Studio dell’attività stellare

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L’attività di una stella è strettamente legata al suo magnetismo. L’intenso campo magnetico che le stelle generano al loro interno fluisce attraverso la superficie della stella (fotosfera), formando diverse strutture magnetiche che interagiscono fra loro e con il gas che compone l’atmosfera stellare. Da questa interazione originano diversi fenomeni di attività, tra i quali macchie (spot), facole e flare (eventi impulsivi altamente energetici). L’intensa attività magnetica ha anche come conseguenza un aumento dell’emissione di radiazione ad alte energie (raggi X ed estremo ultravioletto, EUV), sia per effetto di fenomeni transienti come i flare, sia come emissione diffusa dalla parte più esterna e calda (milioni di gradi) dell’atmosfera stellare, la corona. Questa emissione presenta una variabilità su scale temporali che vanno da pochi minuti, per i fenomeni transienti, a diversi anni, in analogia con il ciclo solare.

 

La caratterizzazione di questi fenomeni è di particolare interesse per le scienze esoplanetarie, perché agiscono come sorgenti di rumore che contaminano le osservazioni: questo rumore modifica la radiazione elettromagnetica osservata su diverse scale temporali, rendendo complessa la stima dei parametri planetari. I fenomeni transienti come i flare agiscono a più livelli. Sono eventi impulsivi e imprevedibili che modificano drasticamente l’emissione in tutte le bande dello spettro elettromagnetico; vanno quindi caratterizzati sia per i loro effetti sulla radiazione che raggiunge il pianeta, sia in termini di frequenza, così da guidare le strategie osservative e ridurre la probabilità che un flare si verifichi durante un’osservazione. Inoltre, la radiazione stellare e, in generale, tutti i fenomeni ad alte energie che originano dalla stella (flare, Coronal Mass Ejection, radiazione X e UV) influenzano l’ambiente in cui evolve il pianeta attraverso l’interazione stella-pianeta [link], modificando le caratteristiche dell’atmosfera planetaria, come la sua stabilità rispetto alla fotoevaporazione o la sua composizione chimica attraverso i processi fotochimici [link].

 

Lo scopo di questo gruppo di lavoro è, da un lato, sviluppare modelli numerici avanzati in grado di descrivere i fenomeni superficiali, per ridurre il rumore nelle osservazioni; dall’altro, caratterizzare i fenomeni ad alte energie, per definire l’ambiente in cui evolve il pianeta e alcune caratteristiche della sua atmosfera.

Le attività del Gruppo EXOPA

• Attività ad alte energie:
  • Caratterizzazione dell’emissione X: studiamo l’attività stellare in banda X e la sua variabilità con osservazioni XMM-Newton e Chandra, su scale temporali da alcune ore fino a monitoraggi di diversi mesi.
  • Modellistica dell’emissione EUV: la componente ultravioletta dello spettro stellare, in particolare l’EUV, è difficile da osservare a causa dell’elevata estinzione del mezzo interstellare. Per questa componente serve quindi una modellistica accurata, che parte dalla caratterizzazione della componente X e, sfruttando la misura di emissione differenziale (DEM), ricava la porzione EUV dello spettro.
  • Frequenza ed energetica dei flare: tecniche di analisi sviluppate all’interno del gruppo permettono di individuare e caratterizzare i flare nelle curve di luce fotometriche (ad esempio TESS e Kepler). Sfruttando la forma attesa del profilo di un flare, con un rapido aumento dell’emissione ottica seguito da una diminuzione più lenta, siamo in grado non solo di identificare i flare, ma anche di ricavarne l’energia.
• Modellistica dell’attività: i fenomeni superficiali vengono studiati al fine di descriverne l’effetto da un punto di vista numerico. In tal senso il gruppo è particolarmente attivo nello sviluppo di modelli numerici per la descrizione dei vari aspetti dell’attività stellare (ad esempio PAStar).
• Correzione dell’attività: i modelli numerici vengono utilizzati per correggere gli effetti dell’attività nelle osservazioni:
  • Curve fotometriche: l’occultamento di macchie durante il transito esoplanetario può variare la profondità del transito, influenzando la stima del raggio esoplanetario.
  • Spettroscopia a bassa risoluzione: il segnale dovuto all’attività può mimare la presenza di alcune specie chimiche negli spettri in trasmissione, portando a una descrizione non corretta dell’atmosfera esoplanetaria.
  • Velocità radiali: la presenza di fenomeni superficiali, quali le macchie, altera le velocità radiali che otteniamo dagli spettri ad alta risoluzione, limitando la nostra capacità di scoprire e caratterizzare segnali planetari. Modellando l’effetto che tali fenomeni hanno sulla Cross-Correlation Function (CCF) possiamo rimuovere il contributo delle macchie dalle velocità radiali, evidenziando il segnale planetario.
• Parametri stellari: i modelli numerici vengono utilizzati per ricavare informazioni sulla stella:
  • Fotometria multibanda: poiché l’impronta di macchie e facole dipende dalla lunghezza d’onda, l’informazione simultanea degli strumenti multibanda permette di ricavarne la temperatura.
  • Fotometria dallo spazio: spot e facole impongono una modulazione della curva di luce che segue la rotazione stellare. I modelli predicono questa modulazione e permettono di ricavare alcune proprietà, quali il grado di copertura della superficie stellare o la vita media delle strutture.

