Raffigurazione di un canale di accrescimento su una stella di pre-sequenza, con evidenziate le regioni di shock e post-shock, le linee di campo magnetico, la temperatura del gas nella regione di pre- post-shock e la velocità di caduta del gas. Crediti: S. Colombo, A&A 629, L9 (2019)
Le stelle di pre-sequenza sono stelle giovani con un’età di pochi milioni di anni, il cui nucleo non è ancora alimentato da reazioni termonucleari, e che in molti casi stanno ancora accrescendo massa da un disco di gas e polveri che orbita attorno ad esse (il disco di accrescimento o protoplanetario). Sebbene i dischi di accrescimento siano estesi tipicamente più di 100 unità astronomiche (Ua, la distanza media tra Terra e Sole, pari a 150 milioni di km), il processo di accrescimento di gas sulla stella è determinato da quello che accade molto vicino – meno di 0.1 Ua – alla stella. A queste distanze, il gas del disco è riscaldato dalla radiazione stellare fino a oltre 1000 gradi, e la dinamica del gas è influenzata dal campo magnetico stellare. L’accrescimento di gas dal disco sulla stella avviene, quindi, attraverso dei canali magnetici dove il gas viene prelevato dal disco, per poi precipitare in caduta libera alla velocità di alcune centinaia di km/s. Si tratta quindi di un processo complicato di interazione tra gas a elevate temperature e i campi magnetici – interazione che deve essere descritta attraverso una trattazione magnetoidrodinamica.
Nella regione della superficie stellare interessata dall’impatto si forma uno shock, dove il materiale in caduta si arresta improvvisamente riscaldandosi fino a temperature che arrivano al milione gradi. A queste temperature e densità, il gas nella regione di post-shock diventa sorgente della radiazione X e Uv che permette agli astronomi di selezionare le stelle di pre-sequenza che accrescono gas e studiare questo processo. Le informazioni ottenute dalle analisi condotte nelle due bande possono, però, essere discordanti. Ad esempio, dall’analisi dell’emissione dal gas in accrescimento e nella regione di post-shock è possibile determinare il tasso a cui la stella accresce gas dal disco. I tassi ottenuti analizzando l’emissione ai raggi X, però, sono sistematicamente minori di quelli che si deducono dall’analisi dell’emissione Uv.
Salvatore Colombo
Una soluzione a questa discrepanza è suggerita dalle simulazioni presentate in uno studio, recentemente pubblicato su Astronomy & Astrophysics, guidato da Salvatore Colombo (Università di Palermo, Università della Sorbona e associato Inaf). L’autore ha sviluppato, in collaborazione con colleghi dell’Università della Sorbona di Parigi e dell’Osservatorio di astronomico di Palermo, un modulo di trasporto radiativo da utilizzare con il modello magnetoidrodinamico e all’avanguardia nel campo. In queste simulazioni viene riprodotta una colonna di gas in accrescimento su una stella giovane, allo scopo di studiare la stratificazione termica della colonna di accrescimento tenendo conto della radiazione emessa dal gas nella regione post-shock e assorbita dalla colonna stessa. Tenendo conto di questo auto-assorbimento, gli autori dello studio hanno dimostrato che il gas nella regione pre-shock, quindi prima di impattare sulla superficie della stella, può raggiungere una temperatura superiore ai 100mila gradi, diventando sorgente di radiazione Uv.
«Questo lavoro conferma la presenza di un precursore radiativo nelle regioni di impatto nelle stelle T Tauri classiche», spiega Colombo, «e apre nuove strade per quanto riguarda l’interpretazione delle osservazioni in banda X e Uv di questo tipo di sistemi. In particolare, siamo in grado di fornire una naturale spiegazione alle discrepanze osservate tra i tassi di accrescimento ottenuti analizzando la banda X e quelli ottenuti analizzando la banda Uv. Futuri studi permetteranno di analizzare il ruolo di densità, velocità e composizione chimica della colonna di accrescimento nella formazione e struttura del precursore».
Per saperne di più:
- Leggi su Astronomy & Astrophysics l’articolo “Effects of Radiation in Accretion Regions of Classical T Tauri Stars: Pre-heating of accretion column in non-LTE regime“, di Salvatore Colombo, Laurent Ibgui, Salvatore Orlando, Rafael Rodriguez, Guadalupe Espinosa, Matthias González, Chantal Stehlé, Lionel de Sá, Costanza Argiroffi, Rosaria Bonito e Giovanni Peres