La formazione delle stelle, e in particolare di quelle di massa piccola, simile al Sole o minore, costituisce un campo in forte sviluppo nell’astrofisica moderna. Ciò in parte si deve all’impiego di tecniche innovative di osservazione, che rendono fattibili le osservazioni di nubi molecolari oscure di gas e polveri, in cui si stanno originando nuove stelle, così come lo studio dettagliato di oggetti individuali e del materiale ad essi frequentemente associato sotto forma di estesi getti bipolari e dischi circumstellari, che daranno presumibilmente luogo a nuovi sistemi planetari.
Ricerca
Il lavoro attualmente in corso a Capodimonte sulle stelle giovani (dette, in gergo, stelle di “pre-Sequenza Principale”) riguarda in modo particolare l’identificazione e studio di regioni di formazione stellare mediante le nuove tecniche di “immagine a grande campo” e “spettroscopia multi-oggetto”, accompagnato dalla selezione e monitoraggio di sistemi binari costituiti da stelle di recente formazione mediante tecniche di “spettroscopia ad alta risoluzione”.
Il gruppo sta attualmente collaborando al programma della Spitzer Legacy From Molecular Cores to Planet Forming Disks (c2d) con osservazioni nell’ottico.
Studio della popolazione stellare giovane
in regioni di formazione stellare galattiche
L’attività svolta dal gruppo OAC negli ultimi anni sulle stelle di PMS di piccola massa è stata incentrata sulla caratterizzazione della popolazione sparsa di stelle di PMS (per la maggior parte stelle di tipo weak-T Tauri (WTTS) scoperta sia all’interno che nell’intorno delle regioni di formazione stellare vicine (entro circa 1500 anni luce), grazie a osservazioni X (immagine ROSAT-sky), in particolare quelle fornite dal satellite ROSAT nello scorso decennio.
La scoperta di questa nuova popolazione di stelle giovani, che ha stimolato negli anni passati un vivace dibattito tra gli addetti ai lavori, sta offrendo oggi la possibilità di disporre di campioni statisticamente significativi di stelle di PMS che ci consentono di effettuare studi della formazione stellare di piccola massa su scala galattica e la determinazione della funzione di massa iniziale (IMF), ovvero del numero di stelle per intervallo di massa, nelle regioni di formazione stellare (mediante immagini a grande campo e spettroscopia multioggetto). Aggiuntivamente questi studi hanno fornito un campione significativo di stelle binarie di tipo solare, che permette lo studio dettagliato delle loro proprietà fondamentali, in particolare la determinazione delle masse stellari.
Per il prossimo futuro il nostro gruppo prevede di proseguire ed estendere questo studio attraverso la selezione di nuovi canditati di PMS di piccola massa, da stelle di tipo T Tauri, a nane marroni (Brown Dwarfs) giovani, ovvero oggetti sub-stellari giovani, in nuove regioni di formazione stellare individuate dal nostro gruppo, al fine di studiare la IMF e determinare la frequenza di dischi circumstellari come funzione della massa stellare. Questo permetterà anche lo studio del depauperamento di elementi leggeri (come litio e berillio). I principali criteri di selezione si basano su forte emissione nei raggi X, e nell’infrarosso e su specifici indici fotometrici di colore, oltre che sulla classificazione spettrale.
La presenza di intense righe in emissione (come la riga Hα dell’idrogeno) e di un forte assorbimento nella riga del Litio neutro a 6708Å, primario indicatore di giovane età stellare, costituiscono altri criteri importanti.
Osservazioni nei raggi X provenienti da satelliti, misure nel vicino infrarosso, e nell’ottico con l’impiego delle nuove tecniche di imaging a grande campo già disponibili ed anche in vista di programmi osservativi da condurre nel prossimo futuro con il telescopio VLT-Survey Telescope e spettroscopia multi-oggetto (MOS ) forniranno i dati necessari.
