La nascita delle stelle massicce osservazioni e problemi

La nascita delle stelle massicce: osservazioni e problemi (* massiccia M*>10 M⊙ L*>104 L⊙ B 3 -O) 1) 2) 3) 4) 5) 6) Formazione stellare: i siti Formazione stellare: interrogativi e teoria Stelle di grande e piccola massa: differenze Le stelle massicce: problemi osservativi Le stelle massicce: dove si formano Le stelle massicce: come si formano

Dove si formano le stelle • Gas interstellare: atomico (H) o molecolare (H 2) + 1% polvere • Gas atomico: riga a 21 cm dell’idrogeno • Gas molecolare: H 2 non osservabile + molecole varie con n(X)/n(H 2)<10 -4 ma osservabili! Righe rotazionali di CO, ecc. • Polvere: emissione continua “termica’’ - ogni grano emette/assorbe come un corpo nero assorbimento nell’ottico, emissione dal 1 micron (IR) a 1 mm stelle giovani immerse in gas+ polvere visibili solo nell’IR gas molecolare = emissione IR le stelle nascono nel gas molecolare nubi molecolari

GALASSIA Ottico: stelle & polvere CO ( H 2): nubi molecolari H: nubi atomiche far-IR: polvere calda

La formazione stellare: interrogativi e teoria • Problema: gravitazione GMCs >> pressione termica GMCs instabili tasso formazione stellare stimato = = M(GMCs)/t(free-fall) = 109 Msun/106 yr = = 1000 Msun/yr >> 3 Msun/yr osservato! • Soluzione: GMCs turbolente + campo magnetico maggiore stabilità ed evoluzione più lenta: diffusione ambipolare con t(amb. diff. ) = 10 -100 t(free-fall) Formazione di “clump’’ isotermi instabili Collasso “inside-out’’ su protostella al centro del clump Protostella: L* = GM* d. M/dt / R*

Stelle < 8 MO sub-mm clump isotermo instabile far-IR accrescimento su protostella near-IR formazione disco & outflow ottico+NIR disco senza accrescimento ottico disco protoplanetario

Stelle > 8 MO sub-mm clump isotermo instabile far-IR accrescimento su protostella near-IR formazione disco & outflow ottico+NIR disco senza accrescimento ottico disco protoplanetario

Formazione di stelle di alta e piccola massa Due meccanismi: Accrescimento sulla protostella: Inviluppo statico: n R-2 Zona in caduta: n R-3/2 tacc= M*/(d. Macc/dt) n R-2 n R-3/2 Contrazione della protostella: t. KH=GM 2/R*L* – Stelle > 8 Msun: t. KH > tacc – Stelle < 8 Msun: t. KH < tacc Le stelle massicce si formano in fase di accrescimento

Formazione di stelle di alta e piccola massa Due meccanismi: Accrescimento sulla protostella: Inviluppo statico: n R-2 Zona in caduta: n R-3/2 tacc= M*/(d. Macc/dt) n R-2 n R-3/2 Contrazione della protostella: t. KH=GM 2/R*L* – Stelle > 8 Msun: t. KH > tacc – Stelle < 8 Msun: t. KH < tacc Le stelle massicce si formano in fase di accrescimento

Palla & Stahler (1990) t. KH=tacc d. M/dt=10 -5 MO/yr le pa ci rin a. P nz e qu Se Sole

Problema: Venti stellari + pressione di radiazione + flusso ionizzante fermano l’accrescimento oltre M*=8 Msun come si formano M*>8 M⊙ ? Soluzioni: i. Accrescimento con d. M/dt(M*>8 M⊙) >> d. M/dt(M* <8 M⊙) ii. Accrescimento mediante dischi (+outflows) iii. “Merging’’ di molte stelle con M*< 8 M⊙

Conclusione: Sono necessarie osservazioni dell’ambiente in cui si formano le stelle di grande massa per capire quale meccanismo sia plausibile.

Osservazioni di regioni di formazione di stelle massicce • Inconvenienti: § § § immerse in gas e polvere difficili da osservare d. N/d. M M-2. 35 rare: N(1 MO) = 100 N(10 MO) molto distanti: >300 pc, tipicamente alcuni kpc si formano in ammassi confusione evoluzione rapida: tacc=20 MO /10 -3 MOyr-1=2 104 yr alterano violentemente la nube molecolare • Vantaggi: § molto luminose (cont. & riga) e ricche (molecole)!

