La nascita delle stelle massicce:
osservazioni e problemi
(* massiccia  M*>10M⊙  L*>104L⊙  B3-O)
1)
2)
3)
4)
5)
6)
Formazione stellare: i siti
Formazione stellare: interrogativi e teoria
Stelle di grande e piccola massa: differenze
Le stelle massicce: problemi osservativi
Le stelle massicce: dove si formano
Le stelle massicce: come si formano
Dove si formano le stelle
• Gas interstellare: atomico (H) o molecolare (H2) + 1% polvere
• Gas atomico: riga a 21cm dell’idrogeno
• Gas molecolare: H2 non osservabile + molecole varie con
n(X)/n(H2)<10-4 ma osservabili! Righe rotazionali di CO, ecc.
• Polvere: emissione continua “termica’’ - ogni grano
emette/assorbe come un corpo nero  assorbimento
nell’ottico, emissione dal 1 micron (IR) a 1mm
 stelle giovani immerse in gas+ polvere visibili solo nell’IR
 gas molecolare = emissione IR
 le stelle nascono nel gas molecolare  nubi molecolari
GALASSIA
Ottico:
stelle & polvere
CO (H2):
nubi molecolari
H:
nubi atomiche
far-IR:
polvere calda
La formazione stellare: interrogativi e teoria
• Problema: gravitazione GMCs >> pressione termica 
GMCs instabili  tasso formazione stellare stimato =
= M(GMCs)/t(free-fall) = 109Msun/106yr =
= 1000 Msun/yr >> 3 Msun/yr osservato!
• Soluzione: GMCs turbolente + campo magnetico 
maggiore stabilità ed evoluzione più lenta: diffusione
ambipolare con t(amb.diff.) = 10-100 t(free-fall)
 Formazione di “clump’’ isotermi instabili
 Collasso “inside-out’’ su protostella al centro del clump
Protostella: L* = GM* dM/dt / R*
Stelle < 8MO
sub-mm
clump isotermo instabile
far-IR
accrescimento su protostella
near-IR
formazione disco & outflow
ottico+NIR
disco senza accrescimento
ottico
disco protoplanetario
Stelle > 8MO
sub-mm
clump isotermo instabile
far-IR
accrescimento su protostella
near-IR
formazione disco & outflow
ottico+NIR
disco senza accrescimento
ottico
disco protoplanetario
Formazione di stelle di alta e piccola massa
Due meccanismi:
Accrescimento sulla protostella:
Inviluppo statico: nR-2
Zona in caduta: nR-3/2
tacc= M*/(dMacc/dt)
nR-2
nR-3/2
Contrazione della protostella:
tKH=GM2/R*L*
– Stelle > 8 Msun: tKH > tacc
– Stelle < 8 Msun: tKH < tacc
 Le stelle massicce si formano in fase di accrescimento
Formazione di stelle di alta e piccola massa
Due meccanismi:
Accrescimento sulla protostella:
Inviluppo statico: nR-2
Zona in caduta: nR-3/2
tacc= M*/(dMacc/dt)
nR-2
nR-3/2
Contrazione della protostella:
tKH=GM2/R*L*
– Stelle > 8 Msun: tKH > tacc
– Stelle < 8 Msun: tKH < tacc
 Le stelle massicce si formano in fase di accrescimento
Palla & Stahler (1990)
tKH=tacc
dM/dt=10-5 MO/yr
Sole
Problema:
Venti stellari + pressione di radiazione + flusso
ionizzante fermano l’accrescimento oltre
M*=8 Msun  come si formano M*>8 M⊙ ?
Soluzioni:
i. Accrescimento con
dM/dt(M*>8M⊙) >> dM/dt(M* <8M⊙)
ii. Accrescimento mediante dischi (+outflows)
iii. “Merging’’ di molte stelle con M*< 8 M⊙
Conclusione:
Sono necessarie osservazioni dell’ambiente in cui
si formano le stelle di grande massa per capire
quale meccanismo sia plausibile.
Osservazioni di regioni di formazione
di stelle massicce
• Inconvenienti:






immerse in gas e polvere  difficili da osservare
dN/dM  M-2.35  rare: N(1 MO) = 100 N(10 MO)
molto distanti: >300 pc, tipicamente alcuni kpc
si formano in ammassi  confusione
evoluzione rapida: tacc=20 MO /10-3MOyr-1=2 104yr
alterano violentemente la nube molecolare
• Vantaggi:
 molto luminose (cont. & riga) e ricche (molecole)!
