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Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica CosmicaIstituto di Fisica dello Spazio Interplanetario Roma, 15 dicembre 2003 Formazione Stellare in Ammassi.

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1 Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica CosmicaIstituto di Fisica dello Spazio Interplanetario Roma, 15 dicembre 2003 Formazione Stellare in Ammassi Stefano Pezzuto IFSI-CNR Relatore: Stefano Pezzuto - IFSI

2 Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica CosmicaIstituto di Fisica dello Spazio Interplanetario Roma, 15 dicembre 2003 La formazione di una stella singola Relatore: Stefano Pezzuto - IFSI Osservazioni Stelle T Tauri (Joy, 1947; Herbig, 1957) Stelle Ae/Be di Herbig, o HAEBE (Herbig, 1960) Classificazione YSO (Lada & Wilking 1984) Classi 0 (Andrè et al. 1993) Teoria Larson (1969) Shu (1977); Shu et al. (1980, 1987)

3 Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica CosmicaIstituto di Fisica dello Spazio Interplanetario Roma, 15 dicembre 2003 Relatore: Stefano Pezzuto - IFSI La teoria della formazione stellare in ammasso è parametrizzata attraverso la f(M), funzione di massa iniziale o IMF. Indicando con (t) il numero totale di stelle formate nellunità di tempo, possiamo scrivere dN = f(M) (t) dMdT La f(M) è universale o locale? Cambia nel tempo? Quali sono gli estremi a bassa e ad alta massa?

4 Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica CosmicaIstituto di Fisica dello Spazio Interplanetario Roma, 15 dicembre 2003 Relatore: Stefano Pezzuto - IFSI Come si determina la massa? mm T=13K, =2 T=30K, =1.5 HERSCHEL La curva di emissione dipende da due parametri: la temperatura T e lemissività della polvere

5 460 pc Orion Roma, 15 dicembre 2003 Relatore: Stefano Pezzuto - IFSI Istituto di Fisica dello Spazio InterplanetarioIstituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica Mo= F λ k D 2 /B(λ/T) K=0.1(250/λ) [cm -2 g -1 ] La sensibilità in massa degli strumenti PACS e SPIRE di Herschel (5σ,1h)

6 Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica CosmicaIstituto di Fisica dello Spazio Interplanetario Roma, 15 dicembre 2003 Relatore: Stefano Pezzuto - IFSI Massamedia Separazione mediaRef. [M ][pc]TaurusOrion T Tauri< Gomez et al. (1993) Herbig Ae/Be 210<0.04 (8000AU) 6018Herbig & Terndrup (1986) Clustering Nelle Regioni di Formazione Stellare Risolvibili con PACS

7 – Testi & Sargent (1998) PACS 100 m simulation 50 mJy (0.02 M ) OVRO 3.4 mm 220 input sources 2D-Gaussian distribution around subclustering peaks PACS 4 min (3 band) STAR FORMATION IN CLUSTERS Serpens core

8 Roma, 15 dicembre 2003 Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario Relatore: Stefano Pezzuto - IFSI Simulazioni della regione del Serpens 50 mJy OVRO 3.4 mm PACS 100 m SPIRE 250 m SPIRE 500 m Distanza 310 pc

9 Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica CosmicaIstituto di Fisica dello Spazio Interplanetario Roma, 15 dicembre 2003 Relatore: Stefano Pezzuto - IFSI La confusione delle sorgenti Riduzione con DAOFIND: Si perde il 30% delle sorgenti non per la sensibilità ma per la confusione Serpens – simulazione PACS a 100 m input: 220 sorgenti profilo di emissione: Gaussiana 2D centrata sul picco raggio del cluster: 0.2 pc Distanza 310 pc

10 Bright Class I Herbig AeBe Class I (L < 10 4 Lo) Class 0 Class I (L > 10 4 Lo) Herbig AeBe FU Ori [100 –170] Class I Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica Roma, 15 dicembre 2003 Relatore: Stefano Pezzuto - IFSI (Pezzuto et al. 2002) yr yr yr 90K 25K Age = 10 4 yr M env > M star FIR Submm Age ~ yr THICK ENVELOPE IR Submm Age ~ yr THICK DISK M disk ~ 0.01M V FIR Age ~ yr THIN DISK? M disk ~ 0.003M V IR Lada e Wiking 1984 Andrè et al [60-100] Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario

11 Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica CosmicaIstituto di Fisica dello Spazio Interplanetario Roma, 15 dicembre 2003 Relatore: Stefano Pezzuto - IFSI Verso Herschel: il lavoro preparatorio utilizzo delle survey esistenti selezione delle regioni da osservare mappe nel NIR e nel mm


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