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

Roma, 15 dicembre 2003

Formazione Stellare in Ammassi

Stefano PezzutoIFSI-CNR

Relatore: Stefano Pezzuto - IFSI

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

Roma, 15 dicembre 2003

La formazione di una stella singola

Relatore: Stefano Pezzuto - IFSI

Osservazioni

Stelle T Tauri (Joy, 1947; Herbig, 1957)

Stelle Ae/Be di Herbig, o HAEBE (Herbig, 1960)

Classificazione YSO (Lada & Wilking 1984)

Classi 0 (Andrè et al. 1993)

Teoria

Larson (1969)

Shu (1977); Shu et al. (1980, 1987)

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Roma, 15 dicembre 2003Relatore: Stefano Pezzuto - IFSI

La teoria della formazione stellare in ammasso è parametrizzata attraverso la f(M), funzione di massa iniziale o IMF. Indicando con (t) il numero totale di stelle formate nell’unità di tempo, possiamo scrivere

dN = f(M) (t) dMdT

La f(M) è universale o locale? Cambia nel tempo? Quali sono gli estremi a bassa e ad alta massa?

460 pcOrion

Roma, 15 dicembre 2003Relatore: Stefano Pezzuto - IFSI

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Mo= Fλ k D2/B(λ/T)

K=0.1(250/λ) [cm-2 g-1]

La sensibilità in massa degli strumenti PACS e SPIRE di Herschel (5σ,1h)

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Roma, 15 dicembre 2003Relatore: Stefano Pezzuto - IFSI

Massa media Separazione media Ref.

[M] [pc] Taurus Orion

T Tauri <2 0.3 7’.4 2’.2 Gomez et al. (1993)

Herbig Ae/Be

2<M <10

0.2-0.06 4’.9 – 1’.5 90” – 27” Testi et al. (1999)

Stelle massicce

>10 <0.04 (8000AU)

60” 18” Herbig & Terndrup (1986)

Clustering Nelle Regioni di Formazione Stellare

Risolvibili con PACS

– Testi & Sargent (1998)

PACS 100 m simulation 50 mJy (0.02 M)

OVRO 3.4 mm

• 220 input sources• 2D-Gaussian distribution around subclustering peaks

•

PACS

4 min (3 band)

STAR FORMATION IN CLUSTERS

Serpens core

Roma, 15 dicembre 2003

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Relatore: Stefano Pezzuto - IFSI

Simulazioni della

regione del Serpens

50 mJy

OVRO 3.4 mm

PACS 100 m

SPIRE 250 m

SPIRE 500 m

Distanza310 pc

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Roma, 15 dicembre 2003Relatore: Stefano Pezzuto - IFSI

La confusione delle sorgenti

Riduzione con DAOFIND:

Si perde il 30% delle sorgenti non per la sensibilità ma per la confusione

Serpens – simulazione PACS a 100m

• input: 220 sorgenti• profilo di emissione: Gaussiana 2D centrata sul picco• raggio del cluster: 0.2 pc

Distanza 310 pc

Bright Class IHerbig AeBe

Class I (L < 104

Lo)

Class 0

Class 0

Class I (L > 104 Lo)

Herbig AeBe

FU Ori

[100 –170]

Class I

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(Pezzuto et al. 2002)

103- 104 yr

105- 106 yr

106- 107 yr

90K

25K

Age = 104 yr

Menv > Mstar

FIR Submm

Age ~ 105- 106 yr

THICK ENVELOPEIR Submm

Age ~ 106 - 107 yr

THICK DISKMdisk ~ 0.01M

V FIR

Age ~ 107 - 108 yr

THIN DISK?Mdisk ~ 0.003M

V IR

Lada e Wiking 1984Andrè et al. 1993

[60

-10

0]

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Verso Herschel: il lavoro preparatorio

utilizzo delle survey esistenti selezione delle regioni da osservare

mappe nel NIR e nel mm