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Emissione X da oggetti Herbig-Haro

Gli oggetti Herbig-Haro (HH) sono shock che si formano dove un getto supersonico interagisce con il mezzo circostante. Gli oggetti HH sono stati osservati in diverse bande negli ultimi 50 anni: in ottico, radio, IR. Dal 2000 è stata scoperta anche emissione in banda X da alcuni oggetti HH; tra questi, i primi due ad essere osservati in banda X sono HH 2 e HH 154. L'emissione X da tali oggetti era stata prevista in accordo con la relazione tra la temperatura post-shock e la velocità di shock (vedi, ad esempio, la discussione in Bonito et al. 2007, A&A, 462, 645): per velocità di qualche centinaio di km/s sono attese temperature di milioni di gradi e quindi emissione in banda X. Bonito et al. (2007) riassumono le principali proprietà degli oggetti HH che emettono in X in tabella 1.

Il nostro gruppo si è concentrato principalmente sul getto protostellare HH 154 per diversi motivi: 1) è stato osservato sia con XMM-Newton, per sfruttare la sua grande area efficace e le sue proprietà di analisi spettrale, che con Chandra, per avvalersi della sua alta risoluzione spaziale; 2) la componente di emissione X dovuta alla corona è fortemente assorbita, pertanto è possibile osservare direttamente l'emissione X dovuta al getto senza contaminazione coronale; 3) tale oggetto è il più luminoso tra i getti più vicini a noi.

Il modello di getto protostellare proposto dal nostro gruppo negli anni precedenti (getto continuo che interagisce con un mezzo ambiente uniforme, discusso in Bonito et al. 2007, A&A, 462, 645) riesce a spiegare il comportamento spettrale della sorgente X osservata, i valori di best-fit di temperatura e misura di emissione, la sua luminosità e velocità. Tale modello, tuttavia, non è adatto a riprodurre le nuove caratteristiche osservate e discusse in Sez. [*]. Pertanto abbiamo raffinato ulteriormente il nostro modello per spiegare la posizione della sorgente X alla base del getto, la sua complessa morfologia e la sua variabilità su tempi scala di pochi anni. Finora questi studi possono essere condotti in dettaglio solo sul getto HH 154, essendo questo l'unico getto che permette di effettuare un'analisi spazialmente risolta della struttura dell'emissione X osservata, essendo tra i getti più vicini a noi il più luminoso. Dal momento che il modello di getto continuo spiega in modo naturale l'emissione X da getti, abbiamo usato la stessa base fisica di partenza, esplorando l'eventualità di una velocità di espulsione del getto variabile nel tempo, scenario plausibile in relazione a fenomeni episodici di accrescimento.

Il nostro gruppo sta lavorando all'esplorazione dello spazio dei parametri del modello che descrivono il sistema getto/ambiente: il numero di Mach, il contrasto di densità, la distribuzione di velocità iniziale di espulsione. Qui discuteremo brevemente i risultati di un modello con distribuzione esponenziale di velocità con pochi blob espulsi ad alta velocità e la maggior parte dei blob espulsi a bassa velocità che provocano fenomeni di mutua-interazione tra blob espulsi in epoche diverse e con velocità differenti.

Figure: Mappe bidimensionali di temperatura (semi-pannelli a sinistra) e densità (semi-pannelli a destra) del modello di getto pulsato per tre diversi stadi evolutivi: le ellissi sovra-imposte alle figure evidenziano le mute-interazioni tra diversi blob (Bonito et al. 2009, in preparazione).
\includegraphics[clip scale=0.5]{stelle/mappe-T+rho.eps}

La Fig. [*] mostra il caso di un getto sotto-denso rispetto al mezzo ambiente inizialmente imperturbato. Si possono distinguere i fenomeni di mutua-interazione dovuti alle collisioni tra blob espulsi in epoche diverse e che provocano la formazione di nodi densi e caldi all'interno del getto.

La Fig. [*] mostra l'evoluzione in 10 anni dell'emissione X sintetizzata a partire dal nostro modello. Due immagini consecutive corrispondono ad un salto temporale di 1 anno. Quest'immagine mostra come il modello di getto pulsato riesca a riprodurre emissione X alla base del getto, con una morfologia complessa ed una variabilità su scale temporali di pochi anni, in accordo con quanto osservato nel getto HH 154.

Figure: Mappe dell'emissione X derivate dal modello di getto pulsato durante 10 anni di evoluzione (Bonito et al. 2009, in preparazione).
\includegraphics[clip scale=0.5]{stelle/mappeX-10-yr.eps}

Figure: Confronto tra le mappe di emissione X derivate dal nostro modello di getto pulsato e l'osservazione Chandra/ACIS-I del 2005 del getto HH 154 (Bonito et al. 2009, in preparazione).
\includegraphics[clip scale=0.5]{stelle/mappeX-model+ACIS.eps}

La Fig. [*] mostra le mappe di emissione in banda X come sarebbero osservate con Chandra/ACIS-I, con la stessa risoluzione spaziale, derivate dal nostro modello di getto pulsato: la sorgente X derivata dal modello risulta complessa e variabile in pochi anni ed anche le dimensioni della sorgente sono in ottimo accordo con le osservazioni Chandra (a sinistra in figura).

In conclusione il nostro nuovo modello sembra molto promettente per spiegare il meccanismo fisico che porta alla complessa morfologia ed alla variabilità della sorgente X scoperta alla base dei getti protostellari.


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Flavio Morale 2009-10-27