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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.

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1 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 Cesaroni INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri

2 Come si formano le stelle? Nucleo (protostella) con inviluppo: Contrazione protostella t KH Accrescimento da inviluppo su protostella t acc t acc cresce con M * mentre t KH diminuisce con M *

3 Palla & Stahler (1990, 1993) accrescimento con dM/dt=10 -5 M O /yr t KH =t acc Zero-age main sequence Sole t KH >t acc t KH

4 PROBLEMA Le stelle massicce arrivano sulla ZAMS ancora in fase di accrescimento In simmetria sferica, la pressione di radiazione blocca laccrescimento (Kahn 1976) stelle > 8 M O non possono esistere!?

5 SOLUZIONE Accrescimento mediante disco (+outflow) (Yorke & Sonnhalter, Krumholz et al.): Outflow incanala i fotoni riduce la pressione di radiazione Disco concentra laccrescimento aumenta la ram pressure Lesistenza dei dischi in stelle OB indicherebbe una continuità nel modo di formazione, dalla piccola allalta massa

6 Buone notizie: teoria Tutte le teorie di formazione stellare predicono dischi attorno a stelle OB (dimensioni ~ AU) - e.g. Bonnell 2005, Krumholz et al. 2007, Keto 2007, Le teorie spiegano la formazione di stelle fino a 140 M O mediante disco di accrescimento soluzione problema pressione di radiazione (Kuiper et al. 2010, 2011)

7 1 pc clump collapse competitive accretion Bonnell (2005)

8 Zoom in time core accretion in 0.2 pc clump Krumholz et al. (2007) disk

9 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 A V =1000 λ > mid-IR necessaria Finora risoluzione angolare radio-submm > 0.5 Adesso fattibile con ALMA!

10 Ricerca dei dischi Dove cercarli? scelta target Cosa osservare? scelta tracciante

11 Clump UC HII Core outflow disk Target: core con outflow

12 TRACCIANTEPROCONTRA 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: A v ~1000 mag radio-submm

13 Esempio: stella O

14 Beltràn et al. (2011) Codella et al. (in prep.) A2 A1

15 hypercompact H II + core O9.5 (20 M O ) M O Beltran et al. (2006) Beltran et al. (2011) A2 A1 assorbim. red-shifted: infall

16 Risultati : M star = 20 M O dentro core con M gas = 130 M O Gradiente di velocità perpendicolare ad asse outflow core rotante toroide ( disco) Assorbimento red-shifted in riga molecolare contro regione H II infall verso stella O (10 -3 M O yr -1 ) accrescimento sulla stella?

17 Esempio: stella B

18 IRAS Cesaroni et al. Hofner et al. Sridharan et al. Moscadelli et al. Image: 2µm cont. --- OH maser H 2 O masers 1000 AU Kepler+infall 8 M O star Moscadelli et al. (2010) CH 3 OHH2OH2O 200 AU jet disk+jet disk

19 Distance measurement to IRAS with H 2 O maser parallax (Moscadelli et al. 2010) d = 1.64±0.05 kpc

20 Risultati Stelle B (~ 10 4 L O ): evidenza di dischi di accrescimento circumstellari (Kepleriani) Stelle O (> 10 5 L O ): nessuna evidenza di dischi; solo toroidi rotanti (molto massicci)

21 Toroidi M > 100 M O R ~ AU L > 10 5 L O (proto)stelle O t acc /t rot piccolo Strutture transienti, contenenti cluster Dischi M < alcune 10 M O R ~ 1000 AU L ~ 10 4 L O (proto)stelle B t acc /t rot grande Strutture circumstellari in equilibrio dischi toroidi Beltran et al. (2010)

22 Interrogativo Perché non si osservano dischi attorno a (proto)stelle di tipo O ? Possibile causa: bias osservativo per scarse sensibilità e risoluzione

23 no stelle edge-on i = 35° Ipotesi: HPBW = R disk /4 FWHM line = V rot (R disk ) M disk M star = cost. T B > 20 K ν = 230 GHz 5 ore ON-source risol. spettr. = 0.2 km/s S/N = 20 dischi noti

24 Simulazioni di dischi attorno a stella 8 M O Krumholz et al. (2007) NH 3 con EVLA CH 3 CN(12-11) con ALMA cont. + riga

25 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 in (proto)stelle B

26 Target: nebulosa bipolare + radio jet + core denso Spitzer/IRAC VLA 1.3cm VLA NH L O, 2.2 kpc10 4 L O, 3.6 kpc 0.05 pc 0.07 pc ALMA

27 Tracciante outflow: ali prominenti in SiO IRAM 30m

28 Tracciante disco: CH 3 CN intenso gas denso e caldo IRAM 30m

29 0.05 pc 0.07 pc ALMA Cosa ci aspettiamo dal Ciclo 0…? ?

30 Furuya et al. (2008) CH 3 CN Sanna et al. (2010) toroide rotante? disco circumstellare? CH 3 OH masers 1.3cm cont. Il futuro: con ALMA completo dischi dentro toroidi in stelle O

31

32 Righe otticamente sottili necessarie difficili da distinguere Line forest! Tuttavia può essere challenging persino con ALMA:

33 Hypercompact H II region Moscadelli et al. (2007) Beltran et al. (2007) 7mm free-free & H 2 O masers 500 AU

34 7mm free-free & H 2 O masers 30 km/s Hypercompact H II region t H II = 50 yr !!! distance independent

35 Riassunto: Stella O dentro core massiccio in rotazione (toroide) Evidenza di infall (accrescimento) Interrogativo: Formazione per accrescimento mediante disco??? Ancora da dimostrare

36 Ricerca dei dischi Dove cercarli? scelta target Cosa 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 H II, maser H 2 O) incoraggiante…

37 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!

38 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

39 Bias osservativo?

40 Ipotesi: HPBW = R disk /4 FWHM line = V rot (R disk ) M disk M star = cost. T B > 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

41 no stelle edge-on i = 35° Ipotesi: HPBW = R disk /4 FWHM line = V rot (R disk ) M disk M star = cost. T B > 20 K ν = 230 GHz 5 ore ON-source risol. spettr. = 0.2 km/s S/N = 20 dischi noti

42 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…

43 Simulazioni di dischi attorno a stella 8 M O Krumholz et al. (2007) NH 3 con EVLA CH 3 CN(12-11) con ALMA cont. + riga

44 Spiegazione fisica?

45 tidal destruction rotational period photo-evaporation Cesaroni et al. (2007)

46 I dischi attorno alle (proto)stelle O potrebbero esser parzialmente distrutti dalle interazioni mareali col cluster

47 Come si formano le stelle (OB)?

48 0.5 pc outflow disk Target: core molecolare con outflow


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