Emissioni ad alta energia da stelle giovani - Kataweb

H-H 7-11
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nibili per due sorgenti infrarosse molto
simili, AFGL 490 e AFGL 961, suggeriscono
la presenza di un disco attorno all'oggetto
centrale. In questa fase i risultati
sono tutt'altro che conclusivi, ma sta crescendo
la convinzione che la maggior parte
delle stelle di recente formazione siano
circondate da un disco di gas e di polvere.
La natura della fonte di energia
Più incerta è la natura della fonte di
energia sufficiente a sostenere le emissioni
ad alta velocità. Nel caso di AFGL 490,
30 masse solari di gas molecolare fuoriuscente
sono in qualche modo alimentate
da un oggetto centrale di non più di 15
masse solari. In altre parole, qualunque
possa essere il processo energetico, esso
concentra energia sufficiente a spazzare e
ad accelerare ad alte velocità una massa di
materiale circa doppia della massa centrale.
Basandosi su osservazioni nell'infrarosso
lontano eseguite a un'altezza di 12
chilometri dal Kuiper Airbone Observatory
della NASA, Harvey, Murray F.
Campbell e William F. Hoffmann dell'Università
dell'Arizona hanno calcolato
42
NGC 2071
•
•
AFGL 490
AFGL 961
•
ORIONE •
CEFEO A
•
I I I
10 10 102 10 104 105
LUMINOSITÀ TOTALE DELLA STELLA CENTRALE (UNITA SOLARI)
In questo diagramma si può prendere atto dell'inadeguatezza della pressione di radiazione ad
accelerare i sette sistemi di getti molecolari la cui mappa è rappresentata a pagina 40. La massa
del gas molecolare in un flusso bipolare spesso è superiore a 10 masse solari. La forza necessaria
per accelerare una massa cosi grande alle alte velocità osservate dei getti molecolari è enorme. La
linea obliqua indica la forza massima che può essere generata dalla pressione di radiazione
ottenibile dai giovani oggetti stellari che si trovano nel centro dei flussi. Anche per stelle che
emettono una radiazione pari a 10 000 volte qdella solare, cioè 4 x 10 37 erg al secondo, la
pressione di radiazione non è sufficiente per fornire la forza necessaria: la differenza rimane
di molti ordini di grandezza. Il diagramma si basa su dati compilati da Bally e dall'autore.
che AFGL 490 ha una luminosità totale
1400 volte superiore a quella del Sole. Ci
vorrebbero perciò 1000 anni perché
AFGL 490 emetta un'energia luminosa
sufficiente a pareggiare la quantità di
energia meccanica trasportata nel gas
molecolare fuoriuscente. Se l'emissione è
continuata per 10 000 anni, come si è calcolato,
ne consegue che il 10 per cento
dell'energia radiante emessa dall'oggetto
centrale è stata trasformata in energia
meccanica. O le cose stanno così oppure
l'energia meccanica viene fornita da
un'altra fonte energetica che opera parallelamente
alla sorgente radiante.
Altre possibili fonti energetiche appartengono
a due categorie: un processo che
riguarda una o più emissioni esplosive di
gas dall'oggetto centrale o un processo
che porta a una emissione stazionaria di
materiale gassoso dall'oggetto centrale.
Se i getti furono originati da un singolo
evento esplosivo, l'energia iniziale dell'esplosione
dovnebbe essere molto maggiore
dell'energia cinetica oggi osservata nel
gas molecolare ad alta velocità. La ragione
è che la maggior parte dell'energia iniziale
dell'esplosione dovrebbe essere sta-
ta irradiata sotto forma di onde d'urto
generate dal materiale espulso. Solo una
frazione dell'energia potrebbe essere stata
direttamente depositata sotto forma di
energia meccanica. Ciononostante, un'esplosione
di supernova sepolta in una
nube molecolare potrebbe facilmente liberare
una quantità di energia sufficiente
a spiegare l'emissione. Il punto debole di
questa ipotesi è che il tasso di natalità
delle supernove in prossimità del sistema
solare è di circa 20 volte inferiore al tasso
di natalità delle emissioni molecolari bipolari.
Le prove osservative forniscono un'argomentazione
più diretta contro l'ipotesi
dell'esplosione singola. Con il radiotelescopio
da 11 metri di Kitt Peak ho eseguito
delicate osservazioni dei getti fuoriuscenti
da AFGL 490 e ho scoperto che il
gas di massima velocità copre soltanto
una piccola frazione dell'area totale del
gas in moto. È evidente che il flusso ad
alta velocità sta decelerando fortemente
mentre si allontana dalla sorgente. Ci si
attenderebbe anche che il materiale
espulso in una singola esplosione deceleri
quando entra in collisione con la nube
circostante; in tal caso non si osserverebbe
una gamma di velocità attraverso il
getto perché tutto il materiale spazzato in
una singola esplosione decelererebbe allo
stesso modo e avrebbe oggi la stessa velocità.
