stelle - Osservatorio di Arcetri

La formazione stellare Galattica:
osservazioni in banda radio
• Il mezzo interstellare: dove si formano le stelle
• Il processo di formazione: come si formano le
stelle
• Utilità/necessità osservazioni radio
• Cosa si ricava dalle osservazioni radio
• Esempi di risultati osservativi
Mezzo interstellare
• Massa gas molecolare Galassia: 2 109 MO = 1% massa
totale Galassia (nei bracci a spirale, da compressione
idrogeno atomico)
• Composizione: idrogeno molecolare H2 + molte (>100)
altre molecole, ma molto rare: CO è la più abbondante
n(CO)/n(H2) = 10-4 !
• Polvere 1% del gas in massa
Tuttavia nubi molecolari, molecole rare e polvere sono
molto importanti!
Dove si formano le stelle
• Nubi molecolari: 10-100 pc; 10 K;
102-103 cm-3; Av=1-10; CO, 13CO,
nCO/nH2=10-4
• Clump: 1 pc;
50 K; 105 cm-3;
AV=100; CS, C34S, nCS/nH2=10-8
• Core: 0.1 pc; 100 K; 107 cm-3;
AV=1000; molecole esotiche,
nX/nH2=10-10
• (proto)stelle: emissione IR, righe
molecolari, regioni HII
Come si formano le stelle
No collasso omologo, ma:
Accrescimento su protostella:
Inviluppo statico: nR-2
Nucleo in free-fall: nR-3/2
tacc= M*/(dMacc/dt)
Contrazione protostella:
tKH=GM2/R*L*
– Stella < 8 Msun: tKH > tacc
– Stella > 8 Msun: tKH < tacc
nR-2
nR-3/2
Palla & Stahler (1990)
tKH=tacc
dM/dt=10-5 MO/yr
Sole
stelle < 8MO
sub-mm
nucleo denso instabile
+ far-IR
accrescimento su protostella
+ mid-IR
formazione disco + outflow
visibile+NIR
disco senza accrescimento
visibile
disco protoplanetario
stelle > 8MO
sub-mm
nucleo denso instabile
(sub)mm –
far-IR
accrescimento su
(proto)stella
radio cm –
mid-IR
formazione regione HII
+…
accrescimento?
?
disco?
outflow?
A che frequenza si osserva
• Le stelle si formano in nuclei molecolari ricchi
di polvere  τ >> 1 per λ < 100 μm 
osservazioni radio – far-IR necessarie
• Gas molecolare  righe rotazionali  λ < 1cm
• Polvere  emissione termica T ≈ 20 – 100 K
 mm – IR
• Gas ionizzato (regione HII)  free-free  cm
cm
(sub)mm FIR MIR NIR
Spettro tipico di
solo per stelle >8 MO
regione di formazione
stellare
(N.B. free-free solo se
stelle OB)
Visibile:
estinzione AV>100!
NIR-MIR:
polvere calda
attorno a stelle
NIR-MIR:
polvere calda
attorno a stelle
MIR-FIR:
risoluzione scarsa…
FIR:
…ma fondamentale
per stima luminosità!
Radio (sub)mm:
da polvere
utile per stima massa
Radio (sub)mm:
righe moleculari
Radio < 2cm:
free-free sottile 
 regioni HII giovani
Radio > 6cm:
free-free spesso 
regioni HII vecchie
Con cosa si osserva
• Radiotelescopi ad antenna singola (< 300 m) 
risoluzione angolare HPBW = 10-60 arcsec 
nubi molecolari, clump
• Interferometri connessi (< 36 km)  HPBW =
0.05-10 arcsec  dischi, outflow
• Very Long Baseline Interferometry (diametro
terrestre)  HPBW = 1-10 mas  dischi, jet
Diametro angolare (arcsec)
Per es. IRAM 30m
Per es. IRAM NOEMA
Diametro lineare (pc)
Osservazioni radioastronomiche
• Definizione utile:
temperatura di brillanza, TB
• Approssimazione di
Rayleigh-Jeans (hν << kT):
• In pratica si misura la TB
media sul beam dell’
antenna, TMB:
• Flusso misurato nell’angolo
solido Ω:
2k
I 
B (T ) 
TMB(0 ,0

2
2k

2
TB
T  TB  T
T (,)P (   ,  

)
 P (,)dΩ
B
n
0
0
)dΩ
n
S   I dΩ 
Ω
2k

2
2k
 T dΩ    T
B
Ω
MB
2
Ω
dΩ
• Risoluzione angolare:
HPBW = 1.2 λ/D
• Beam quasi gaussiano: ΩB = π/(4ln2) HPBW2
Si misura la convoluzione della sorgente col beam
Esempio
sorgente gaussiana  immagine gaussiana con:
• TMB = TB ΩS/(ΩB+ ΩS)
• Sν = (2k/λ2) TB ΩS = (2k/λ2) TMB (ΩB+ ΩS)
• ΘS’ = (ΘS2 + ΘB2)1/2
sorgente ‘‘estesa’’:
ΩS>> ΩB  TMB ≈ TB
sorgente ‘‘puntiforme’’:
ΩS<< ΩB  TMB ≈ TB ΩS/ΩB << TB
Stima parametri fisici del gas molecolare
TMB
S

Tex 1  e  ( )
B  S


 kTh

h
ex

 ( ) 
Bul N u e  1 (  0 (V ))


