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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 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

3 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Evoluzione Post-AGB: oggetti in transizione Poche sorgenti Fase evolutiva poco conosciuta: Inizio: fine della forte mass-loss (AGB) Fine: Ionizzazione dellinviluppo (PN) o stella centrale evolve verso alte T o Di nuovo visibile perchè CSE diventa sottile o tempi scala funzione della massa del progenitore (Blocker 1995) - Stelle si evolvono allinterno di CSE spessi (remnant AGB) -Tempi evolutivi molto brevi ( anni)

4 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Oggetti in transizione: perchè studiarli - Cercare di capire questa fase dellevoluzione stellare attraversata dalla maggioranza delle stelle nella Galassia In particolare: o Capire lorigine delle morfologie osservate nelle PNe o Studiare la chimica/fisica dei CSE Evoluzione del CSE durante AGB PNe Presenza di differenti popolazioni di grani (T, a) Una valutazione della quantità (distribuzione) e qualità del materiale immesso nel ISM pemette di raffinare gli attuali modelli di evoluzione delle polveri nel ISM Implicazioni nel dust cycle della nostra Galassia

5 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Oggetti in transizione: SED Levoluzione delloggetto centrale ( alte T) e lespansione del CSE (bassa perdita di massa) determinano unevoluzione fisica (e chimica) del CSE SED di una AGB SED di una post-AGB (PPN) Kwok, 1993

6 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Oggetti in transizione: SED Volk (1989) anni ~300 ~800 ~1000 * visibile Inizia la ionizzazione

7 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Oggetti in transizione: SED Inizia la ionizzazione Rispetto alla fase AGB sono adesso disponibili ulteriori diagnostiche Nella banda spettrale Radio /sub-mm (30 GHz 300 GHz) Nelle AGB e early post-AGB : Traccianti del gas molecolare e delle polveri! Nelle late post-AGB (YPNe) è dunque possibile studiare TUTTE le componeni dell ejecta stellare: gas (atomico e molecolare) e polveri o contributo free-free (bremhstralung) o righe di ricombinazione Traccianti del gas atomico (ionizzato)

8 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Oggetti in transizione: SED PN giovane La SED può essere separata in una componente nebulare, da 1 a 200 GHz e in un contributo delle polveri, da 200 GHz a 20 THz, remnant della AGB. contributo stellare contributo nebulare contributo CSE-AGB

9 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Oggetti in transizione: IRAS Campioni selezionati sulla base dei colori f-IR (IRAS) IRAS survey a tutto cielo in 4 canali: 12, 25, 60, 100 m sorgenti nel PSC

10 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Oggetti in transizione: IRAS Nella loro evoluzione verso le PNs, le stelle AGB seguono una sequenza ben definita nel diagramma colore-colore (van der Veen & Habing, 1989) Stelle con diversi CSE occupano regioni differenti del diagramma color-color IRAS -riflette le diverse proprietà fisiche del CSE (T, opacità, composizione chimica delle polveri) (van der Veen 1988)

11 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Oggetti in transizione: IRAS -PN -Late-AGB, POST-AGB -few YSO -few galaxies F (12) / F (25) 0.50 F (25) / F (60) 0.35 Garcia-Lario oggetti, 47% identificati Garcia-Lario et al., 1997

12 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Oggetti in transizione Selezionate sulla base colori IRAS (bias proprietà CSE) Oggetti con controparte ottica (K, G, F,A, B) Classi di stelle variabili: RV Tau, R CrB…. Catalogo on-line (post-AGB, NO PNe) Szczerba et al., Dati disponibili, bibliografia 326 post-AGB 107 candidate

13 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Morfologie PN s Recenti immagini ottiche di PNe ad alta risoluzione (HST) hanno evidenziato la presenza di strutture (su grande e piccola scala) non riconducibili ai classici modelli vento nel vento …old style PN

14 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Morfologie PN s Evidenze di outflows collimati: Osservazione di strutture bipolari ad alta velocità Cambi di direzione Strutture (dischi?) che sembrano collimarli

15 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana PNe shaping?? Evidenze osservative inadeguatezza del modello vento nel vento Cosa trasforma gli CSE osservati in AGB, da cosi…. Olofsson et al., 1998, IRAM PdB …a così? HST PNe Gallery Quale meccanismo determina la morfologia delle PNs?

