Regioni dominate da stelle di grande massa

Sulla base di nuove osservazioni profonde (120 ksec) in raggi X ottenute con Chandra/ACIS-I, è in corso lo studio dell'ammasso giovane NGC 6231 (Damiani et al., in preparazione), facente parte dell'associazione Sco OB1. Le decine di stelle massicce (OB) di questo ammasso sono relativamente ben studiate, mentre molto poco e' noto finora della sua popolazione a piccole masse. L'osservazione Chandra (120 ksec) ha permesso di rivelare circa 1600 sorgenti puntiformi, di cui stimiamo che circa il 95% sia composto di membri di piccola massa dell'ammasso, fino ad un limite di massa stimato $\sim 0.5 M_{\odot}$. L'ammasso risulta così ancora più ricco di NGC 6530, studiato in precedenza (Damiani et al. 2004, 2006; Prisinzano et al. 2005), e dell'ammasso della Nebulosa di Orione. Solo la metà circa delle sorgenti X sono identificate con oggetti da cataloghi ottici o IR (2MASS), ma la distribuzione spaziale delle sorgenti non identificate mostra che esse sono in maggioranza membri dell'ammasso. Dalle sorgenti con controparte IR, si trova che la formazione stellare in NGC 6231 è pressochè conclusa, poichè pochissime stelle hanno eccessi nel vicino IR. In ciò, questo ammasso è simile ad NGC 2362 (recentemente studiato in raggi X da Damiani et al. 2006); a differenza di NGC 2362, la IMF di NGC 6231 non presenta un deficit di stelle di piccola massa, ma ha una distribuzione di tipo Salpeter fino a circa $0.5 M_{\odot}$. Questo risultato è in contrasto con la IMF dello stesso ammasso presentata da Sung et al. (1998): ciò è facilmente spiegabile con la selezione di stelle PMS fatta da questi autori esclusivamente tramite l'emissione H$\alpha$, che è molto incompleta in ammassi le cui stelle hanno quasi completato la fase di accrescimento PMS (cioè di T Tauri classica). Come avviene in NGC 2362 (Damiani et al. 2006), anche in NGC 6231 i nuovi dati confermano l'esistenza di una segregazione delle stelle più massicce di NGC 6231 (già suggerita da altri autori), e ridefiniscono la dimensione dell'ammasso nel suo complesso.

Figura 8: Immagine in raggi X, ottenuta con Chandra, dell'ammasso giovane NGC 6231, che evidenzia la ricchissima popolazione di stelle di piccola massa, brillanti nei raggi X. I diversi colori corrispondono a diverse energie dell'emissione X.

Figura 9: Funzione di massa iniziale di NGC 6231, nell'intervallo 0.3-100 $M_{\odot }$. I vari istogrammi corrispondono a differenti ipotesi usate nel costruirla; le rette sono i corrispondenti fit a legge di potenza: la legge di Salpeter è intermedia tra le due. La curva tratteggiata è un altro possibile modello, da Chabrier (2003).

Un nuovo studio è stato iniziato sull'ammasso Trumpler 16, nella regione di formazione stellare di Carina, una delle più massicce della Galassia. Tra i membri massive di Trumpler 16 spicca l'oggetto peculiare $\eta$ Carinae. Una nuova, profonda osservazione fatta con Chandra/ACIS-I ha permesso di rivelare più di 1030 sorgenti X puntiformi (oltre all'intensa emissione diffusa intorno a $\eta$ Carinae), la maggior parte delle quali sono membri dell'ammasso (Albacete-Colombo et al., sottoposto ad A&A). Dai diagrammi colore-magnitudine e colore-colore delle 660 controparti 2MASS delle sorgenti X rivelate si trova che la popolazione di piccola massa in Trumpler 16 ha una alta ed inomogenea estinzione ottica, $A_V \sim 3-5$ mag (mentre le stelle OB hanno $A_V \sim 2$ mag), che impedisce, con i soli dati attualmente disponibili, stime precise di età e masse delle singole stelle. Un'età media di 3 Myr è comunque in buon accordo con i nuovi dati. La frazione di stelle che mostrano indicazioni della presenza di dischi circumstellari dai dati 2MASS è di circa il 15%, relativamente bassa rispetto a stelle della Nebulosa di Orione, o del Toro-Auriga, ma simile ad altre regioni ricche di stelle massicce, come NGC 6231 (vedi sopra) o Cyg OB2 (Albacete-Colombo et al. 2006). E' stata fatta un'analisi spettrale e di variabilità delle sorgenti X. In particolare, l'emissione X delle stelle massicce è stata inquadrata nel contesto di modelli di emissione X da venti stellari (possibilmente in collisione). La funzione di luminosità X delle stelle con masse tra 1.5-2.5 masse solari è risultata ben confrontabile con quella gi`ricavata con metodi analoghi per le stelle dell'associazione Cygnus OB2 (Albacete-Colombo et al. 2006), mentre entrambe risultano più basse di quella della Nebulosa di Orione.

Figura 10: Immagine in raggi X ottenuta con Chandra, dell'ammasso Trumpler 16, e di $\eta$ Carinae, circondata da un toro di emissione X diffusa. Il contorno bianco indica una regione, più esterna, dove l'assorbimento da polvere è più forte. La maggior parte delle sorgenti X di Trumpler 16 si trova in una cavità, circondata dalla nube di polvere.

