CW Leonis: una stella spettrale.
Figura 1 – Immagine composita ottenuta a partire da esposizioni separate acquisite dallo strumento WFC3 (Wide Field Camera 3) sul telescopio spaziale Hubble. Sono stati utilizzati diversi filtri per campionare intervalli di lunghezza d'onda ristretti. Il colore risulta dall'assegnazione di diverse tonalità (colori) a ciascuna immagine monocromatica (in scala di grigi) associata a un singolo filtro. In questo caso, i colori assegnati sono: Ciano: F606W; Arancione: F814W e Verde: F098M. Credits: ESA/Hubble, NASA, Toshiya Ueta (University of Denver), Hyosun Kim (KASI) [1]
Questa immagine, catturata dal telescopio spaziale Hubble della NASA, mostra la stella gigante rossa CW Leonis (IRC +10216) di tipo AGB (Asymptotic Giant Branch), ovvero una stella del ramo asintotico delle giganti, avvolta in misteriose "ragnatele" arancioni di polvere ricca di carbonio. Situata a ~400 anni luce dalla Terra, CW Leonis è la stella al carbonio più vicina a noi e ci offre uno sguardo sulle fasi finali della vita di una stella. La polvere turbinante è stata espulsa dagli strati esterni della stella, mentre i fasci verdi di luce che si fanno strada attraverso il velo di polvere son stati aggiunti per contrasto in fase di elaborazione. Un affascinante spettacolo celeste, perfetto per Halloween, che ci ricorda il ciclo vitale delle stelle e il carbonio cosmico che alimenta tutta la vita conosciuta sulla Terra. Infatti questo tipo di stelle sono fondamentali per la “fertilizzazione” del cosmo con gli elementi che, al netto del nostro bias gnostico, sono alla base della vita. I loro potenti venti stellari, le espulsioni di materia e le complesse dinamiche interne infatti riescono infatti a portare in superficie i prodotti della nucleosintesi stellare.
Contesto.
Cerchiamo prima di tutto di capire cosa è una stella AGB e quali sono le sue peculiarità. Le stelle AGB sono stelle del ramo asintotico delle giganti che è una parte del diagramma di Hertzsprung-Russell. Il diagramma HR è un grafico fondamentale in astrofisica che mostra la relazione tra la luminosità (o magnitudine assoluta) delle stelle e la loro temperatura superficiale (o classe spettrale). Ideato dagli astronomi Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell all'inizio del XX secolo, il diagramma HR ha permesso di comprendere meglio l'evoluzione stellare e le diverse fasi della vita delle stelle. Le stelle nascono e iniziano ad evolvere lungo il ramo principale ma, a seconda di massa e “metallicità”, col passare del tempo si spostano in uno dei numerosi rami che compongono il diagramma.
Si ritiene che la polvere giochi un ruolo fondamentale in questo processo. In particolare, i grani di carbonio amorfo (amC) sono considerati i principali motori dei venti stellari in queste stelle grazie e per mezzo di diversi processi.
Questi infatti contribuiscono a migliorare l’efficienza di assorbimento: I grani di amC sono molto efficienti nell'assorbire i fotoni stellari, in particolare nella regione del vicino infrarosso dove il flusso stellare è massimo. Questa efficienza di assorbimento consente ai grani di polvere di acquisire una quantità significativa di momento dai fotoni.
Questo può avvenire grazie al lavoro della pressione di radiazione: La pressione di radiazione esercitata sui grani di polvere supera la forza gravitazionale della stella, spingendo i grani verso l'esterno. Questo processo è noto come "wind driving".
A sua volta questo contribuisce al trasporto di gas: I grani di polvere, accelerati dalla pressione di radiazione, collidono con le molecole di gas circostanti, trasferendo il loro momento e “trascinando” il gas con sé. Questo processo è fondamentale per la formazione di un vento stellare sostenuto.
Ultimo ma non per importanza c’è il contributo degli amC all’opacità del vento: I grani di amC contribuiscono in modo significativo all'opacità del vento stellare. Questo oscuramento, o arrossamento circumstellare, è una caratteristica osservativa distintiva delle stelle AGB ricche di carbonio.