16 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Shaping Interazione fast-winds asimmetrici (jets?)/CSE ? Ingrediente principale Interazione fast-wind /CSE asimmetrici (binarietà ?, mass-loss in AGB asimmetrica?) + contributo Campo magnetico (collimatore)? -interazione tra un vento veloce e tenue (inizio fase PPNs) con il vento lento ma massiccio (fase AGB) Sono stati proposti vari modelli: …cotto in varie salse

17 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Shaping Numerosi modelli proposti…. poche evidenze osservative per preferire un modello ad un altro: Interazione jets/AGB remnant in Pole position Per individuare il corretto modello di Shaping è necessaria una conoscenza dettagliata della morfologia e cinematica delle varie componenti che coesistono nel CSE: gas molecolare e ionizzato (YPN) e le polveri Evidenza in ciacuna componente di strutture (jets?, dischi?, venti?), e componenti di velocità previste dai vari modelli Al momento uno studio morfologico e cinematico è possibile solo per la componente molecolare (…e solo su alcuni oggetti)

18 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Inviluppo Molecolare: CO CO è una molecola molto stabile Si osserva ngli inviluppi delle stelle AGB, post-AGB e PNe Osservazioni interferometriche nel CO permettono: Determinare la distribuzione del gas molecolare nel CSE Determinarne la cinematica Osservazioni interferometriche di CSE associate a stelle in diverse fasi evolutive Evoluzione dellinviluppo molecolare AGB PNe Fornendo indicazioni del modello di shaping

19 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Inviluppo Molecolare: CO Inviluppo molecolare (CO) funzione del campo di radiazione ISM (AGB), ma anche di quello delloggetto centrale (PPN e PN) Survey single dish: (detection rate) PPNe ~AGB= 80% PNe ~35% Sembrerebbe indicare la progressiva erosione dellinviluppo molecolare allavanzare dellevoluzione delloggetto centrale UV ~ UV ISM Il R CO in post-AGB << R CO in AGB (~ 2 ordini di grandezza)

20 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Inviluppo Molecolare: CO Profili in post-AGB (emergono fast winds) 400 km/sec Huggins et al., 2006

21 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Inviluppo Molecolare: CO Profili con molte componenti di velocità PPN Bachiller et al., 2000 YPN Huggins et al., 2005

22 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Inviluppo Molecolare: CO Al 2006 sono riportate in letteratura osservazioni mm interferometriche (PdB, BIMA) di 18 oggetti PPN e PN (T eff 4000 K) Questo campione ha un bias verso oggetti: Brillanti in CO (emissione rivelabile con le attuali sensibilità) vicini (strutture risolvibili con gli attuali interferometri) Mostrano strutture interessanti ad altre frequenze

23 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Inviluppo Molecolare: IRAS CO J=1 0 ( GHz) BIMA +12m NRAO res_spa ~2, res_spe=1 km/sec Cube: Channel map=1 km/sec v= km/sec =0.21 Jy/beam Consistente con un inviluppo con simmetria sferica Strutture multiple su piccola scala!

24 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Inviluppo Molecolare: IRAS P-V in alpha Consistente con inviluppo in espansione

25 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Inviluppo Molecolare: IRAS

26 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Inviluppo Molecolare: NGC 7027 VLA, 20cm HST-V HST 1.10, 2.12 and 2.15 mm composite

27 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Inviluppo Molecolare: NGC 7027 (YPN) CO J=1 0 ( GHz) BIMA +12m NRAO res_spa ~6, res_spe=2 km/sec Cube: Channel map=2 km/sec v= km/sec 3 =0.50 Jy/beam Consistente con un inviluppo con simmetria sferica Shell non completa…. N-O (blu-shifted) S-E (red-shifted)