Referenze principali

• “PAStar: A model for stellar surface from the Sun to active stars” [LINK AL PAPER], Petralia, Maldonado, Micela, 2025, Astronomy & Astrophysics, 694, A99
• “The GAPS programme at TNG. LII. Spot modelling of V1298 Tau using the SpotCCF tool” [LINK AL PAPER], Di Maio, Petralia, Micela et al., 2024, Astronomy & Astrophysics, 684, A239
• “Spot modelling through multi-band photometry: Analysis of V1298 Tau” [LINK AL PAPER], Biagini, Petralia, Di Maio et al., 2024, Astronomy & Astrophysics, 690, A386
• “A reanalysis of the LHS 1140 b atmosphere observed with the Hubble Space Telescope” [LINK AL PAPER], Biagini, Cracchiolo, Petralia et al., 2024, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 530, 105
• “Correcting Exoplanet Transmission Spectra for Stellar Activity with an Optimized Retrieval Framework” [LINK AL PAPER], Thompson, Biagini, Cracchiolo et al., 2024, The Astrophysical Journal, 960, 107
• “Exploring short-term stellar activity in M dwarfs: A volume-limited perspective”, Galletta, Colombo, Prisinzano, Micela, 2025, Astronomy & Astrophysics, 698, A180
• “X-ray variability of HD 189733 across eight years of XMM-Newton observations” [LINK AL PAPER], Pillitteri, Micela, Maggio et al., 2022, Astronomy & Astrophysics, 660, A75
• “Empirical Prediction of Plasma Emission Measure Distributions and X-Ray/Extreme-ultraviolet Spectra of Late-type Stars”, Maggio, Pillitteri, Sanz-Forcada, Micela, The Astrophysical Journal, 997, 42

Persone

	Alfredo Biagini Assegnista Email: alfredo.biagini @inaf.it ORCID: 0009-0003-4854-340X		Claudia Di Maio Ricercatore Email: claudia.dimaio @inaf.it ORCID: 0000-0002-8669-1150
	Gabriele Galletta Dottorando Email: gabriele.galletta @inaf.it ORCID: 0009-0002-4054-0813		Antonio Maggio Ricercatore Email: antonio.maggio @inaf.it ORCID: 0000-0001-5154-6108
	Giusi Micela Capo gruppo EXOPA Email: giusi.micela @inaf.it ORCID: 0000-0002-9900-4751		Antonino Petralia Ricercatore Email: antonino.petralia @inaf.it ORCID: 0000-0002-9882-1020
	Ignazio Pillitteri Ricercatore Email: ignazio.pillitteri @inaf.it ORCID: 0000-0003-4948-6550		Alexandra Thompson Borsista Email: alex.thompson.17 @ucl.ac.uk ORCID: 0000-0003-4128-2270

🇬🇧 English version

Stellar activity is closely linked to magnetism. The intense magnetic field generated inside stars emerges through the stellar surface (photosphere), forming magnetic structures that interact with each other and with the gas of the stellar atmosphere. This interaction gives rise to several activity phenomena, including spots, faculae and flares (highly energetic impulsive events). Strong magnetic activity also increases the emission of high-energy radiation (X-rays and extreme ultraviolet, EUV), both from transient phenomena such as flares and as diffuse emission from the outermost and hottest (millions of degrees) layer of the stellar atmosphere, the corona. This emission varies on timescales from a few minutes, for transient phenomena, to several years, analogous to the solar cycle.

Characterising these phenomena is particularly important for exoplanet science, because they act as noise sources that contaminate observations: this noise changes the observed electromagnetic radiation on different timescales, complicating the estimation of planetary parameters. Transient phenomena such as flares act on several levels. They are impulsive, unpredictable events that drastically change the emission across the whole electromagnetic spectrum; they must therefore be characterised both for their effects on the radiation reaching the planet and in terms of frequency, to guide observing strategies and reduce the probability of a flare occurring during an observation. Moreover, stellar radiation and, more generally, all high-energy phenomena originating from the star (flares, coronal mass ejections, X-ray and UV radiation) shape the environment in which the planet evolves through star-planet interaction [link], affecting the properties of the planetary atmosphere, such as its stability against photoevaporation or its chemical composition through photochemical processes [link].

The goal of this working group is, on the one hand, to develop advanced numerical models describing surface phenomena, to reduce the noise in observations; and on the other hand, to characterise high-energy phenomena, to define the environment in which the planet evolves and some properties of its atmosphere.

Figure 1 Left: the drop in stellar brightness during the planet’s transit, compared in three scenarios: a “quiet” star without spots (dashed blue line), dark spots only (green), and both dark spots and bright regions (orange). Centre and right: two “snapshots” of the star at the times marked by the blue arrows. The dashed black line shows the planet’s path, while the white circle shows its position and true size relative to the star.

