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1) Il problema della formazione delle stelle OB
2) Il (possibile) ruolo dei dischi di accrescimento
3) Risultati attuali: dischi (stelle B) e toroidi (stelle O)
4) Il progetto ALMA: proposta Ciclo 0 e scopo finale
Il ruolo dei dischi nella formazione delle stelle O-B
Riccardo CesaroniINAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri
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Come si formano le stelle?
Nucleo (protostella) con inviluppo:
• Contrazione protostella tKH
• Accrescimento da inviluppo su protostella tacc
tacc cresce con M* mentre tKH diminuisce con M*
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Palla & Stahler(1990, 1993)
accrescimento condM/dt=10-5 MO/yr
tKH=tacc
Zero-age main sequence
Sole
tKH>tacc
tKH<tacc
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PROBLEMA
Le stelle massicce arrivano sulla ZAMS ancora in fase di accrescimento
In simmetria sferica, la pressione di radiazione blocca l’accrescimento (Kahn 1976)
stelle > 8 MO non possono esistere!?
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SOLUZIONEAccrescimento mediante disco (+outflow) (Yorke
& Sonnhalter, Krumholz et al.):Outflow incanala i fotoni riduce la pressione di radiazioneDisco concentra l’accrescimento aumenta la ram pressure
L’esistenza dei dischi in stelle OB indicherebbe una continuità nel modo di formazione, dalla piccola all’alta massa
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Buone notizie: teoria
Tutte le teorie di formazione stellare predicono dischi attorno a stelle OB (dimensioni ~100-1000 AU) - e.g. Bonnell 2005, Krumholz et al. 2007, Keto 2007,
Le teorie spiegano la formazione di stelle fino a 140 MO mediante disco di accrescimento soluzione problema pressione di radiazione (Kuiper et al. 2010, 2011)
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1 pc clump collapsecompetitive accretion
Bonnell (2005)
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Zoom in
time
core accretionin 0.2 pc clump
Krumholz et al. (2007)
disk
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Cattive notizie: osservazioni
Dischi attorno a stelle OB molto difficili da osservare: lontani ed embedded dist. OB > 1 kpc, disco ~100 AU HPBW < 0.1” AV=1000 λ > mid-IR necessaria
Finora risoluzione angolare radio-submm > 0.5”
Adesso fattibile con ALMA!
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Ricerca dei dischi
Dove cercarli? scelta target
Cosa osservare? scelta tracciante
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Clump
UC HII
Core
outfl
ow
outfl
ow
disk
Target: core con outflow
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TRACCIANTE PRO CONTRA
Righe maser Alta risol. angolare; moti propri vel. 3D
Informazione “patchy”
Continuo (sub)mm
Banda larga Alta sensibilità
No info velocità
Confusione con free-free e/o inviluppo
Righe molecolari termiche
Cinematica e geometria di outflow e disco
Risoluzione e sensibilità
ALMA!
Traccianti possibili: Av~1000 mag radio-submm
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Esempio: stella O
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Beltràn et al. (2011)Codella et al. (in prep.)
A2
A1
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hypercompact HII + core
O9.5 (20 MO) + 130 MO
Beltran et al. (2006)Beltran et al. (2011)
A2
A1
assorbim.red-shifted:
infall
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Risultati:
• Mstar = 20 MO dentro core con Mgas = 130 MO
• Gradiente di velocità perpendicolare ad asse outflow
core rotante toroide (≠ disco)
• Assorbimento red-shifted in riga molecolare contro
regione HII infall verso stella O (10-3 MO yr-1)
accrescimento sulla stella?
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Esempio: stella B
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IRAS 20126+4104Cesaroni et al.Hofner et al.
Sridharan et al.Moscadelli et al.
Image: 2µm cont.
--- OH maser
H2O masers
1000 AU
Kepler+infall8 MO star
Moscadelli et al. (2010)
CH3OH H2O200 AU
jet
disk+jetdisk
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Distance measurement to IRAS 20126+4104 withH2O maser parallax (Moscadelli et al. 2010)
d = 1.64±0.05 kpc
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Risultati
• Stelle B (~ 104 LO): evidenza di dischi di accrescimento circumstellari (Kepleriani)
• Stelle O (> 105 LO): nessuna evidenza di dischi; solo toroidi rotanti (molto massicci)
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Toroidi• M > 100 MO
• R ~ 10000 AU• L > 105 LO (proto)stelle O• tacc/trot piccolo Strutture transienti,
contenenti cluster
Dischi• M < alcune 10 MO
• R ~ 1000 AU• L ~ 104 LO (proto)stelle B• tacc/trot grande Strutture circumstellari in
equilibrio
dischi
toroidiBeltran et al. (2010)
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Interrogativo
Perché non si osservano dischi attorno a (proto)stelle di tipo O ?
Possibile causa: bias osservativo per scarse sensibilità e risoluzione
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no s
telle
edge
-on
i = 35
°
Ipotesi:HPBW = Rdisk/4
FWHMline = Vrot(Rdisk)
Mdisk Mstar
<Ncol> = cost.
