Scienza con ALMA: stelle evolute

Scuola Nazionale di AstrofisicaMaracalagonis (CA) 21-26 maggio 2007G. Umana

Scienza con ALMA: stelle evolute


Outline

La fase AGBPN (caratteristiche generali, CSE) Studio dei CSE nel millimetrico: riga e continuo questioni aperte Outlook ALMA

AGB

post-AGB/PN


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


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


M. Marengo, PhD thesis, 2000

Parte I: Stelle AGB


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


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


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


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


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


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


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


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.


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



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



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


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


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


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


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


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


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


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,….


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


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


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


IRAM PdB

Morfologia: TT Cyg

Risultati:

CO (J=10) , channel maps (1

km/sec) CO (J=10)

CO (J=21)


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”


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


Shell 1

Morfologia: TT Cyg

Shell 2

35 7000 yr D=510 pc

/yrMM O 10 3 8-.

/yrMM O 10 5-.


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?


AGB CSE: asimmetrieFong et al., 2006

BIMA , CO(J=10) 115.271 GHz~8

Data Cube, 1km/sec, livelli a 1 Jy/beam

MIRA


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


SMA CO J=21 Disco in espansione intorno Gru

Chiu et al., 2006

Outflows comuni in AGB?


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


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


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



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?



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



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



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!


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???



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


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)


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


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

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