Progressi osservativi nellambito della formazione di stelle di grande massa Luca Olmi CNR – Istituto di Radioastronomia In collaborazione con: R. Cesaroni, R. Neri, L. Testi, C.M. Walmsley e molti altri…

Introduzione Formazione di stelle massicce ( 8 M sun ) non ancora pienamente compresa Formazione di stelle massicce ( 8 M sun ) non ancora pienamente compresa Influenza delle stelle OB sul bilancio energetico della Galassia Influenza delle stelle OB sul bilancio energetico della Galassia HMSF e galassie ad alto redshift: evoluzione cosmologica o astrofisica? HMSF e galassie ad alto redshift: evoluzione cosmologica o astrofisica?

The environment of star formation Clouds: pc; 10 K; cm -3 ; Av=1 10; CO, 13 CO; n CO /n H 2 =10 -4 Clumps: 1 pc; 50 K; 10 5 cm -3 ; A V =100; CS, C 34 S; n CS /n H 2 =10 -8 Cores: 0.1 pc; 100 K; 10 7 cm -3 ; Av=1000; CH 3 CN, exotic species; n CH 3 CN /n H 2 = YSOs signposts: IRAS, masers, UC HIIs Courtesy: R. Cesaroni

Problema : le HMS raggiungono la ZAMS prima di terminare laccrescimento Osservazioni dellambiente natale in cui si formano le HMS come puo`formarsi M * >8M sun ? Venti stellari + pressione di radiazione fermano laccrescimento a M * =8 M sun

The environment of star formation Clouds: pc; 10 K; cm -3 ; Av=1 10; CO, 13 CO; n CO /n H 2 =10 -4 Clumps: 1 pc; 50 K; 10 5 cm -3 ; A V =100; CS, C 34 S; n CS /n H 2 =10 -8 Cores: 0.1 pc; 100 K; 10 7 cm -3 ; Av=1000; CH 3 CN, exotic species; n CH 3 CN /n H 2 = YSOs signposts: IRAS, masers, UC HIIs Courtesy: R. Cesaroni

The environment of star formation Clouds: pc; 10 K; cm -3 ; Av=1 10; CO, 13 CO; n CO /n H 2 =10 -4 Clumps: 1 pc; 50 K; 10 5 cm -3 ; A V =100; CS, C 34 S; n CS /n H 2 =10 -8 Cores: 0.1 pc; 100 K; 10 7 cm -3 ; Av=1000; CH 3 CN, exotic species; n CH 3 CN /n H 2 = YSOs signposts: IRAS, masers, UC HIIs Gli hot-core costituiscono una fase cruciale e di difficile osservazione. Essi racchiudono una (proto)stella massiccia in accrescimento, oppure una regione UC HII.

Olmi et al Antenna + Interferometro

The environment of star formation Clouds: pc; 10 K; cm -3 ; Av=1 10; CO, 13 CO; n CO /n H 2 =10 -4 Clumps: 1 pc; 50 K; 10 5 cm -3 ; A V =100; CS, C 34 S; n CS /n H 2 =10 -8 Cores: 0.1 pc; 100 K; 10 7 cm -3 ; Av=1000; CH 3 CN, exotic species; n CH 3 CN /n H 2 = YSOs signposts: IRAS, masers, UC HIIs ( 10 7 pc cm -6, >10 4 cm -3 ) Le regioni H II ultra-compatte si formano al termine della fase di accrescimento piu intensa e dopo che la protostella ha raggiunto la ZAMS: primo e piu classico indicatore della presenza di una HMS di recente formazione.

UC H II Hot-core

Olmi et al. 2003

PdB at 3mm, 4 antennas PdB at 1mm, 5 antennas VLBI/VLBA necessaria su queste scale (maser): MED-NTO-SRT Cesaroni et al., 1997, 1999

Cesaroni et al., in prep. PdB at 1mm, 6 antennas

Beltran et al., in press.

Collaborazioni FIRENZE M. Beltran R. Cesaroni C. Codella G. Comoretto M. Felli F. Fontani F. Massi L. Olmi F. Palagi F. Palla L. Testi C.M. Walmsley

Collaborazioni BOLOGNA J. Brand ROMA S. Molinari CAGLIARI L. Moscadelli C. Maxia

Collaborazioni SPAGNA-OAN GERMANIA-MPIfRFRANCIA-IRAM

Collaborazioni USA-CfA USA-UW USA-NMT USA-Caltech MESSICO-UNAM USA-SUNY

Collaborazioni GIAPPONE-NRO

Prospettive future SMA

Prospettive future ALMA

Sardinia Radio Telescope Prospettive future

Antarctic Submillimeter Observatory

Osservazioni

Low-mass VS High-mass Standard (Shus) picture: Accretion onto protostar Static envelope: n R -2 Infalling region: n R -3/2 Protostar: t KH =GM 2 /R * L * Accretion: t acc =(dM acc /dt)/M * –Low-mass stars: t KH > t acc –High-mass stars: t KH < t acc High-mass stars reach ZAMS still accreting Courtesy: R. Cesaroni

Motte et al. 2003

Cesaroni et al. 1991

NH 3 (4,4) main NH 3 (4,4) satellites 1.3cm cont. Cesaroni et al. 1998

Olmi et al Mettere G31

a few HCs contain UC HIIs! OB stars