Figura 2 – Diagramma Hertzsprung-Russell. Non tutti i rami e le sezioni del diagramma sono qui rappresentati. Credit: ESO https://www.eso.org/public/images/eso0728c/
Le stelle AGB rappresentano una fase evolutiva avanzata delle stelle di piccola e media massa (in un range 0,5M☉ MAGB≤8M☉ col limite superiore che dipende dal modello di convezione considerato). In realtà a causa dell’età dell’universo il limite inferiore “pratico” è di 0,8M⊙ perché le stelle meno massive non hanno avuto tempo a sufficienza per entrare in questa fase. Una volta uscite dalla sequenza principale queste stelle passano prima per la fase di RGB (Red Giant Branch), ovvero il ramo delle giganti rosse, al termine della quale si ritrovano con un nucleo inerte di C-O (Carbonio e Ossigeno) stabilizzato dalla pressione di degenerazione degli elettroni circondato da sottili gusci concentrici di He e H (Elio e Idrogeno).
La fonte di energia di queste stelle non è quindi nel nucleo ma negli strati appena più esterni che fondono He e H. Questo ci porta alle diverse fasi evolutive delle stelle AGB. All’inizio si ha una fase della E-AGB (Early-AGB) seguita dalla TP-AGB (Thermally Pulsing-AGB).
La fase E-AGB si ha all’inizio dell’entrata nel ramo asintotico delle giganti. Durante questa fase la stella ha esaurito l'idrogeno nel suo nucleo ed è alimentata dalla fusione dell'elio in un guscio attorno a un nucleo inerte di carbonio e ossigeno.
Durante questo periodo della sua vita nella stella ha inizio dell'espansione e del raffreddamento che porta la stella a muovendosi verso la parte superiore del diagramma Hertzsprung-Russell.
Ha quindi inizio il processo di perdita di massa moderata attraverso i venti stellari, ma i tassi di perdita di massa sono ancora relativamente bassi rispetto alla fase successiva.
In questa fase si ha un’assenza di pulsazioni termiche in quanto Il guscio di elio che brucia non è ancora instabile, quindi non si verificano pulsazioni termiche.
La fase TP-AGB è caratterizzata da instabilità nel guscio di elio che brucia, il che porta a impulsi termici ricorrenti. Questi impulsi termici hanno un impatto significativo sull'evoluzione della stella e sulla sua perdita di massa.
Ora si osservano le pulsazioni termiche nel guscio di elio che brucia causano l'espansione e la contrazione della stella, portando a un aumento della luminosità e a una maggiore perdita di massa.
Or può avvenire un peculiare fenomeno noto col nome di dredge-up (dragaggio) che fa sì che durante le pulsazioni termiche, il materiale proveniente dagli strati interni della stella, ricco di prodotti della nucleosintesi, viene portato in superficie. Questo arricchisce la superficie stellare con elementi pesanti come carbonio, azoto e ossigeno che altrimenti rimarrebbero molto più confinati in profondità.
In questa fase stellare più evoluta si osserva un’elevata perdita di massa; i tassi di perdita di massa aumentano drasticamente a causa degli intensi venti stellari guidati dalle pulsazioni termiche e dalla pressione di radiazione sulla polvere circumstellare coprendo normalmente un ventaglio fra le 10-8M e le 10-5MYear-1 con casi estremi che possono arrivare a 10-4MYear-1. La stella può arrivare a perdere fra il 50% e il 70% della sua massa iniziale.
La più diretta ed evidente conseguenza di quest’ultimo fenomeno è la formazione di un involucro circumstellare (CSE) spesso e ricco di polvere (Circumstellar Envelope). L’levata perdita di massa porta alla formazione di un CSE esteso e denso, ricco di polvere e molecole che possono condensare grazia al raffreddamento a qui vanno incontro.
Il destino ultimo di queste stelle è di evolvere in nebulose protoplanetarie dopo aver espulso quasi tutto il loro involucro.
