Simulazioni MHD sulla connessione tra brillamenti coronali ed accrescimento nelle stelle T Tauri

Le T Tauri classiche sono stelle giovani (meno di 10 milioni di anni) circondate da un disco protoplanetario, ossia un disco di gas e polveri da cui si può formare il futuro sistema planetario della stella. Sebbene la principale fase di accrescimento di massa nelle stelle di questa classe sia terminata, esse possono continuare ad accrescere gas dal loro disco protoplanetario. Questo processo di accrecimento è veicolato dal campo magnetico della stella: in prossimità (tipicamente alcuni decimi di unità astronomica, UA, ossia la distanza media tra Terra e Sole pari a 150 milioni di km circa) della stella con disco, infatti, la pressione esercitata dal campo magnetico stellare domina quella del gas nel disco. Parte del gas, quindi, viene incanalato in canali di accrescimento formati dal campo magnetico, e precipita sulla stella a velocità di caduta libera pari ad alcune centinaia di km/sec.

 

Le stelle T Tauri sono inoltre stelle dall’intensa attività magnetica. Questa attività si manifesta in vari modi, ad esempio con l’innesco di brillamenti in corona più intensi e frequenti di quelli che caratterizzano stelle di sequenza principale come il Sole. Come provato da vari studi, durante i brillamenti coronali nelle stelle T Tauri il plasma viene riscaldato anche fino a 100 milioni di gradi, emettendo intensamente radiazione ai raggi X. Inoltre, gli archi coronali che si formano possono avere lunghezze tali da connettere la stella T Tauri con il suo disco protoplanetario.

 

Lo studio condotto da S. Colombo (INAF – Osservatorio Astronomico di Palermo ed Università degli Studi di Palermo, ora all’Osservatorio di Parigi ed Università della Sorbona) indaga gli effetti che i brillamenti tipici delle stelle T Tauri possono avere sui dischi protoplanetari. Continuando lo studio precedentemente condotto da S. Orlando (INAF – Osservatorio Astronomico di Palermo, Orlando et al. 2011), il team guidato da S. Colombo ha sviluppato un modello 3D magnetoidrodinamico di una stella T Tauri con un disco protoplanetario, che tiene conto della gravità della stella, della viscosità del disco, della conduzione termica, delle perdite radiative da parte di plasma  otticamente sottile e, attraverso l’uso di una funzione di riscaldamento parametrizzata, della formazione dei flares. Nel modello sono esaminati dischi con diversa densità e brillamenti di diversa energia. Come dimostrato dalle simulazioni, alcuni archi magnetici prodotti durante i brillamenti connettono la stella al disco, e questa attività perturba significativamente la stabilità del disco. Una delle conseguenze più importanti sul disco è la formazione di onde di pressione che viaggiano lungo il disco e che possono contribuire alla formazione di colonne di accrescimento sulla stella centrale, con tassi di accrescimento dell’ordine di 10-10, 10-9 masse solari per anno (valori che vengono tipicamente osservati nelle stelle T Tauri). Questi canali di accrescimento possono anche interagire tra loro, unendosi in canali più grandi, risultando in un fenomeno di accrescimento altamemente instabile. Lo studio è descritto nell’articolo “New view of the corona of classical T Tauri stars: Effects of flaring activity in circumstellar disks“, pubblicato da Astronomy & Astrophysics. Allo studio hanno partecipato gli astronomi S. Orlando e R. Bonito dell’INAF – Osservatorio Astronomico di Palermo e C. Argiroffi, G. Peres, e F. Reale dell’Università degli Studi di Palermo.

 

In figura (link per la figura intera) sono mostrate diverse istantanee del sistema dopo alcune ore di evoluzione. In ogni istantanea, nella parte superiore c’è una vista di taglio del sistema, nei pannelli inferiori invece il sistema è visto dai poli. La densità del plasma è rappresentata dalla scala blu, mentre in giallo-rosso la temperatura. Le linee verdi rappresentano le linee di campo magnetico. La freccia bianca indica il senso di rotazione del disco.

 

di Mario Giuseppe Guarcello    ( segui @mguarce)