Scienza con ALMA: stelle evolute G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 Outline AGB La fase AGBPN (caratteristiche generali, CSE) Studio dei CSE nel millimetrico: riga e continuo questioni aperte Outlook ALMA post-AGB/PN G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 Stelle evolute: la fase AGBPN Fase evolutiva tipica di stelle con MMS 1 -8 Mo 104 L post- AGB: 1000 y 10-8 M⊙/y ☆ visibile - Ottico, mm, IR 102 L PN: 104 y 1 L 10-8 M⊙/y ☆ alta T - Ottico, IR-radio 10-2 L AGB: 105 y 10-8-10-4 M⊙/y ☆ può essere oscurata - Maser lines, CO 10-4 L O G. Umana B A F Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 G K M AGBPN: perche’ studiarle? fasi finali dell’evoluzione di stelle di massa intermedia (MMS ~ 0.8 -8.0 MSun) -Destino della maggior parte delle stelle della Galassia Importanti per l’evoluzione chimica della Galassia - (grosse quantità di materiale processato restituito all’ISM) CSE: Laboratorio per lo studio dell’interazione venti/shock con ISM G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 Parte I: Stelle AGB M. Marengo, PhD thesis, 2000 G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 1011 dimensione Stelle evolute: la fase AGB 107 temperatura 1029 densità Atmosfera estesa: (H2, H2O, CO,CN…..) Problematica generale: R=1013 cm T>103 K G. Umana R=1018 cm OH R=1014 cm SiO R=1015 cm H2O R=1014-19cm 1000 > T>10 K Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 AGB: la perdita di massa Modello Classico: Salpeter, 1974; Kwok, 1975 Goldreich e Scoville, 1976 Il momento totale dell’inviluppo in espansione è dato dalla pressione di radiazione sui grani di polvere La perdita di massa determinata dai processi dinamici al di là del raggio di condensazione delle polveri (Rdust) Rdust ~8 Rstar 900 K ? processo che determina la mass-loss ? Come si formano i grani di polvere M. Marengo, PhD thesis, 2000 G. Umana Mancano informazioni sulla fisica delle regioni in cui ha inizio la mass-loss Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 AGB: Come si osservano Oggetto centrale: -ottico -infrarosso -radio -millimetrico continuo, righe continuo fotosferico CSE: -infrarosso (righe molecolari, continuo da polveri) -radio (righe MASER SiO, H2O, OH) -millimetrico (righe molecolari, continuo da polveri) G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 CSE: Osservazioni mm -Millimetrico: Righe molecolari ottimi traccianti delle caratteristiche CSE single-dish (distribuzione densità ,Mass-loss,…) Interferometri (distribuzione densità (mappa) , cinematica) Mass-loss: (rate, eventi multipli?) Quantità e qualità (composizione chimica) del gas/polveri “restituito” all’ISM Budget/modellistica “dust cycle” dell’ISM G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 CSE: Righe Molecolari Ottimi traccianti dei CSE (perdita di massa, struttura, condizioni chimico/fisiche) Si formano tra: 1015 cm RCSE1018 cm Temperatura e densità troppo alte Tgas in CSE Fotodissociazione (UV ISM) Rdust 1015 cm RCSE1018 cm 1000 K 100 K 10 K Entro RCSE, il gas è sopratutto in forma molecolare G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 Numero di oggetti CSE: Righe Molecolari -2006 Osservate nei CSE-AGB 63 molecole Il 55% osservate solo in IRC +10216 -forte mass-loss -D=120 pc CO e righe maser quelle più diffuse G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 CSE: CO Il miglior strumento per determinare le caratteristiche CSE CO (transizioni rotazionali, mm) J=10 J=21 E(J=1) 5.5 K J=32 E(J=2) 16.6 K J=43 J=65 Facilmente eccitate in gran parte dell’inviluppo!!! Grande abbondanza fCO G. Umana = 115.271 GHz 230.537 345.796 461.041 691.472 -sub-mm: Pochi telescopi, Osservazioni tecnicamente MOLTO difficili Le righe molecolari più intense: rivelate in più di 500 oggetti Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 CSE: CO Estensione dell’inviluppo CO, RCO Fotodissociazione -radiazione UV del mezzo interstellare locale (ISRF) RCO dipende dalla perdita di massa (Mamon et al., 1988) -self-shielding CO, shielding polveri, H2 Piccole perdite di massa (10-6 Msol/yrs) RCO 1016 cm Forti perdite di massa (10-4 Msol/yrs) RCO few 1017 cm . RCO M f CO G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 CO –profili di riga Sorgente otticamente spessa, non risolta Il profilo di riga dipende dall’opacità e dalla risoluzione del telescopio…. Sorgente otticamente sottile , parzialmente risolta G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 CO –profili di riga Parametri deducibili: Velocità del sistema Vo Velocità di espansione Vexp Vexp Vo Parametri deducibili (Model dependent) Perdita di massa . Knapp & Morris, 1985 Olofsson, et al., 1993 Loup et al., 1993 M F ( D, TA , RCO , f CO , vexp ) G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 CO –profili di riga Loup et al, 1993 Catalogo di 444 AGB-post-AGB, con osservazioni CO (115 e 230 GHz) 184 AGB O-rich 205 AGB C-rich Knapp & Morris, 1985 O-rich C-rich G. Umana 10 7 . M 5 10 -5 MSun/yr . 3 107 M 5 10-5 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 MSun/yr AGB: Mass.Loss Olofsson, 2006 1.6 15km / sec f 0.7 1kpc 2 M CO FCO(2-1) 6 -6 Jy 3 10 vexp 10 D 2 M 1kpc FCO(2-1) 6 -6 Jy 10 D v15 km/s, fCO 10-3 Assumendo Fmin~5 (=sensibilità in riga, per pixel di velocità) PdB (230 GHz) In 7 ore= Fmin~250 mJy (8 km/sec) dM/dt=10-6 D=5 Kpc G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 AGB: Mass.Loss Confrontiamo con le sensibilità previste per ALMA (full array) 1kpc 2 M FCO(2-1) 6 -6 Jy 10 D Assumendo Fmin~5 (=sensibilità in riga, per pixel di velocità, 1 km/hr) In 1 ora= Fmin~5 mJy dM/dt= 10-5 D=35 kpc dM/dt=10-6 D=10 kpc dM/dt=10-7 D=3 Kpc In 4 ore= Fmin~2.5 mJy dM/dt= 10-5 D=50 kpc dM/dt=10-6 D=15 kpc dM/dt=10-7 D=5 Kpc Ci avviciniamo alla LMC: studi di mass_loss in funzione della metallicità G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 AGB: CO Teyssier et al., 2006 345.796 GHz Nphot da una data riga in funzione di R 691.472 GHz 461.041 GHz Transizioni a più alta energia tracciano regioni più interne del CSE Necessità di sensibilità maggiori per osservare altre transizioni CO in ALTRE sorgenti!!!!! G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 CO –perdita di massa -Perdita di massa single-dish: mediata su 300-10000 anni (tempo necessario a formare il CSE) Interferometria mm in riga: Informazioni morfologiche e cinematiche del CSE Presenza di stratificazioni (più molecole…) Evidenza di episodi multipli di perdita di massa Presenza di componenti di velocità differenti dal modello classico G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 Morfologia: tools Rolfselma (1989) Data Cube Taglio (1D) lungo l’asse z ad m,l Profilo di riga Una serie di profili di riga lungo m (N-S) o l (E-W) P-V plot 2D a velocità fissata Channel map Se integriamo le “channel maps” su v Struttura globale (moment maps) G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 Morfologia: tools Rolfselma (1989) Nelle varie “channel maps” emissione da regioni alla stessa velocità Nel caso di un inviluppo a simmetria sferica, in espansione costante, le curve di iso-velocità sono dei cerchi con raggio massimo alla velocità del sistema Diagramma PV corrispondente: Ellisse G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 CSE: Morfologia PdB Più di 60 oggetti nella fase AGBPN osservate in riga con IRAM PdB Risultati: -Neri et al., 1998 -Castro-Carrizo et al , 2004 CSE in AGB, generalmente a simmetria sferica e in espansione isotropa In alcuni casi, sono state osservate delle sottostrutture G. Umana Il 30% oggetti (negli ultimi 5 anni) Mappate solo archetipi: bias vs Mass-loss, vicinanza,…. Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 CSE: morfologia Fong et al., 2006 Osservazioni BIMA: CO J=10 115.271 GHz, + 12m (emissione estesa) 200 13, spe_res=2 km/sec IRC+10216 -CSE a simmetria sferica, vexp costante G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 CSE: morfologia Fong et al., 2006 Osservazioni BIMA: CO J=10 115.271 GHz, + 12m (emissione estesa) 13, spe_res=2 km/sec -Channel map “residua” Mauron & Huggins, 2006 -Channel map alla velocità sys Mass-loss episodica HST V G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 Morfologia: TT Cyg Olofsson et al., 2000 PdB 115 (230 GHz) ~ 2.5 (1) Spe_res 1km/sec CO (J=10) su 4 km/sec, centrata alla velocità sistemica (-27.5 km/sec) CO (J=10) integrata, G. Umana CO (J=21) V=-38 km/sec per elemento di risoluzione spettrale (1 km/sec) Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 Morfologia: TT Cyg CO (J=10) , channel maps (1 km/sec) IRAM PdB CO (J=10) Risultati: CO (J=21) G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 Morfologia: TT Cyg Perdita di massa “corrente” Dal profilo di riga: dM/dt (modello di trasporto rad) Parametri: D, T, vexp, RCo,fCO . Risultati: G. Umana . M 3 10-8 M O /yr M Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 Perdita di massa “precedente” Diagramma P-v le curve di isovelocità sono cerchi G. Umana R R shell Morfologia: TT Cyg v z - v* 2 1- ( ) v exp Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 Output fit= Rshell, vexp Morfologia: TT Cyg Shell 2 Shell 1 G. Umana . M 10 -5 M O /yr Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 . M 3 10-8 M O /yr 35 7000 yr D=510 pc Morfologia: R Scl SMA CO J=21 Shell 1 Staccata v~15 km/sec 20 1700 yr Shell 2 Indicazione di “current mass-loss” Mass-loss episodica : comune in AGB? G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 AGB CSE: asimmetrie Fong et al., 2006 BIMA , CO(J=10) 115.271 GHz ~8 Data Cube, 1km/sec, livelli a 1 Jy/beam G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 MIRA AGB CSE: asimmetrie Josselin, 2002 PdB, CO (J=21) ~2.5, vel-res=0.1 km/sec RCSE ~500 Rstella Rstella~500 RSun Mappa CO, integrata su tutto il range di velocità Contours=2 Jy/beam G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 SMA CO J=21 Disco in espansione intorno Gru Chiu et al., 2006 Outflows comuni in AGB? G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 IRC+10216 Morfologia CSE: altre molecole IRAM PdB, 3 Lucas & Guielin 1996 -Distribuzione con picco centrale Origine atmosfera stellare Risultati: -Distribuzione a shell Origine in CSE (fotodissociazione+ chimica) -Shell strutturate: multiple? -Attuali modelli chimici: R C2H > R C3H > R C4H Osservazioni solo su IRC+10216 G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 Mass loss in AGB : questioni aperte Mass-loss episodica? Presenza di outflows, dischi? Molecole in shell che indicano una chimica attiva in CSE? Quanto questi fenomeni (non previsti dai modelli classici) sono comuni in AGB? ALMA permetterà di mappare, in grande dettaglio, l’emissione molecolare in grandi campioni di CSE: Esplicitando il raggio a cui avviene la fotodissociazione del CO in funzione della perdita di massa (Mamon et al., 1988), fCO=10-3, vexp=15 km/sec CO(8Kpc, 10-6 MSun/yr)~ 0.75 CO 0.6 M 1kpc 6 6 10 D G. Umana arcsec