La ricerca delle protostelle massicce Necessità di un tracciante e di un campione di oggetti 1) Tracciante: alta densità e temperatura righe di alta eccitazione, molecole rare, continuo (sub)mm 2) Campione: sorgenti associate a stelle O-B: a) Regioni HII: le stelle OB si formano in ammassi b) Maser H 2 O senza free-free senza regione HII c) Sorgenti far-IR (IRAS) luminose (senza H 2 O e regione HII) massicce e giovani

IRAM Plateau de Bure Osservazioni IRAM Pico Veleta AV > 10 radio near. IR • Bassa risoluzione angolare = antenna singola = 10” 2’ Effelsberg, Nobeyama, IRAM, JCMT, CSO, NRAO NH 3, CO, 13 CO, CS, C 34 S, CH 3 C 2 H, CN, HCO+, … • Alta risoluzione angolare = interferometri = 0. 3” 4” VLA, IRAM, Nobeyama, OVRO, BIMA, VLBI NH 3, CH 3 CN, CH 3 OH, Si. O, HCO+, H 2 O, continuo

Risultati Oggetti osservati immersi in “clump’’ densi: 1 pc, 50 K, 105– 106 cm-3, 103– 104 M⊙ Piccoli “core’’densi e caldi (“hot cores’’), vicini agli oggetti osservati: 0. 1 pc, >107 cm-3, 40– 200 K, 10– 103 M⊙

Clump UC HII Hot Core

Clump Hot Core

Clumps Rivelati in tutte le righe osservate oggetti reali! • Mclump>Mviriale non in equilibrio • TK R-0. 5 sorgente di radiazione interna • n. H 2 R-2. 6 sull’orlo del collasso • d. Macc/dt = Mclump/tff = 10 -3– 10 -2 M⊙/y tasso di accrescimento (dedotto) molto alto i clump possono essere instabili su t(free-fall)∼ 105 y l’accrescimento può alimentare la formazione stellare nei clump

Clumps Rivelati in tutte le righe osservate oggetti reali! • Mclump>Mviriale non in equilibrio • TK R-0. 5 sorgente di radiazione interna • n. H 2 R-2. 6 sull’orlo del collasso • d. Macc/dt = Mclump/tff = 10 -3– 10 -2 M⊙/y tasso di accrescimento (dedotto) molto alto i clump possono essere instabili su t(free-fall)∼ 105 y l’accrescimento può alimentare la formazione stellare nei clump

TK R-0. 5

Clumps Rivelati in tutte le righe osservate oggetti reali! • Mclump>Mviriale non in equilibrio • TK R-0. 5 sorgente di radiazione interna • n. H 2 R-2. 6 sull’orlo del collasso • d. Macc/dt = Mclump/tff = 10 -3– 10 -2 M⊙/y tasso di accrescimento (dedotto) molto alto i clump possono essere instabili su t(free-fall)∼ 105 y l’accrescimento può alimentare la formazione stellare nei clump

n. H 2 R-2. 6

Clumps Rivelati in tutte le righe osservate oggetti reali! • Mclump>Mviriale non in equilibrio • TK R-0. 5 sorgente di radiazione interna • n. H 2 R-2. 6 sull’orlo del collasso • d. Macc/dt = Mclump/tff = 10 -3– 10 -2 M⊙/y tasso di accrescimento (dedotto) molto alto i clump possono essere instabili su t(free-fall)∼ 105 y l’accrescimento può alimentare la formazione stellare nei clump

Hot Cores (HCs) “Hot (100– 200 K) cores’’ dentro i clump • • maser H 2 O e righe di alta energia alta n. H 2 e TK molte molecule rare evaporazione dai grani TK R-3/4 sorgente di energia interna LIRAS 104 L⊙ (proto)stelle massicce (OB) alcuni HCs contengono UC HIIs! stelle massicce HCs in rotazione dischi di accrescimento flussi molecolari bipolari (outflows) accrescimento HCs contengono (proto)stelle OB in formazione

Hot Cores (HCs) “Hot (100– 200 K) cores’’ dentro i clump • • maser H 2 O e righe di alta energia alta n. H 2 e TK molte molecule rare evaporazione dai grani TK R-3/4 sorgente di energia interna LIRAS 104 L⊙ (proto)stelle massicce (OB) alcuni HCs contengono UC HIIs! stelle massicce HCs in rotazione dischi di accrescimento flussi molecolari bipolari (outflows) accrescimento HCs contengono (proto)stelle OB in formazione

Hot Cores (HCs) “Hot (100– 200 K) cores’’ dentro i clump • • maser H 2 O e righe di alta energia alta n. H 2 e TK molte molecule rare evaporazione dai grani TK R-3/4 sorgente di energia interna LIRAS 104 L⊙ (proto)stelle massicce (OB) alcuni HCs contengono UC HIIs! stelle massicce HCs in rotazione dischi di accrescimento flussi molecolari bipolari (outflows) accrescimento HCs contengono (proto)stelle OB in formazione