E` stata analizzata un'osservazione Chandra della lunghezza di 100ks della regione di formazione stellare Cyg OB2 (Albacete Colombo et al. 2006). Si tratta di una regione molto ricca di stelle massicce, la cui popolazione di piccola massa è stata scoperta con le osservazioni Chandra. Sono state rivelate più di 1000 sorgenti, l'80% delle quali appartenenti all'ammasso. L' analisi delle proprietà infrarosse di queste sorgenti ha permesso di evidenziare una mancanza di stelle con dischi circumstellari rispetto ad altre regioni di età simile. Questo difetto sembra legato alla presenza di stelle massicce che con il loro forte flusso ultravioletto hanno contribuito a dissipare i dischi delle stelle nella regione. L' emissione X delle stelle massicce è più soft e meno variabile dell'emissione delle stelle di più bassa massa, consistentemente con l' emissione da vento. Le proprietà dell'emissione sembrano però diverse fra le stelle con venti sottili e quelle con venti spessi. Le stelle di piccola massa hanno emissione X consistente con le stelle di simile età della nebulosa di Orione.

Abbiamo inoltre intrapreso uno studio dettagliato della variabilità X nelle stelle di piccola massa, con particolare riferimento ai brillamenti (Albacete Colombo et al. 2007). Abbiamo analizzato in modo consistente le curve di luce X delle 1003 sorgenti nella regione del Cigno e, per confronto, quelle delle 1616 sorgenti rivelate nell'ammasso di Orione nell'osservazione da 850ksec del "Chandra Orion Ultra-deep Project". Per l' analisi abbiamo utilizzato un metodo di massima verosimiglianza per suddividere le curve di luce in segmenti con emissione circa costante; utilizzando tale rappresentazione delle curve di luce abbiamo rivelato i brillamenti in base all'intensità dell'emissione ed alla sua derivata temporale. Abbiamo quindi derivato la frequenza dei brillamenti e la loro distribuzione di energia, sia per le sorgenti del Cigno, sia per quelle di Orione. Abbiamo infine investigato l' effetto della lunghezza dell'osservazione su questi risultati, ripetendo l' analisi statistica su cinque segmenti da 100ks estratti dalla lunga osservazione di Orione. Si sono rivelati 147 e 1022 brillamenti, rispettivamente, dalle stelle del Cigno e di Orione. Nel Cigno i brillamenti hanno un tempo di decadimento che va da $\raisebox{-0.6ex}{$ \stackrel{\raisebox{-.2ex}{$\textstyle<$}}{\sim} $}$0.5 a 10 ore. Tutte le distribuzioni di energia che abbiamo derivato sono ben descritte, ad alte energie, da una legge di potenza con indice $\alpha$=-(2.1$\pm$0.1). A basse energie le distribuzioni si appiattiscono, probabilmente a causa della incompletezza nella rivelazione dei brillamenti poco intensi. Il valore dell'indice della legge di potenza è compatibile con le ipotesi di riscaldamento delle corone da parte di micro-brillamenti. Troviamo che la frequenza dei brillamenti di una data energia dipende dalla luminosità X delle sorgenti; la sua determinazione è tuttavia influenzata dalla lunghezza dell'osservazione. La pendenza della coda di alta energia della distribuzione di energia ne risulta invece poco influenzata. Un confronto tra le sorgenti del Cigno e quelle di Orione, tenendo conto degli effetti di selezione osservativi, mostra che le stelle delle due regioni, di età simile ($\sim$2 e $\sim$1 Myr) e già note per avere simili livelli di emissione X media, condividono anche attività da brillamento molto simili.

È stata iniziata l'analisi delle osservazioni, effettuate con XMM-Newton, dell'ammasso giovane (età 1-10 Myr) situato intorno alla stella calda $\lambda$ Orionis (O8III). La caratteristica di questa regione è che è stata soggetta all'esplosione di una supernova circa 1-2 milioni di anni fa, che ha spazzato il gas della nube progenitrice, formando un anello di gas e polvere che circonda la regione, e ha fermato il processo di formazione stellare. Inoltre, nella regione si osserva una frazione di stelle con dischi e di stelle con accrescimento di materia molto più bassa di quanto osservato in altri ammassi di simile età, come ad es. $\sigma$ Ori (Sacco et al. 2008). L'analisi dei dati EPIC ha portato alla rivelazione di 58 sorgenti associate a membri o candidati membri dell'ammasso, incluse 4 stelle calde. L'analisi degli spettri a bassa risoluzione delle sorgenti più brillanti di tipo K-M indicano che la loro corona è caratterizzata da due componenti termiche a temperature $kT_1 \sim 0.2-0.8$ keV e $kT_2\sim 0.8-2$ keV, con abbondanze molto minori di quella solare ( $Z\sim 0.1-0.3 Z_\odot$), simili a quanto trovato in generale per le corone di stelle giovani. Per la stella centrale $\lambda$ Orionis è stato anche ottenuto lo spettro RGS ad alta risoluzione, la cui analisi preliminare indica la presenza di righe allargate e bassa temperatura del plasma, caratteristiche di emissione da parte del vento stellare.