next up previous contents
Next: La Nebulosa dell'Aquila e Up: Ammassi aperti e regioni Previous: Studio dell'emissione X di   Contents


Gli ammassi di $\sigma$ Ori e $\lambda$ Ori

Durante il 2008 astronomi dell'OAPa in collaborazione con il gruppo di formazione stellare dell'Osservatorio Astrofisico di Arcetri hanno completato l'analisi dei dati relativi ad osservazioni degli ammassi giovani (circa 5 milioni di anni) $\sigma$ Ori e $\lambda$ Ori, realizzate con lo spettrografo ottico multioggetto FLAMES montato al fuoco del Very Large Telescope dell'ESO. I principali risultati di questo lavoro sono stati (Sacco et al. 2008, A&A, 488, 167): (i) la selezione di $65$ e $45$ membri rispettivamente in $\sigma$Ori e $\lambda$Ori, attraverso l'utilizzo combinato delle misure di velocità radiale, di larghezza equivalente dell'H$\alpha $ e della riga del litio a 6708 Å; (ii) l'identificazione di $16$ nuovi sistemi binari, tra cui $10$ probabili membri dei due ammassi, attraverso le misure di velocità radiale; (iii) la determinazione della frazione di sorgenti in accrescimento attraverso la misura della larghezza della riga dell'H$\alpha $ (al 10% del massimo) e della larghezza equivalente sia della stessa riga dell'H$\alpha $, che di altre righe di emissione presenti nell'intervallo spettrale osservato con FLAMES (HeI a 6678 Å, NII a 6583 Å, SII a 6716 e 6731 Å); (iv) la misura delle velocità rotazionali di 20 stelle appartenenti ai due ammassi.

I risultati relativi alla selezione dei membri hanno permesso di determinare correttamente la frazione di stelle con disco. Precedenti studi presenti in letteratura, sottostimano la frazione di stelle con disco, perché utilizzano un catalogo di membri poco preciso basato su misure di fotometria e spettroscopia a bassa risoluzione. La frazione di stelle con disco in $\sigma$Ori è risultata significativamente più alta che in $\lambda$Ori. Questo risultato, come mostrato in Fig. [*], è confermato dalle misure della riga dell'H$\alpha$, indicatore di accrescimento. Per spiegare le differenze tra i due ammassi sono state formulate due ipotesi: che i dischi delle stelle appartenenti a $\lambda$ Ori siano fotoevaporati a causa della radiazione delle stelle massicce appartenenti allo stesso ammasso o che $\lambda$ Ori sia più vecchio di $\sigma$ Ori.

Figure: Larghezza equivalente dell'H$\alpha $ in funzione della larghezza al 10% del massimo, per stelle appartenenti agli ammassi $\sigma$ Ori e $\lambda$ Ori. I simboli pieni e vuoti rappresentano stelle con e senza il disco circumstellare. Le mediane degli errori sono riportate in basso a destra. Figura tratta da Sacco et al. (2008).
\includegraphics[clip scale=0.6]{stelle/pew_vs_10width_lastN.ps}

Parte delle sorgenti in accrescimento selezionate con FLAMES sono state osservate con lo spettrografo infrarosso a bassa risoluzione SOFI montato al fuoco del telescopio NTT (3.6 m) gestito dall'ESO. I dati derivati da queste osservazioni hanno consentito di determinare i tassi di accrescimento delle stelle con un metodo analogo a quello usato per la più giovane regione di formazione stellare di $\rho$Oph (Natta et al., 2006). Si è trovato che tali tassi di accrescimento sono significativamente più piccoli in $\sigma$ Ori, il che è consistente con il modello viscoso di dischi circumstellari (Gatti et al., 2008, A&A, 481, 423). Inoltre, a partire dai dati ottenuti attraverso lo spettrografo FLAMES, E. Rigliaco (dell'Osservatorio Astrofisico di Arcetri) ha scoperto nell'ammasso $\sigma$ Ori una stella con un disco in fase di transizione soggetto ad una forte fotoevaporazione dovuta all'emissione ad alta energia della stella di tipo spetrale O posta al centro dell'ammasso (Rigliaco et al. 2009, A&A, 496, L13). Sempre nel contesto della collaborazione tra l'OAPa e l'Osservatorio Astrofisico di Arcetri, D'Orazi et al. (2009, A&A, in stampa) hanno misurato la metallicità di stelle appartenenti all'ammasso della nebulosa di Orione e a $\lambda$Ori.

È stata analizzata un'osservazione X, effettuata con il satellite XMM-Newton, dell'ammasso situato intorno alla stella calda $\lambda$Ori. 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. L'analisi dei dati EPIC ha portato alla rivelazione di 58 sorgenti associate a membri o candidati membri dell'ammasso, incluse 4 stelle calde. Confrontando i risultati ottenuti per le stelle di tipo K e early-M con e senza disco, si è trovato che le stelle senza disco hanno una luminosità media maggiore di un fattore 2 e sono rivelate in percentuale maggiore rispetto alle stelle con disco. Non è stato possibile effettuare un confronto tra le stelle che presentano accrescimento e quelle che non accrescono, dato l'esiguo numero delle prime nel campo di vista di XMM-Newton. L'analisi degli spettri delle sorgenti più brillanti indica 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 quelle solari ( $Z\sim 0.1-0.3\,Z_\odot$), simili a quanto trovato in generale per le corone di stelle giovani. Il confronto con l'ammasso $\sigma$ Ori, di età simile, non evidenzia differenze nelle proprietà coronali delle stelle, indicando che l'esplosione della supernova non ha influenzato significativamente l'attività magnetica delle stelle dell'ammasso. I risultati preliminari di questo studio sono stati presentati al congresso `Cool Stars, Stellar Systems and the Sun 15', St. Andrews, 21-25 luglio 2008, mentre i risultati finali stanno per essere inviati per la pubblicazione su Astronomy & Astrophysics. 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.


next up previous contents
Next: La Nebulosa dell'Aquila e Up: Ammassi aperti e regioni Previous: Studio dell'emissione X di   Contents
Flavio Morale 2009-10-27