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Scienza con ALMA: stelle evolute

Scienza con ALMA: stelle evolute. Outline. AGB. La fase AGB PN (caratteristiche generali, CSE) Studio dei CSE nel millimetrico: riga e continuo questioni aperte Outlook ALMA. post-AGB/PN. O B A F G K M.

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Scienza con ALMA: stelle evolute

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  1. Scienza con ALMA: stelle evolute

  2. Outline AGB • La fase AGBPN (caratteristiche generali, CSE) • Studio dei CSE nel millimetrico: riga e continuo • questioni aperte • Outlook ALMA post-AGB/PN

  3. O B A F G K M Stelle evolute: la fase AGBPN Fase evolutiva tipica di stelle con MMS 1 -8 Mo 104 L 102 L 1 L 10-2 L 10-4 L post- AGB: 1000 y 10-8 M⊙/y ☆visibile - Ottico, mm, IR PN: 104 y 10-8 M⊙/y ☆alta T - Ottico, IR-radio AGB: 105 y 10-8-10-4 M⊙/y ☆può essere oscurata - Maser lines, CO

  4. AGBPN: perche’ studiarle? • fasi finali dell’evoluzione di stelle di massa intermedia (MMS ~ 0.8 -8.0 MSun) • -Destino della maggior parte delle stelle della Galassia • Importanti per l’evoluzione chimica della Galassia • - (grosse quantità di materiale processato restituito all’ISM) • CSE: Laboratorio per lo studio dell’interazione venti/shock con ISM

  5. Parte I: Stelle AGB M. Marengo, PhD thesis, 2000

  6. Atmosfera estesa: (H2, H2O, CO,CN…..) 1011 dimensione 107 temperatura 1029 densità Stelle evolute: la fase AGB R=1018 cm OH Problematica generale: R=1015 cm H2O R=1014 cm SiO R=1013 cm T>103 K R=1014-19cm 1000 > T>10 K

  7. AGB: la perdita di massa Modello Classico: Salpeter, 1974; Kwok, 1975 Goldreich e Scoville, 1976 • Il momento totale dell’inviluppo in espansione è dato dalla pressione di radiazione sui grani di polvere • La perdita di massa determinata dai processi dinamici al di là del raggio di condensazione delle polveri (Rdust) Rdust ~8 Rstar 900 K ? processo che determina la mass-loss ? Come si formano i grani di polvere Mancano informazioni sulla fisica delle regioni in cui ha inizio la mass-loss M. Marengo, PhD thesis, 2000

  8. AGB: Come si osservano Oggetto centrale: -ottico -infrarosso continuo, righe -radio -millimetrico continuo fotosferico CSE: -infrarosso (righe molecolari, continuo da polveri) -radio (righe MASER SiO, H2O, OH) -millimetrico (righe molecolari, continuo da polveri)

  9. CSE: Osservazioni mm -Millimetrico: Righe molecolari ottimi traccianti delle caratteristiche CSE single-dish (distribuzione densità ,Mass-loss,…) Interferometri (distribuzione densità (mappa) , cinematica) • Mass-loss: (rate, eventi multipli?) • Quantità e qualità (composizione chimica) del gas/polveri “restituito” all’ISM Budget/modellistica “dust cycle” dell’ISM

  10. 1000 K 100 K 10 K CSE: Righe Molecolari Ottimi traccianti dei CSE (perdita di massa, struttura, condizioni chimico/fisiche) Si formano tra: 1015 cm RCSE1018 cm Temperatura e densità troppo alte Fotodissociazione (UV ISM) Tgas in CSE 1015 cm RCSE1018 cm Rdust Entro RCSE, il gas è sopratutto in forma molecolare

  11. Numero di oggetti CSE: Righe Molecolari -2006 Osservate nei CSE-AGB 63 molecole Il 55% osservate solo in IRC +10216 -forte mass-loss -D=120 pc CO e righe maser quelle più diffuse

  12. CSE: CO Il miglior strumento per determinare le caratteristiche CSE  CO (transizioni rotazionali, mm) J=10 = 115.271 GHz J=21 230.537 J=32 345.796 J=43 461.041 J=65 691.472 E(J=1) 5.5 K E(J=2) 16.6 K Facilmente eccitate in gran parte dell’inviluppo!!! -sub-mm: Pochi telescopi, Osservazioni tecnicamente MOLTO difficili Grande abbondanza fCO Le righe molecolari più intense: rivelate in più di 500 oggetti

  13. CSE: CO • Estensione dell’inviluppo CO, • RCO Fotodissociazione • -radiazione UV del mezzo interstellare locale (ISRF) • RCO dipende dalla perdita di massa (Mamon et al., 1988) • -self-shielding CO, shielding polveri, H2 • Piccole perdite di massa (10-6 Msol/yrs) RCO1016 cm • Forti perdite di massa (10-4 Msol/yrs) RCOfew 1017 cm

  14. CO –profili di riga Sorgente otticamente spessa, non risolta Il profilo di riga dipende dall’opacità e dalla risoluzione del telescopio…. Sorgente otticamente sottile , parzialmente risolta

