Coronal Evolution of Solar-Like Stars: X-Ray Spectroscopy of Stars in Star-Forming Regions and the Solar Neighborhood

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1 Diss. ETH No Coronal Evolution of Solar-Like Stars: X-Ray Spectroscopy of Stars in Star-Forming Regions and the Solar Neighborhood A dissertation submitted to the SWISS FEDERAL INSTITUTE OF TECHNOLOGY ZURICH for the degree of Doctor of Sciences presented by ALESSANDRA SILVIA TELLESCHI Dipl. Phys. ETH born March 04, 1978 citizen of Lugano TI accepted on the recommendation of PD Dr. Manuel Güdel, examiner Prof. Dr. Arnold O. Benz, co-examiner Prof. Dr. Jan O. Stenflo, co-examiner 2007

2 Abstract Solar-like stars are strong X-ray emitters in both their pre-main sequence (PMS) and main-sequence (MS) phases. In analogy to the Sun, X-rays are thought to originate in a corona. However, in the case of pre-main sequence stars, accretion processes might influence the X-ray properties of the stars. In this thesis, results from X-ray spectroscopy of main-sequence solar analogs, pre-main sequence solar-like stars and a Herbig Ae/Be star are presented and discussed. All X-ray spectra have been obtained by the Reflection Grating Spectrometers (RGS) and the European Photon Imaging Cameras (EPIC) on board the XMM-Newton satellite. In the first part of the thesis, high-resolution (RGS) X-ray spectra of a sample of six main-sequence G-type stars with ages between 0.1 Gyr and 1.6 Gyr have been analyzed. Using individual spectral lines, the Emission Measure Distributions (EMD) and the coronal abundances have been derived. As a solar analog evolves, its rotation rate decreases and its internal magnetic dynamo weakens, resulting in a decrease of magnetic activity and a decrease of the star s X-ray luminosity. The mean coronal temperatures derived from the EMDs decrease from 10 MK for the youngest stars to 4 MK for the oldest star in our stellar sample. These results have been interpreted with a model in which the coronal emission is produced by a superposition of stochastically occurring flares; more active stars are found to require a larger range of flare energies than less active stars. Abundances change from an inverse First Ionization Potential (FIP) effect, where abundances with high FIP are enhanced with respect to abundances with low FIP, to a solar-like FIP effect at ages 0.3 Gyr. The analysis has then been extended to pre-main sequence stars in the Taurus-Auriga complex. The results presented here are part of a large survey, the XMM-Newton Extended Survey of the Taurus Molecular Cloud (XEST). High- and medium-resolution spectroscopy has been used to study the differences in the X-ray output of low-mass accreting stars (classical T Tauri Stars, CTTS) and non-accreting stars (weak-line T Tauri stars, WTTS). For nine PMS stars, high-resolution RGS spectra were obtained. For two accreting stars, BP Tau and AB Aur, the electron densities were derived from the O vii triplets. Using the O vii/o viii flux ratio to quantify the cool plasma, a soft excess has been discovered; this feature seems to be a general feature in the v

