Spettroscopia IR e millimetrica nello studio della formazione

Spettroscopia IR e millimetrica nello studio della formazione stellare Antonella Natta Osservatorio Astrofisico di Arcetri - Firenze

Spettroscopia IR e millimetrica nello studio della formazione stellare Ø Introduzione alla formazione stellare Ø Righe di emissione e di assorbimento Ø Spettri molecolari nel mezzo interstellare Ø Ghiacci e grani di polvere Lunedi’ 7 maggio: 11. 30 -13 Martedi’ 8 maggio: 11. 30 -13 16. 30 -18 Lunedi’ 14 maggio: 11. 30 -13 14. 30 -16

Le stelle si formano nelle nubi molecolari

La formazione stellare nella Galassia e’ un processo poco efficiente � Quante stelle si formano nella Galassia oggi? – Circa 3 Msun/anno � Se tutte le nubi molecolari giganti note collassassero in freefall, si formerebbero stelle a un tasso di 300 Msun/anno � Le nubi molecolari giganti non sono “unita” in collasso: – Struttura disomogenea (frattale? ), moti altamente supersonici – Supporto magnetico � All’interno, si formano “cores” densi e con moti subsonici, con massa >MJeans

Le stelle si formano nelle nubi molecolari

Stelle di massa solare (dalle nane brune a 3 -4 Msun)

Il criterio di Jeans generalizzato M jeans T 3/2 n -1/2 sun per T=10 K, n=104 cm-3

Una stella ha a disposizione un tempo di free-fall per raggiungere la sua massa finale ~ 105 y n 5 - 1/2

Il collasso di una sfera isoterma Il collasso comincia dalla zona centrale r = cs 2/2 p. GR 2

Dal punto di vista osservativo … � I cores molecolari sono freddi • � T ~ 10 K E densi • n ~ 10 5 - 10 6 cm -3

Perche’ si forma un disco? I cores ruotano: Conservazione del momento angolare r 2 Streamlines Raggio centrifugo: (conservazione del momento angolare) Densita’ o mp ore e t c il on utto il c sce e t cre a ch sciuto o sin accre e’

� I dischi accompagnano la stella nella fase iniziale di formazione • • • Collasso del core molecolare Formazione di un nucleo in equilibrio idrostatico al centro Crescita in massa del nucleo centrale La massa e’ nel core in collasso � E nella fase di evoluzione di presequenza • • La stella ha (circa) la sua massa finale Il disco contiene una frazione piccola (<10%) della massa La massa e’ nella stella

Evoluzione pre-sequenza principale Ø Le stelle derivano la loro energia dalla contrazione gravitazionale Ø Nella fase di presequenza una stella e’ piu’ luminosa che in sequenza principale Ø In una regione di formazione stellare, le stelle popolano la regione del diagramma HR sopra la sequenza principale PMS stars in L 1616: Alcalà et al. 2004

Dischi di accrescimento in stelle di pre-MS � Dischi viscosi: – il gas accresce sulla stella centrale – Il momento angolare e’ trasportato all’infuori (viscosita’, a-disks) – col tempo, la massa del disco decresce e il suo raggio aumenta � La stella domina la massa del sistema – Il disco e’ in rotazione kepleriana

Densita’ Tutta la materia e’ nel midplane q Equilibrio idrostatico (tra la componente verticale della gravita’ stellare e la pressione termica) nella direzione verticale q La densita’ ha un profilo gaussiano nella direzione verticale : q I dischi sono geometricamente sottili

Temperatura: riscaldamento viscoso d o b k- c a l B T R- 3/4 k is d y

Temperatura: riscaldamento dalla radiazione stellare Dominante nella fase di pre-MS T R- 3/4 1/2 La superficie e’ piu’ calda del midplane

I dischi sono freddi, densi e molto opachi br mi dp 2. 3 ow Ms un nd wa rf Mdisk~6% Mstar Sono anche molto neutri sur fac Ceccarelli & Dominik 2005 e lan e

Cio’ nonostante, I campi magnetici sono importanti � I dischi sono permeati da due diversi tipi di campo magnetico – Campo fossile (del core) – Campo stellare (dinamo? ) l disco a d a i r i mate d e n o i Espuls ella t s ulla s a eri t a di m o t en m i c res c c A üIl campo stellare puo’ produrre sia accrescimento che espulsione di materia üIl campo fossile solo espulsione

Accrescimento e Perdita di Massa � Il fenomeno di perdita di massa è sempre associato all’accrescimento Gueth & Guilloteau 1999

Evoluzione dei dischi durante la fase di PMS: quanto vivono i dischi? � Qualche milione di anni, ma con una grande dispersione � Consistente con il tempo scala viscoso

Ci sono dischi che prima di sparire formano pianeti � Col tempo il disco di accrescimento cede il passo alla comparsa dei sistemi planetari e dischi di detriti HR 4796 A Evacuated inner disk – 15 Myr MID-IR: Koerner et al. 1998 Pic Debris disk – 100 Myrs Scattered light: Burrows et al. 1995

Ma non tutti i dischi formano pianeti – Evoluzione viscosa: il disco viene “mangiato” dalla stella – Fotoevaporazione causata dalla stella centrale – Interazioni dinamiche varie 10% ? ?

Sommario � Tutte le stelle si formano dal collasso gravitazionale di cores molecolari – Stelle O? – Oggetti di massa planetaria? � Ingredienti principali: – Cores molecolari – Dischi circumstellari � Le diverse fasi della formazione stellare sono caratterizzate da alta densita’ e bassa temperature