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Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007 G. Umana Scienza con ALMA: stelle evolute.

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1 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Scienza con ALMA: stelle evolute

2 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Outline La fase AGB PN (caratteristiche generali, CSE) Studio dei CSE nel millimetrico: riga e continuo questioni aperte Outlook ALMA AGB post-AGB/PN

3 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Stelle evolute: la fase AGB PN O B A F G K M 10 4 L 10 2 L 1 L L L AGB: 10 5 y M /y può essere oscurata - Maser lines, CO post- AGB: 1000 y M /y visibile - Ottico, mm, IR PN: 10 4 y M /y alta T - Ottico, IR-radio Fase evolutiva tipica di stelle con M MS 1 -8 Mo

4 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana AGB PN: perche studiarle? fasi finali dellevoluzione di stelle di massa intermedia (M MS ~ M Sun ) -Destino della maggior parte delle stelle della Galassia Importanti per levoluzione chimica della Galassia - (grosse quantità di materiale processato restituito allISM) CSE: Laboratorio per lo studio dellinterazione venti/shock con ISM

5 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana M. Marengo, PhD thesis, 2000 Parte I: Stelle AGB

6 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Stelle evolute: la fase AGB Problematica generale: R=10 13 cm T>10 3 K dimensione 10 7 temperatura densità R= cm 1000 > T>10 K Atmosfera estesa: (H2, H2O, CO,CN…..) R=10 14 cm SiO R=10 15 cm H 2 O R=10 18 cm OH

7 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana AGB: la perdita di massa M. Marengo, PhD thesis, 2000 Modello Classico: Salpeter, 1974; Kwok, 1975 Goldreich e Scoville, 1976 Il momento totale dellinviluppo in espansione è dato dalla pressione di radiazione sui grani di polvere La perdita di massa determinata dai processi dinamici al di là del raggio di condensazione delle polveri (Rdust) Rdust ~8 R star 900 K ? processo che determina la mass-loss ? Come si formano i grani di polvere Mancano informazioni sulla fisica delle regioni in cui ha inizio la mass-loss

8 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana AGB: Come si osservano -ottico -infrarosso -infrarosso (righe molecolari, continuo da polveri) -radio (righe MASER SiO, H2O, OH) -millimetrico (righe molecolari, continuo da polveri) Oggetto centrale: continuo, righe CSE: -radio -millimetrico continuo fotosferico

9 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana CSE: Osservazioni mm -Millimetrico: Righe molecolari ottimi traccianti delle caratteristiche CSE single-dish (distribuzione densità,Mass-loss,…) Interferometri (distribuzione densità (mappa), cinematica) Mass-loss: (rate, eventi multipli?) Quantità e qualità (composizione chimica) del gas/polveri restituito allISM Budget/modellistica dust cycle dellISM

10 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana CSE: Righe Molecolari Ottimi traccianti dei CSE (perdita di massa, struttura, condizioni chimico/fisiche) Temperatura e densità troppo alte Fotodissociazione (UV ISM) T gas in CSE cm R CSE cm 1000 K100 K 10 K Entro R CSE, il gas è sopratutto in forma molecolare Rdust Si formano tra: cm R CSE cm

11 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana CSE: Righe Molecolari Osservate nei CSE-AGB 63 molecole Numero di oggetti Il 55% osservate solo in IRC forte mass-loss -D=120 pc CO e righe maser quelle più diffuse

12 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana CSE: CO Il miglior strumento per determinare le caratteristiche CSE CO (transizioni rotazionali, mm) J=1 0 = GHz J= J= J= J= E(J=1) 5.5 K E(J=2) 16.6 K Grande abbondanza f CO -sub-mm: Pochi telescopi, Osservazioni tecnicamente MOLTO difficili Facilmente eccitate in gran parte dellinviluppo!!! Le righe molecolari più intense: rivelate in più di 500 oggetti

13 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana CSE: CO Estensione dellinviluppo CO, R CO Fotodissociazione - radiazione UV del mezzo interstellare locale (ISRF) R CO dipende dalla perdita di massa (Mamon et al., 1988) -self-shielding CO, shielding polveri, H 2 Piccole perdite di massa (10 -6 Msol/yrs) R CO cm Forti perdite di massa (10- 4 Msol/yrs) R CO few cm

14 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana CO –profili di riga Il profilo di riga dipende dallopacità e dalla risoluzione del telescopio…. Sorgente otticamente spessa, non risolta Sorgente otticamente sottile, parzialmente risolta

15 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana CO –profili di riga Parametri deducibili (Model dependent) Perdita di massa Vo Vexp Parametri deducibili: Velocità del sistema Vo Velocità di espansione Vexp Knapp & Morris, 1985 Olofsson, et al., 1993 Loup et al., 1993