Figure 2 Left: model of the CCF profile distorted by photospheric spots on the stellar disc (inset). Right: comparison between radial velocities from the standard pipeline (red) and those corrected with SpotCCF (coloured points) for a highly active star, showing a clear reduction of the signal scatter.

Figure 3 Modelling of a flare profile in a TESS light curve: observed data (black line), model profile (red line) and noise threshold (dashed green line) above which a signal is identified as a flare; blue + symbols mark the profile peaks.

EXOPA activities

• High-energy activity:
  • X-ray emission: we study stellar activity in the X-ray band and its variability with XMM-Newton and Chandra observations, on timescales from a few hours up to monitoring campaigns lasting several months.
  • EUV emission modelling: the ultraviolet part of the stellar spectrum, especially the EUV, is hard to observe because of strong interstellar extinction. This component therefore requires accurate modelling, which starts from the characterisation of the X-ray emission and, using the differential emission measure (DEM), derives the EUV part of the spectrum.
  • Flare frequency and energetics: analysis techniques developed within the group allow us to detect and characterise flares in photometric light curves (e.g. TESS and Kepler). Exploiting the expected shape of a flare profile, a rapid rise in optical emission followed by a slower decay, we can not only identify flares but also derive their energy.
• Activity modelling: surface phenomena are studied in order to describe their effects numerically. The group is particularly active in developing numerical models of the various aspects of stellar activity (e.g. PAStar).
• Activity correction: numerical models are used to correct the effects of activity in observations:
  • Photometric light curves: the occultation of spots during a transit can change the transit depth, biasing the estimate of the planetary radius.
  • Low-resolution spectroscopy: the activity signal can mimic the presence of some chemical species in transmission spectra, leading to an incorrect description of the planetary atmosphere.
  • Radial velocities: surface phenomena such as spots alter the radial velocities measured from high-resolution spectra, limiting our ability to discover and characterise planetary signals. By modelling their effect on the Cross-Correlation Function (CCF), we can remove the spot contribution from the radial velocities and reveal the planetary signal.
• Stellar parameters: numerical models are used to derive information about the star:
  • Multi-band photometry: since the imprint of spots and faculae depends on wavelength, simultaneous multi-band observations allow us to derive their temperature.
  • Space photometry: spots and faculae modulate the light curve with the stellar rotation. Models predict this modulation and allow us to derive properties such as the surface coverage of these structures or their lifetime.

Main references

• “PAStar: A model for stellar surface from the Sun to active stars” [PAPER LINK], Petralia, Maldonado, Micela, 2025, Astronomy & Astrophysics, 694, A99
• “The GAPS programme at TNG. LII. Spot modelling of V1298 Tau using the SpotCCF tool” [PAPER LINK], Di Maio, Petralia, Micela et al., 2024, Astronomy & Astrophysics, 684, A239
• “Spot modelling through multi-band photometry: Analysis of V1298 Tau” [PAPER LINK], Biagini, Petralia, Di Maio et al., 2024, Astronomy & Astrophysics, 690, A386
• “A reanalysis of the LHS 1140 b atmosphere observed with the Hubble Space Telescope” [PAPER LINK], Biagini, Cracchiolo, Petralia et al., 2024, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 530, 105
• “Correcting Exoplanet Transmission Spectra for Stellar Activity with an Optimized Retrieval Framework” [PAPER LINK], Thompson, Biagini, Cracchiolo et al., 2024, The Astrophysical Journal, 960, 107
• “Exploring short-term stellar activity in M dwarfs: A volume-limited perspective”, Galletta, Colombo, Prisinzano, Micela, 2025, Astronomy & Astrophysics, 698, A180
• “X-ray variability of HD 189733 across eight years of XMM-Newton observations” [PAPER LINK], Pillitteri, Micela, Maggio et al., 2022, Astronomy & Astrophysics, 660, A75
• “Empirical Prediction of Plasma Emission Measure Distributions and X-Ray/Extreme-ultraviolet Spectra of Late-type Stars”, Maggio, Pillitteri, Sanz-Forcada, Micela, The Astrophysical Journal, 997, 42

Team

	Alfredo Biagini Postdoctoral fellow Email: alfredo.biagini @inaf.it ORCID: 0009-0003-4854-340X		Claudia Di Maio Researcher Email: claudia.dimaio @inaf.it ORCID: 0000-0002-8669-1150
	Gabriele Galletta PhD student Email: gabriele.galletta @inaf.it ORCID: 0009-0002-4054-0813		Antonio Maggio Researcher Email: antonio.maggio @inaf.it ORCID: 0000-0001-5154-6108
	Giusi Micela Head of EXOPA Email: giusi.micela @inaf.it ORCID: 0000-0002-9900-4751		Antonino Petralia Researcher Email: antonino.petralia @inaf.it ORCID: 0000-0002-9882-1020
	Ignazio Pillitteri Researcher Email: ignazio.pillitteri @inaf.it ORCID: 0000-0003-4948-6550		Alexandra Thompson Research fellow Email: alex.thompson.17 @ucl.ac.uk ORCID: 0000-0003-4128-2270