Scienza con ALMA: stelle evolute
G. Umana
Scuola Nazionale di Astrofisica
Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007
Stelle evolute: la fase AGBPN
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
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G
K
M
Evoluzione Post-AGB: oggetti in transizione
Fase evolutiva poco conosciuta:
Poche sorgenti
-Tempi evolutivi molto brevi (102 103 anni)
-Stelle si evolvono all’interno di CSE spessi (remnant AGB)
Inizio:
fine della forte
mass-loss (AGB)
o
o
stella centrale evolve verso alte T
Di nuovo “visibile” perchè CSE diventa
sottile
tempi scala funzione della massa del
progenitore
(Blocker 1995)
o
Fine:
Ionizzazione dell’inviluppo (PN)
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Oggetti in transizione: perchè studiarli
- Cercare di capire questa fase dell’evoluzione stellare
attraversata dalla maggioranza delle stelle nella Galassia
In particolare:
o
Capire l’origine delle morfologie osservate nelle PNe
o
Studiare la chimica/fisica dei CSE
Evoluzione del CSE durante AGB PNe
Presenza di differenti popolazioni di grani (T, a)
Una valutazione della quantità (distribuzione) e qualità del materiale
immesso nel ISM pemette di raffinare gli attuali modelli di evoluzione
delle polveri nel ISM
Implicazioni nel dust cycle della nostra Galassia
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Oggetti in transizione: SED
L’evoluzione dell’oggetto centrale (alte T) e l’espansione del CSE
(bassa perdita di massa) determinano un’evoluzione fisica (e chimica)
del CSE
SED di una AGB
SED di una post-AGB (PPN)
Kwok, 1993
G. Umana
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Oggetti in transizione: SED
*
Inizia la
“visibile” ionizzazione
anni
~1000
~800
Volk (1989)
G. Umana
~300
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Oggetti in transizione: SED
Rispetto alla fase AGB sono
adesso disponibili ulteriori
diagnostiche
Inizia la ionizzazione
Nella banda spettrale
Radio /sub-mm
(30 GHz  300 GHz)
o
o
contributo free-free (bremhstralung)
righe di ricombinazione
Traccianti del gas atomico (ionizzato)
Nelle AGB e early post-AGB : Traccianti del gas molecolare e delle polveri!
Nelle late post-AGB (YPNe) è dunque possibile studiare TUTTE
le componeni dell’ ejecta stellare: gas (atomico e molecolare) e polveri
G. Umana
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Oggetti in transizione: SED
PN giovane
contributo CSE-AGB
contributo stellare
contributo nebulare
La SED può essere separata in una componente nebulare, da 1 a 200 GHz
e in un contributo delle polveri, da 200 GHz a 20 THz, remnant della AGB.
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Oggetti in transizione: IRAS
Campioni selezionati sulla base dei colori f-IR (IRAS)
IRAS survey a tutto cielo in 4 canali:
12, 25, 60, 100 m
250.000 sorgenti nel PSC
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Oggetti in transizione: IRAS
Stelle con diversi CSE occupano regioni
differenti del diagramma color-color IRAS
-riflette le diverse proprietà fisiche del CSE
(T, opacità, composizione chimica delle polveri)
(van der Veen 1988)
Nella loro evoluzione verso le PNs,
le stelle AGB seguono una
sequenza
ben definita nel
diagramma colore-colore
(van der Veen & Habing, 1989)
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Oggetti in transizione: IRAS
1084 oggetti, 47% identificati
Garcia-Lario et al., 1997
F (12) / F (25)  0.50
F (25) / F (60)  0.35
-PN
-Late-AGB, POST-AGB
-few YSO
-few galaxies
Garcia-Lario 1997
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Oggetti in transizione
Catalogo on-line (post-AGB, NO PNe)
Szczerba et al., 2007
 Selezionate sulla base colori IRAS (bias proprietà CSE)
 Oggetti con controparte ottica (K, G, F,A, B)
 Classi di stelle variabili: RV Tau, R CrB….
http://www.ncac.torun.pl/postagb
Dati disponibili, bibliografia  326 post-AGB
107 candidate
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Morfologie PN s
Recenti immagini
ottiche di PNe ad
alta risoluzione
(HST) hanno
evidenziato la
presenza di
strutture (su
grande e piccola
scala) non
riconducibili ai
classici modelli
vento nel vento
…old style PN
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Evidenze di outflows collimati:
•Osservazione di strutture bipolari ad
alta velocità
•Cambi di direzione
•Strutture (dischi?) che sembrano
collimarli
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Morfologie PN s
PNe shaping??
Evidenze osservative  inadeguatezza del modello vento nel vento
Quale meccanismo determina la morfologia delle PNs?
Cosa trasforma gli CSE osservati in AGB, da cosi….
…a così?
Olofsson et al., 1998, IRAM PdB
G. Umana
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HST PNe Gallery
Shaping
Sono stati proposti vari modelli:
Ingrediente principale
-interazione tra un vento veloce e tenue (inizio fase PPNs) con il
vento lento ma massiccio (fase AGB)
…cotto in varie salse

