La formazione stellare Galattica: osservazioni in banda radio Il mezzo interstellare: dove si formano le stelle Il processo di formazione: come si formano le stelle Utilità/necessità osservazioni radio Cosa si ricava dalle osservazioni radio Esempi di risultati osservativi

Mezzo interstellare Massa gas molecolare Galassia: M O = 1% massa totale Galassia (nei bracci a spirale, da compressione idrogeno atomico) Composizione: idrogeno molecolare H 2 + molte (>100) altre molecole, ma molto rare: CO è la più abbondante n(CO)/n(H 2 ) = ! Polvere 1% del gas in massa Tuttavia nubi molecolari, molecole rare e polvere sono molto importanti!

Nubi molecolari: pc; 10 K; cm -3 ; Av=1-10; CO, 13 CO, n CO /n H 2 =10 -4 Clump: 1 pc; 50 K; 10 5 cm -3 ; A V =100; CS, C 34 S, n CS /n H 2 =10 -8 Core: 0.1 pc; 100 K; 10 7 cm -3 ; A V =1000; molecole esotiche, n X /n H 2 = (proto)stelle: emissione IR, righe molecolari, regioni HII Dove si formano le stelle

No collasso omologo, ma: Accrescimento su protostella: Inviluppo statico: n  R -2 Nucleo in free-fall: n  R -3/2 t acc = M * /(dM acc /dt) Contrazione protostella: t KH =GM 2 /R * L * –Stella t acc –Stella > 8 M sun : t KH < t acc Come si formano le stelle n  R -3/2 n  R -2

Palla & Stahler (1990) dM/dt=10 -5 M O /yr t KH =t acc Sequenza principale Sole

stelle < 8M O nucleo denso instabile accrescimento su protostella formazione disco + outflow disco senza accrescimento disco protoplanetario sub-mm + far-IR + mid-IR visibile+NIR visibile

stelle > 8M O nucleo denso instabile accrescimento su (proto)stella formazione regione HII + … accrescimento? disco? outflow? sub-mm (sub)mm – far-IR radio cm – mid-IR ?

A che frequenza si osserva Le stelle si formano in nuclei molecolari ricchi di polvere  τ >> 1 per λ < 100 μm  osservazioni radio – far-IR necessarie Gas molecolare  righe rotazionali  λ < 1cm Polvere  emissione termica T ≈ 20 – 100 K  mm – IR Gas ionizzato (regione HII)  free-free  cm

Spettro tipico di regione di formazione stellare (N.B. free-free solo se stelle OB) NIRMIRFIR(sub)mmcm solo per stelle >8 M O

Visibile: estinzione A V >100!

NIR-MIR: polvere calda attorno a stelle

NIR-MIR: polvere calda attorno a stelle

MIR-FIR: risoluzione scarsa…

FIR: …ma fondamentale per stima luminosità!

Radio (sub)mm: da polvere utile per stima massa

Radio (sub)mm: righe moleculari

Radio < 2cm: free-free sottile   regioni HII giovani

Radio > 6cm: free-free spesso  regioni HII vecchie

Con cosa si osserva Radiotelescopi ad antenna singola (< 300 m)  risoluzione angolare HPBW = arcsec  nubi molecolari, clump Interferometri connessi (< 36 km)  HPBW = arcsec  dischi, outflow Very Long Baseline Interferometry (diametro terrestre)  HPBW = 1-10 mas  dischi, jet

Per es. IRAM 30m Per es. IRAM NOEMA Diametro lineare (pc) Diametro angolare (arcsec)

Osservazioni radioastronomiche Definizione utile: temperatura di brillanza, T B Approssimazione di Rayleigh-Jeans (hν << kT): In pratica si misura la T B media sul beam dell’ antenna, T MB : Flusso misurato nell’angolo solido Ω:

Risoluzione angolare: HPBW = 1.2 λ/D Beam quasi gaussiano: Ω B = π/(4ln2) HPBW 2 Si misura la convoluzione della sorgente col beam Esempio sorgente gaussiana  immagine gaussiana con: T MB = T B Ω S /(Ω B + Ω S ) S ν = (2k/λ 2 ) T B Ω S = (2k/λ 2 ) T MB (Ω B + Ω S ) Θ S ’ = (Θ S 2 + Θ B 2 ) 1/2

sorgente ‘‘estesa’’: Ω S >> Ω B  T MB ≈ T B sorgente ‘‘puntiforme’’: Ω S << Ω B  T MB ≈ T B Ω S /Ω B << T B

Stima parametri fisici del gas molecolare Osservabili: T MB (or F ν ), ν, Ω S Incognite: –V velocità –T K temperatura cinetica –N X densità di colonna della molecula X –M H 2 massa del gas –n H 2 densità di volue del gas V = c(ν 0 - ν)/ν 0

Mappe di canali integrale sotto la riga Nube molecolare

Disco rotante Linea di vista

GG Tau disk 13 CO(2-1) channel maps 1.4 mm continuum Guilloteau et al. (1999) Disco attorno a stella giovane di tipo solare

disco attorno a GG Tau 13 CO(2-1) & 1.3mm cont.near IR cont.