La ricerca delle protostelle massicce
Necessità di un tracciante e di un campione di oggetti
1) Tracciante: alta densità e temperatura  righe di
alta eccitazione, molecole rare, continuo
(sub)mm
2) Campione: sorgenti associate a stelle O-B:
a) Regioni HII: le stelle OB si formano in ammassi
b) Maser H2O senza free-free  senza regione HII
c) Sorgenti far-IR (IRAS) luminose (senza H2O e
regione HII)  massicce e giovani
IRAM Plateau de Bure
Osservazioni
IRAM Pico Veleta
AV > 10  radionearIR
• Bassa risoluzione angolare = antenna singola = 10”2’
Effelsberg, Nobeyama, IRAM, JCMT, CSO, NRAO
NH3, CO, 13CO, CS, C34S, CH3C2H, CN, HCO+, …
• Alta risoluzione angolare = interferometri = 0.3”4”
VLA, IRAM, Nobeyama, OVRO, BIMA, VLBI
NH3, CH3CN, CH3OH, SiO, HCO+, H2O, continuo
Risultati
 Oggetti osservati immersi in “clump’’ densi:
1 pc, 50 K, 105–106 cm-3, 103–104 M⊙
 Piccoli “core’’densi e caldi (“hot cores’’), vicini agli
oggetti osservati: 0.1 pc, >107 cm-3, 40–200 K,
10–103 M⊙
Clump
UC HII
Hot
CoreCore
Clump
Hot Core
Clumps
Rivelati in tutte le righe osservate  oggetti reali!
• Mclump>Mviriale  non in equilibrio
• TK  R-0.5  sorgente di radiazione interna
• nH2  R-2.6  sull’orlo del collasso
• dMacc/dt = Mclump/tff = 10-3–10-2 M⊙/y  tasso di
accrescimento (dedotto) molto alto
 i clump possono essere instabili su t(free-fall)∼105 y
 l’accrescimento può alimentare la formazione stellare
nei clump
Clumps
Rivelati in tutte le righe osservate  oggetti reali!
• Mclump>Mviriale  non in equilibrio
• TK  R-0.5  sorgente di radiazione interna
• nH2  R-2.6  sull’orlo del collasso
• dMacc/dt = Mclump/tff = 10-3–10-2 M⊙/y  tasso di
accrescimento (dedotto) molto alto
 i clump possono essere instabili su t(free-fall)∼105 y
 l’accrescimento può alimentare la formazione stellare
nei clump
Clumps
Rivelati in tutte le righe osservate  oggetti reali!
• Mclump>Mviriale  non in equilibrio
• TK  R-0.5  sorgente di radiazione interna
• nH2  R-2.6  sull’orlo del collasso
• dMacc/dt = Mclump/tff = 10-3–10-2 M⊙/y  tasso di
accrescimento (dedotto) molto alto
 i clump possono essere instabili su t(free-fall)∼105 y
 l’accrescimento può alimentare la formazione stellare
nei clump
TK  R-0.5
Clumps
Rivelati in tutte le righe osservate  oggetti reali!
• Mclump>Mviriale  non in equilibrio
• TK  R-0.5  sorgente di radiazione interna
• nH2  R-2.6  sull’orlo del collasso
• dMacc/dt = Mclump/tff = 10-3–10-2 M⊙/y  tasso di
accrescimento (dedotto) molto alto
 i clump possono essere instabili su t(free-fall)∼105 y
 l’accrescimento può alimentare la formazione stellare
nei clump
nH2  R-2.6
Clumps
Rivelati in tutte le righe osservate  oggetti reali!
• Mclump>Mviriale  non in equilibrio
• TK  R-0.5  sorgente di radiazione interna
• nH2  R-2.6  sull’orlo del collasso
• dMacc/dt = Mclump/tff = 10-3–10-2 M⊙/y  tasso di
accrescimento (dedotto) molto alto
 i clump possono essere instabili su t(free-fall)∼105 y
 l’accrescimento può alimentare la formazione stellare
nei clump
Clumps
Rivelati in tutte le righe osservate  oggetti reali!