TB > 20 K
ν = 230 GHz
5 ore ON-source
risol. spettr. = 0.2 km/s
S/N = 20
dischi noti
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Simulazioni di dischiattorno a stella 8 MO
Krumholz et al. (2007)
NH3 con EVLA
CH3CN(12-11) con ALMA
cont.+
riga
riga
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Progetto ALMA R. Cesaroni, H. Zinnecker, M.T. Beltran, S. Etoka, D. Galli, C. Hummel,
N. Kumar, L. Moscadelli, T. Preibisch, A. Sanchez-Monge, T. Stanke, F. Van der Tak, S. Vig, C.M. Walmsley, K.S. Wang
Osservare dischi attorno a (proto)stelle di tipo O per stabilire processo di formazione stelle massicce
Tuttavia…• Ciclo 0 insufficiente per distanze > 2-3 kpc• Rivelabili solo dischi in (proto)stelle B
Scopo Ciclo 0: trovare altri dischi Kepleriani come IRAS 20126+4104 in (proto)stelle B
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Target: nebulosa bipolare + radio jet + core denso Spitzer/IRAC VLA 1.3cm VLA NH3
104 LO, 2.2 kpc 104 LO, 3.6 kpc
0.05 pc 0.07 pcALMA ALMA
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Tracciante outflow: ali prominenti in SiO
IRAM 30m
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Tracciante disco: CH3CN intenso gas denso e caldo
IRAM 30m
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0.05 pc 0.07 pcALMA ALMA
Cosa ci aspettiamo dal Ciclo 0…?
?
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Furuya et al. (2008)
CH3CN
Sanna et al. (2010)
toroide rotante? disco circumstellare?CH3OH masers
1.3cm cont.
Il futuro: con ALMA completodischi dentro toroidi in stelle O
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Righe otticamente sottili necessarie difficili da
distinguere
Line forest!
Tuttavia può essere “challenging”persino con ALMA:
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Hypercompact HII regionMoscadelli et al. (2007)
Beltran et al. (2007)
7mm free-free & H2O masers
500 AU
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7mm free-free & H2O masers
30 km/s
Hypercompact HII region
tHII = 50 yr !!!distance independent
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Riassunto:
• Stella O dentro core massiccio in rotazione (toroide)
• Evidenza di infall (accrescimento)
Interrogativo:
• Formazione per accrescimento mediante disco???
Ancora da dimostrare
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Ricerca dei dischi
Dove cercarli? scelta targetCosa osservare? scelta tracciante/strumento
• Stelle OB embedded core di alta densità• Gas espulso lungo asse di rotazione outflow
Outflow in 40-90% regioni di formazione stelle OB (sorgenti IRAS luminose, regioni HII, maser H2O) incoraggiante…
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Esistenza dei dischi: teoria
I dischi sono un prodotto “naturale” di infall + conservazione momento angolare, tuttavia:
• Campo B frenamento magnetico?• Ionizzazione da stella OB fotoevaporazione?• Interazioni mareali con cluster troncamento?• Merging di stelle piccole distruzione?
I dischi nelle stelle OB potrebbero non esistere!
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Interrogativo
Perché non si osservano dischi attorno a (proto)stelle di tipo O ?
Possibili cause:
1. Bias osservativo: scarsa sensibilità/risoluzione
2. Tempo di vita disco molto breve / Diverso meccanismo di formazione stellare
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Bias osservativo?
![Page 40: 1)Il problema della formazione delle stelle OB 2)Il (possibile) ruolo dei dischi di accrescimento 3)Risultati attuali: dischi (stelle B) e toroidi (stelle.](https://reader035.fdocument.pub/reader035/viewer/2022062404/5542eb50497959361e8bf991/html5/thumbnails/40.jpg)
Ipotesi:HPBW = Rdisk/4
FWHMline = Vrot(Rdisk)
Mdisk Mstar
<Ncol> = cost.
TB > 20 K
ν = 230 GHz
5 ore ON-source
risol. spettr. = 0.2 km/s
S/N = 20
edge
-on
i = 35
°
dischi noti
IRAS 20126+4104
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no s
telle
edge
-on
i = 35
°
Ipotesi:HPBW = Rdisk/4
FWHMline = Vrot(Rdisk)
Mdisk Mstar
<Ncol> = cost.
TB > 20 K
ν = 230 GHz
5 ore ON-source
risol. spettr. = 0.2 km/s
S/N = 20
dischi noti
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Altri problemi osservativi…• rarità stelle O• confusione con inviluppo• chimica• confusione con outflow/infall• rotazione non-keplerian• flaring del disco• inclinazione del disco• …
Tuttavia ALMA offre concrete speranze…
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Simulazioni di dischiattorno a stella 8 MO
Krumholz et al. (2007)
NH3 con EVLA
CH3CN(12-11) con ALMA
cont.+
riga
riga
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Spiegazione “fisica”?
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tidal destructionrotational period
photo-evaporation
Cesaroni et al. (2007)
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I dischi attorno alle (proto)stelle O potrebbero esser parzialmente distrutti dalle interazioni mareali col cluster
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Come si formano le stelle (OB)?
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0.5 pc
outfl
ow
outfl
ow
disk
Target: core molecolare con outflow