3 vi Abstract spectra of CTTS, but is not present in WTTS and zero-age main-sequence stars. In BP Tau, the O vii triplet suggests high electron densities for this cool plasma (n e = cm 3 ), a signature that at least part of the X-ray emission might originate in accretion shocks. However, low electron densities (n e < cm 3 ) are inferred for the accreting Herbig star AB Aur. No significant, systematic differences are present between the abundances of accreting and non-accreting stars. Rather, the Ne/Fe coronal abundance ratio is a function of spectral type. It systematically increases from G to early M stars. In a second approach, results from the medium-resolution EPIC spectra have been used to study systematics in the X-ray properties of CTTS and WTTS. Both CTTS and WTTS are found to be saturated in X-rays, i.e., the X-ray luminosity (L X ) is proportional to the stellar bolometric luminosity (L ), but the saturation level is different: for CTTS, L X = ±0.05 L while for WTTS, L X = ±0.06 L. Furthermore, WTTS are more X-ray luminous than CTTS by a factor of 2. A correlation between the average coronal temperature, T av, and L X is present in WTTS but not in CTTS; overall, CTTS coronae are hotter than those of WTTS for low L X. The X-ray emission of WTTS is found to be consistent with the coronal emission of main-sequence stars, whereas CTTS show a soft excess in high-resolution spectra, a lower X-ray activity, and generally hotter coronae in medium-resolution spectra. A model is proposed in which accreting material penetrates magnetic structures and cools them to temperatures that are no longer accessible by X-ray CCD detectors. This would reduce the L X determined from CCD spectra while would produce a soft excess that dominates the long-wavelength line spectra in grating spectrometers. The high-resolution spectrum of the Herbig Ae/Be star AB Aur has been studied separately. The X-ray generation in Herbig stars is so far unexplained. AB Aur displays a soft spectrum characteristic of plasma at 1 6 MK. The X-ray light curve displays variability with a period of 42 hours. AB Aur s X-rays could be generated in a corona or in a magnetically confined wind. The latter alternative is supported by periodicities of optical lines formed in the wind, whose periods are consistent with the X-ray period. Initial results from five XMM-Newton observations of the Chamaeleon I star-forming region are presented. The X-ray properties of CTTS and WTTS are analogous to those reported from the Taurus Molecular Cloud, except that both CTTS and WTTS indicate a similar X-ray saturation level (L X L ). Comparing the hydrogen column densities (N H ) found from the spectral fits with the corresponding infrared extinctions (A J ), N H /A J ratios significantly below the galactic values are found. This suggests a larger grain size of the dust in the vicinity of the Chamaeleon I stars.

4 Riassunto Evoluzione della corona di stelle simili al Sole: spettroscopia a raggi X di stelle in regioni di formazione stellare e nei dintorni del Sole Le stelle di pre-sequenza o di sequenza principale simili al Sole sono intense sorgenti di raggi X. Si ritiene che i raggi X siano prodotti nella corona di queste stelle, in analogia con quanto osservato nel Sole. Tuttavia, nelle stelle di presequenza, i processi di accrescimento possono influenzare l emissione di raggi X. In questa tesi vengono presentati i risultati ricavati dallo studio di spettri a raggi X di stelle di sequenza principale analoghe al Sole, stelle di pre-sequenza simili al Sole e una stella Herbig Ae/Be. Gli spettri X sono stati ottenuti con gli strumenti Reflection Grating Spectrometers (RGS) e European Photon Imaging Cameras (EPIC) che si trovano a bordo del satellite XMM-Newton. Nella prima parte di questa tesi, sono stati analizzati gli spettri ad alta risoluzione di sei stelle di sequenza principale appartenenti alla classe spettrale G. Tali stelle hanno età differenti comprese tra 0.1 miliardi di anni (Ga) e 1.6 Ga. Utilizzando il flusso delle diverse linee spettrali, sono state ricavate la Distribuzione di Emissione di Massa (DEM) e le abbondanze degli elementi presenti nelle corone. Mentre una stella invecchia, la velocità di rotazione diminuisce, così che la dinamo interna viene inibita, causando una diminuzione dell attività magnetica e della luminosità X. La temperatura della corona, ottenuta dalle DEM, diminuisce da 10 MK per le stelle più giovani a 4 MK per le stelle più evolute presentate in questo studio. Questi risultati sono stati interpretati con un modello in cui l emissione della corona è costituita da una sovrapposizione di brillamenti ( flares in inglese) distribuiti stocasticamente. Secondo questo modello, le stelle più attive necessitano brillamenti con una gamma di energie più ampia. Le abbondanze degli elementi cambiano da una distribuzione in cui gli elementi con un Primo Potenziale di Ionizzazione (PPI) più elevato sono più abbondanti degli elementi con un minore PPI, ad una distribuzione simile a quella trovata nella corona del Sole, dove gli elementi con un basso PPI sono più abbondanti degli elementi con un PPI più alto. Questo cambiamento avviene ad un età stellare di 0.3 Ga. Abbiamo successivamente esteso la nostra ricerca a stelle di pre-sequenza che si trovano nella regione del Toro-Auriga. I risultati qui presentati fanno vii