Interazione fast-winds asimmetrici (jets?)/CSE ?

Interazione fast-wind /CSE asimmetrici
(binarietà ?, mass-loss in AGB asimmetrica?)
+ contributo
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Campo magnetico (collimatore)?
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Shaping
Numerosi modelli proposti….
poche evidenze osservative per preferire un modello ad un
altro:
Interazione jets/AGB remnant in “Pole position”
Per individuare il corretto modello di Shaping è necessaria una
conoscenza dettagliata della morfologia e cinematica delle varie
componenti che coesistono nel CSE:
gas molecolare e ionizzato (YPN) e le polveri
Evidenza in ciacuna componente di strutture (jets?, dischi?,
venti?), e componenti di velocità previste dai vari modelli
Al momento uno studio morfologico e cinematico è possibile solo per la
componente molecolare (…e solo su alcuni oggetti)
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Inviluppo Molecolare: CO
CO è una molecola molto stabile
Si osserva ngli inviluppi delle stelle AGB, post-AGB e PNe
Osservazioni interferometriche nel CO permettono:
Determinare la distribuzione del gas molecolare nel CSE
Determinarne la cinematica

Osservazioni interferometriche di CSE associate a
stelle in diverse fasi evolutive
Evoluzione dell’inviluppo molecolare
AGB PNe
Fornendo indicazioni del modello di shaping
G. Umana
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Inviluppo Molecolare: CO


Inviluppo molecolare (CO)  funzione del campo di
radiazione ISM (AGB), ma anche di quello dell’oggetto
centrale (PPN e PN)
Survey single dish: (detection rate)
 PPNe ~AGB= 80%
 PNe ~35%
Sembrerebbe indicare la progressiva “erosione” dell’inviluppo
molecolare all’avanzare dell’evoluzione dell’oggetto centrale
UV ~ 105 107 UVISM
Il RCO in post-AGB << RCO in AGB (~ 2 ordini di grandezza)
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Inviluppo Molecolare: CO
Profili in post-AGB
(emergono fast winds)
Huggins et al., 2006
400 km/sec
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Inviluppo Molecolare: CO
Profili con molte componenti di velocità
PPN Bachiller et al., 2000
YPN Huggins et al., 2005
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Inviluppo Molecolare: CO
Al 2006 sono riportate in letteratura osservazioni mm
interferometriche (PdB, BIMA) di 18 oggetti PPN e PN
(Teff 4000 K)
Questo campione ha un bias verso oggetti:
 Brillanti in CO (emissione rivelabile con le attuali sensibilità)
 vicini (strutture risolvibili con gli attuali interferometri)

