ALMA e la formazione
delle stelle OB
Riccardo Cesaroni
INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri
Possibile sequenza evolutiva per stelle OB
IR-dark cloud
frammentazione
turbolenza?
(hot) molecular core
gravitazione?
infall+rotazione
(proto)stella+disco+outflow
campo magnetico?
accrescimento
regione HII ipercompatta
espansione
regione HII estesa
Hot molecular cores
• Valori tipici <0.1 pc, >100 K, 107 cm-3, >104 LO
• Molte molecole: evaporazione dei grani
• Talvolta contengono regioni HII ipercompatte
 Contengono stelle OB in formazione
 Probabile presenza di infall (accrescimento) e
rotazione (dischi)
Cesaroni et al. (1998); Hofner (pers. comm.)
B1
UC HII
B0.5
B0
HMC
B0.5
Hot molecular cores
• Valori tipici <0.1 pc, >100 K, 107 cm-3, >104 LO
• Molte molecole: evaporazione dei grani
• Talvolta contengono regioni HII ipercompatte
 Contengono stelle OB in formazione
 Probabile presenza di infall (accrescimento) e
rotazione (dischi)
Infall
Importante verifica per i modelli di formazione di
stelle massicce (e.g. accrescimento VS aggregazione)
Problemi:
Difficile da individuare: allargamento di riga dovuto
anche a spessore ottico e/o turbolenza
Nel centimetrico solo poche righe (NH3…) presenti
Soluzioni:
Assorbimento red-shifted verso core contenenti regioni
HII otticamente spesse
Moltissime righe nel (sub)millimetrico  ALMA!!!
Infall rivelato
mediante riga
in
assorbimento
contro
regione HII
HMC
104 K
100 K
G10.6-0.4
massimo redshift
verso la stella
Campo di velocità di infall
mediante assorbimento
di NH3 verso regione HII
Sollins et al. (2005)
beam=0.24”=1400 AU
Tre condizioni sono necessarie per osservare
assorbimento in una riga a frequenza ν :
1. la regione HII deve essere risolta
 2 RHII > HPBW(ν) = 0.012” [350/ν(GHz)]
2. la regione HII deve essere spessa
 ff(ν) > 1  TB=104 K
3. il core deve essere otticamente sottile
 dust(ν) < 1
 Due relazioni:
• fra distanza & NLyman
• fra frequenza & NLyman
ALMA rivelerà la presenza di
infall su stelle OB in molte
righe molecolari e quindi in gas
a diverse densità e temperature
RHII = 50-1000 AU per stelle B0.5-O4
Regioni HII di questo tipo (ipercompatte) esistono!
Rotazione
Infall del gas + Conservazione del momento angulare 
formazione di dischi
I dischi potrebbero risolvere il problema della pressione di
radiazione nelle stelle OB:
• fuga fotoni lungo asse disco  riduzione press. radiaz.
• accrescimento attraverso disco  incremento press. ram
Risultati osservativi:
• alcuni dischi (Mdisco< Mstella) scoperti in stelle B
• pochi toroidi rotanti (Mtoroide>>Mstella) scoperti in stelle O
 Mancanza di dischi in stelle O  bias osservativo!??
IRAS 20126+4104
Cesaroni et al.
Hofner et al.
Keplerian
Moscadelli etrotation:
al.
M*=7 MO
Rotazione
Infall del gas + Conservazione del momento angulare 
formazione di dischi
I dischi potrebbero risolvere il problema della pressione di
radiazione nelle stelle OB:
• fuga fotoni lungo asse disco  riduzione press. radiaz.
• accrescimento attraverso disco  incremento press. ram
Risultati osservativi:
• alcuni dischi (Mdisco< Mstella) scoperti in stelle B
• pochi toroidi rotanti (Mtoroide>>Mstella) scoperti in stelle O
 Mancanza di dischi in stelle O  bias osservativo!??
Beltran et al.
(2006)
hypercompact HII + dust
O9.5 (20 MO) + 130 MO
Beltran et al. (2004)
Beltran et al. (2005)
Furuya et al. (2002)
Rotazione
Infall del gas + Conservazione del momento angulare 
formazione di dischi
I dischi potrebbero risolvere il problema della pressione di
radiazione nelle stelle OB:
• fuga fotoni lungo asse disco  riduzione press. radiaz.