Sistemi binari spettroscopici di pre-sequenza principale
La derivazione dei quantità fisiche stellari fondamentali attraverso lo studio dei sistemi binari rappresenta uno dei cardini per la verifica dei modelli teorici di evoluzione stellare, e particolarmente cruciale lo è ancor oggi per le stelle appena formate, di massa paragonabile o minore a quella del Sole, a causa delle notevoli incertezze tuttora presenti nei modelli.
Le binarie spettroscopiche rappresentano il mezzo migliore per minimizzare le incertezze
Orbite di componenti di un sistema di stelle binarie
nella determinazione di tali parametri consentendo di porre dei vincoli ai modelli di evoluzione di PMS. Tuttavia, il numero di sistemi binari di PMS con elementi orbitali noti ammontava fino a pochi anni fa a circa una ventina di oggetti.
Questo numero è pressoché raddoppiato negli ultimi anni grazie all’alto numero di binarie spettroscopiche da noi incontrate tra le nuove WTTS-ROSAT nelle diverse regioni di formazione stellare studiate.
Spettri di binarie spettroscopiche in Orione
Curve di velocità radiale di binarie spettroscopiche in Orione
Curva di velocità radiale di un sistema binario spettroscopico in Crux
Tra questi, il caso più rimarchevole è rappresentato dalla scoperta del primo sistema binario ad eclisse costituito da stelle di PMS con masse di tipo solare, riportata dal nostro gruppo, che ha permesso uno dei primi test osservativi di evoluzione di PMS per stelle di massa simile a quella solare (vedi ESO-PR 22/01).
L’obiettivo principale di questa ricerca è quello di determinare quantità fondamentali per un campione rappresentativo di stelle di PMS di diverse masse ed età, necessari per testare gli attuali modelli di evoluzione, ma i nuovi dati consentiranno anche di ampliare considerevolmente la statistica sugli elementi orbitali dei sistemi binari giovani e di approfondire la questione dell’evoluzione orbitale durante la fase di transizione dalla PMS alla MS.
Attività magnetica e rotazione nelle stelle giovani
Molteplici evidenze osservative indicano che l’attività magnetica nelle stelle di PMS di massa minore di 2 masse solari (T Tauri) è una manifestazione su scala amplificata dell’attività tipica delle stelle di sequenza principale.
L’evidenza più forte di attività magnetica dovuta a un meccanismo di tipo dinamo nelle stelle T Tauri (TTS) è che esse sono sorgenti X molto intense (da 100 a 10000 volte il livello solare) con emissione X variabile nel tempo.
I risultati di campagne di osservazione fotometriche, suggeriscono l’esistenza di una dicotomia nei periodi di rotazione delle stelle di PMS intorno a 4 giorni e di una correlazione tra la presenza di un disco circumstellare e il periodo di rotazione, con periodi piu’ lunghi per le stelle con disco.
Tuttavia, le relazioni empiriche tra attività, età, massa, raggio e rotazione sono complesse e il loro aggancio alla teoria della dinamo non è diretto. Inoltre, gli studi condotti finora su campioni diversi danno indicazioni contrastanti. Per dirimere l’attuale controversia è perciò necessario disporre di campioni coevi di oggetti in opportuni intervalli di massa, ma è anche critico disporre di un’adeguata calibrazione delle tracce evolutive calcolate dai modelli teorici, usando le binarie.
La studio della nuova popolazione di stelle di PMS identificate in diverse regioni di formazione stellare (L 1616) ci può consentire di disporre di campioni statisticamente significativi di oggetti e di estendere le misure di rotazione e dei diagnostici di attività al fine di delineare un quadro meglio definito dell’evoluzione del momento angolare e delle sue connessioni con i fenomeni di attività magnetica e di depauperamento del litio durante la fase di PMS. A tale scopo, vengono utilizzati dati X congiuntamente al monitoraggio fotometrico e spettroscopico di diversi campioni di oggetti.