Mostrano strutture interessanti ad altre frequenze
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Inviluppo Molecolare: IRAS 22272+5435
BIMA +12m NRAO
res_spa ~2,
res_spe=1 km/sec
CO J=10 (115.27 GHz)
Cube:
Channel map=1 km/sec
v=-37 -18 km/sec
=0.21 Jy/beam
Consistente con un
inviluppo con
simmetria sferica
Strutture multiple su
piccola scala!
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Inviluppo Molecolare: IRAS 22272+5435
P-V in alpha
Consistente con inviluppo in espansione
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Inviluppo Molecolare: IRAS 22272+5435
G. Umana
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Inviluppo Molecolare: NGC 7027
HST-V
HST
1.10, 2.12 and 2.15 mm composite
VLA, 20cm
G. Umana
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Inviluppo Molecolare: NGC 7027 (YPN)
BIMA +12m NRAO
CO J=10 (115.27 GHz)
res_spa ~6,
res_spe=2 km/sec
Cube:
Channel map=2 km/sec
v=-37 -18 km/sec
3=0.50 Jy/beam
Consistente con un
inviluppo con
simmetria sferica
Shell non completa….
N-O (blu-shifted)
S-E (red-shifted)
G. Umana
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Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007
Inviluppo Molecolare: NGC 7027 (YPN)
Componenti ad alta velocità
(outflows molecolari?
PV lungo NE-SO:
Consistente con
inviluppo in espansione
PV lungo NO-SE:
Evidenti “buchi”
nell’inviluppo
Vento collimato che
scava l’inviluppo molecolare:
 non lo riveliamo direttamente ma
Vediamo gli effetti…..
G. Umana
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Inviluppo Molecolare: M1-16 (YPN)
Core ottico molto compatto (3)
Outflows ad alta velocità (~300 km/s)
Inviluppo molecolare CO, H2
10-
-
-
-
-10-
PdB, 1.3 mm (230 GHz) COJ=21
res_spa =1.6, res_spe=8 km/sec
1=50 mJy, 7 hrs
G. Umana
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Inviluppo Molecolare: M1-16 (YPN)
PV lungo asse ottico
Anche in questo caso un outflow molecolare
allineato all’asse del jet ottico….
…effetto di un vento collimato che fotodissocia
L’inviluppo molecolare
CO map integrata
G. Umana
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Inviluppo CSE: Red Rectangle
PPN- oggetto centrale A1 (binaria spettroscopica)
Nebula ottica ~1´
Presenza di materiale orbitante
-grossi grani (sub-mm)
- abbondanze CSE?(chimica mista)
G. Umana
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Inviluppo Molecolare: Red Rectangle
PdB CO J=21, 230.538 GHz
(CO J=10 115.271 GHz)
res_spa =1.3 x0.5  (2.6 x 1.0)
res_spe=0.6 km/sec
Cube:
Channel map=0.6 km/sec
v=-7.8-7.8 km/sec
=0.21 Jy/beam
Emissione CO da una
regione estesa, con
asse perpendicolare
a quello della nebula
ottica (linea rossa)
G. Umana
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Bujarrabal et al., 2005
A disk orbiting the Red Rectangle
~5.7
G. Umana
In un disco orbitante mi
aspetto un gradiente di
velocità lungo la direzione
 del disco
E non nella direzione
perpendicolare 
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A disk orbiting the Red Rectangle
10.0 m
UIR bands: PAH
G. Umana
11.3 m
Waters et al., 1998
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Silicati
Inviluppo molecolare:
Le proprietà cinematiche degli inviluppi molecolari (archetipi) indicano
come origine degli outflows, l’interazione tra venti veloci con l’inviluppo
remnant AGB.