28 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Inviluppo Molecolare: NGC 7027 (YPN) PV lungo NE-SO: Consistente con inviluppo in espansione Vento collimato che scava linviluppo molecolare: non lo riveliamo direttamente ma Vediamo gli effetti….. Componenti ad alta velocità (outflows molecolari? PV lungo NO-SE: Evidenti buchi nellinviluppo

29 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Inviluppo Molecolare: M1-16 (YPN) Core ottico molto compatto (3 ) Outflows ad alta velocità (~300 km/s) Inviluppo molecolare CO, H 2 PdB, 1.3 mm (230 GHz) COJ=2 1 res_spa =1.6, res_spe=8 km/sec 1 =50 mJy, 7 hrs

30 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Inviluppo Molecolare: M1-16 (YPN) CO map integrata PV lungo asse ottico Anche in questo caso un outflow molecolare allineato allasse del jet ottico…. …effetto di un vento collimato che fotodissocia Linviluppo molecolare

31 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Inviluppo CSE: Red Rectangle PPN- oggetto centrale A1 (binaria spettroscopica) Nebula ottica ~1´ Presenza di materiale orbitante -grossi grani (sub-mm) - abbondanze CSE?(chimica mista)

32 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Inviluppo Molecolare: Red Rectangle PdB CO J=2 1, GHz (CO J= GHz) res_spa =1.3 x0.5 (2.6 x 1.0) res_spe=0.6 km/sec Cube: Channel map=0.6 km/sec v= km/sec =0.21 Jy/beam Emissione CO da una regione estesa, con asse perpendicolare a quello della nebula ottica (linea rossa) Bujarrabal et al., 2005

33 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana A disk orbiting the Red Rectangle In un disco orbitante mi aspetto un gradiente di velocità lungo la direzione del disco E non nella direzione perpendicolare ~5.7

34 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana A disk orbiting the Red Rectangle SilicatiUIR bands: PAH 11.3 m 10.0 m Waters et al., 1998

35 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Inviluppo molecolare: Le proprietà cinematiche degli inviluppi molecolari (archetipi) indicano come origine degli outflows, linterazione tra venti veloci con linviluppo remnant AGB. La presenza di disco circumbinario in rotazione Kepleriana (1 archetipo: Red Rectangle ) sembra indicare che i venti veloci si propaghino in un ambiente fortemente NON-omogeneo In altri casi, le informazioni cinematiche sembrano indicare venti veloci fortemente collimati (jets), che si propagono in ambiente omogeneo Di questi venti osserviamo lmpronta: cavità (ionizzata) e outflows Dellinviluppo molecolare. Lorigine di questi jets e al momento unknown. Questi risultati sembrano indicare due differenti modelli a secondo che si tratti di evoluzione di stella singola o di sistema binario

36 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Shaping:ALMA ALMA fornirà mappe (sub-arcsec, sub-mJy) del: gas ionizzato continuo (chs 1,2,3,4..) morfologia gas molecolare CO (chs 3,6,8…) morfologia/cinematica dust continuo (chs 3,4,5,6,.. morfologia Studi morfologici e cinematici ad alta sensibilità, risoluzione spaziale e spettrale delle varie componenti che coesistono nel CSE Migliori casi da studio: YPNe Nelle YPNs il meccanismo che determina lo shaping è attivo (….i suoi effetti sono ancora freschi…) La temperatura delloggetto centrale ~ 10 4 K ionizzazione di parte del CSE ( ulteriori diagnostiche utilizzabili) fast winds nel radio-mm

37 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana ALMA gas ionizzato continuo (chs 1,2,3,4) morfologia continuo ( GHz) morfologia RRLs ( GHz) morfologia/cinematica gas molecolare CO (chs 3,6,8…) morfologia/cinematica H2 (near-IR) morfologia dust continuo (chs 3,4,5,6,..) morfologia continuo (mid-IR) morfologia Sinergie: ALMA (sub-arc, sub-mJy) (sub-arc, mJy) HST (sub-arc) EVLA (sub-arc, sub-mJy)

38 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana O B A F G K M 10 4 L 10 2 L 1 L L L -eccesso mid-far IR -Tipo spettrale B - variabilità spettrale e fotometrica Hot post-AGB Ionizzazione del CSE marcato da free-free: Detection nel radio di una hot post-AGB YPN Osservazioni di YPNs

39 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Osservazioni di YPNs VLA-A Umana, et al 2004; 2006, Cerrigone et al., Strutture asimmetriche: Venti? Jets?