Accrescimento linea di vista H 2 CO( ) CN(2-1)

Temperatura (T K ) e densità di colonna (N X ) LTE T K = T ex τ >> 1: T K ≈ (Ω B /Ω S ) T MB per es. 12 CO J=1  0 τ << 1: N u  (Ω B /Ω S ) T MB per es. 13 CO J=1  0 e 2  1 T K = (hν/k)/ln(N 1 g 2 /N 2 g 1 ) N X = (N 2 /g 2 ) P.F.(T K ) exp(E 2 /kT K ) Riga otticamente spessa:Riga otticamente sottile:

Se N i si calcola per >2 lines  T K e N X da diagrammi rotazionali (per esempio CH 3 C 2 H) P.F.= Σ g i exp(-E i /kT K ) funzione di partizione

CH 3 C 2 H Fontani et al. (2002)

CH 3 C 2 H Fontani et al. (2002)

Problemi osservativi Stelle giovani dentro nubi ‘‘polverose’’  invisibili nell’ottico Stelle di tipo solare numerose, ma deboli  d < 1 kpc Stelle OB rare, ma intense  d > 1 kpc Stelle OB in ammassi  confusione Molte binarie (1/3)  difficile individuare proprietà singola stella Outflow, regioni HII, ecc.  alterazione ambiente t=0

Esempi di risultati di osservazioni radioastronomiche

Nubi molecolari: pc; 10 K; cm -3 ; Av=1-10; CO, 13 CO, n CO /n H 2 =10 -4 Clump: 1 pc; 50 K; 10 5 cm -3 ; A V =100; CS, C 34 S, n CS /n H 2 =10 -8 Core: 0.1 pc; 100 K; 10 7 cm -3 ; A V =1000; molecole esotiche, n X /n H 2 = (proto)stelle: emissione IR, righe molecolari, regioni HII Outflow >1pc  Dischi au Dove si formano le stelle

MSX 8  m SCUBA 850  m IR-dark clouds (>1pc): pre-stellar phase MSX 8  m SCUBA 850  m

Clump UC HII Core HMC

Clump UC HII HMC

Hot molecular core: sito di formazione stelle OB HC HII or wind HMC CH 3 CN(12-11) rotation! embedded massive stars

Regione HII ipercompatta in espansione Moscadelli et al. (2007) Beltran et al. (2007) 7mm free-free & H 2 O masers 500 AU

7mm free-free & H 2 O masers 30 km/s Regione HII ipercompatta in espansione Moscadelli et al. (2007) Beltran et al. (2007)

IRAS Cesaroni et al. (1997, 1999, 2005, 2013, 2014) Hofner et al. (1999, 2007) Moscadelli et al. (2005, 2010) Image: H 2 at 2µm CH 3 CN H 2 O masers Kepler+infall 8 M O star Moscadelli et al. (2010) CH 3 OHH2OH2O 200 AU jet disk+jet disk

Bibliography Beuther et al in Protostars and Planets V, p. 165 Bonnell et al in Protostars and Planets V, p. 149 Cesaroni et al in Protostars and Planets V, p. 197 Stahler & Palla 2004, The Formation of Stars

τ ≈ 1: τ = -ln[1-T MB (sat) /T MB (main) ] e.g. NH 3 T K = (hν/k)/ln(g 2 τ 1 /g 1 τ 2 )  N u  τT K  N X = (N u /g u ) P.F.(T K ) exp(E u /kT K )

No collasso omologo, ma: Accrescimento su protostella: Inviluppo statico: n  R -2 Nucleo in free-fall: n  R -3/2 t acc = M * /(dM acc /dt) Contrazione protostella: t KH =GM 2 /R * L * –Stella t acc –Stella > 8 M sun : t KH < t acc Come si formano le stelle n  R -3/2 n  R -2

red-shifted absorption bulk emission blue-shifted emission VLA channel maps 100-m spectra Hofner et al. (1999)

Bibliography Walmsley 1988, in Galactic and Extragalactic Star Formation, proc. of NATO Advanced Study Institute, Vol. 232, p.181 Wilson & Walmsley 1989, A&AR 1, 141 Genzel 1991, in The Physics of Star Formation and Early Stellar Evolution, p. 155 Churchwell et al. 1992, A&A 253, 541 Stahler & Palla 2004, The Formation of Stars