La presenza di disco circumbinario in rotazione Kepleriana (1 archetipo:
Red Rectangle ) sembra indicare che i venti veloci si propaghino in un
ambiente fortemente NON-omogeneo

In altri casi, le informazioni cinematiche sembrano indicare venti veloci
fortemente collimati (jets), che si propagono in ambiente omogeneo
Di questi venti osserviamo “l’mpronta”: cavità (ionizzata) e outflows
Dell’inviluppo molecolare. L’origine di questi jets e al momento unknown.
Questi risultati sembrano indicare due differenti modelli a secondo
che si tratti di evoluzione di stella singola o di sistema binario
G. Umana
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Shaping:ALMA
ALMA fornirà mappe (sub-arcsec, sub-mJy) del:
 gas ionizzato
continuo (chs 1,2,3,4..) morfologia
 gas molecolare
 dust
CO (chs 3,6,8…)
morfologia/cinematica
continuo (chs 3,4,5,6,.. morfologia
Studi morfologici e cinematici ad alta sensibilità, risoluzione spaziale
e spettrale delle varie componenti che coesistono nel CSE
Migliori “casi da studio”: YPNe
La temperatura dell’oggetto centrale  ~ 10
K
ionizzazione di parte del CSE ( ulteriori diagnostiche utilizzabili)
Nelle
4
fast winds nel radio-mm
YPNs il meccanismo che determina lo shaping è attivo
(….i suoi effetti sono ancora freschi…)
G. Umana
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ALMA
ALMA
(sub-arc, sub-mJy)
VISIR@VLT (sub-arc, mJy)
HST
(sub-arc)
EVLA
(sub-arc, sub-mJy)
Sinergie:
 gas ionizzato
continuo (chs 1,2,3,4)
morfologia
continuo (1.4-50 GHz)
RRLs (1.4-50 GHz)
morfologia
morfologia/cinematica
 gas molecolare
CO
H2
morfologia/cinematica
morfologia
 dust
continuo (chs 3,4,5,6,..) morfologia
continuo (mid-IR)
morfologia
G. Umana
(chs 3,6,8…)
(near-IR)
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Osservazioni di YPNs
Hot post-AGB
-eccesso mid-far IR
-Tipo spettrale B
- variabilità spettrale e
fotometrica
104 L
102 L
1 L
Ionizzazione del CSE
marcato da free-free:
10-2
L
Detection nel radio di
una hot post-AGB
 YPN
10-4
L
O
G. Umana
B
A
F
G
K
M
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Osservazioni di YPNs
VLA-A
Strutture asimmetriche:
Venti? Jets?
1
Umana, et al 2004; 2006, Cerrigone et al., 2007
G. Umana
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IRAS
IRAS 22568+6141:
22568+6141
VLA-C, 3.6cm
H-apha
G. Umana
VLA_A, 3.6cm
Flusso totale 32mJy
Point source centrale- 1.65 0.05 mJy
(stella?...consistente con vento/jets)
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IRAS 22568+6141: quando si confrontano le componenti…
HST I-image
KeckII N-ir, Kp + Lp
Risultati preliminari:
l’oggetto centrale presente nel radio non è osservabile fino al n-IR
Forte assorbimento intrinseco => Disco con freddi (T~ 50K),
grossi (a~0.02 cm) grani di polveri???
G. Umana
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Una YPNs “tipica” IRAS 17423-1755
Immagine HST, [NII] 6580 A,
Immagine radio point (minore di un arcsec!!!)
G. Umana
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Una YPNs “tipica”
IRAS 17423-1755
Fp~3 Jy
CO (J=2-1) 230 GHz
PdB, res_spa =1.6,
res_spe=8 km/sec
1=50 mJy, 7 hrs
Huggins et al., 2004
Risoluzione spaziale non sufficiente
per studiare nel dettaglio
la morfologia dell’inviluppo CO
G. Umana
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Una YPNs “tipica”
ALMA (full array)
1km baseline
PdB, res_spa =1.6,
CO (J=2-1) 230 GHz
IRAS 17423-1755
Fp~3 Jy
res_spe=8 km/sec
1=50 mJy, 7 hrs
Huggins et al., 2004
ALMA, res_spa =0.25,
res_spe=1 km/sec
1=10 mJy in 1min!
G. Umana
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ALMA-2009
PdB
Huggins et al., 2004
231.5 GHz
Res_spa=1.6
31 mJy Point
1=4 mJy, 7 hrs
5.3 mJy Point
Risoluzione spaziale non sufficiente
A localizzare l’emissione mm
115.3 GHz
Res_spa =3.4,
1=1.2 mJy, 7 hrs
UNICA YPN per cui è possibile al momento questo approccio!
G. Umana
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ALMA-2009
Huggins et al., 2004
 Full array
 1km baseline
31 mJy Point
5.3 mJy Point
ALMA,
PdB
231.5 GHz
Res_spa=1.6
1=4 mJy, 7 hrs
115.3 GHz
Res_spa =3.4,
1=1.2 mJy, 7 hrs
chan 3
res_spa =0.5, 1=0.04 mJy in 1 min !!
chan 6
res_spa =0.5, 1=0.06 mJy in 1
min!!!!
Mapping ad alta risoluzione e sensibilità
 DISTRIBUZIONE DELLE POLVERI
G. Umana
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Inviluppi molecolari: altre molecole
Andando da AGB  post-AGB  PN
~60  20  8 tipi di molecole
 Fast-wind  shocks
 Aumenta la Teff dell’oggetto centrale: aumenta UV
 l’inviluppo si riscalda al progredire dell’evoluzione.
Chimica dominata dal campo di radiazione:
 Dissociazione delle molecole formate nel CSE in AGB
 Formazione di radiacali da cui si producono nuove specie
(lunghe molecole a base di carbonio)
UV dissocia il CO  atomi di C
Anche in qusto caso informazioni essenzialmente da archetipi
G. Umana
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Inviluppi molecolari: post AGB+ PNe
CRL 618 (Cernicharo et al. 2001; Herpin & Cernicharo 2000)

