAPOC: the Rosseland and Planck opacity converter
A user-friendly and fast opacity program for Python
Abstract:
We present a novel code that converts the widely-used wavelength-dependent opacities of gaseous species into Rosseland and Planck mean opacities. RAPOC (Rosseland and Planck Opacity Converter) is a straightforward and efficient code that makes use of ExoMol data as well as any other user-defined data, provided that it is within the correct format. Furthermore, RAPOC has the useful ability of rapidly interpolating between discrete data points, therefore allowing for a complete incorporation within atmospheric models. In this paper we present the RAPOC code and compare its calculated Rosseland and Planck mean opacities with other values within the literature.
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Speaker: Sabina Ustamujiic (UNIPA)
Titolo: Modeling the mixed-morphology supernova remnant IC 443
Abstract: IC 443 is a mixed-morphology (MM) SNR located in a quite complex environment, interacting with atomic and molecular clouds. We investigated the origin of the morphology and multi-thermal X-ray emission observed in SNR IC 443 through the study of the effect of the inhomogeneous ambient medium in shaping its observed structure. We developed a 3D hydrodynamic model, which describes the interaction of the SNR with the environment, parametrized in agreement with the results of the multi-wavelength data analysis. We performed an ample exploration of the parameter space describing the model and, from the simulations, we synthesized the X-ray emission maps and spectra and compared them with actual X-ray data collected by XMM-Newton. Our model explains the origin of the complex X-ray morphology of SNR IC 443 in a natural way, with the ability to reproduce, for the first time, most of the observed features, including the centrally-peaked X-ray morphology (characteristic of MM SNRs) when considering the origin of the explosion at the position where the pulsar wind nebula CXOU J061705.3+222127 was at the time of the explosion. The observed inhomogeneous ambient medium is the main property responsible for the complex structure and the X-ray morphology, resulting in a very asymmetric distribution of the ejecta due to the off-centered location of the explosion inside the cavity formed by the clouds.
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Speaker: Gabriele Cozzo (UniPA)
Titolo: “Study of the accretion phenomena of T Tauri stars with the GRAVITY instrument”
Abstract
Accretion through circumstellar disks plays a fundamental role in the process of star formation. Characterising how accretion works in the context of young stellar objects will also help us to constrain the properties of the regions in which planets form and migrate. The accretion mechanism in low-mass pre-main-sequence stars (T Tauri Stars) is driven by the stellar magnetic field, which disrupts the disk at the magnetospheric radius, generally located at scales of order a few stellar radii. Almost bipolar field lines channel the material from the disk to the star, which ends with shocking at the stellar surface at near free-fall velocities. From decades, the technological improvement has driven the development of new ways to probe faint and distant objects as Classical T Tauri stars are and disentangle the multifarious physical processes involved in sustaining the stars’ evolution. The state-of-the-art in interferometry science has indeed attained unprecedented capabilities in terms of angular resolutions. This new potentiality, coupled with the purpose to understand the innermost regions of CTTSs, deserves a new approach to interpret data and manipulate information. This work addresses the ambition to lay the foundation of a new framework of observational data interpretation that sheds light on the capabilities of new-class interferometric instruments, like the Very Large Telescope Interferometer, in sampling and disentangling the physical conditions in which a star is born.
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Speaker: Ruggero Biondo (UniPA)
Titolo: Tracing the ICME plasma with a MHD simulation
Abstract:
The determination of the chemical composition of Interplanetary Coronal Mass Ejection (ICME) plasma is an open issue. More specifically, it is not yet fully understood how remote sensing observations of the solar corona plasma during solar disturbances evolve in plasma properties measured in-situ away from the Sun. The ambient conditions of the background interplanetary plasma are important for space weather because they influence the evolutions, arrival times and geo-effectiveness of the disturbances. The Reverse In-situ and MHD APproach (RIMAP) is a technique to reconstruct the heliosphere on the ecliptic plane (including the magnetic Parker spiral) directly from in situ measurements acquired at 1 AU. It combines analytical and numerical approaches, preserving the small-scale longitudinal variability of the wind flow-lines. In this work, we use RIMAP to test the interaction of an ICME with the interplanetary medium. We model the propagation of a homogeneous non-magnetized (i.e., with no internal flux rope) cloud starting at 800 km/s at 0.1 AU out to 1.1 AU. Our 3D MHD simulation made with the PLUTO MHD code shows the formation of a compression front ahead of the ICME, continuously driven by the cloud expansion. Using a passive tracer, we find that the initial ICME material does not fragment behind the front during its propagation, and we quantify the mixing of the propagating plasma cloud with the ambient solar wind plasma, which can be detected at 1 AU.
Speaker: Valerio Fardella (UNIPA)
Titolo: L’analisi delle atmosfere degli esopianeti. Come e perché.
relazione di Laurea triennale,
indirizzo Google Meet: meet.google.com/sxz-cctp-tsc
Abstract:
La composizione chimica dell’atmosfera di un esopianeta può aiutare a capire quale siano la composizione e, a volte, l’evoluzione passata dell’esopianeta. L’atmosfera, se è presente, può essere osservata quando il pianeta transita davanti la sua stella. Lo spettro in trasmissione che si osserva in tal modo contiene informazioni sulle abbondanze presenti nell’atmosfera. Tuttavia, alcuni fenomeni fisici e chimici possono ostacolare significativamente la rilevazione di queste abbondanze. In questa presentazione vengono mostrati alcuni aspetti dell’osservazione ed analisi di uno spettro in trasmissione di un’atmosfera esoplanetaria e alcune delle informazioni che è possibile trarre da esso.
Ripetizione di tesi magistrale
Laureanda: Stefania Benanti
Titolo: Studio dell’emissione UV di un CME solare – Possibili estrapolazioni per la ricerca di CME stellari
Stanza Google meet: https://meet.google.com/sxz-cctp-tsc
Abstract: I CME stellari sono notoriamente difficili da osservare, tanto che a oggi non ci sono CME stellari effettivamente confermati ma solo una decina di candidati CME. Mentre identificazione, osservazione e studio dei CME solari è possibile grazie alla risoluzione spaziale, in mancanza di quest’ultima è necessario ricorrere a tecniche indirette per la ricerca dei CME stellari. In particolare si ricorre a tecniche basate sulla ricerca di componenti blueshiftate negli spettri stellari. Tale ricerca è attualmente effettuata prevalentemente in banda ottica, tuttavia potrebbe essere la banda UV quella più promettente. In questa tesi ho quindi scelto un particolare CME solare con lo scopo di studiarne le caratteristiche fisiche e determinare l’emissione totale in tutta la banda UV. Avendo infatti lo spettro totale atteso per il CME, quanto ricavato in questa tesi può essere riscalato per fare previsioni di quale dovrebbe essere l’emissione UV di un CME stellare in termini di spettro, luminosità e durata.
Relatrice: Costanza Argiroffi