Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica CosmicaIstituto di Fisica dello Spazio Interplanetario...

Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica CosmicaIstituto di Fisica dello Spazio Interplanetario

Roma, 5-6 novembre 2003Relatore: Milena Benedettini - IFSI

Perdita di massa nelle stelle di presequenza

Milena Benedettini



Nelle primissime fase della formazione stellare l’interazione dei venti supersonici con la nube molecolare circostante da vita agli outflows.

GLI OUTFLOWS BIPOLARI

Gli outflows sono uno dei meccanismi attraverso il quale la protostella in accrescimento:

perde il momento angolare in eccesso

ferma il collasso gravitazionale

fissa la sua massa finale



Il materiale riscaldato dallo shock si raffredda attraverso l’emissione del gas eccitato a varie temperature:

Righe atomiche nell’ottico e UV dagli oggetti Herbig-Haro Tex=104 K

Righe di H2 nel vicino infrarosso Tex=2000 K

Righe atomiche e molecolari nel lontano infrarosso Tex=200-2000 K

Righe molecolari nel submillimetro Tex=100 K

Righe molecolari nel millimetro Tex=10-20 K



Il materiale riscaldato dallo shock si raffredda attraverso l’emissione del gas eccitato a varie temperature:

Righe atomiche nell’ottico e UV dagli oggetti Herbig-Haro Tex=104 K

Righe di H2 nel vicino infrarosso Tex=2000 K

Righe atomiche e molecolari nel lontano infrarosso Tex=200-2000 K

Righe molecolari nel submillimetro Tex=100 K

Righe molecolari nel millimetro Tex=10-20 KInformazioni non solo sugli outflows ma anche indirettamente sulla protostella eccitatrice



Alcune problematiche attuali ...Come evolvono gli outflows? Come le loro proprietà sono legate all’evoluzione della protostella eccitatrice?

Quale è l’origine dei clumps chimicamente attivi che si osservano all’interno degli outflows?

C’è differenza tra outflows generati da protostelle di massa bassa, intermedia e alta? Il meccanismo che li genera è lo stesso?



IRS3

mm

Red lobe

Spettri FIR ISO-LWS di outflows protostellari

Spettri ISO-LWS dell’outflow L1448 (Nisini et al. 2000)

ISO-LWS ha mostrato la presenza di gas molecolare (CO, H2O, OH) con T 200-2000 K, densità 104 -107 cm-3 e dimensioni angolari ~10”.

Le condizioni fisiche variano lungo l’outflow.

La luminosità nel FIR e l’abbondanza dell’acqua diminuiscono con l’aumentare dell’età della sorgente.Il cooling totale nel FIR ~ luminosità cinetica misurata nel mm

LFIR è una misura diretta dell’energia depositata nell’outflow non affetta da problemi di estinzione e di geometria.



Interazione tra outflow e mezzo interstellareOsservazioni submillimetriche singledish hanno

evidenziato l’esistenza di clumps chimicamente attivi (SO, SiO, CS, CH3OH, H2CO, … ) e a bassa velocità all’interno di alcuni outflows.

Modello chimico

CH3OH(3k-2k) SiO (3-2)

Bachiller et al. 2001

origine & struttura

?

n(H) cm-3 / 105

X(x

)



I clumps sono zone di alta densità pre-esistenti che diventano chimicamente attive interagendo con l’outflow.

Hanno una struttura interna a scala minore della risoluzione delle osservazioni.

Origine dei clumps chimicamente attivi: il caso di CB3 un outflow di massa intermedia

Viti et al. 2003



Uno degli outflow più estesi (5pc), massicci (570 M°) ed energetici (~1048 ergs)

Associato ad un jet radio estremamente collimato e veloce.

Il jet ha spaccato la nube molecolare in due parti che rappresentano i due lobi di questo outflow molecolare gigante.

Mappa delle ali della riga del CO (1-0) osservata al SEST (Benedettini et al. 2003)

Spettri delle righe

CO(1-0)

13CO(1-0)

C18O(1-0) x3

(Benedettini et al. 2003)

IRAS 18162-2048: un esempio di ouflow di massa intermedia



PROGETTI FUTURI

Studio degli outflows protostellari

Osservazioni dallo spazio con il satellite Herschel

Osservazioni da terra con interferometri



Studio degli outflows protostellari con Herschel

PACS (60-210m)

permetterà di individuare le differenti componenti di gas su dimensioni di 10” con una sensibilità ~50 volte migliore di quella di LWS.

Si potranno derivare i gradienti di temperatura e densità e distingure i contributi dei vari tipi di shocks.

PACS

ISO-LWSCepE-MM



HIFI (157-625 m)

ha una sensibilità ~10 volte migliore di quella di SWAS e una risoluzione angolare di 12”- 46”.

La risoluzione spettrale di 0.06 km/s permetterà di risolvere le righe e studiare la dinamica.

Osservazione di molecole la cui abbondanza è prevista aumentare a causa degli shocks (H2O) e individuazione di orologi chimici.

Spettro SWAS della riga o-H2O 538 m in L1448-mm (Benedettini et al. 2002)

Studio degli outflows protostellari con Herschel

LWS

HIFI

SWAS



Derivare le condizioni fisiche dei clumps attraverso l’accoppiamento di un modello di trasporto radiativo con il modello chimico per modellare i profili di riga osservati.

Indagare la struttura interna dei clumps attraverso osservazioni interferometriche.

Origine dei clumps chimicamente attivi

Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica CosmicaIstituto di Fisica dello Spazio Interplanetario...

Documents

Transcript of Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica CosmicaIstituto di Fisica dello Spazio Interplanetario...