16 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana CO –profili di riga Catalogo di 444 AGB-post-AGB, con osservazioni CO (115 e 230 GHz) 184 AGB O-rich 205 AGB C-rich Loup et al, 1993 Knapp & Morris, 1985 MSun/yr O-rich C-rich

17 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana AGB: Mass.Loss Olofsson, 2006 v 15 km/s, f CO Assumendo Fmin~5 ( =sensibilità in riga, per pixel di velocità) PdB (230 GHz) In 7 ore= Fmin~250 mJy (8 km/sec) dM/dt=10 -6 D=5 Kpc

18 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana AGB: Mass.Loss Confrontiamo con le sensibilità previste per ALMA (full array) Assumendo Fmin~5 ( =sensibilità in riga, per pixel di velocità, 1 km/hr) In 1 ora= Fmin~5 mJy dM/dt= D=35 kpc dM/dt=10 -6 D=10 kpc dM/dt=10 -7 D=3 Kpc In 4 ore= Fmin~2.5 mJy dM/dt= D=50 kpc dM/dt=10 -6 D=15 kpc dM/dt=10 -7 D=5 Kpc Ci avviciniamo alla LMC: studi di mass_loss in funzione della metallicità

19 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana AGB: CO Teyssier et al., GHz GHz GHz N phot da una data riga in funzione di R Necessità di sensibilità maggiori per osservare altre transizioni CO in ALTRE sorgenti!!!!! Transizioni a più alta energia tracciano regioni più interne del CSE

20 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana CO –perdita di massa -Perdita di massa single-dish: mediata su anni (tempo necessario a formare il CSE) Interferometria mm in riga: Informazioni morfologiche e cinematiche del CSE Presenza di stratificazioni (più molecole…) Evidenza di episodi multipli di perdita di massa Presenza di componenti di velocità differenti dal modello classico

21 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Morfologia: tools Rolfselma (1989) Taglio (1D) lungo lasse z ad m,l Profilo di riga Una serie di profili di riga lungo m (N-S) o l (E-W) P-V plot 2D a velocità fissata Channel map Se integriamo le channel maps su v Struttura globale (moment maps) Data Cube

22 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Morfologia: tools Rolfselma (1989) Nelle varie channel maps emissione da regioni alla stessa velocità Nel caso di un inviluppo a simmetria sferica, in espansione costante, le curve di iso-velocità sono dei cerchi con raggio massimo alla velocità del sistema Diagramma PV corrispondente: Ellisse

23 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana CSE: Morfologia PdB Più di 60 oggetti nella fase AGB PN osservate in riga con IRAM PdB CSE in AGB, generalmente a simmetria sferica e in espansione isotropa In alcuni casi, sono state osservate delle sottostrutture Risultati: Il 30% oggetti (negli ultimi 5 anni ) -Neri et al., Castro-Carrizo et al, 2004 Mappate solo archetipi: bias vs Mass-loss, vicinanza,….

24 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana CSE: morfologia Osservazioni BIMA: CO J= GHz, 13, spe_res=2 km/sec + 12m (emissione estesa) Fong et al., CSE a simmetria sferica, vexp costante 200 IRC+10216

25 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana CSE: morfologia Fong et al., Channel map alla velocità sys Osservazioni BIMA: CO J= GHz, 13, spe_res=2 km/sec + 12m (emissione estesa) Mauron & Huggins, 2006 HST V -Channel map residua Mass-loss episodica

26 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Morfologia: TT Cyg CO (J=1 0) su 4 km/sec, centrata alla velocità sistemica CO (J=2 1) (-27.5 km/sec) CO (J=1 0) integrata, per elemento di risoluzione spettrale (1 km/sec) Olofsson et al., 2000 PdB 115 (230 GHz) ~ 2.5 (1 ) Spe_res 1km/sec V=-38 km/sec

27 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana IRAM PdB Morfologia: TT Cyg Risultati: CO (J=1 0), channel maps (1 km/sec) CO (J=1 0) CO (J=2 1)

28 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Morfologia: TT Cyg Risultati: Dal profilo di riga: dM/dt (modello di trasporto rad) Parametri: D, T, v exp, R Co,f CO Perdita di massa corrente

29 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Morfologia: TT Cyg Perdita di massa precedente Diagramma P-v le curve di isovelocità sono cerchi Output fit= Rshell, vexp

30 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Shell 1 Morfologia: TT Cyg Shell yr D=510 pc

31 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Shell 2 Morfologia: R Scl Shell 1 Indicazione di current mass-loss SMA CO J=2 1 Staccata v~15 km/sec yr Mass-loss episodica : comune in AGB?