  15. Vexp Vo CO –profili di riga Parametri deducibili: Velocità del sistema Vo Velocità di espansione Vexp Knapp & Morris, 1985 Olofsson, et al., 1993 Loup et al., 1993 Parametri deducibili (Model dependent) Perdita di massa

  16. MSun/yr MSun/yr CO –profili di riga Loup et al, 1993 Catalogo di 444 AGB-post-AGB, con osservazioni CO (115 e 230 GHz) 184 AGB O-rich 205 AGB C-rich Knapp & Morris, 1985 O-rich C-rich

  17. AGB: Mass.Loss Olofsson, 2006 v15 km/s, fCO 10-3 Assumendo Fmin~5 (=sensibilità in riga, per pixel di velocità) PdB (230 GHz) In 7 ore= Fmin~250 mJy (8 km/sec) dM/dt=10-6 D=5 Kpc

  18. 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= 10-5 D=35 kpc dM/dt=10-6 D=10 kpc dM/dt=10-7 D=3 Kpc In 4 ore= Fmin~2.5 mJy dM/dt= 10-5 D=50 kpc dM/dt=10-6 D=15 kpc dM/dt=10-7 D=5 Kpc Ci avviciniamo alla LMC: studi di mass_loss in funzione della metallicità

  19. Teyssier et al., 2006 AGB: CO 345.796 GHz Nphot da una data riga in funzione di R 691.472 GHz Transizioni a più alta energia tracciano regioni più interne del CSE 461.041 GHz Necessità di sensibilità maggiori per osservare altre transizioni CO in ALTRE sorgenti!!!!!

  20. CO –perdita di massa -Perdita di massa single-dish: mediata su 300-10000 anni (tempo necessario a formare il CSE) • Interferometria mm in riga: Informazioni morfologiche e cinematiche del CSE • Presenza di stratificazioni (più molecole…) • Evidenza di episodi multipli di perdita di massa • Presenza di componenti di velocità differenti dal modello classico

  21. Morfologia: tools Rolfselma (1989) Data Cube • Taglio (1D) lungo l’asse z ad m,l • Profilo di riga • Una serie di profili di riga lungo m (N-S) o l (E-W) • P-V plot • 2D a velocità fissata • Channel map • Se integriamo le “channel maps” su v • Struttura globale • (moment maps)

  22. Morfologia: tools Rolfselma (1989) Nelle varie “channel maps” emissione da regioni alla stessa velocità Nel caso di un inviluppo a simmetria sferica, in espansione costante, le curve di iso-velocità sono dei cerchi con raggio massimo alla velocità del sistema Diagramma PV corrispondente: Ellisse

  23. CSE: Morfologia PdB Più di 60 oggetti nella fase AGBPN osservate in riga con IRAM PdB Risultati: -Neri et al., 1998 -Castro-Carrizo et al , 2004 • CSE in AGB, generalmente a simmetria sferica e in espansione isotropa • In alcuni casi, sono state osservate delle sottostrutture Il 30% oggetti (negli ultimi 5 anni) Mappate solo archetipi: bias vs Mass-loss, vicinanza,….

  24. Fong et al., 2006 CSE: morfologia Osservazioni BIMA: CO J=10 115.271 GHz, 13, spe_res=2km/sec + 12m (emissione estesa) IRC+10216 200 -CSE a simmetria sferica, vexp costante

  25. CSE: morfologia Fong et al., 2006 Osservazioni BIMA: CO J=10 115.271 GHz, 13, spe_res=2km/sec + 12m (emissione estesa) -Channel map “residua” Mauron & Huggins, 2006 -Channel map alla velocità sys • Mass-loss episodica HST V

  26. Olofsson et al., 2000 Morfologia: TT Cyg PdB 115 (230 GHz) ~ 2.5 (1) Spe_res 1km/sec CO (J=10) su 4 km/sec, centrata alla velocità sistemica CO (J=21) (-27.5 km/sec) V=-38 km/sec CO (J=10) integrata, per elemento di risoluzione spettrale (1 km/sec)

  27. Morfologia: TT Cyg CO (J=10) , channel maps (1 km/sec) IRAM PdB CO (J=10) Risultati: CO (J=21)

  28. Morfologia: TT Cyg Perdita di massa “corrente” Dal profilo di riga: dM/dt (modello di trasporto rad) Parametri: D, T, vexp, RCo,fCO Risultati:

  29. Perdita di massa “precedente” Morfologia: TT Cyg Diagramma P-v le curve di isovelocità sono cerchi Output fit= Rshell, vexp

  30. Morfologia: TT Cyg Shell 2 35 7000 yr D=510 pc Shell 1

  31. SMA CO J=21 Morfologia: R Scl Shell 1 Staccata v~15 km/sec 20  1700 yr Shell 2 Indicazione di “current mass-loss” Mass-loss episodica : comune in AGB?

