Una branca della ricerca all’IRA riguarda lo studio della Galassia in cui viviamo, la Via Lattea, e in particolare della sua struttura a spirale, delle nubi di gas e polveri che compongono i suoi bracci, delle stelle che si formano all’interno di queste nubi, e dei fenomeni associati, quali ad esempio i maser. Capire i processi fisici e chimici che conducono dalle nubi alle stelle è fondamentale per ricostruire sia la storia che l’evoluzione della nostra Galassia. L’utilizzo di strumentazione all’avanguardia e sistemi di telescopi a livello mondiale permette ai ricercatori dell’IRA un approccio sperimentale per osservare le emissioni originate da questi processi a lunghezze d’onda che spaziano dal radio al vicino infrarosso.
Staff: A. Giannetti, K. Rygl, A. Zanichelli
Collaboratori: J. Brand
Formazione stellare galattica
A. Immagine dell’emissione da polvere in G351.77-0.51, una regione di formazione stellare filamentare, ottenuta mediante osservazioni con il Large APEX Bolometric Camera a 870 micron
Le regioni della nostra Galassia dove il gas interstellare freddo (10 – 20 K), composto principalmente da idrogeno molecolare, si condensa per raggiungere densità simili o superiori a 1000 – 10000 particelle per centimetro cubo , rappresentano il luogo natale di giovani generazioni di stelle. Poiché le giovani stelle si formano all’interno di agglomerati di gas e polvere dai quali accrescono la propria massa, ma che sono opachi alla luce visibile, queste prime fasi dell’evoluzione stellare possono essere studiate principalmente attraverso osservazioni nelle bande radio e (sub-)millimetriche. All’IRA l’emissione proveniente da molecole complesse e relativamente abbondanti nell’ambiente proto-stellare, come NH3, H2CO e CH3OH, viene studiata al fine di comprendere i processi dinamici e le condizioni fisiche che danno vita alle giovani stelle e che avvengono su scale spaziali da decine di migliaia fino a poche Unità Astronomiche dalle stelle stesse.
Astrochimica
B. Rappresentazione semplificata delle differenti fasi evolutive di regioni di formazione stellare massive con associati spettri
Lo spazio tra le stelle è permeato di gas, principalmente costituito da idrogeno. L’idrogeno gassoso è mescolato con quantità molto piccole di atomi e molecole di altri elementi più pesanti, nonché con piccole quantità di particelle di polvere (silicati, grafite). Questa miscela di componenti prende il nome di mezzo interstellare (ISM). L’ISM è una parte importante del ciclo di vita di una galassia sia perché è al suo interno che le giovani stelle si formano accrescendo materia, sia perché quelle stesse stelle, morendo, diffondono la loro materia nell’ISM per la prossima generazione di stelle. La maggior parte del gas e della polvere galattica si trova a temperature molto basse (10 – 100 K), per cui il loro spettro termico emette principalmente a lunghezze d’onda radio, millimetriche ed infrarosse. I ricercatori IRA studiano il processo di nascita delle stelle con particolare interesse alle condizioni fisiche e alle proprietà chimiche delle nubi interstellari durante le prime fasi dell’evoluzione stellare. Infatti, nelle regioni di formazione stellare nuove molecole vengono formate o distrutte a seconda della fase evolutiva di una giovane stella. Il confronto tra le previsioni di modelli chimici e le abbondanze di varie molecole ottenute dalle osservazioni può fornire una scala temporale del processo di formazione stellare e può aiutare a comprendere le catene di reazioni chimiche che avvengono nello spazio interstellare.
Struttura galattica
C. La struttura a spirale della Via Lattea come apparirebbe a un osservatore che la guardasse frontalmente, ricostruita grazie a osservazioni VLBI dell’emissione maser attorno a stelle giovani e massicce in formazione (punti colorati)
La maggior parte del gas molecolare della nostra Galassia si accumula nei bracci a spirale, che costituiscono il luogo privilegiato per la formazione di giovani stelle massicce. Attraverso osservazioni astrometriche accurate di maser associati a giovani stelle massicce è possibile ricostruire la struttura dei bracci di spirale e costruire un modello 3D della nostra Galassia. L’interferometria VLBI fornisce l’accuratezza astrometrica necessaria per ottenere misure delle distanze trigonometriche di giovani stelle massicce attraverso l’intera Galassia. L’IRA partecipa a un progetto ambizioso, la Bar and Spiral Structure Legacy (BeSSeL) survey, il cui scopo è misurare accuratamente parallassi e moti propri per un numero elevato (>200) giovani stelle massicce così da ricostruire una cartografia puntuale della nostra Galassia. Inoltre, i ricercatori IRA sono coinvolti nella combinazione di questi dati con quelli prodotti dal satellite Gaia, allo scopo di studiare la struttura sia dei bracci a spirale della Galassia sia delle nubi molecolari che li compongono.
Maser stellari
D. Esempio di monitoraggio a lungo termine con l’antenna di Medicina dell’emissione maser dell’acqua in un inviluppo circumstellare. Il diagramma mostra l’evoluzione nel tempo (giorni) della densità di flusso (scala a colori) e della velocità lungo la linea di vista (V_los) del maser associato alla stella variabile IK Tau nel periodo 1995-2011
L’emissione maser prodotta dalla transizione rotazionale 616 – 523 dell’acqua a 22 GHz è una caratteristica comune negli inviluppi circumstellari (circumstellar envelopes, CSE) ed è altamente variabile. Il radiotelescopio di Medicina ha condotto un monitoraggio di questi maser dell’acqua per decenni. Nei CSE i maser H2O hanno origine vicino alla stella e più precisamente nel materiale espulso dalla stella stessa. La loro elevata variabilità riflette moti turbolenti del gas e indica che la perdita di massa dalla stella non è un processo regolare. L’emissione dei maser dell’acqua rappresenta quindi lo strumento adatto per studiare i cambiamenti associati a venti stellari, che si verificano su scale temporali da pochi anni fino a decenni. Se da una parte ogni osservazione di un maser H2O fornisce informazione sull’attività istantanea del maser, che non è necessariamente rappresentativa di una tendenza generale, dall’altra parte un monitoraggio a lungo termine può rivelare sia cambiamenti persistenti nel tempo, che fluttuazioni episodiche, che forti incrementi improvvisi dell’emissione su tempi scala di diversi (decine di) mesi. Le domande aperte sui maser stellari riguardano, ad esempio, la loro durata e come questa informazione possa essere utilizzata per ricostruire la storia della perdita di massa dalla stella stessa.
Crediti
Figura A: Sabatini et al. 2019, MNRAS 490, 4489, “On the size of the CO-depletion radius in the IRDC G351.77-0.51”, Figura 1. DOI: 10.1093/mnras/stz2818
Figura B: adattata da Giannetti et al. 2017, A&A 603, A33, “ATLASGAL-selected massive clumps in the inner Galaxy. V. Temperature structure and evolution”, Figura 15, DOI: 10.1051/0004-6361/201630048, e Sabatini 2021, Tesi di Dottorato di Ricerca, “Establishing a timeline for the high-mass star formation process”
Figura C: adattata da Reid et al. 2019, ApJ 885, 131, “Trigonometric Parallaxes of High-mass Star-forming Regions: Our View of the Milky Way”, Figura 2. DOI: 10.3847/1538-4357/ab4a11
Figura D: cortesia Winnberg, Brand & Engels