CO(50 Kpc, 10-5 MSun/yr)~ 0.5 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 Stelle evolute: continuo mm Il flusso fotosferico osservato ad una certa frequenza da una stella di raggio R e temperatura T, posta ad una distanza D, può essere espresso come: S R D 2 2 2kT 2 c2 Dove si è usata l’approssimazione di R-J per il BB A 230 GHz (1.2mm) S 250 1.42 10-4 T 2 Con S in mJy T in K in mas Importante contributo fotosferico nel mm (Raggi 300 RSun) G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 Stelle evolute: continuo mm Altenhoff survey 1994: IRAM 30m @1.2mm (230 GHz) – 256 stelle (F5GH>1mJy) detection rate (~10-20 mJy) 45% Giganti S-giganti F-K d.r. 48% AGB stars d.r. 100% Stelle AGB - Oggetti molto brillanti a 1.2mm – Flussi osservati maggiori dei valori aspettati (fotosferici) possibile contributo dovuto alle polveri? G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 Stelle evolute: continuo mm Wamsley et al., 1991 IRAM 30m, SEST 15m @1.2mm (230 GHz) – 44 AGB (Miras, SR)-post-AGB detectio rate (~10 mJy) 45% AGB (Miras, SR), D400pc, piccola Mass-loss T=2000 K mm T=3000 K IR G. Umana Misure compatibili con emissione fotosferica Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 Stelle evolute: continuo mm Reid & Menten, 1997 Radio: VLA X,U,K – 8 (Miras, SR), rivelate 6 - spettro termico (=2) - Flussi osservati superiori ai valori fotosf. - Misure compatibili con R~2 Rphot T~1500 (Tphot 2000-2005 K) -Flusso radio costante (tempi scala yrs) Esistenza di una RADIO FOTOSFERA G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 Stelle evolute: continuo mm S R D 2 2 2kT S T 2 2 c 2 2 Da una misura radio in cui viene risolta la stella (noto ) è possibile ottenere una misura di temperatura di brillanza. Se il meccanismo di emissione è termico e la sorgente è otticamente spessa (>>1), TB=T Un radiotelescopio che risolve una radio sorgente termica otticamente spessa funziona come un termometro! G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 Lim et al., 1998 Stelle evolute: continuo mm VLA-A, 7mm, ~40 mas Regione vicina alla stella strutturata: Grosse celle convettive??? G. Umana Evidenza di una atmosfera estesa (~ 7 RStar) Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 Stelle evolute: continuo mm S 250 1.42 x10 T -4 Ris (chan 6, B=15 km) 2 Assumendo un Rstar~5 1013cm Star 1Kpc 3 mas D Per D 100 pc star 30 mas (risolta da ALMA) Flussi 20-100 mJy S/N (1 min) 300-1600 G. Umana Osservazioni come quelle di Ori su vasti campioni di stelle AGB Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 CSE: continuo polveri Le polveri del CSE, a temperatura Tdust contribuiscono al continuo mm eccesso IR-mm S 2 Dove è l’indice dell’emissività dei grani: Q=Q0(/0) S ( 2 ) G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 Stelle evolute: continuo polveri Da misure multi-freq. (mm-sub-mm) S ( 2 ) è possibile risalire a è funzione della composizione dei grani e della loro dimensione Misure mm-submm permettono una caratterizzazione delle polveri nell’inviluppo G. Umana Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 Stelle evolute: continuo polveri Knapp et al., (1993) hanno modellato l’emissione mm-submm di un inviluppo in espansione: S ( Jy ) 1.6 x10 Per L=10 LSun R=1018 cm Vexp=15 km/sec ~ 1 4 -4 M 0.2 0.6 (2 ) dust L R 2 D vexp 2 3 M dust 1 kpc S ( Jy ) 15 6 10 D 230 Assumendo Fmin~10 (=sensibilità in mJy a 230 GHz) ALMA (full array) 0.5 M In 1 ora= Fmin~80 Jy D 13 dust 10 6 dM/dt= 10-5 dM/dt=10-7 G. Umana D=40 kpc D=4 Kpc (DLMC in 2 ore) Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 kpc
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