Hot Cores (HCs) “Hot (100– 200 K) cores’’ dentro i clump • • maser H 2 O e righe di alta energia alta n. H 2 e TK molte molecule rare evaporazione dai grani TK R-3/4 sorgente di energia interna LIRAS 104 L⊙ (proto)stelle massicce (OB) alcuni HCs contengono UC HIIs! stelle massicce HCs in rotazione dischi di accrescimento flussi molecolari bipolari (outflows) accrescimento HCs contengono (proto)stelle OB in formazione

Esempio di disco + outflow core disk outflow

Gibb et al. (2002) Olmi et al. (2003) Olmi et al. (1996) Furuya et al. (2002) Beltran et al. (2004)

Furuya et al. (2002) Beltran et al. (2004)

CH 3 CN(12 -11) Gibb et al. (2002) Olmi et al. (2003) Beltran et al. (2005)

Olmi et al. (1996) Beltran et al. (2004) 1200 AU

IRAS 20126+4104 M*=7 et Mal. ; O Moscadelli et al. Cesaroni moti propri maser H 2 O

Hot Cores (HCs) “Hot (100– 200 K) cores’’ dentro i clump • • maser H 2 O e righe di alta energia alta n. H 2 e TK molte molecule rare evaporazione dai grani TK R-3/4 sorgente di energia interna LIRAS 104 L⊙ (proto)stelle massicce (OB) alcuni HCs contengono UC HIIs! stelle massicce HCs in rotazione dischi di accrescimento flussi molecolari bipolari (outflows) accrescimento HCs contengono (proto)stelle OB in formazione

Possibile sequenza evolutiva I. III. IV. V. pre-HC: d. Macc/dt 10 -5 M⊙/y sopprime regione HII; e. g. IRAS 23385+6053: 104 L⊙, 40 K, 370 M⊙ HC: outflow+disco, accrescimento non-spherico? e. g. IRAS 20126+4104: 104 L⊙, 200 K, 10 M⊙ HC+ piccola regione HII: outflow+disco residuo, inizia espansione regione HII; e. g. G 10. 47+0. 03: 5 105 L⊙, 200 K, 103 M⊙ HC+regione HII: outflow residuo, regione HII distrugge HC; e. g. G 5. 89 -0. 39: 7 105 L⊙, 100 K, 3 103 M⊙

IRAS 23385+6053

Possibile sequenza evolutiva I. III. IV. V. pre-HC: d. Macc/dt 10 -5 M⊙/y sopprime regione HII; e. g. IRAS 23385+6053: 104 L⊙, 40 K, 370 M⊙ HC: outflow+disco, accrescimento non-spherico? e. g. IRAS 20126+4104: 104 L⊙, 200 K, 10 M⊙ HC+ piccola regione HII: outflow+disco residuo, inizia espansione regione HII; e. g. G 10. 47+0. 03: 5 105 L⊙, 200 K, 103 M⊙ HC+regione HII: outflow residuo, regione HII distrugge HC; e. g. G 5. 89 -0. 39: 7 105 L⊙, 100 K, 3 103 M⊙

Possibile sequenza evolutiva I. III. IV. V. pre-HC: d. Macc/dt 10 -5 M⊙/y sopprime regione HII; e. g. IRAS 23385+6053: 104 L⊙, 40 K, 370 M⊙ HC: outflow+disco, accrescimento non-spherico? e. g. IRAS 20126+4104: 104 L⊙, 200 K, 10 M⊙ HC+ piccola regione HII: outflow+disco residuo, inizia espansione regione HII; e. g. G 10. 47+0. 03: 5 105 L⊙, 200 K, 103 M⊙ HC+regione HII: outflow residuo, regione HII distrugge HC; e. g. G 5. 89 -0. 39: 7 105 L⊙, 100 K, 3 103 M⊙

Possibile sequenza evolutiva I. III. IV. V. pre-HC: d. Macc/dt 10 -5 M⊙/y sopprime regione HII; e. g. IRAS 23385+6053: 104 L⊙, 40 K, 370 M⊙ HC: outflow+disco, accrescimento non-spherico? e. g. IRAS 20126+4104: 104 L⊙, 200 K, 10 M⊙ HC+ piccola regione HII: outflow+disco residuo, inizia espansione regione HII; e. g. G 10. 47+0. 03: 5 105 L⊙, 200 K, 103 M⊙ HC+regione HII: outflow residuo, regione HII distrugge HC; e. g. G 5. 89 -0. 39: 7 105 L⊙, 100 K, 3 103 M⊙

Conclusioni Le (proto)stelle massicce sono associate a: • grandi tassi di accrescimento • flussi molecolari e dischi circumstellari Le stelle massicce possono formarsi per accrescimento.