40 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana IRAS : H-apha IRAS Flusso totale 32mJy Point source centrale mJy (stella?...consistente con vento/jets) VLA_A, 3.6cmVLA-C, 3.6cm

41 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana IRAS : quando si confrontano le componenti… KeckII N-ir, Kp + LpHST I-image Risultati preliminari: loggetto centrale presente nel radio non è osservabile fino al n-IR Forte assorbimento intrinseco => Disco con freddi (T~ 50K), grossi (a~0.02 cm) grani di polveri???

42 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Immagine HST, [NII] 6580 A, Immagine radio point (minore di un arcsec!!!) Una YPNs tipica IRAS

43 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Una YPNs tipica CO (J=2-1) 230 GHz IRAS Fp~3 Jy PdB, res_spa =1.6, res_spe=8 km/sec 1 =50 mJy, 7 hrs Huggins et al., 2004 Risoluzione spaziale non sufficiente per studiare nel dettaglio la morfologia dellinviluppo CO

44 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Una YPNs tipica CO (J=2-1) 230 GHz ALMA (full array) 1km baseline IRAS Fp~3 Jy PdB, res_spa =1.6, res_spe=8 km/sec 1 =50 mJy, 7 hrs ALMA, res_spa =0.25, res_spe=1 km/sec 1 =10 mJy in 1min! Huggins et al., 2004

45 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana ALMA-2009 PdB GHz Res_spa=1.6 1 =4 mJy, 7 hrs Huggins et al., mJy Point 31 mJy Point GHz Res_spa =3.4, 1 =1.2 mJy, 7 hrs Risoluzione spaziale non sufficiente A localizzare lemissione mm UNICA YPN per cui è possibile al momento questo approccio!

46 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana ALMA-2009 Full array 1km baseline PdB GHz Res_spa=1.6 1 =4 mJy, 7 hrs ALMA, chan 3 res_spa =0.5, 1 =0.04 mJy in 1 min !! chan 6 res_spa =0.5, 1 =0.06 mJy in 1 min!!!! Mapping ad alta risoluzione e sensibilità DISTRIBUZIONE DELLE POLVERI Huggins et al., mJy Point 31 mJy Point GHz Res_spa =3.4, 1 =1.2 mJy, 7 hrs

47 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Inviluppi molecolari: altre molecole Fast-wind shocks Aumenta la Teff delloggetto centrale: aumenta UV linviluppo si riscalda al progredire dellevoluzione. Andando da AGB post-AGB PN ~ tipi di molecole Chimica dominata dal campo di radiazione: Dissociazione delle molecole formate nel CSE in AGB Formazione di radiacali da cui si producono nuove specie (lunghe molecole a base di carbonio) UV dissocia il CO atomi di C Anche in qusto caso informazioni essenzialmente da archetipi

48 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Inviluppi molecolari: post AGB+ PNe CRL 618 (Cernicharo et al. 2001; Herpin & Cernicharo 2000) CH 4, C 2 H 2, C 4 H 2, C 6 H 2, CH 3 CCH, CH 3 C 4 H, C 6 H 6 HC 3 N, HC 5 N H 2 CO

49 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Olofsson, 2006 v 15 km/s, R X = cm f X =10 -8 CSE con caratteristiche fisiche simili PdB (226 GHz) H 2 CO in CRL 618 (dM/dt=10 -5, D=1 kpc) F~500 mJy (8 km/sec) 7ore Se consideriamo la stessa transizione molecolare in due diverse sorgenti Il flusso osservato scalerà come: Inviluppi molecolari: post AGB+ PNe

