Dai clumps ai cores, verso la massa delle stelle

Nel processo di frammentazione dei clumps in cores si nasconde il meccanismo che determina la massa delle stelle? Con il progetto ALMAGAL l’interferometria millimetrica entra nell’era delle surveys galattiche statistiche. Analizzare come i cores nascono e come la loro massa cresce, ci avvicina a comprendere il meccanismo di formazione delle stelle.

La Via Lattea, la nostra casa nell’universo, è un complesso ecosistema in cui un processo ciclico di trasformazione della materia barionica guidato dalla gravità, dalla turbolenza e dal campo magnetico, porta gas e polveri interstellari diffuse a condensarsi in strutture filamentari dense, lunghe anche molte decine di parsec. Gli stessi agenti fisici, con ruoli che ancora non conosciamo in dettaglio, sono poi responsabili della frammentazione dei filamenti in scale spaziali via via più piccole. Un primo stadio è costituito dalla formazione di strutture compatte dette clumps, con masse comprese fra decine e migliaia di masse solari e dimensioni dell’ordine del parsec. I clumps si frammentano ulteriormente fino a formare le unità elementari di materia densa, i cores in cui nascono le stelle, siano esse singole o in sistemi binari o multipli, con i rispettivi sistemi planetari. I cores hanno masse che vanno dal centesimo al centinaio di masse solari e dimensioni dell’ordine del centesimo di parsec.

LA MASSA DELLE STELLE

Una questione da sempre centrale nel panorama astrofisico è il perché le stelle abbiano la massa che hanno. Le stelle di sequenza principale nella Galassia si trovano infatti distribuite con masse in accordo con una legge di potenza, la cosiddetta Initial mass function (Imf). Ciò che sorprende è il fatto che la Imf abbia una pendenza “universale” con un esponente di circa -1,35.
Qualunque sia il meccanismo responsabile della massa finale delle stelle, esso dovrebbe essere attivo durante il punto più critico nel processo di frammentazione sopra descritto, e cioè quando i clumps si frammentano in cores. Come avviene questa frammentazione? I cores si formano tutti insieme con una massa già definitiva? O si formano con continuità nel tempo, accrescendo massa durante la frammentazione del clump? Qual è la funzione di massa dei cores? È simile a quella dei loro prodotti finale, e cioè le stelle?

ALMAGAL

Il progetto ALMAGAL (un large project ALMA coordinato dall’Iaps di Roma) è stato disegnato per rispondere a queste domande. Grazie alla potenza dell’interferometro millimetrico ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array) situato sull’altopiano di Chajnantor, nel deserto di Atacama, in Cile, il team ALMAGAL è riuscito a osservare più di mille clumps densi con la risoluzione spaziale di 1000 unità astronomiche, sia nel continuo termico della polvere fredda sia in fondamentali righe molecolari essenziali per tracciare densità e temperatura del gas. ALMAGAL rappresenta un salto quantico rispetto ad altri progetti che hanno affrontato il problema della frammentazione clump→core. Con più di mille regioni osservate, ALMAGAL da solo è quattro volte più grande di tutti gli altri programmi ALMA simili messi insieme e permette quindi per la prima volta studi quantitativi statisticamente significativi. Anche dal punto di vista tecnico il progetto ci ha spinto in territorio inesplorato. La ricostruzione delle immagini ottenute utilizzando ALMA in tre configurazioni spaziali su più di mille puntamenti indipendenti è stata una sfida che nessun progetto aveva affrontato prima.
L’osservazione di un gran numero di sorgenti è necessaria per due motivi. Da un lato è importante osservare come il fenomeno della frammentazione varia in funzione delle caratteristiche dei clumps come densità, massa e collocazione nella Galassia. Dall’altro, il processo di frammentazione dura centinaia di migliaia di anni; un tempo pur brevissimo rispetto alla vita della Galassia, ma comunque impossibile da seguire nel tempo. A questo si ovvia osservando clumps di età molto diversa: mettendo insieme i dati di regioni in stadi evolutivi molto differenti si riesce ad assemblare una timeline realistica di un processo fisico che altrimenti non sarebbe osservabile nella sua totalità.