Un'altra obiezione all'ipotesi dell'esplosione
singola è che un solo grande
scoppio di energia probabilmente distruggerebbe
il disco circumstellare necessario
per mantenere bipolare il flusso.
Sorgenti continue di energia
Per tutti questi motivi si ottiene una
migliore spiegazione delle osservazioni o
con l'ipotesi di un'emissione stazionaria o
con quella di una serie di impulsi esplosivi.
Pur non potendosi scartare una successione
di piccoli impulsi, pare più probabile
un'emissione stazionaria. Esistono dei
precedenti, in astrofisica. È risaputo che
la maggior parte delle stelle, e tra queste il
Sole, perdono massa sotto forma di un
vento stellare. Attualmente per il Sole il
tasso di perdita è molto piccolo, circa
10- 14 della massa totale del Sole all'anno.
La quantità di moto e l'energia di tale
leggera brezza sono di gran lunga troppo
piccole per dar luogo all'emissione osservata
nei getti molecolari. Sembra tuttavia
probabile che, quando il Sole era giovane,
il suo tasso di perdita di massa fosse molto
maggiore, forse di 10- 7 della sua massa
all'anno. Le osservazioni odierne indicano
che le stelle T Tauri, oggetti ritenuti
progenitori di stelle simili al Sole, perdono
massa proprio a quel tasso. Anche in
questo modo, la quantità di moto trasferita
da un tale vento al gas molecolare circostante
sarebbe inferiore di un fattore 10
alla quantità di moto necessaria per spiegare
l'emissione attorno a L1551 e di un
fattore 10 000 per spiegare l'emissione
attorno ad AFGL 490 e alla nube molecolare
di Orione.
Rimane da prendere in considerazione
un'ultima sorgente di energia: la pressio-
ne centrifuga della stessa radiazione stellare.
Abbiamo già visto che l'energia cinetica
totale trasportata dai getti molecolari
è uguale a non più del 10 per cento dell'energia
luminosa emessa dalle stelle centrali
durante il periodo dinamico dei flussi.
Potrebbe allora essere la radiazione la
forza che alimenta le emissioni?
Per poter valutare l'efficacia della radiazione
in questo senso, dobbiamo calcolare
la pressione in un campo di radiazione:
l'effettiva quantità di moto trasportata
dai fotoni. In una collisione tra un fotone
e una particella di gas o di polvere.
viene trasferita quantità di moto dal fotone
alla particella. Secondo la teoria della
relatività ristretta, la quantità di moto, p,
trasportata da un fotone è legata all'energia
del fotone, E, dall'equazione p = Elc,
dove c è la velocità della luce. La luminosità
totale, L, di una stella è uguale alla
quantità di energia emessa, in fotoni al
secondo. Perciò, se ogni fotone viene assorbito
almeno una volta, la quantità di
moto totale che la stella può trasferire in
un secondo al gas e alla polvere circostanti
è proprio Llc. Per esempio, nel caso
delle stelle O calde e giganti, la quantità di
moto che può essere trasferita dai fotoni è
superiore a quella trasportata dalle particelle
nei venti stellari. Tale intensa pressione
di radiazione sarebbe sufficiente a
spiegare i getti molecolari?
John Bally dei Bel! Laboratories e io
abbiamo recentemente indagato su tale
possibilità, confrontando la forza della
pressione di radiazione con la forza necessaria
per alimentare l'emissione per i
getti molecolari meglio studiati. In tutti i
casi abbiamo trovato che la quantità di
moto nel gas fuoriuscente era da 100 a
1000 volte superiore alla quantità di moto
alla pressione di radiazione, se ogni fotone
viene assorbito esattamente una sola
volta. Quindi la pressione di radiazione
non sembra in grado di alimentare le
emissioni di gas molecolare osservate.
Se né la liberazione esplosiva di energia
né la pressione di radiazione possono
spiegare i getti molecolari osservati attorno
alle giovani stelle, qual è il meccanismo
operante? Questa domanda fondamentale
è destinata a tenere occupati gli
astrofisici teorici per un bel po' di tempo.
Qualunque sia la risposta, potrà illuminare
non solo la nostra conoscenza della
formazione e della primitiva evoluzione
delle stelle, ma forse anche la nostra conoscenza
dei processi che danno origine
agli enigmatici getti scoperti nei pressi di
quasar e di radiogalassie (si veda l'articolo
Getti cosmici di Roger D. Blandford.
Mitchell C. Begelman e Martin J. Rees in
«Le Scienze», n. 167, luglio 1982). Le
osservazioni in onde infrarosse e millimetriche
hanno messo a posto un'altra tessera
del rompicapo della formazione e dell'evoluzione
delle stelle. Quali altre tessere
restano da scoprire? Quante altre tessere
saranno necessarie prima che il rompicapo
venga infine risolto? Questi sono
gli eccitanti problemi del presente e del
futuro, problemi che saranno posti a confronto
con i continui progressi dei fronti
dell'astrofisica, sia osservativi sia teorici.
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