• accrescimento attraverso disco  incremento press. ram
Risultati osservativi:
• alcuni dischi (Mdisco< Mstella) scoperti in stelle B
• pochi toroidi rotanti (Mtoroide>>Mstella) scoperti in stelle O
 Mancanza di dischi in stelle O  bias osservativo!??
Ipotesi:
HPBW = Rdisk/4
FWHMriga = Vrot(Rdisco)
Mdisco  Mstella
<Ncol> = cost.
TB > 20 K
riga a 230 GHz
5 ore ON-source
risol. spettrale = 0.2 km/s
S/N = 20
Ipotesi:
HPBW = Rdisk/4
FWHMriga = Vrot(Rdisco)
Risoluzione & sensibilità di
M
M
ALMA assolutamente
<N > = cost.
necessarie
per
stabilire
la
T > 20 K
presenza
di dischi attorno a
riga a 230
GHz
5 ore ON-source (proto)stelle OB!!!
disco
stella
col
B
risol. spettrale = 0.2 km/s
S/N = 20
Conclusioni
• Infall (accrescimento)
necessaria risoluzione angolare & copertura
spettrale (sub-mm + banda 8 GHz) di ALMA
• Dischi (rotazione)
necessaria sensibilità & risoluzione angolare +
spettrale di ALMA
Cosa ALMA non può fare…
Lo spettro delle (proto)stelle OB nei core picca nel
far-IR, quindi:
 stima di luminosità impossibile con ALMA!
Immagini ad alta risoluzione nel sub-mm & mid-IR
insufficienti (vedi Orione)
 risoluzione < 1 arcsec necessaria a 50-100 µm!!!
 Herschel & FIRI (Far-InfraRed Interferometer)
FIR
?
NIR-MIR
sub-mm
Shuping et al.
(2004)
Beuther et al.
(2005)
Orion KL
105 LO da dove???
ALMA
Cosa ALMA non può fare…
Lo spettro delle (proto)stelle OB nei core picca nel
far-IR, quindi:
 stima di luminosità impossibile con ALMA!
Immagini ad alta risoluzione nel sub-mm & mid-IR
insufficienti (vedi Orione)
 risoluzione < 1 arcsec necessaria a 50-100 µm!!!
 Herschel & FIRI (Far-InfraRed Interferometer)
IR-dark cloud
• Scoperte in assorbimento a 8 µm con ISO, MSX,
SPITZER (Perault et al. 1996; Egan et al. 1998,
GLIMPSE)  fredde e dense
• Osservate in emissione continua (polvere) e di riga
 2-8 kpc, 103-104 MO, 1-5 pc, 105 cm-3, < 20 K
• Presenza di disomogeneità (cores) da cont. mm &
righe di isotopi del CO (Rathborn et al. 2005)
 10-2000 MO
• Rivelati outflow e sorgenti IR a 3.6 & 24 µm (Carey et
al. 2002)  alcune contengono (proto)stelle
Carey et al. (2000)
MSX 8 m
MSX 8 m
MSX 8 m
SCUBA 850 m
SCUBA 850 m
SCUBA 850 m
Le IR-dark cloud possono essere il primo stadio
del processo di formazione delle stelle massicce
Quindi è fondamentale capire:
Struttura della nube: core MF = stellar IMF ?
 implicazioni sul processo di formazione:
IMF stabilita prima o dopo la frammentazione?
Campo di velocità dentro la nube: turbolenza
(Mc Kee & Tan 2002) o collasso (Bonnell et al.
2004)?  possibilità di stabilire il modello
giusto
Ruolo di ALMA:
 risolvere struttura della nube e campo di
velocità su tutte le scale da 500 AU a >1 pc
 rivelare i cold core con Mcore > MJeans ≈
≈ 0.5 MO fino a 10 kpc
Simulazione numerica
di collasso di nube di 1-pc
Bate et al. (2003)
ALMA beam
350GHz 10kpc
Spettro di cold core
(sensibilità per 5 ore ON-source)
MJeans ≈ 0.5 MO
3σ ALMA
3σ SMA
3σ PdBI
3σ VLA
3σ ALMA
3σ SMA
3σ PdBI
3σ VLA