La complessa morfologia del getto protostellare HH154

Il getto HH154 proviene dalla protostella binaria L1551 IRS5 nel Toro. È uno dei getti protostellari più vicini ($\sim 150$pc) e quindi rappresenta un elemento importante per lo studio dettagliato di questo fenomeno. Osservazioni ad alta risoluzione spaziale nella banda X ottenute con Chandra nel 2001 e nel 2005 hanno rivelato una morfologia complessa (Favata et al. 2006, A&A, 450, L17): una sorgente luminosa, puntiforme e stazionaria (almeno sulla base temporale di circa 4 anni tra le due osservazioni) alla base del getto ed una sorgente allungata che mostra moto proprio. L'importanza di tali risultati risiede sia nel fatto che questa rappresenta la prima e finora unica evidenza di moto proprio di una sorgente X osservata in un getto protostellare che nell'accordo tra la previsione del modello proposto dal nostro gruppo sul valore di velocità della sorgente X e l'osservazione ($500$km/s; Bonito et al. 2007, A&A, 462, 645).

Allo scopo di esaminare il moto proprio dei nodi con maggiore dettaglio, abbiamo condotto, in collaborazione con il Dott. F. Favata ed il Dott. M. Fridlund dell'ESA, l'analisi di osservazioni di HH154 ottenute con Hubble Space Telescope (HST). Tali osservazioni sono state realizzate in tre diverse epoche (1996, 1998, 2005) costituendo una base temporale di circa $9$ anni che permette di valutare la variazione morfologica delle strutture all'interno del getto.

Figure: Pannello superiore - Immagine differenza $H_{\rm \alpha}$ - [SII] del getto HH 154 osservato con HST nel 2005; Pannello inferiore - Confronto tra la posizione della sorgente X osservata con Chandra e le working surface terminale ed interna osservate in ottico con HST. Figure tratte da Bonito et al. (2008, A&A, 484, 389).

Nel pannello superiore di Fig.  mostriamo le osservazioni del getto HH154 effettuate con HST, in particolare la differenza tra i due filtri utilizzati, $H_{\rm\alpha}$ e [SII]. Si riconosce la cosiddetta terminal working surface (il nodo D alla testa del getto) ed il complesso F alla base del getto. In Bonito et al. (2008, A&A, 484, 389) abbiamo suggerito la presenza di un nuovo shock formatosi nel 2005 alla base del getto, che presenta la stessa stratificazione dell'emissione $H_{\rm \alpha}$ ed [SII] simile a quella osservata nella terminal working surface, pertanto possiamo ipotizzare che è possibile identificare questa struttura come una internal working surface. Cosa ancor più importante, questa struttura coincide con la posizione della sorgente X (si veda il pannello inferiore di Fig. ). Quindi le osservazioni multi-banda del getto HH154 condotte nel 2005 dal nostro gruppo mostrano delle caratteristiche nuove delle sorgenti X osservate in getti protostellari: L'emissione X (1) è posizionata alla base del getto ottico, (2) mostra una morfologia complessa e (3) mostra una variabilità su tempi scala molto brevi (dell'ordine di pochi anni). Al fine di spiegare queste caratteristiche osservate Bonito et al. (2009, in preparazione) hanno sviluppato un modello numerico di getto pulsato descritto in Sez.