Shock da accrescimento in stelle in formazione

Le osservazioni in banda X ad alta risoluzione spettrale ($R\sim600$) di stelle giovani in fase di accrescimento dimostrano la presenza di plasma a temperatura di circa $2-3\times10^6$K e a densità $n\sim 10^{11}-10^{12}\,{\rm cm^{-3}}$ (Kastner et al. 2002, ApJ, 567, 434; Schmitt et al. 2005, A&A, 432, 35; Gunther et al. 2006, A&A, 459, 29; Argiroffi et al. 2007, A&A, 465, 5; Robrade & Schmitt 2007, A&A, 473, 229). L'alta densità permette di escludere che questa emissione sia dovuta a plasma coronale, infatti osservazioni in banda X ad alta risoluzione spettrale di stelle attive dimostrano che la densità del plasma racchiuso all'interno di archi coronali non supera il valore di $n\sim10^{10}\,{\rm cm^{-3}}$ (Testa et al. 2004, ApJ, 617, 508). In alternativa è stato proposto che questa componente di plasma sia riscaldata dallo shock prodotto dall'impatto del materiale in accrescimento con la superficie della stella (Calvet & Gullbring 1998).

Al fine di approfondire questo problema i ricercatori dell'Osservatorio Astronomico di Palermo in collaborazione con il Dipartimento di Scienze Fisiche ed Astronomiche dell'Università di Palermo hanno avviato una nuova linea di ricerca focalizzata sul modellaggio dell'interazione tra un flusso di accrescimento ed una atmosfera stellare. Come primo passo, è stata simulata l'interazione tra una colonna di accrescimento e una cromosfera stellare, definite a partire dalle caratteristiche derivate dalle osservazioni in banda X e in banda ottica della stella giovane in fase di accrescimento MP Mus (Sacco et al. 2008, A&A, 491, L17). È stato utilizzato un modello idrodinamico unidimensionale che include la gravità, le perdite radiative da un plasma otticamente sottile, la conduzione termica (inclusi gli effetti di saturazione), e che calcola lo stato di ionizzazione dell'idrogeno. Le equazioni dell'idrodinamica sono state risolte attraverso il codice parallelo a griglia adattiva FLASH (Fryxell et al. 2000, ApJS, 131, 273).

Figure: Andamento di temperatura (A), densità (B), pressione (C), velocità (D) lungo la colonna di accrescimento per vari istanti di tempo (figura tratta da Sacco et al. 2008, A&A, 491, L17).

I risultati delle simulazioni sono riportati nella Fig. , dove viene mostrato l'andamento di temperatura, densità, pressione, e velocità alla base della colonna di accrescimento per vari istanti di tempo. Lo shock, che si forma appena il flusso in accrescimento incontra gli strati più densi della cromosfera, riscalda uno strato della colonna ad una temperatura di circa $3\times 10^6$K, ma dopo circa 300s, a causa dell'incremento della densità e quindi delle perdite raditive alla base dello strato di plasma riscaldato dallo shock, si genera un collasso termico e il plasma si raffredda rapidamente. L'alternarsi di fasi di riscaldamento e raffreddamento si ripete ciclicamente, con un periodo di circa 400s, durante il resto della simulazione.

Al fine di confrontare il risultato di questa simulazione con le osservazioni in banda X, i ricercatori coinvolti in questo progetto hanno sintetizzato la radiazione prodotta dal plasma riscaldato dallo shock da accrescimento a partire dai risultati della simulazione (Sacco et al. 2008, A&A, 491, L17). La luminosità X complessiva è dello stesso ordine di quella osservata in stelle giovani in fase di accrescimento e lo spettro X nella banda che include le righe usate per misurare la densità e la temperatura del plasma è in buon accordo con quello osservato per la stella MP Mus con il satellite XMM-Newton (Argiroffi et al. 2007, A&A, 465, 5).

Più recentemente, i ricercatori coinvolti in questo progetto hanno esteso lo studio, inizialmente focalizzato su un singolo caso, realizzando un set di simulazioni che permettesse di studiare le caratteristiche del sistema al variare della densità, della velocità, e dell'abbondanza degli elementi chimici pesanti del flusso di accrescimento (Sacco et al. 2009, in preparazione). Nello specifico sono stati analizzati 27 casi, che esplorano: valori di densità fra $10^{11}$ e $10^{13}\,{\rm cm^{-3}}$, valori di velocità fra 200 e $600\,{\rm km\,s^{-1}}$, e valori di abbondanza fra 0.2 e 5 in unità di abbondanze solari. I risultati preliminari di questo lavoro confermano che la struttura dello strato di plasma riscaldato dallo shock di accrescimento oscilla periodicamente, eccetto nei casi ad alta densità e velocità, quando la conduzione termica smorza le oscillazioni. Inoltre, in tutti i casi esaminati, l'estremità interna dello strato di plasma riscaldato dallo shock si colloca all'interno della cromosfera all'altezza per la quale la pressione termica della cromosfera imperturbata è uguale alla pressione d'ariete del flusso di accrescimento.

Parallelamente a questo lavoro, è stato sviluppato un modello magnetoidrodinamico bidimensionale dello shock da accrescimento sulla superficie stellare (Orlando et al. 2009, in preparazione). Anche in questo caso vengono considerati gli effetti della gravità, del campo magnetico stellare, delle perdite radiative di un plasma otticamente sottile, e della conduzione termica (anisotropa in presenza del campo magnetico). I parametri che definiscono l'atmosfera stellare e il flusso di accrescimento sono stati determinati a partire dalle osservazioni della stella MP Mus. Le simulazioni realizzate per tre diversi valori del campo magnetico sulla superficie stellare (1G, 10G e 50G) dimostrano che, per campi magnetici deboli (1-10G) parte del plasma a temperature di alcuni milioni di gradi fuoriesce dalla colonna a causa di una forte deformazione del campo magnetico (Fig. ). Per campi magnetici relativamente forti (superiori a 50G), il confinamento del campo magnetico risulta molto efficace ed il modello idrodinamico unidimensionale descritto da Sacco et al. (2008) risulta adeguato alla descrizione del fenomeno.

Figure: Distribuzione spaziale di temperatura (in scala log) sul piano $(x, y)$, 660 sec dopo l'impatto, per intensità del campo magnetico stellare $B = 1, 10, 50$ G. La regione azzurro-verde nella parte bassa di ciascun pannello è la cromosfera della stella. La regione in rosso con temperature di circa 5 milioni di gradi è materiale della colonna di accrescimento post-shock. Le linee bianche sono le linee di campo magnetico. La figura mostra il potere confinante del campo magnetico che, ovviamente, varia in funzione del beta del plasma.

Risultati preliminari dei lavori descritti in questi ultimi due paragrafi sono stati presentati alla Scuola europea di Astrofisica tenutasi a Cardiff (Gennaio 2009) su ``Numerical astrophysics and its role on star formation'' e alla Scuola europea di Astrofisica tenutasi a Palermo su ``X-rays from star forming regions'' (Maggio 2009).