• Mclump>Mviriale  non in equilibrio
• TK  R-0.5  sorgente di radiazione interna
• nH2  R-2.6  sull’orlo del collasso
• dMacc/dt = Mclump/tff = 10-3–10-2 M⊙/y  tasso di
accrescimento (dedotto) molto alto
 i clump possono essere instabili su t(free-fall)∼105 y
 l’accrescimento può alimentare la formazione stellare
nei clump
Hot Cores (HCs)
“Hot (100–200 K) cores’’ dentro i clump
•
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•
•
maser H2O e righe di alta energia  alta nH2 e TK
molte molecule rare  evaporazione dai grani
TK  R-3/4  sorgente di energia interna
LIRAS  104 L⊙  (proto)stelle massicce (OB)
alcuni HCs contengono UC HIIs!  stelle massicce
HCs in rotazione  dischi di accrescimento
flussi molecolari bipolari (outflows)  accrescimento
 HCs contengono (proto)stelle OB in formazione
Hot Cores (HCs)
“Hot (100–200 K) cores’’ dentro i clump
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•
maser H2O e righe di alta energia  alta nH2 e TK
molte molecule rare  evaporazione dai grani
TK  R-3/4  sorgente di energia interna
LIRAS  104 L⊙  (proto)stelle massicce (OB)
alcuni HCs contengono UC HIIs!  stelle massicce
HCs in rotazione  dischi di accrescimento
flussi molecolari bipolari (outflows)  accrescimento
 HCs contengono (proto)stelle OB in formazione
Hot Cores (HCs)
“Hot (100–200 K) cores’’ dentro i clump
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•
maser H2O e righe di alta energia  alta nH2 e TK
molte molecule rare  evaporazione dai grani
TK  R-3/4  sorgente di energia interna
LIRAS  104 L⊙  (proto)stelle massicce (OB)
alcuni HCs contengono UC HIIs!  stelle massicce
HCs in rotazione  dischi di accrescimento
flussi molecolari bipolari (outflows)  accrescimento
 HCs contengono (proto)stelle OB in formazione
Hot Cores (HCs)
“Hot (100–200 K) cores’’ dentro i clump
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•
maser H2O e righe di alta energia  alta nH2 e TK
molte molecule rare  evaporazione dai grani
TK  R-3/4  sorgente di energia interna
LIRAS  104 L⊙  (proto)stelle massicce (OB)
alcuni HCs contengono UC HIIs!  stelle massicce
HCs in rotazione  dischi di accrescimento
flussi molecolari bipolari (outflows)  accrescimento
 HCs contengono (proto)stelle OB in formazione
Hot Cores (HCs)
“Hot (100–200 K) cores’’ dentro i clump
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•
maser H2O e righe di alta energia  alta nH2 e TK
molte molecule rare  evaporazione dai grani
TK  R-3/4  sorgente di energia interna
LIRAS  104 L⊙  (proto)stelle massicce (OB)
alcuni HCs contengono UC HIIs!  stelle massicce
HCs in rotazione  dischi di accrescimento
flussi molecolari bipolari (outflows)  accrescimento
 HCs contengono (proto)stelle OB in formazione
Hot Cores (HCs)
“Hot (100–200 K) cores’’ dentro i clump
•
•
•
•
•
•
•
maser H2O e righe di alta energia  alta nH2 e TK
molte molecule rare  evaporazione dai grani
TK  R-3/4  sorgente di energia interna
LIRAS  104 L⊙  (proto)stelle massicce (OB)
alcuni HCs contengono UC HIIs!  stelle massicce
HCs in rotazione  dischi di accrescimento
flussi molecolari bipolari (outflows)  accrescimento
 HCs contengono (proto)stelle OB in formazione
Hot Cores (HCs)
“Hot (100–200 K) cores’’ dentro i clump
•
•
•
•
•
•
•
maser H2O e righe di alta energia  alta nH2 e TK
molte molecule rare  evaporazione dai grani
TK  R-3/4  sorgente di energia interna
LIRAS  104 L⊙  (proto)stelle massicce (OB)
alcuni HCs contengono UC HIIs!  stelle massicce
HCs in rotazione  dischi di accrescimento
flussi molecolari bipolari (outflows)  accrescimento
 HCs contengono (proto)stelle OB in formazione
Esempio di disco + outflow
outflow
core
disk
outflow
Gibb et al. (2002)
Olmi et al. (2003)
Olmi et al. (1996)
Furuya et al. (2002)
Beltran et al. (2004)
Furuya et al. (2002)
Beltran et al. (2004)
Furuya et al. (2002)
Beltran et al. (2004)
Furuya et al. (2002)
Beltran et al. (2004)
CH3CN(12-11)
Gibb et al. (2002)
Olmi et al. (2003)
Beltran et al. (2005)
Olmi et al. (1996)
Beltran et al. (2004)
1200 AU
IRAS 20126+4104
M*=7 et
Mal.;
O Moscadelli et al.