32 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana AGB CSE: asimmetrie Fong et al., 2006 BIMA, CO(J=1 0) GHz ~8 Data Cube, 1km/sec, livelli a 1 Jy/beam MIRA

33 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana AGB CSE: asimmetrie Josselin, 2002 PdB, CO (J=2 1) ~2.5, vel-res=0.1 km/sec Mappa CO, integrata su tutto il range di velocità Contours=2 Jy/beam R CSE ~500 R stella R stella ~500 R Sun

34 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana SMA CO J=2 1 Disco in espansione intorno Gru Chiu et al., 2006 Outflows comuni in AGB?

35 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana IRAM PdB, 3 Morfologia CSE: altre molecole Risultati: -Distribuzione con picco centrale Origine atmosfera stellare -Distribuzione a shell Origine in CSE (fotodissociazione+ chimica) -Shell strutturate: multiple? -Attuali modelli chimici: R C 2 H > R C 3 H > R C 4 H IRC Osservazioni solo su IRC Lucas & Guielin 1996

36 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Mass loss in AGB : questioni aperte Mass-loss episodica? Presenza di outflows, dischi? Molecole in shell che indicano una chimica attiva in CSE? Quanto questi fenomeni (non previsti dai modelli classici) sono comuni in AGB? ALMA permetterà di mappare, in grande dettaglio, lemissione molecolare in grandi campioni di CSE: Esplicitando il raggio a cui avviene la fotodissociazione del CO in funzione della perdita di massa (Mamon et al., 1988), f CO =10 -3, v exp =15 km/sec CO (8Kpc, M Sun /yr)~ 0.75 CO (50 Kpc, M Sun /yr)~ 0.5

37 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Stelle evolute: continuo mm Il flusso fotosferico osservato ad una certa frequenza da una stella di raggio R e temperatura T, posta ad una distanza D, può essere espresso come: Dove si è usata lapprossimazione di R-J per il BB A 230 GHz (1.2mm) Con S in mJy T in K in mas Importante contributo fotosferico nel mm (Raggi 300 R Sun )

38 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Stelle evolute: continuo mm Altenhoff survey 1994: IRAM (230 GHz) – 256 stelle (F5GH>1mJy) detection rate ( ~10-20 mJy) 45% Giganti S-giganti F-K d.r. 48% AGB stars d.r. 100% Stelle AGB - Oggetti molto brillanti a 1.2mm – Flussi osservati maggiori dei valori aspettati (fotosferici) possibile contributo dovuto alle polveri?

39 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Stelle evolute: continuo mm IRAM 30m, SEST (230 GHz) – 44 AGB (Miras, SR)-post-AGB detectio rate ( ~10 mJy) 45% Wamsley et al., 1991 AGB (Miras, SR), D 400pc, piccola Mass-loss T=3000 K T=2000 K Misure compatibili con emissione fotosferica IR mm

40 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Stelle evolute: continuo mm Radio: VLA X,U,K – 8 (Miras, SR), rivelate 6 Reid & Menten, spettro termico ( =2) - Flussi osservati superiori ai valori fotosf. - Misure compatibili con R~2 Rphot T~1500 (T phot K) -Flusso radio costante (tempi scala yrs) Esistenza di una RADIO FOTOSFERA

41 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Stelle evolute: continuo mm Da una misura radio in cui viene risolta la stella (noto ) è possibile ottenere una misura di temperatura di brillanza. Se il meccanismo di emissione è termico e la sorgente è otticamente spessa ( >>1), TB=T Un radiotelescopio che risolve una radio sorgente termica otticamente spessa funziona come un termometro!

42 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Stelle evolute: continuo mm Lim et al., 1998 VLA-A, 7mm, ~40 mas Evidenza di una atmosfera estesa (~ 7 RStar) Regione vicina alla stella strutturata: Grosse celle convettive???

43 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Stelle evolute: continuo mm Ris (chan 6, B=15 km) Per D 100 pc star 30 mas (risolta da ALMA) Flussi mJy S/N (1 min) Assumendo un Rstar~ cm Osservazioni come quelle di Ori su vasti campioni di stelle AGB

44 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana CSE: continuo polveri Le polveri del CSE, a temperatura T dust contribuiscono al continuo mm eccesso IR-mm Dove è lindice dellemissività dei grani: Q =Q 0 ( / 0 )

45 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Stelle evolute: continuo polveri è funzione della composizione dei grani e della loro dimensione Da misure multi-freq. (mm-sub-mm) è possibile risalire a Misure mm-submm permettono una caratterizzazione delle polveri nellinviluppo

46 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Stelle evolute: continuo polveri Knapp et al., (1993) hanno modellato lemissione mm-submm di un inviluppo in espansione: Per L=10 4 L Sun R=10 18 cm Vexp=15 km/sec ~ 1 Assumendo Fmin~10 ( =sensibilità in mJy a 230 GHz) ALMA (full array) In 1 ora= Fmin~80 Jy dM/dt= D=40 kpc (D LMC in 2 ore) dM/dt=10 -7 D=4 Kpc


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