CH4, C2H2, C4H2, C6H2, CH3CCH, CH3C4H, C6H6

HC3N, HC5N

H2CO
G. Umana
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Inviluppi molecolari: post AGB+ PNe
Olofsson, 2006
   15km / sec 
 M

FX  A B(Tk )  -6  


 10   vexp

2
 f X  RX  1kpc 
 8  16 

 10  10 cm  D 
2
Jy
Se consideriamo la stessa transizione molecolare in due diverse sorgenti
Il flusso osservato scalerà come:
   1kpc  2
 M
 -6  

 10   D 
v15 km/s, RX= 1016 cm fX=10-8
CSE con caratteristiche fisiche simili
PdB (226 GHz) H2CO in CRL 618 (dM/dt=10-5, D=1 kpc)
F~500 mJy (8 km/sec)
G. Umana
7ore
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AGB: Mass.Loss
Confrontiamo con le sensibilità previste per ALMA (full array)
2
2


 M   1kpc 
 M   1kpc 
FX  0.1 FCRL 618  -6  
  50  -6  
 mJy
 10   D 
 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=10 kpc
dM/dt=10-6 D=3 kpc
In 8 ore= Fmin~1.5 mJy
dM/dt= 10-5 D=18 kpc
dM/dt=10-6 D=6 kpc
Ma CRL 618
potrebbe
essere “anomala”
Possibilità di detection survey su grossi campioni
G. Umana
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Continuo millimetrico
Osservazioni millimetriche e sub-millimetriche, nel continuo, di
stelle nella fase post-AGB pemettono di determinare il
contributo dovuto alle polveri. In alcuni casi (YPNe) può essere
significativo il contributo free-free
Al 2007 misure limitate o pochi oggetti (come nel caso del gas molecolare!):


Brillanti (emissione rivelabile con le attuali sensibilità)
vicini (strutture risolvibili con gli attuali interferometri)

Mostrano strutture interessanti ad altre frequenze
Misure nel range di frequenza 30900 GHz:


