Spettroscopia IR e millimetrica nello
studio della formazione stellare
Antonella Natta
Osservatorio Astrofisico di Arcetri - Firenze
Spettroscopia IR e millimetrica nello
studio della formazione stellare
 Introduzione alla formazione stellare
 Righe di emissione e di assorbimento
 Spettri molecolari nel mezzo interstellare
 Ghiacci e grani di polvere
Lunedi’ 7 maggio: 11.30-13
Martedi’ 8 maggio: 11.30-13
16.30-18
Lunedi’ 14 maggio: 11.30-13
14.30-16
Le stelle si formano nelle nubi molecolari
La formazione stellare nella Galassia e’
un processo poco efficiente

Quante stelle si formano nella Galassia oggi?
– Circa 3 Msun/anno

Se tutte le nubi molecolari giganti note collassassero in freefall, si formerebbero stelle a un tasso di 300 Msun/anno

Le nubi molecolari giganti non sono “unita” in collasso:
– Struttura disomogenea (frattale?), moti altamente supersonici
– Supporto magnetico

All’interno, si formano “cores” densi e con moti subsonici, con
massa >MJeans
Le stelle si formano nelle nubi molecolari
Stelle di massa solare (dalle nane brune a 3-4 Msun)
Il criterio di Jeans generalizzato
M jeans  T 3/2 n -1/2sun per T=10 K, n=104 cm-3
Una stella ha a disposizione
un tempo di free-fall per
raggiungere
la sua massa finale
5
~ 10 y
-1/2
n5
Il collasso di una sfera isoterma
Il collasso comincia dalla zona centrale
r = cs2/2pGR2
Dal punto di vista osservativo …

I cores molecolari sono freddi
•

T ~ 10 K
E densi
•
n ~ 10 5 - 10 6 cm -3
Perche’ si forma un disco?
I cores ruotano:
Conservazione del momento angolare r2
Streamlines
Raggio centrifugo:
(conservazione del momento angolare)
Densita’

I dischi accompagnano la stella nella fase iniziale di
formazione
•
•
•
Collasso del core molecolare
Formazione di un nucleo in equilibrio idrostatico al centro
Crescita in massa del nucleo centrale
La massa e’ nel core in collasso

E nella fase di evoluzione di presequenza
•
•
La stella ha (circa) la sua massa finale
Il disco contiene una frazione piccola (<10%) della massa
La massa e’ nella stella
Evoluzione pre-sequenza principale

Le stelle derivano la
loro energia dalla
contrazione
gravitazionale

Nella fase di presequenza una stella e’
piu’ luminosa che in
sequenza principale

In una regione di
formazione stellare, le
stelle popolano la
regione del diagramma
HR sopra la sequenza
principale
PMS stars in L1616:
Alcalà et al. 2004
Dischi di accrescimento in stelle di pre-MS

Dischi viscosi:
– il gas accresce sulla stella centrale
– Il momento angolare e’ trasportato all’infuori (viscosita’, a-disks)
– col tempo, la massa del disco decresce e il suo raggio aumenta

La stella domina la massa del sistema
– Il disco e’ in rotazione kepleriana
Densita’
Tutta la materia e’ nel midplane
 Equilibrio idrostatico (tra la componente verticale della gravita’
stellare e la pressione termica) nella direzione verticale
 La densita’ ha un profilo gaussiano nella direzione verticale :

I dischi sono geometricamente sottili
Temperatura: riscaldamento viscoso

T  R- 3/4
Temperatura: riscaldamento dalla
radiazione stellare
Dominante nella fase di pre-MS
T  R- 3/41/2
La superficie e’ piu’ calda del midplane
I dischi sono freddi, densi e molto opachi
Ceccarelli & Dominik 2005
Mdisk~6% Mstar
Sono anche molto neutri
Cio’ nonostante, I campi magnetici sono
importanti

I dischi sono permeati da due diversi tipi di campo
magnetico
– Campo fossile (del core)
– Campo stellare (dinamo?)
Il campo stellare puo’ produrre sia accrescimento che espulsione di materia
Il campo fossile solo espulsione
Accrescimento e Perdita di Massa

Il fenomeno di perdita di massa è sempre
associato all’accrescimento
Gueth & Guilloteau 1999
Evoluzione dei dischi durante la fase di PMS:
quanto vivono i dischi?

Qualche milione di
anni, ma con una
grande dispersione

Consistente con il
tempo scala viscoso
Ci sono dischi che prima di sparire
formano pianeti

Col tempo il disco di accrescimento cede il passo alla
comparsa dei sistemi planetari e dischi di detriti
HR 4796 A
Evacuated inner disk – 15Myr
MID-IR: Koerner et al. 1998
 Pic
Debris disk – 100 Myrs
Scattered light: Burrows et al.
1995
Ma non tutti i dischi formano pianeti
– Evoluzione viscosa: il disco viene “mangiato” dalla stella
– Fotoevaporazione causata dalla stella centrale
– Interazioni dinamiche varie
10% ??
Sommario

Tutte le stelle si formano dal collasso gravitazionale di
cores molecolari
– Stelle O?
– Oggetti di massa planetaria?

Ingredienti principali:
– Cores molecolari
– Dischi circumstellari

Le diverse fasi della formazione stellare sono
caratterizzate da alta densita’ e bassa temperature