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Scuola Nazionale di AstrofisicaMaracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007G. Umana
Scienza con ALMA: stelle evolute
Scuola Nazionale di AstrofisicaMaracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007G. Umana
Outline
La fase AGBPN (caratteristiche generali, CSE) Studio dei CSE nel millimetrico: riga e continuo questioni aperte Outlook ALMA
AGB
post-AGB/PN
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Stelle evolute: la fase AGBPN
O B A F G K M
104 L
102 L
1 L
10-2 L
10-4 L
AGB: 105 y 10-8-10-4 M⊙/y ☆ può essere oscurata - Maser lines, CO
post- AGB: 1000 y 10-8 M⊙/y ☆ visibile - Ottico, mm, IR
PN: 104 y 10-8 M⊙/y ☆ alta T- Ottico, IR-radio
Fase evolutiva tipica di stelle con MMS 1 -8 Mo
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AGBPN: 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
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M. Marengo, PhD thesis, 2000
Parte I: Stelle AGB
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Stelle evolute: la fase AGB
Problematica generale:
R=1013 cm T>103 K
1011 dimensione 107 temperatura1029 densità
R=1014-19cm 1000 > T>10 K
Atmosfera estesa: (H2, H2O, CO,CN…..)
R=1014 cm SiO
R=1015 cm H2O
R=1018 cm OH
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AGB: la perdita di massa
M. Marengo, PhD thesis, 2000
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
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AGB: Come si osservano
-ottico
-infrarosso
-infrarosso (righe molecolari, continuo da polveri)-radio (righe MASER SiO, H2O, OH)-millimetrico (righe molecolari, continuo da polveri)
Oggetto centrale:
continuo, righe
CSE:
-radio -millimetrico continuo fotosferico
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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
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CSE: Righe Molecolari
Ottimi traccianti dei CSE (perdita di massa, struttura, condizioni chimico/fisiche)
Temperatura e densitàtroppo alte
Fotodissociazione (UV ISM)
Tgas in CSE 1015 cm RCSE1018 cm
1000 K 100 K 10 K
Entro RCSE, il gas è sopratutto in forma molecolare
Rdust
Si formano tra: 1015 cm RCSE1018 cm
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CSE: Righe Molecolari
-2006Osservate nei CSE-AGB 63 molecole
Numero di oggetti
Il 55% osservate solo in IRC +10216-forte mass-loss-D=120 pc
CO e righe maser quelle più diffuse
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CSE: CO
Il miglior strumento per determinare le caratteristiche CSE CO (transizioni rotazionali, mm) J=10 = 115.271 GHz
J=21 230.537 J=32 345.796 J=43 461.041 J=65 691.472
E(J=1) 5.5 KE(J=2) 16.6 K
Grande abbondanza
fCO
-sub-mm: Pochi telescopi, Osservazioni tecnicamente MOLTO difficili
Facilmente eccitate in gran parte dell’inviluppo!!!
Le righe molecolari più intense: rivelate in più di 500 oggetti
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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
COCO fMR.
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CO –profili di riga
Il profilo di riga dipende dall’opacità e dalla risoluzione del telescopio….
Sorgente otticamente spessa, non risolta
Sorgente otticamente sottile , parzialmente risolta
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CO –profili di riga
Parametri deducibili (Model dependent)Perdita di massa
Vo
Vexp
Parametri deducibili:Velocità del sistema VoVelocità di espansione Vexp
),,,,( exp
.
vfRTDFM COCOA
Knapp & Morris, 1985Olofsson, et al., 1993Loup et al., 1993
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CO –profili di riga
Catalogo di 444 AGB-post-AGB, con osservazioni CO (115 e 230 GHz) 184 AGB O-rich 205 AGB C-rich
Loup et al, 1993
Knapp & Morris, 1985
. 5-7 10 510 M MSun/yr
. 5-7 10 510 3 M MSun/yr
O-rich
C-rich
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AGB: Mass.Loss
Olofsson, 2006
Jy 1
10
sec/15
10
M 6 F
27.0
3
6.1
exp6-1)-CO(2
D
kpcf
v
km CO
v15 km/s, fCO 10-3
Jy 1
10
M 6 F
2
6-1)-CO(2
D
kpc
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
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AGB: Mass.Loss
Confrontiamo con le sensibilità previste per ALMA (full array)
Jy 1
10
M 6 F
2
6-1)-CO(2
D
kpc
Assumendo Fmin~5 (=sensibilità in riga, per pixel di velocità, 1 km/hr)
In 1 ora= Fmin~5 mJydM/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 mJydM/dt= 10-5 D=50 kpc dM/dt=10-6 D=15 kpc dM/dt=10-7
D=5 KpcCi avviciniamo alla LMC: studi di mass_loss in funzione della metallicità
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AGB: CO Teyssier et al., 2006
691.472 GHz
461.041 GHz
345.796 GHz
Nphot da una data riga in funzione di R
Necessità di sensibilità maggiori per osservare altre transizioni CO in ALTRE sorgenti!!!!!
Transizioni a più altaenergia tracciano regioni più interne del CSE
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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
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Morfologia: tools
Rolfselma (1989)
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 plot2D a velocità fissata Channel mapSe integriamo le “channel maps” su v
Struttura globale (moment maps)
Data Cube
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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
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CSE: Morfologia PdB
Più di 60 oggetti nella fase AGBPN osservate in riga con IRAM PdB
CSE in AGB, generalmente a simmetria sferica e in espansione isotropa
In alcuni casi, sono state osservate delle sottostrutture
Risultati:
Il 30% oggetti (negli ultimi 5 anni)
-Neri et al., 1998-Castro-Carrizo et al , 2004
Mappate solo archetipi: bias vs Mass-loss, vicinanza,….