FRAMMENTAZIONE PROGRESSIVA

In questa prima fase l’analisi scientifica si è concentrata sull’emissione termica della polvere fredda. In totale sono stati identificati più di 6mila cores. Un primo risultato consiste nella grandissima varietà del grado di frammentazione rilevato, che appare fortemente correlato con la densità dei clumps in cui essa avviene. Ove la densità è minore si rivelano solo uno o pochissimi cores isolati, mentre nei clumps con maggiore densità se ne osservano decine (fino a circa 50). Anche la distribuzione spaziale dei cores, nei casi con maggiore frammentazione, è varia. Accanto a distribuzioni spaziali quasi uniformi, osserviamo anche cores distribuiti in catene filamentari relativamente lunghe, o organizzati in sottogruppi relativamente isolati l’uno dall’altro. L’altro parametro che vediamo correlato al grado di frammentazione è l’età del clump. Le popolazioni più consistenti di cores si trovano all’interno di clumps relativamente più evoluti. Questa evidenza da sola dà una prima risposta immediata a uno dei quesiti da cui siamo partiti, permettendo di escludere da subito classi di modelli che sono stati proposti in passato. La frammentazione non è un fenomeno che accade in un periodo relativamente breve di tempo, come prevedono modelli basati sull’origine puramente turbolenta dei clumps. Piuttosto, vediamo come nelle fasi iniziali, quando il clump è più giovane, il numero di frammenti sia molto limitato. Nel tempo, sotto l’azione costante della gravità stessa del materiale del clump, condizioni di instabilità termica si vengono a creare in un numero crescente di punti, originando sempre nuovi frammenti. Il processo di frammentazione appare quindi svilupparsi con continuità temporale.

MASSA IN CRESCITA

Anche la massa dei cores che si frammentano risente dell’evoluzione temporale. In quelli più giovani e quindi con basso grado di frammentazione, l’unico o i pochi cores presenti sono tutti di massa relativamente contenuta. Nei mille clumps osservati, infatti, non si rivelano mai cores molto massicci in corrispondenza di quelli giovani e poco densi. Se per ognuno di quelli osservati si prende la massa del core più massiccio e la si considera in funzione del tempo, si vede come questa cresce con il procedere dell’evoluzione. Lo scenario che immediatamente emerge è quindi quello di una frammentazione che comincia a ritmi piuttosto ridotti, producendo pochi cores di massa limitata. Con il tempo l’azione della gravità diventa via via più dominante rispetto alla pressione termica, che tende a stabilizzare il gas producendo un numero sempre crescente di cores. Mentre i nuovi, di bassa massa continuano ad apparire, i primi che si erano formati continuano ad accrescere massa dal materiale del clump, fino a raggiungere in alcuni casi le 100 masse solari. Frammentazione e accrescimento, quindi, convivono come parte dello stesso processo di frammentazione dominato dalla gravità.
Questo comportamento ha ripercussioni immediate nella ricostruzione della funzione di massa dei cores. Nei risultati che abbiamo pubblicato abbiamo dimostrato che la pendenza della core mass function (o Cmf), infatti, cambia nel tempo. Nei clumps meno evoluti, la mancanza di cores massicci crea una Cmf molto ripida. Man mano che la nuova frammentazione aumenta il numero di cores, l’accrescimento aumenta la massa dei cores iniziali, sollevando la parte finale della funzione di massa e rendendone quindi la pendenza sempre meno accentuata. Nei clumps più evoluti la Cmf acquisisce una pendenza molto simile a quella della IMF stellare.

