Jet nelle stelle giovani. Pubblicato su A&A lo studio “Structure of X-ray emitting jets close to the launching site: from embedded to disk-bearing sources” di S. Ustamujic (Universidad Complutense de Madrid)
di Mario Giuseppe Guarcello ( segui mguarce)
Le stelle giovani, dette di pre-sequenza principale perchè ancora in fase di contrazione gravitazionale e con un nucleo troppo freddo e poco denso per poter produrre energia tramite le reazioni termonucleari che invece avvengono nelle stelle di sequenza principale, sono oggetti caraterizzati da fenomeni interessanti. Ad esempio, alcune di esse presentano un disco di polveri e gas, chiamato disco protoplanetario, che presenta processi di accrescimento dal disco alla stella e flussi di gas e plasma che si allontanano dal disco sotto forma di vento o jet. Questi jet, chiamati jet stellari per distinguerli da fenomeni analoghi che avvengono in altri oggetti astronomici, sono espulsioni di plasma estremamente lunghe (fino a lunghezze di qualche anno luce), che possono essere altamente collimate (con zona di lancio estesa meno di 100 unità astronomiche), e veloci (con velocità tipiche di qualche centinaio di km/sec, fino a casi estremi di circa 1000 km/sec). Nei modelli attuali, la formazione e collimazione dei jet stellari è interpretata con una complicata interazione tra il campo magnetico stellare, la rotazione del disco, ed il processo di accrescimento dal disco alla stella.
Alcuni jet stellari (come ad esempio quello osservato nelle stella di pre-sequenza DG Tau nella regione di formazione stellare del Toro, alla distanza di circa 460 anni luce da noi) presentano una regione di emissione di raggi X, indice della presenza di plasma a milioni di gradi, quasi stazionaria, ed una struttura a nodi luminosi che si alternano a regioni meno luminose. Diversi studi, alcuni realizzati dai ricercatori dell’Osservatorio Astronomico di Palermo (ad esempio i due studi realizzati dalla ricercatrice Rosaria Bonito nel 2010), interpretano la presenza di nodi nei jet stellari come dovuti al lancio non costante di blob di plasma (il modello del jet pulsato). L’idea di un’emissione non continua è in accordo con l’evidenza che anche il processo di accrescimento nel disco, uno dei fenomeni alla base del lancio del jet, sia non costante nel tempo.
Il modello magnetoidrodinamico recentemente pubblicato da Astronomy and Astrophysics nell’articolo “Structure of X-ray emitting jets close to the launching site: from embedded to disk-bearing sources“), sviluppato dalla ricercatrice S. (Universidad Complutense de Madrid) con la collaborazione dei ricercatori INAF-OAPA S. Orlando, R. Bonito e M. Miceli (UNIPA), descrive la struttura dei jet protostellari introducendo due componenti: una componente quasi stazionaria che forma lo shock alla base del jet responsabile dell’emissione di raggi X ed una componente pulsata che perturba lo shock. Il modello è applicato con successo per interpretare i jet osservati in due stelle di pre-sequenza con disco in due fasi evolutive diverse: il jet HH 154 nella stella IRS 5, una stella molto giovane ancora immersa nella nube protostellare da cui si è formata, ed il jet della stella DG Tau, più evoluta essendo emersa dalla propria nube protostellare. Il modello sviluppato può essere applicato a vari jet stellari per interpretarne i parametri fisici.
La figura (link) mostra un’immagine ai raggi X dal satellite Chandra del jet di DG Tau con una sua rappresentazione artistica.