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CSE: morfologia
Osservazioni BIMA: CO J=10 115.271 GHz, 13, spe_res=2 km/sec+ 12m (emissione estesa)
Fong et al., 2006
-CSE a simmetria sferica, vexp costante
200 IRC+10216
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CSE: morfologia Fong et al., 2006
-Channel map alla velocità sys
Osservazioni BIMA: CO J=10 115.271 GHz, 13, spe_res=2 km/sec+ 12m (emissione estesa)
Mauron & Huggins, 2006
HST V
-Channel map “residua”
Mass-loss episodica
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Morfologia: TT Cyg
CO (J=10) su 4 km/sec, centrata alla velocità sistemica CO (J=21) (-27.5 km/sec)
CO (J=10) integrata, per elemento di risoluzione spettrale (1
km/sec)
Olofsson et al., 2000
PdB 115 (230 GHz) ~ 2.5 (1)Spe_res 1km/sec
V=-38 km/sec
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IRAM PdB
Morfologia: TT Cyg
Risultati:
CO (J=10) , channel maps (1
km/sec) CO (J=10)
CO (J=21)
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Morfologia: TT Cyg
Risultati:
Dal profilo di riga: dM/dt(modello di trasporto rad) Parametri: D, T, vexp, RCo,fCO
.
M
/yrMM O 10 3 8-.
Perdita di massa “corrente”
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Morfologia: TT Cyg Perdita di massa “precedente”
Diagramma P-v le curve di isovelocità sono cerchi
2
exp
*zshell )
v
v-v(-1 RR
Output fit= Rshell, vexp
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Shell 1
Morfologia: TT Cyg
Shell 2
35 7000 yr D=510 pc
/yrMM O 10 3 8-.
/yrMM O 10 5-.
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Shell 2
Morfologia: R Scl
Shell 1
Indicazione di “current mass-
loss”
SMA CO J=21
Staccatav~15 km/sec20 1700 yr
Mass-loss episodica : comune in AGB?
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AGB CSE: asimmetrieFong et al., 2006
BIMA , CO(J=10) 115.271 GHz~8
Data Cube, 1km/sec, livelli a 1 Jy/beam
MIRA
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AGB CSE: asimmetrieJosselin, 2002
PdB, CO (J=21)~2.5, vel-res=0.1 km/sec
Mappa CO, integrata su tutto il range di velocitàContours=2 Jy/beam
RCSE ~500 Rstella Rstella~500 RSun
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SMA CO J=21 Disco in espansione intorno Gru
Chiu et al., 2006
Outflows comuni in AGB?
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IRAM PdB, 3
Morfologia CSE: altre molecole
Risultati:
-Distribuzione con picco centrale
Origine atmosfera stellare
-Distribuzione a shellOrigine in CSE (fotodissociazione+ chimica)
-Shell strutturate: multiple?
-Attuali modelli chimici:RC2H > RC3H > RC4H
IRC+10216
Osservazioni solo su IRC+10216
Lucas & Guielin 1996
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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
arcsec 1
106
6.0
6CO
D
kpcM
CO(8Kpc, 10-6 MSun/yr)~ 0.75
CO(50 Kpc, 10-5 MSun/yr)~ 0.5
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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)
2-4250 T10 42.1 S
Con S in mJy T in K
in mas
Importante contributo fotosferico nel mm (Raggi 300 RSun)
2
2
2
2
cTk 2
D
RS
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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?
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Stelle evolute: continuo mm
IRAM 30m, SEST 15m @1.2mm (230 GHz) – 44 AGB (Miras, SR)-post-AGB detectio rate (~10 mJy) 45%
Wamsley et al., 1991
AGB (Miras, SR), D400pc, piccola Mass-loss
T=3000 K
T=2000 K
Misure compatibili con emissione fotosferica
IR
mm
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Stelle evolute: continuo mm
Radio: VLA X,U,K – 8 (Miras, SR), rivelate 6
Reid & Menten, 1997
- 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
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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
2
2
2
2
cTk 2
D
RS
22 TS
Un radiotelescopio che risolve una radio sorgente termica otticamente spessa funziona come un termometro!
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Stelle evolute: continuo mm Lim et al., 1998
VLA-A, 7mm, ~40 mas
Evidenza di una atmosfera estesa(~ 7 RStar)Regione vicina alla stella strutturata:
Grosse celle convettive???
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Stelle evolute: continuo mm
2-4250 T x1042.1 S Ris (chan 6, B=15 km)
Per D 100 pc
star 30 mas (risolta da ALMA)
Flussi 20-100 mJy S/N (1 min) 300-1600
mas 1
3
D
KpcStar
Assumendo un Rstar~5 1013cm
Osservazioni come quelle di Ori su vasti campioni di stelle AGB
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CSE: continuo polveri
Le polveri del CSE, a temperatura Tdust contribuiscono al continuo mm
eccesso IR-mm
2 S
)2( S
Dove è l’indice dell’emissività dei grani: Q=Q0(/0)
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Stelle evolute: continuo polveri
)2( S
è funzione della composizione dei grani e della loro dimensione
Da misure multi-freq. (mm-sub-mm)
è possibile risalire a
Misure mm-submm permettono una caratterizzazione delle polveri nell’inviluppo
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Stelle evolute: continuo polveri
Knapp et al., (1993) hanno modellato l’emissione mm-submm di un inviluppo in espansione:
)(20.60.2
exp2
dust4- R L M
x106.1)(
vDJyS
Per L=10 4 LSun
R=1018 cm Vexp=15 km/sec~ 1
32
6dust
230D
kpc 1
10
M 15)(
JyS
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
kpc 10
M 13
5.0
6dust
D