Analisi della struttura termica ed emissione di raggi UV del gas in accrescimento sulle T Tauri da simulazioni MHD

Le stelle di pre-sequenza sono stelle giovani con un’età di pochi milioni di anni, il cui nucleo non è ancora alimentato da reazioni termonucleari, e che in molti casi stanno ancora accrescendo massa da un disco di gas e polveri che orbita attorno ad esse (il disco di accrescimento o protoplanetario). Sebbene i dischi di accrescimento siano estesi tipicamente più di 100 Unità Astronomiche (UA, la distanza media tra Terra e Sole, pari a 150 milioni di km), il processo di accrescimento di gas sulla stella è determinato da quello che accade molto vicino (meno di 0.1 UA) alla stella. A queste distanze, il gas del disco è riscaldato dalla radiazione stellare fino ad oltre 1000 gradi, e la dinamica del gas è influenzata dal campo magnetico stellare. L’accrescimento di gas dal disco sulla stella avviene, quindi, attraverso dei canali magnetici dove il gas viene prelevato dal disco, per poi precipitare in caduta libera alla velocità di alcune centinaia di km/sec. Si tratta quindi di un processo complicato di interazione tra gas ad elevate temperature ed i campi magnetici, che deve essere descritta attraverso una trattazione magnetoidrodinamica.

 

Nella regione della superficie stellare interessata dall’impatto si forma uno shock, dove il materiale in caduta si arresta improvvisamente riscaldandosi fino a temperature di 105, 106 gradi. A queste temperature e densità, il gas nella regione di post-shock diventa sorgente della radiazione X e UV che permette agli astronomi di selezionare le stelle di pre-sequenza che accrescono gas e studiare questo processo. Le informazioni ottenute dalle analisi condotte nelle due bande possono, però, essere discordanti. Ad esempio, dall’analisi dell’emissione dal gas in accrescimento e nella regione di post-shock è possibile determinare il tasso a cui la stella accresce gas dal disco. I tassi ottenuti analizzando l’emissione ai raggi X, però, sono sistematicamente minori di quelli che si deducono dall’analisi dell’emissione UV.

 

Una soluzione a questa discrepanza è suggerita dalle simulazioni presentate nello studio: “Effects of radiation in accretion regions of classical T Tauri stars. Pre-heating of accretion column in non-LTE regime” di S. Colombo (Università degli Studi di Palermo, Università della Sorbona, INAF-Osservatorio Astronomico di Palermo), recentemente pubblicato su Astronomy & Astrophysics. L’autore ha sviluppato, in collaborazione con colleghi dell’Universita’ della Sorbona di Parigi e dell’Osservatorio di Palermo, un modulo di trasporto radiativo da utilizzare con il modello magnetoidrodinamico ed all’avanguardia nel campo. In queste simulazioni viene riprodotta una colonna di gas in accrescimento su una stella giovane, allo scopo di studiare la stratificazione termica della colonna di accrescimento tenendo conto della radiazione emessa dal gas nella regione post-shock ed assorbita dalla colonna stessa. Tenendo conto di questo auto-assorbimento, gli autori dello studio hanno dimostrato che il gas nella regione pre-shock, quindi prima di impattare sulla superficie della stella, può raggiungere una temperatura maggiori di 105 gradi, diventando sorgente di radiazione UV. Questo ulteriore contributo all’emissione UV, sintetizzato per la prima volta in queste simulazioni grazie al modulo sviluppato dall’autore, spiegherebbe la discrepanza tra i tassi di accrescimento osservati ai raggi X ed UV. Hanno partecipato allo studio anche gli astronomi S. Orlando e R. Bonito dell’Osservatorio Astronomico di Palermo, C. Argiroffi e G. Peres dell’Università di Palermo.

 

La figura (link) mostra una raffigurazione di un canale di accrescimento su una stella di pre-sequenza, con evidenziate le regioni di shock e post-shock, le linee di campo magnetico, la temperatura del gas nella regione di pre- post-shock e la velocità di caduta del gas.

 

di Mario Giuseppe Guarcello  ( segui @mguarce)