QUASAR

Nell'ultima sessione ho avuto modo di osservare due stelle di tipo Herbig Ae/Be, una particolare tipologia di stelle molto giovani che non hanno ancora completato il processo di formazione. Come per altri tipi di stelle, tutto ha inizio con il collasso gravitazionale di una nube di materia interstellare (nube molecolare oscura). La contrazione ha come conseguenza l'aumento della temperatura per la conversione di energia gravitazionale in cinetica e, raggiunto un certo limite, comincia ad innescarsi nel nucleo la fusione dell'idrogeno in elio.

Le Herbig Ae/Be sono dunque protostelle di massa media (2-8 masse solari), un valore sufficiente a far avviare molto rapidamente la fusione dell'idrogeno. La nube di polveri e gas che la circonda non e' altrettato veloce a condensare in planetoidi/pianeti e lentamente finisce per cadere sulla stella oppure viene soffiata via dal vento stellare. La radiazione ad alta energia (UV) che si sprigiona dalla stella eccita il gas presente nella nube (principalmente idrogeno) che da origine a diverse righe di emissione nello spettro osservato.

Se durante la contrazione iniziale la massa della stella in formazione e' inferiore (minore di due masse solari), occorre piu' tempo per iniziare la fusione. Le protostelle in questo caso sviluppano energia (e sono visibili) esclusivamente per il collasso gravitazionale. Il prototipo di questa categoria di stelle e' la T Tauri. A differenza delle Herbig Ae/Be, le T Tauri non hanno ancora iniziato il processo di fusione dell'idrogeno (sono di conseguenza anche meno luminose).

Lo spettro delle Herbig Ae/Be e' in pratica quello di una normale stella calda di tipo spettrale A o B che pero' presenta sia righe di emissione dell'idrogeno (spesso anche del calcio e di altri elementi), sia un eccesso di infrarosso dovuto alle polveri circostanti. Gli astronomi studiano i loro spettri per comprendere meglio i meccanismi che regolano la formazione dei pianeti visto che molte informazioni provengono dalla materia circumstellare che formerebbe un disco proto-planetario.

Il primo soggetto che ho osservato e' la stella Herbig HD 36112 (mag V 8.3), immersa (non a caso!) nel complesso nebulare del Toro-Auriga, nei pressi della Crab Nebula. Studi professionali hanno permesso di capire che e' circondata da una nube schiacciata strutturalmente molto irregolare ed e' presente un vento stellare di intensita' variabile.

HD36112 POSS2 IR: Questo e' lo spettro preso attraverso il C9.25, utilizzando lo spettroscopio Lhires III con reticolo da 1200 l/mm. Il potere risolvente R e' di circa 6000.
La stretta regione spettrale e' centrata sulla riga h-alfa e mostra l'emissione proveniente dal disco di gas che avvolge la stella (non dalla sua fotosfera). Anche una strumentazione amatoriale e' in grado di verificare la presenza del vento stellare in quanto e' ben visibile il tipico profilo P-Cygni sul quale si evince una velocita' radiale di circa 220 Km/s (assorbimento blu-shifted):
La seconda Herbig e' catalogata come HD 37357 (mag V 8.9) ed e' immersa nel complesso nebulare di Orione (si trova immediatamente a sud della grande nebulosa), associata alla nebulosa oscura Lynds 1641. E' cosi' avvolta nella densa nube molecolare che al di fuori brillerebbe di mag V 6.1. La stella inoltre sembra faccia parte di un sistema doppio o multiplo.

HD 37357 POSS2 IR: Profilo spettrale:
In questo caso, essendo un sistema complesso, e' molto difficile estrarre l'informazione sulla velocita'. L'assorbimento potrebbe essere modificato o rappresentare uno spazio tra diverse emissioni per cui la misura non avrebbe senso. Una situazione simile si riscontra nel sistema complesso di Beta Lyrae. Questa e' comunque la "fotografia" delle velocita' radiali nel momento dell'osservazione:
Spettri a bassa risoluzione (SA100 o con fenditura), sempre amatoriali, consentono di verificare l'andamento del continuo (che dipende dalla temperatura superficiale) permettendo cosi' di distinguere le due categorie Herbig Ae/Be e T Tauri. Dovrebbero inoltre mostrare le righe di emissione anche se la dispersione non consente di vederne il dettaglio.

Approfondimenti su wikipedia:
http://it.wikipedia.org/wiki/Stella_Ae/Be_di_Herbig
http://it.wikipedia.org/wiki/T_Tauri

Presentazione di Valerie Desnoux durante lo stage OHP2012:
http://valerie.desnoux.free.fr/herbig/E ... alerie.pdf

Paolo

Splendido articolo didattico-osservativo, come sempre!
Mi viene il sospetto che i grafici dell'intensita vs la velocità radiale non siano un semplice zoom dello spettro della riga, del resto nei primi non si nota l'indebolimento (assorbimento) attorno alla stretta riga in emissione, che è invece ben visibile nello spettro... dico bene, Paolo?

Grazie per l'apprezzamento Marco! Anche la "controparte" a bassa risoluzione sarebbe molto interessante da trattare a livello pratico, speriamo ci sia modo di osservare un certo numero di stelle del genere anche con altri strumenti.

Riguardo l'effetto che dici, sappi che il tuo dubbio era venuto anche a me che ho generato i grafici! I profili spettrali hanno un "look" molto variabile a seconda di come vengono visualizzati. Nel caso della Nova Del 2013 ho mostrato quasi sempre grafici molto grandi (su entrambi x e y) proprio per evitare il piu' possibile effetti visivi del genere. Ecco lo stesso profilo della HD 37357 che include le parti tagliate nel grafico della Vr. A destra lo stesso intervallo compresso nell'asse delle ascisse.
Come da procedura standard pongo sempre a 1 il livello continuo (su una parte di spettro lontano da righe), se ci fai caso anche nel grafico Vr il profilo termina su entrambi i lati sotto questo valore, nella zona dell'assorbimento.

Visto che ne stiamo parlando preciso che l'indebolimento del continuo e' cio' che resta visibile della riga di assorbimento della fotosfera stellare allargata principalmente dalla rotazione e dai moti turbolenti. A questa e' sovrapposta l'emissione (e l'assorbimento blu-shifted) che proviene dai gas che circondano ad una certa distanza la stella. Questo e' comunque un modello molto semplificato, in relta' le cose sono ben piu' complesse. Ho letto infatti che il profilo osservato dipende da diverse altre caratteristiche come la densita' della nube, la sua uniformita', il raggio e la velocita' sia dello strato che emette, sia di quello che produce l'assorbimento. Anche il diagramma del profilo P-Cygni che ho linkato in effetti e' troppo semplificato e non spiega, senza una distinzione di velocita' dello strato emittente (per ricombinazione, zona in verde) da quella dello strato di assorbimento (per scattering, zona in blu), come si arriva al profilo osservato. Si dovrebbe immaginare che lo strato esterno ha una maggiore velocita' di espansione rispetto a quello interno.

A presto
Paolo

ok, tutto chiaro, allargando l'immagine l'abbassamento c'è anche se meno evidente!

Grazie Paolo, adesso su queste stelle ne so qualcosa in più, mi riprometto di estrarne un profilo con il mio spettroscopio didattico appena possibile.Umberto