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
Introduzione alla formazione stellare
Righe di emissione e di assorbimento
Spettri molecolari nel mezzo interstellare
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 -1/2sun per T=10 K, n=104 cm-3
Una stella ha a disposizione
un tempo di free-fall per
raggiungere
la sua massa finale
5
~ 10 y
-1/2
n5
Il collasso di una sfera isoterma
Il collasso comincia dalla zona centrale
r = cs2/2pGR2
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 r2
Streamlines
Raggio centrifugo:
(conservazione del momento angolare)
Densita’
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
Le stelle derivano la
loro energia dalla
contrazione
gravitazionale
Nella fase di presequenza una stella e’
piu’ luminosa che in
sequenza principale
In una regione di
formazione stellare, le
stelle popolano la
regione del diagramma
HR sopra la sequenza
principale
PMS stars in L1616:
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
Equilibrio idrostatico (tra la componente verticale della gravita’
stellare e la pressione termica) nella direzione verticale
La densita’ ha un profilo gaussiano nella direzione verticale :
I dischi sono geometricamente sottili
Temperatura: riscaldamento viscoso
T R- 3/4
Temperatura: riscaldamento dalla
radiazione stellare
Dominante nella fase di pre-MS
T R- 3/41/2
La superficie e’ piu’ calda del midplane
I dischi sono freddi, densi e molto opachi
Ceccarelli & Dominik 2005
Mdisk~6% Mstar
Sono anche molto neutri
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?)
Il campo stellare puo’ produrre sia accrescimento che espulsione di materia
Il 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 – 15Myr
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