50 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=10 kpc dM/dt=10 -6 D=3 kpc In 8 ore= Fmin~1.5 mJy dM/dt= D=18 kpc dM/dt=10 -6 D=6 kpc Possibilità di detection survey su grossi campioni Ma CRL 618 potrebbe essere anomala

51 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Continuo millimetrico Osservazioni millimetriche e sub-millimetriche, nel continuo, di stelle nella fase post-AGB pemettono di determinare il contributo dovuto alle polveri. In alcuni casi (YPNe) può essere significativo il contributo free-free Al 2007 misure limitate o pochi oggetti (come nel caso del gas molecolare!): Brillanti (emissione rivelabile con le attuali sensibilità) vicini (strutture risolvibili con gli attuali interferometri) Mostrano strutture interessanti ad altre frequenze Misure nel range di frequenza GHz: Vincoli sulla SED (contributo polveri, tracciato dal far,mid e near IR) Range critico dove il contributo del gas ionizzato (radio) e quello delle polveri (IR) si sovrappongono

52 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Continuo millimetrico: NGC 6302 Evidenza di una barra scura alla base dei due lobi: forte assorbimento Sorgente radio associata (2 cm), con morfologia toroidale centrale

53 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Continuo millimetrico: NGC 6302 T1=1000 K 4-6 " T2=100 K, 15-20" 3 comp? 3 componente fredda: (-collimatore? –disco/toro?) SED modelled with DUSTY (Ivezic et al., 1999)

54 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Continuo millimetrico Osservazioni nel continuo millimetrico associate a quelle in riga: Si determina la presenza di una componente continua in una serie di canali privi di riga (ch=0) In molti casi, sorgente continua compatta (risoluzione attuale~1 -2 ) non è possibile localizzare la sorgente relativamente allinviluppo molecolare E comunque possibile risalire allemissività delle polveri dimensione dei grani ( Knapp et al., 1993 ) è funzione della composizione dei grani e della loro dimensione

55 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Continuo millimetrico Recenti osservazioni mm e sub-mm di tre PPNs hanno evidenziato la presenza di una popolazione di grani grossi e freddi (fit delle SEDs) Sahai et al., 2006 Sanchez-Contreras et al., 2007 Jura et al.,

56 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Continuo millimetrico Misure mm e sub-mm, forti vincoli alle SEDs Buemi et al., 2007 Osservazioni 30m R cm dM/dt~

57 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Continuo millimetrico ALMA 8 antenne Full array ALMA: mappe ad alta sensibilità e risoluzione dimensioni, struttura ….forti vincoli alle SED

58 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Quanto sono comuni i dischi tipo Red Rectangle? De Ruyter et al., 2006 ALMA, chan 7 1 =0.15 mJy in 1 min !! Mapping ad alta risoluzione e sensibilità DISTRIBUZIONE DELLE POLVERI

59 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana ALMA Early Science cont mm (YPNs, pPNs) chan 3, 1 =0.07mJy, 1min chan 6, 1 =0.1 mJy, 1min 50+ antenne, 4-bande (3, 6,7,9) baseline 0.1 Localizzazione dischi (anche in sistemi lontani) Distribuzione delle polveri, gas ionizzato possibilità di misure di perdita di massa molto piccole (M dot Sν 3/4 )

60 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana ALMA Early Science CO (YPNs, pPNs) 50+ antenne, 4-bande (3, 6,7,9) baseline 0.1 Informazioni morfologiche e cinematiche del gas molecolare e ionizzato su grossi campioni chan 3, 1 =3 mJy, 1min chan 6, 1 =10 mJy, 1min

61 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana ALMA-2011+…… quando si costruisce il puzzle! Radio jet che buca il cocoon di CO Disco/toro di polveri Cocoon molecolare

62 Scuola Nazionale di Astrofisica Maracalagonis (CA) maggio 2007 G. Umana Ed ora…RELAX ….e pensate al vostro proposal ALMA il 2009 non e poi così lontano!!!!!


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