  32. AGB CSE: asimmetrie Fong et al., 2006 MIRA BIMA , CO(J=10) 115.271 GHz ~8 Data Cube, 1km/sec, livelli a 1 Jy/beam

  33. RCSE ~500 Rstella Rstella~500 RSun AGB CSE: asimmetrie Josselin, 2002 PdB, CO (J=21) ~2.5, vel-res=0.1 km/sec Mappa CO, integrata su tutto il range di velocità Contours=2 Jy/beam

  34. SMA CO J=21 Disco in espansione intorno  Gru Chiu et al., 2006 Outflows comuni in AGB?

  35. IRC+10216 Morfologia CSE: altre molecole IRAM PdB, 3 Lucas & Guielin 1996 • -Distribuzione con picco centrale • Origine atmosfera stellare • -Distribuzione a shell • Origine in CSE (fotodissociazione+ chimica) Risultati: • -Shell strutturate: multiple? • -Attuali modelli chimici: • RC2H > RC3H > RC4H Osservazioni solo su IRC+10216

  36. Mass loss in AGB : questioni aperte • Mass-loss episodica? • Presenza di outflows, dischi? • Molecole in shell che indicano una chimica attiva in CSE? • Quanto questi fenomeni (non previsti dai modelli classici) sono comuni in AGB? ALMA permetterà di mappare, in grande dettaglio, l’emissione molecolare in grandi campioni di CSE: Esplicitando il raggio a cui avviene la fotodissociazione del CO in funzione della perdita di massa (Mamon et al., 1988), fCO=10-3, vexp=15 km/sec CO(8Kpc, 10-6 MSun/yr)~ 0.75  CO(50 Kpc, 10-5 MSun/yr)~ 0.5 

  37. Stelle evolute: continuo mm Il flusso fotosferico osservato ad una certa frequenza da una stella di raggio R e temperatura T, posta ad una distanza D, può essere espresso come: Dove si è usata l’approssimazione di R-J per il BB A 230 GHz (1.2mm) Con S in mJy T in K in mas Importante contributo fotosferico nel mm (Raggi  300 RSun)

  38. Stelle evolute: continuo mm Altenhoff survey 1994: IRAM 30m @1.2mm (230 GHz) – 256 stelle (F5GH>1mJy) detection rate (~10-20 mJy) 45% Giganti S-giganti F-K d.r. 48% AGB stars d.r. 100% Stelle AGB - Oggetti molto brillanti a 1.2mm – Flussi osservati maggiori dei valori aspettati (fotosferici)  possibile contributo dovuto alle polveri?

  39. Stelle evolute: continuo mm Wamsley et al., 1991 IRAM 30m, SEST 15m @1.2mm (230 GHz) – 44 AGB (Miras, SR)-post-AGB detectio rate (~10 mJy) 45% AGB (Miras, SR), D400pc, piccola Mass-loss T=2000 K mm T=3000 K IR Misure compatibili con emissione fotosferica

  40. Stelle evolute: continuo mm Reid & Menten, 1997 Radio: VLA X,U,K – 8 (Miras, SR), rivelate 6 - spettro termico (=2) - Flussi osservati superiori ai valori fotosf. - Misure compatibili con R~2 Rphot T~1500 (Tphot 2000-2005 K) -Flusso radio costante (tempi scala yrs) Esistenza di una RADIO FOTOSFERA

  41. Stelle evolute: continuo mm Da una misura radio in cui viene risolta la stella (noto ) è possibile ottenere una misura di temperatura di brillanza. Se il meccanismo di emissione è termico e la sorgente è otticamente spessa (>>1), TB=T Un radiotelescopio che risolve una radio sorgente termica otticamente spessa funziona come un termometro!

  42. Lim et al., 1998 Stelle evolute: continuo mm VLA-A, 7mm, ~40 mas Evidenza di una atmosfera estesa (~ 7 RStar) Regione vicina alla stella strutturata: Grosse celle convettive???

  43. Ris (chan 6, B=15 km) Stelle evolute: continuo mm Assumendo un Rstar~5 1013cm Per D 100 pc star  30 mas (risolta da ALMA) Flussi 20-100 mJy S/N (1 min) 300-1600 Osservazioni come quelle di  Ori su vasti campioni di stelle AGB

  44. CSE: continuo polveri Le polveri del CSE, a temperatura Tdust contribuiscono al continuo mm • eccesso IR-mm Dove  è l’indice dell’emissività dei grani: Q=Q0(/0)

  45. Stelle evolute: continuo polveri Da misure multi-freq. (mm-sub-mm) è possibile risalire a   è funzione della composizione dei grani e della loro dimensione Misure mm-submm permettono una caratterizzazione delle polveri nell’inviluppo

  46. Stelle evolute: continuo polveri Knapp et al., (1993) hanno modellato l’emissione mm-submm di un inviluppo in espansione: Per L=10 4 LSun R=1018 cm Vexp=15 km/sec ~ 1 Assumendo Fmin~10 (=sensibilità in mJy a 230 GHz) ALMA (full array) In 1 ora= Fmin~80 Jy dM/dt= 10-5 D=40 kpc (DLMC in 2 ore) dM/dt=10-7 D=4 Kpc

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