Vincoli sulla SED (contributo polveri, tracciato dal far,mid e near IR)
Range critico dove il contributo del gas ionizzato (radio) e quello delle polveri
(IR) si sovrappongono
G. Umana
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Continuo millimetrico: NGC 6302


Evidenza di una barra scura alla base dei due lobi: forte assorbimento
Sorgente radio associata (2 cm), con morfologia toroidale centrale
G. Umana
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Continuo millimetrico: NGC 6302
SED modelled with DUSTY (Ivezic et al., 1999)
T2=100 K, 15-20"
3 comp?
T1=1000 K 4-6 "
3 componente fredda: (-collimatore? –disco/toro?)
G. Umana
Scuola Nazionale di Astrofisica
Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007
Continuo millimetrico
Osservazioni nel continuo millimetrico associate a quelle in riga:
Si determina la presenza di una componente continua in una serie
di canali privi di riga (ch=0)

In molti casi, sorgente continua compatta
(risoluzione attuale~1 -2)
 non è possibile localizzare la sorgente relativamente
all’inviluppo molecolare

E’ comunque possibile risalire all’emissività delle polveri
 dimensione dei grani (Knapp et al., 1993)
S  
G. Umana
( 2  )
 è funzione della
composizione dei grani e
della loro dimensione
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Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007
Continuo millimetrico
Sahai et al., 2006
Sanchez-Contreras et al., 2007
Jura et al., 2000
Recenti osservazioni mm e sub-mm
di tre PPNs hanno evidenziato la
presenza di una popolazione di grani
grossi e freddi (fit delle SEDs)

G. Umana
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Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007
0.6-1.2
Continuo millimetrico
Misure mm e sub-mm, forti vincoli alle SEDs
Buemi et al., 2007
Osservazioni MAMBO@Iram 30m

0.9-1.6
R 1016 10 17 cm
dM/dt~ 10-6-10-5
G. Umana
Scuola Nazionale di Astrofisica
Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007
Continuo millimetrico
ALMA 8 antenne
Full array
ALMA: mappe ad alta sensibilità e risoluzione dimensioni,
struttura ….forti “vincoli ” alle SED
G. Umana
Scuola Nazionale di Astrofisica
Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007
Quanto sono comuni i dischi tipo Red Rectangle?
De Ruyter et al., 2006
ALMA,
chan 7
1=0.15 mJy in 1 min !!
Mapping ad alta risoluzione e sensibilità
 DISTRIBUZIONE DELLE POLVERI
G. Umana
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Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007
ALMA-2011
2011 Early Science
 50+ antenne, 4-bande (3, 6,7,9)
 baseline
0.1
 cont mm
(YPNs, pPNs)
chan 3, 1=0.07mJy, 1min
chan 6, 1=0.1 mJy, 1min
 Localizzazione dischi (anche in sistemi lontani)
Distribuzione delle polveri,
gas ionizzato possibilità di misure di perdita di massa
molto piccole (Mdot  Sν3/4)
G. Umana
Scuola Nazionale di Astrofisica
Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007
ALMA-2011
2011 Early Science
 50+ antenne, 4-bande (3, 6,7,9)
 baseline
0.1
 CO
(YPNs, pPNs)
chan 3, 1=3 mJy, 1min
chan 6, 1=10 mJy, 1min
 Informazioni morfologiche e cinematiche del gas molecolare
e ionizzato su grossi campioni
G. Umana
Scuola Nazionale di Astrofisica
Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007
ALMA-2011+……
quando si costruisce il puzzle!
Radio jet che
“buca” il cocoon
di CO
Disco/toro di
polveri
Cocoon
molecolare
G. Umana
Scuola Nazionale di Astrofisica
Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007
Ed ora…RELAX
….e pensate al vostro proposal ALMA
il 2009 non e’ poi così lontano!!!!!
G. Umana
Scuola Nazionale di Astrofisica
Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007