L’EMISSIONE IN RIGA

Le osservazioni di ALMAGAL includono inoltre l’emissione di transizioni rotazionali di varie molecole, che cadono nella banda millimetrica. L’emissione avviene esclusivamente a frequenze ben specifiche e determinate dai salti fra i livelli di energia della molecola, che sono quantizzati, ed è per questo chiamata emissione in riga. Questo tipo di emissione permette di ricavare importanti informazioni riguardo alle proprietà non solo chimiche, ma anche fisiche e cinematiche del gas che le emette e di conseguenza anche dei cores. Queste informazioni sono cruciali per lo studio della frammentazione dei clumps e per capire come le stelle in formazione giungano alla loro massa finale.
La scelta della riga utilizzata per derivare alcuni di questi parametri fisici, come la temperatura o la dispersione di velocità del gas, è altrettanto importante. Infatti, a seconda dei percorsi chimici di formazione di queste molecole e di alcune proprietà intrinseche delle singole righe, come la densità critica – ovvero la densità tipica che deve avere il gas perché la riga sia osservabile – e la temperatura del gas necessaria a eccitare la transizione, diverse specie molecolari e transizioni riescono a sondare regioni in condizioni fisiche molto diverse all’interno di un clump in cui si stanno formando delle stelle. Grazie all’enorme numero di regioni osservate da ALMAGAL, abbiamo potuto testare e soprattutto quantificare a livello statistico, per la prima volta, il grado di affidabilità nel tracciare la stessa emissione del continuo di alcune delle più comuni specie molecolari presenti in regioni di formazione stellare. Questo è stato possibile grazie all’utilizzo di una metodologia innovativa basata sul confronto della morfologia dell’emissione delle diverse righe e quella del continuo.

LE ASPETTATIVE

I risultati di questa analisi ci permettono di selezionare le migliori righe molecolari per i prossimi studi che coinvolgono la derivazione della temperatura dei cores e lo studio della dinamica sia dei cores sia del gas all’interno del clump. La stima precisa della temperatura ci permetterà, insieme all’analisi degli outflows, di stabilire quali cores siano ancora prestellari e quali ospitino una protostella. Infatti non tutti si trovano allo stesso stadio evolutivo, e alcuni continuano a formarsi nel tempo. Inoltre, questa nuova stima della temperatura ci permetterà di rifinire e perfezionare anche la stima della loro massa.

Dal punto di vista dinamico uno studio pilota ha individuato, in un sottocampione di circa 100 clumps, la presenza di flussi di gas molecolare che trasportano materia dalla scala del clump a quella dei cores, con tassi di accrescimento in media fra 10-5 e 10-4 masse solari all’anno. Questi numeri mostrano una grande variabilità, ma rimangono compatibili con i tempi scala previsti teoricamente e con quelli stimati da altri studi per la formazione di stelle di alta massa. Lo studio della dinamica all’interno dei clumps non si limita però solo a questo, e sarà cruciale, per avere una visione esaustiva del processo, derivare la dispersione delle velocità dei cores all’interno di un clump, la stabilità gravitazionale dei cores e, grazie alla rivelazione di righe otticamente spesse, il tasso con cui il gas dei cores accresce verso il centro gravitazionale, andando a formare la protostella e infine la stella. Inoltre il confronto delle proprietà dinamiche dei cores con quelle dei clump ci permetteranno di capire come esse siano influenzate dall’ambiente.
Per una comprensione quantitativa dei processi fisici e dei tempi-scala in gioco, però, è necessario ricorrere al confronto dei risultati osservativi con previsioni teoriche dettagliate. Il progetto Rosetta Stone, che insieme ad ALMAGAL è parte del più grande progetto Erc Synergy ECOGAL, si sta occupando di creare una griglia predittiva di simulazioni numeriche del processo di collasso e frammentazione clump→core che esplorano un’ampia varietà nelle condizioni fisiche e ambientali iniziali dei clumps. Ciò che rende questo studio altamente innovativo è il processamento dettagliato che, a partire dalla simulazione, produce il cosiddetto “osservabile sintetico”, ossia come la simulazione teorica apparirebbe se venisse osservata da ALMA. Un’ulteriore linea di sviluppo per il team di ALMAGAL sarà quello di studiare più in dettaglio come il gas fluisce dal clump ai cores, e come l’azione dell’energia rilasciata dalle stelle in formazione influisca su questo afflusso di gas. Lo studio di questi processi di feedback sarà reso possibile anche grazie alle nuove osservazioni con il radiotelescopio MeerKAT (e in futuro con SKA), progetto in cui l’Inaf è fortemente impegnata.

Nel complesso, grazie all’ampio e diversificato set di dati che ALMAGAL produrrà, siamo in una posizione ottimale per comprendere in dettaglio meccanismi che regolano la nascita delle stelle e, in prospettiva, dei loro sistemi planetari.