4


V = c(ν0- ν)/ν0
• Osservabili: TMB (or Fν), ν, ΩS
• Incognite:
–
–
–
–
–
V velocità
TK temperatura cinetica
NX densità di colonna della molecula X
MH2 massa del gas
nH2 densità di volue del gas
Nube molecolare
Mappe di canali
integrale
sotto la riga
Linea di vista
Disco rotante
GG Tau disk
Disco attorno a stella giovane di tipo solare
13CO(2-1)
channel maps
1.4 mm continuum
Guilloteau et al. (1999)
disco attorno a GG Tau
13CO(2-1)
& 1.3mm cont.
near IR cont.
Accrescimento
H2CO(312-211)
linea di vista
CN(2-1)
Temperatura (TK)
e densità di colonna (NX)
Riga otticamente spessa:
TMB 
S
Tex   S Tex    1
B
Riga otticamente sottile:
TMB 
S
Tex   S N u    1
B
LTE TK = Tex
τ >> 1: TK ≈ (ΩB/ΩS) TMB per es. 12CO J=10
τ << 1: Nu  (ΩB/ΩS) TMB per es. 13CO J=10 e 21
TK = (hν/k)/ln(N1g2/N2g1)
NX = (N2/g2) P.F.(TK) exp(E2/kTK)
Se Ni si calcola per >2 lines  TK e NX da
diagrammi rotazionali (per esempio CH3C2H)
 Ni 
 N X  Ei
 
ln    ln 
 P.F .(TK )  kTK
 gi 
P.F.=Σ gi exp(-Ei/kTK) funzione di partizione
CH3C2H
Fontani et al. (2002)
CH3C2H
Fontani et al. (2002)
Problemi osservativi
• Stelle giovani dentro nubi ‘‘polverose’’  invisibili
nell’ottico
• Stelle di tipo solare numerose, ma deboli  d < 1 kpc
• Stelle OB rare, ma intense  d > 1 kpc
• Stelle OB in ammassi  confusione
• Molte binarie (1/3)  difficile individuare proprietà
singola stella
• Outflow, regioni HII, ecc.  alterazione ambiente t=0
Esempi di risultati
di osservazioni
radioastronomiche
Dove si formano le stelle
• Nubi molecolari: 10-100 pc; 10 K;
102-103 cm-3; Av=1-10; CO, 13CO,
nCO/nH2=10-4
• Clump: 1 pc;
50 K; 105 cm-3;
AV=100; CS, C34S, nCS/nH2=10-8
• Core: 0.1 pc; 100 K; 107 cm-3;
AV=1000; molecole esotiche,
nX/nH2=10-10
• (proto)stelle: emissione IR, righe
molecolari, regioni HII
• Outflow >1pc  Dischi 102-103 au
IR-dark clouds (>1pc): pre-stellar phase
MSX 8 m
MSX 8 m
MSX 8 m
SCUBA 850 m
SCUBA 850 m
SCUBA 850 m
Clump
UC HII
HMC
Core
Clump
UC HII
HMC
Hot molecular core: sito di formazione stelle OB
rotation!
HC HII or wind
embedded
HMC
massive stars
CH3CN(12-11)
Regione HII ipercompatta
in espansione
Moscadelli et al. (2007)
Beltran et al. (2007)
7mm free-free & H2O masers
500 AU
Regione HII ipercompatta
in espansione
Moscadelli et al. (2007)
Beltran et al. (2007)
7mm free-free & H2O masers
30 km/s
IRAS 20126+4104
Cesaroni et al. (1997,
1999,
Kepler+infall
8 MO star
2005, 2013, 2014)
Hofner et al. (1999, 2007)
Moscadelli et al. (2005, 2010)
Image: H2 at 2µm
Moscadelli et al. (2010)
CH3CN
H2O masers
disk+jet
disk
jet
200 AU
CH3OH
H2O
Bibliography
• Beuther et al. 2007 in Protostars and Planets V,
p. 165
• Bonnell et al. 2007 in Protostars and Planets V,
p. 149
• Cesaroni et al. 2007 in Protostars and Planets V,
p. 197
• Stahler & Palla 2004, The Formation of Stars
τ ≈ 1: τ = -ln[1-TMB(sat)/TMB(main)] e.g. NH3
TK = (hν/k)/ln(g2 τ1/g1 τ2)  Nu τTK 
NX = (Nu/gu) P.F.(TK) exp(Eu/kTK)
Come si formano le stelle
No collasso omologo, ma:
Accrescimento su protostella:
Inviluppo statico: nR-2
Nucleo in free-fall: nR-3/2
tacc= M*/(dMacc/dt)
Contrazione protostella:
tKH=GM2/R*L*
– Stella < 8 Msun: tKH > tacc
– Stella > 8 Msun: tKH < tacc
nR-2
nR-3/2
100-m spectra
VLA channel maps
red-shifted
absorption
bulk emission
blue-shifted
emission
Hofner et al. (1999)
Bibliography
• Walmsley 1988, in Galactic and Extragalactic
Star Formation, proc. of NATO Advanced
Study Institute, Vol. 232, p.181
• Wilson & Walmsley 1989, A&AR 1, 141
• Genzel 1991, in The Physics of Star Formation
and Early Stellar Evolution, p. 155
• Churchwell et al. 1992, A&A 253, 541
• Stahler & Palla 2004, The Formation of Stars