Osservazioni nei raggi X

Dopo la scoperta dell'emissione X da parte di HH $154$ nel 2001 osservata con il satellite XMM/Newton, la successiva osservazione dello stesso oggetto con Chandra, la cui risoluzione spaziale è superiore a quella di XMM/Newton, ha permesso di identificare con precisione la posizione della sorgente X all'interno del getto. Inizialmente attribuita erroneamente al nodo D, identificata come working surface terminale, dall'analisi dei dati Chandra si è compreso che, invece, l'emissione X proviene da una regione più vicina alla base del getto (a circa $1''$ dalla posizione di IRS $5$). Questa posizione coincide con i nodi $F$ ed $F_{2}$ di Fig. 28, che presentano i più alti valori di velocità osservati nei nodi all'interno del getto, cioè fino a $430$ km/s, che con un'inclinazione di circa $45$ gradi, indicano velocità intrinseche di $\sim500$ km/s. Tale valore è in perfetto accordo con quanto previsto dal nostro modello numerico di interazione getto - ambiente.

Sulla base del nostro modello, è stata richiesta un'osservazione Chandra di HH $154$ per verificare le predizioni riguardanti il moto proprio, la stabilità e l'eventuale variabilità della regione di emissione X. La proposta di osservazione è stata accettata ed i risultati sono stati presentati in Favata et al. (2006). L'osservazione mostra una complessa variazione morfologica dell'emissione X rispetto ai dati del 2001. Sono presenti due componenti: una più forte e puntiforme che non presenta moto proprio misurabile, ed una più debole che si espande di circa 300 AU nei 4 anni di base temporale tra le due osservazioni. Tale espansione corrisponde ad una velocità di circa 500 km/s, valore in ottimo accordo con la velocità dello shock ricavata dal nostro modello teorico. La complessa morfologia osservata suggerisce lo scenario di un getto che si propaga con velocità variabile in un mezzo ambiente non omogeneo.

Spinti dalle nuove osservazioni, abbiamo iniziato l'analisi teoriche di un modello di getto pulsato con velocità random intorno a valori tipici osservati di circa 1000 km/s, e di getto interagente con disomogeneità all'interno dell'ambiente in cui si propaga. Tali condizioni possono dar luogo a fenomeni di autointerazione all'interno del getto stesso e spiegare la struttura a nodi osservata nei getti protostellari.

In Fig. 29 mostriamo le immagini preliminari della distribuzione di densità e temperatura (pannelli a sinistra) e dell'emissione X (pannelli a destra) ricavati dai modelli di interazione tra getto e disomogeneità nel mezzo ambiente. Confrontando questi risultati con la morfologia dell'emissione X del getto HH154 (Favata et al. 2006) si potranno vincolare le configurazioni geometriche ed i parametri fisici del sistema getto/ambiente che riproducono le osservazioni.

Figura 29: Pannelli a sinistra: tagli bidimensionali nel piano $rz$ della temperatura (semi pannelli a sinistra) e della densità (semi pannelli a destra) del getto a tre stadi diversi dell'evoluzione. Pannelli a destra: emissione X integrata lungo la linea di vista con risoluzione spaziale pari a $\sim 10$ AU (cioè $6$ volte migliore di quella di Chandra/ACIS-I), come verrebbe osservata con ACIS-I. Il contorno indica la regione occupata dalla disomogeneità nel mezzo ambiente, rappresentata da una bolla densa (Bonito et al 2007b in preparation).