Emissioni ad alta energia da stelle giovani - Kataweb

OSSERVATORE
OSSERVATORE
OSSERVATORE
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o
VELOCITÀ
Il moto relativo delle molecole modifica la lunghezza d'onda alla quale si osserva l'emissione, per
l'effetto Doppler. Se la molecola è in quiete o si sta muovendo trasversalmente (1, 4), il suo
«profilo di riga» non viene alterato. Se si avvicina all'osservatore (2), il suo profilo di riga verrà
spostato verso una lunghezza d'onda «più blu», ovvero più corta. Se si allontana (3), il suo profilo
di riga verrà spostato verso una lunghezza d'onda «più rossa». Gli spostamenti rivelano la velocità.
L'intensità a una data velocità Doppler è collegata al numero di molecole emittenti a tale velocità.
VELOCITÀ
VELOCITÀ
L'osservazione effettiva di una nube molecolare somma l'emissione da molecole che si muovono in
un certo intervallo di velocità. Se la nube non si sta né avvicinando ne allontanando (in alto), la
dispersione delle velocità dovuta ai moti interni condurrà a un profilo di riga largo centrato sulla
lunghezza d'onda a riposo, o normale. Se si sta avvicinando (in basso), il profilo è spostato verso il
blu (velocità negativa). Se si allontana mostrerà un profilo spostato verso il rosso (velocità positiva).
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tamente il telescopio sulla sorgente infrarossa
nascosta, fummo sorpresi nel trovare
che il profilo del monossido di carbonio
aveva larghe «ali» di velocità. Invece di
presentare la larghezza di riga prevista di
due o tre chilometri al secondo, l'emissione
del monossido di carbonio si poteva
rivelare in un intervallo di circa 60 chilometri
al secondo. In regioni della nube
diverse dalla posizione della sorgente infrarossa
le larghe ali di velocità scomparivano
e le righe avevano le strette larghezze
da noi previste in origine.
Tale insolita scoperta meritava ulteriori
ricerche con un telescopio più grande e
più sensibile. Trasferimmo perciò il nostro
studio presso lo strumento da 11 metri
a Kitt Peak, che ha una risoluzione
doppia di quella del telescopio da cinque
metri. Questo miglioramento di risoluzione
condusse a un'altra scoperta imprevista.
Mentre spostavamo il telescopio da
nord a sud attraverso la sorgente infrarossa,
la forma del profilo del monossido di
carbonio cambiava in modo sistematico.
Leggermente a nord della sorgente osservammo
soltanto l'ala del profilo spostata
verso il rosso. Leggermente a sud della
sorgente osservammo invece soltanto l'ala
spostata verso il blu. Quando il telescopio
venne centrato direttamente sulla
sorgente infrarossa, lo spettro del monossido
di carbonio mostrò componenti ad
alta velocità spostate sia verso il blu sia
verso il rosso, cosa che difficilmente ci
saremmo aspettati da una nube di gas che
stava subendo il collasso gravitazionale
per formare una nuova stella.
Il flusso di gas si estende soltanto per
circa un anno luce, ovvero 0,3 parsec, in
qualsiasi direzione, e quindi deve trattarsi
di un evento dinamico molto giovane.
(Un parsec corrisponde a 3,26 anni luce.)
Ci vorrebbero soltanto 10 000 anni perché
il gas più veloce di questo flusso si
sposti di un anno luce. Le stesse nubi molecolari
hanno una vita media stimata fra
10 e 100 milioni di anni. Osservando l'emissione
da una rara forma isotopica del
monossido di carbonio (nel quale il carbonio
era carbonio 13 anziché carbonio
12) fummo in grado di determinare che la
massa di idrogeno nel flusso è circa 30
volte la massa del Sole. Un semplice calcolo
(il prodotto della semimassa per il
quadrato della velocità) mostra che il gas
trasporta circa 2 x 10 4 erg di energia
cinetica, equivalente all'emissione radiante
totale del Sole per 1,6 milioni di
anni. È evidente che recentemente in
prossimità di AFGL 490 si è verificato un
evento in cui erano in gioco grandi quantità
di energia. Come si potrebbe spiegare
l'attività osservata?
I flussi spostati verso il blu e verso il
rosso potrebbero ragionevolmente rappresentare
i bordi che si avvicinano e che
si allontanano di un disco rotante di gas
visto lateralmente. Tuttavia, per potersi
mantenere stabile contro la disgregazione
centripeta il disco dovrebbe essere formato
da almeno 20 000 masse solari di materiale
all'interno del diametro di 0,6 parsec
dell'emissione ad alta velocità. Le nostre
osservazioni indicano che all'interno di