5 viii Riassunto parte di un progetto più esteso chiamato XMM-Newton Extended Survey of the Taurus Molecular Cloud (XEST). Utilizzando la spettroscopia a raggi X ad alta e media risoluzione, sono state studiate le differenze nella produzione di raggi X tra stelle che accrescono (solitamente chiamate CTTS) e stelle che non accrescono (WTTS). Per nove stelle di pre-sequenza sono stati ottenuti spettri ad alta risoluzione. Per due CTTS è stato possibile misurare la densità degli elettroni utilizzando le tre linee spettrali dell O vii. Utilizzando il rapporto tra i flussi misurati nelle linee dell O vii con quelli misurati nelle linee dell O viii è stato possibile determinare la quantità di plasma che si trova a temperature relativamente basse. Un eccesso di plasma a temperature basse è stato rilevato in tutte le CTTS, ma non nelle WTTS e nelle stelle appena entrate nella sequenza principale. Le tre linee dell O vii nello spettro di BP Tau suggeriscono una densità degli elettroni particolarmente alta (n e = cm 3 ) mentre le stesse linee nello spettro della stella Herbig AB Aur sono coerenti con una bassa densità (n e < cm 3 ). Non sono state trovate differenze significative tra le abbondanze degli elementi delle CTTS e delle WTTS. Inoltre l abbondanza del Ne è risultata 4 6 volte superiore all abbondanza del Fe in tutte le stelle della classe spettrale K e M, mentre l abbondanza del Fe è maggiore nelle stelle di tipo G. Sono in seguito state analizzate le proprietà delle stelle che accrescono e delle stelle che non accrescono utilizzando spettri a media risoluzione ottenuti con EPIC. In entrambi i tipi di stelle la luminosità X (L X ) è risultata proporzionale alla luminosità bolometrica della stella (L ), indicando una saturazione dell emissione X. I livelli di saturazione sono però diversi: per le CTTS L X = ±0.05 L bol, mentre per le WTTS L X = ±0.06 L bol. Le WTTS risultano inoltre essere un fattore 2 più luminose a raggi X delle CTTS. È stata rilevata una correlazione tra la temperatura media delle corone (T av ) e L X nelle WTTS ma non nelle CTTS; le CTTS risultano avere temperature più elevate anche quando hanno luminosità X basse. In conclusione, l emissione osservata delle WTTS è coerente con l emissione osservata nelle corone di stelle giovani di sequenza principale. D altra parte, l emissione osservata delle CTTS rivela un eccesso di plasma a basse temperature negli spettri ad altra risoluzione, mentre le temperature sono in media più alte e le luminsità in media più basse negli spettri a media risoluzione. È possibile spiegare questi risultati utilizzando un modello in cui il materiale di accrescimento penetra nelle strutture magnetiche della corona e le raffredda a temperature che non possono più essere misurate con i detettori CCD di EPIC. In questo caso, la luminsità L X diminuirebbe e verrebbe prodotto un eccesso di emissione a temperature più basse che potrebbe venir misurato solo in spettri ad alta risoluzione, in cui è possibile misurare le linee spettrali che si formano a tali temperature. Lo spettro ad alta risoluzione della stella Herbig Ae/Be AB Aur è presentato separatamente. La produzione di raggi X in questo tipo di stelle rimane

6 Riassunto ix tuttora inspiegata. Lo spettro di AB Aur rivela plasma relativamente freddo (1 6 MK), mentre la curva di luce mostra variabilità con un periodo di 42 ore. L emissione X può essere stata prodotta in una corona, oppure in venti stellari confinati dai campi magnetici. Quest ultima alternativa è supportata dai periodi misurati in alcune linee dello spettro ottico e prodotte dai venti stellari: tali periodi sono infatti coerenti con il periodo misurato nella curve di luce X. Nel capitolo 6 sono presentati i risultati preliminari di uno studio, composto da 5 osservazioni ottenute con XMM-Newton, della regione di formazione stellare del Camaleonte I. Le proprietà dell emissione X di CTTS e WTTS sono risultate simili a quelle ottenute nel Toro, tranne che in questo caso le CTTS e WTTS si trovano allo stesso livello di saturazione dell emissione X (L X L ). Confrontando l assorbimento fotoelettrico (espresso in densità di colonna dell idrogeno, N H ) misurato negli spettri con l estinzione nell infrarosso (A J ) corrispondente, sono stati trovati valori di N H /A J parecchio inferiori a quelli galattici. Ciò potrebbe suggerire che nel Camaleonte I si trovano granelli di polvere stellare di dimensioni superiori rispetto alla norma.