Cesaroni
moti propri maser H2O
Hot Cores (HCs)
“Hot (100–200 K) cores’’ dentro i clump
•
•
•
•
•
•
•
maser H2O e righe di alta energia  alta nH2 e TK
molte molecule rare  evaporazione dai grani
TK  R-3/4  sorgente di energia interna
LIRAS  104 L⊙  (proto)stelle massicce (OB)
alcuni HCs contengono UC HIIs!  stelle massicce
HCs in rotazione  dischi di accrescimento
flussi molecolari bipolari (outflows)  accrescimento
 HCs contengono (proto)stelle OB in formazione
Possibile sequenza evolutiva
pre-HC: dMacc/dt  10-5 M⊙/y sopprime regione HII;
e.g. IRAS 23385+6053: 104 L⊙, 40 K, 370 M⊙
II. HC: outflow+disco, accrescimento non-spherico?
e.g. IRAS 20126+4104: 104 L⊙, 200 K, 10 M⊙
III. HC+ piccola regione HII: outflow+disco residuo,
inizia espansione regione HII;
e.g. G10.47+0.03: 5 105 L⊙, 200 K, 103 M⊙
IV. HC+regione HII: outflow residuo, regione HII
distrugge HC; e.g. G5.89-0.39:
7 105 L⊙, 100 K, 3 103 M⊙
I.
IRAS 23385+6053
IRAS 23385+6053
Possibile sequenza evolutiva
pre-HC: dMacc/dt  10-5 M⊙/y sopprime regione HII;
e.g. IRAS 23385+6053: 104 L⊙, 40 K, 370 M⊙
II. HC: outflow+disco, accrescimento non-spherico?
e.g. IRAS 20126+4104: 104 L⊙, 200 K, 10 M⊙
III. HC+ piccola regione HII: outflow+disco residuo,
inizia espansione regione HII;
e.g. G10.47+0.03: 5 105 L⊙, 200 K, 103 M⊙
IV. HC+regione HII: outflow residuo, regione HII
distrugge HC; e.g. G5.89-0.39:
7 105 L⊙, 100 K, 3 103 M⊙
I.
Possibile sequenza evolutiva
pre-HC: dMacc/dt  10-5 M⊙/y sopprime regione HII;
e.g. IRAS 23385+6053: 104 L⊙, 40 K, 370 M⊙
II. HC: outflow+disco, accrescimento non-spherico?
e.g. IRAS 20126+4104: 104 L⊙, 200 K, 10 M⊙
III. HC+ piccola regione HII: outflow+disco residuo,
inizia espansione regione HII;
e.g. G10.47+0.03: 5 105 L⊙, 200 K, 103 M⊙
IV. HC+regione HII: outflow residuo, regione HII
distrugge HC; e.g. G5.89-0.39:
7 105 L⊙, 100 K, 3 103 M⊙
I.
Possibile sequenza evolutiva
pre-HC: dMacc/dt  10-5 M⊙/y sopprime regione HII;
e.g. IRAS 23385+6053: 104 L⊙, 40 K, 370 M⊙
II. HC: outflow+disco, accrescimento non-spherico?
e.g. IRAS 20126+4104: 104 L⊙, 200 K, 10 M⊙
III. HC+ piccola regione HII: outflow+disco residuo,
inizia espansione regione HII;
e.g. G10.47+0.03: 5 105 L⊙, 200 K, 103 M⊙
IV. HC+regione HII: outflow residuo, regione HII
distrugge HC; e.g. G5.89-0.39:
7 105 L⊙, 100 K, 3 103 M⊙
I.
Conclusioni
Le (proto)stelle massicce sono associate a:
• grandi tassi di accrescimento
• flussi molecolari e dischi circumstellari
Le stelle massicce possono formarsi per
accrescimento.