Scienza
Gli spettri delle stelle T Tauri Classiche (CTTS) mostrano diversi indicatori dei processi di accrescimento.
I profili di alcune righe in emissione presentano larghe ali indicanti un accrescimento di gas in caduta libera. Gli eccessi del continuo osservati nel vicino-IR sono consistenti con la emissione prevista da un disco di accrescimento illuminato dalla radiazione della stella centrale. Gli eccessi del continuo nel zona blu/UV (veiling) sono interpretati come emissione “calda” proveniente da una zona di shock formata da un flusso di materiale di accrezione che, confinato magneticamente, cade sulla superficie della stella.
Questo modello di accrescimento magnetosferico include anche un meccanismo di frenamento necessario a spiegare le basse velocità di rotazione osservate nelle CTTS. La struttura del campo magnetico che governa l’accrescimento può essere anche responsabile della formazione degli “outflow” e dei “jet” osservati nelle stelle di PMS. Nell’ambito dei processi di accrescimento, i grandi aumenti di luminosità, osservati nelle stelle FU Ori (FUORS), sono imputati ad una forte instabilità del disco che provoca una variazione della velocità di accrescimento di diversi ordini di grandezza. Questi lavori hanno riguardato principalmente stelle comprese in una fascia di massa e di età relativamente ristretta. In particolare ben pochi progressi sono stati fatti nella comprensione delle proprietà dei oggetti di PMS di massa più piccola fino al limite di bruciamento dell’idrogeno, ciò principalmente a causa della mancanza di un adeguato mumero di candidati osservati. Solo recentemente “survey” profonde hanno raggiunto la sensibilità necessaria per indagare il regno substellare, identificando, così, delle Brown Dwarf molto giovani. La prima scoperta sicura di un oggetto di PMS in accrescimento con età compresa tra 1 e 3 milioni di anni e massa tra 0.04 e 0.06 Masse solari, è molto promettente (Muzerolle et al. 2000 Apj 545, L141). L’estensione dello studio a stelle di PMS con un ampio intervallo di massa ed età potrebbe dare informazioni molto utili sulla funzione di massa iniziale di oggetti di piccola massa e sui tempi scala dell’evoluzione dei dischi di accrescimento, della loro dissipazione e della formazione dei pianeti.
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Variazioni temporali del profilo della riga Hα nello spettro di FU Ori
Tali informazioni possono essere ricavate dallo studio della variabilità delle righe di emissione delle stelle T Tauri Classiche (CTTS) e delle stelle FU Ori (FUORS). Infatti in questi oggetti l’intensità delle righe di emissione sono molto variabili e tipicamente correlate tra loro e con il periodo di rotazione stellare. Anche la forma dei profili delle righe di Balmer sono molto variabili e mostrano una quasi-periodicità sia nelle ali blu sia nelle ali rosse. In molti casi la periodicità è compatibile con il periodo di rotazione della stella (tempo scala di alcuni giorni) sebbene i profili delle righe più alte di Balmer sono state viste variare su tempi scala molto più brevi. Per interpretare correttamente la variabilità delle righe di emissione è necessario sapere dove si forma ogni riga spettrale. E’ chiaro, dalla presenza di profili in assorbimento di qualche centinaia di km/s, che almeno la componente ad alta velocità delle righe di Balmer più alte devono formarsi vicino alla superficie della stella. Questi profili sono visti meno frequentemente in Hα, per cui, a causa di ciò e del loro forte assorbimento blu, si dice spesso che Hα si origina principalmente nel vento stellare, sebbene in alcune stelle Hα potrebbe anche formarsi nel flusso di accrescimento o nella regione di shock.
Schema del modello teorico della stella T Tauri BP Tau con campo magnetico inclinato rispetto all’asse di rotazione della stella
Dall’analisi dei profili ad alta dispersione delle righe Hα e Na I D di FU Ori ottenuti in diverse campagne osservative a partire dal 1999 abbiamo scoperto, per la prima volta in questi oggetti, una variabilità periodica. Abbiamo quindi costruito un modello in cui le variazioni osservate nei profili di riga sono causate dalla rotazione delle regioni più interne del disco circumstellare di accrescimento e delle regioni disco-vento, per le quali la distribuzione di temperatura e l’orientazione del vento non sono a simmetria assiale. La causa dell’asimmetria potrebbe essere dovuta all’interazione della materia circumstellare con un campo magnetico stellare notevolmente inclinato rispetto all’asse di rotazione.
Ulteriori osservazioni sono programmate in futuro sia su FU Ori, per determinare la struttura della regione disco-vento, sia su altri oggetti della stessa categoria per determinare gli eventuali periodi di rotazione.
Inoltre si vuole estendere questo tipo di analisi a candidati di stelle PMS di massa molto piccola in differenti regioni di formazione stellare ed in giovani associazioni stellari.