Una delle conseguenze di queste dinamiche è che le stelle AGB sono molto luminose, anche migliaia di volte più del Sole, pur essendo superficialmente relativamente fredde. Poiché la luminosità è proporzionale alla superficie e alla quarta potenza della temperatura, anche una temperatura superficiale relativamente bassa può risultare in un'elevata luminosità totale se la superficie è molto grande.
Non una ma molte stelle AGB
Inizialmente, le stelle AGB hanno un tipo spettrale M. Man mano che il carbonio viene dragato in superficie, il rapporto CO può diventare maggiore di 1, trasformando la stella in una stella al carbonio (carbon star). Ciò avviene per stelle con una massa iniziale di almeno ≅1,5M☉ con composizione solare o meno se la metallicità e inferiore. Le stelle con una massa iniziale inferiore non avranno abbastanza tempo per raggiungere lo stadio AGB. Le stelle S si formano durante la transizione dal tipo spettrale M a C, con un rapporto CO compreso tra 0,5 e 1 e che coprono i tipi spettrali MS, S e SC. Il processo hot-bottom-burning (HBB) impedisce la formazione di stelle al carbonio quando la massa iniziale è superiore a un certo limite (≅4M per la composizione solare), poiché la combustione CNO distrugge il carbonio prodotto dalla combustione dell'elio. Di conseguenza, le stelle AGB più massicce rimarranno probabilmente stelle di tipo M fino alla fine.
Le stelle AGB di tipo M hanno un rapporto CO≅0,5.
Le stelle S hanno un rapporto 0,5≤CO≤1.
Le stelle al carbonio hanno un rapporto CO>1.
Le stelle variabili AGB sono divise in variabili irregolari, semiregolari (semiregular variable SRV) e Mira in base alla regolarità e all'ampiezza della curva di luce nel visibile.
Le stelle AGB sono una fonte importante di polvere nella Via Lattea in quanto ricche di carbonio sono generalmente considerate guidate da grani di carbonio amorfo.
ID di CW Leonis
Posizione ed effemeridi:
Posizione del picco del continuo a 650 GHz: 09:47:57.4553 +13:16:43.749 (J2000), epoca 2012.92
Periodo di variabilità: 639-4+4 giorni
Movimento:
Moto proprio: cosδ=+35-1+1, =+12-1+1mas years-1
Velocità radiale: VLSR = -25,5km s-1, corrispondente a Vhelio = -18,6km s-1
Velocità spaziale eliocentrica: U, V, W=[-52.2, -12.1, -8.9]km s-1
Velocità relativa rispetto all'ISM: 82,6;107-9+9,km s-1 (a seconda dell'orientamento del bow shock)
Proprietà stellari:
Tipo spettrale: Stella al carbonio
Fase evolutiva: Ramo asintotico delle giganti (AGB)
Temperatura effettiva: 2330 K (al massimo di luce)
Luminosità: Fase al momento delle osservazioni φ = 0.98
~15.600L
7790-150+150L; media derivata dall'adattamento della spectral energy distribution (SED) per una distanza di 123 pc
Diametro stellare:
48 mas (derivato dalla temperatura effettiva e dalla luminosità al massimo di luce)
70.2 mas a 243 GHz (per una temperatura effettiva di 2000 K)
83 mas a 43 GHz
Raggio stellare: 4,55*1013 cm (o 0.02" a 150 pc)
Massa: stimata tra 3 e 5 M in base ai rapporti isotopici di 24,25,26Mg
Tasso di perdita di massa: 1,5*10-5Myear-1
Velocità del vento stellare: 14,5km s-1
Proprietà del sistema binario (ipotizzato):
Periodo orbitale: 55 anni
Separazione binaria: 25 UA (circa 8,2 raggi stellari)
Rapporto di massa (MsMp): stimato a circa 16
Massa della stella compagna: stimata a circa 0,6M
Tipo spettrale della stella compagna: probabilmente una stella di sequenza principale di bassa massa non evoluta
Altre informazioni:
Distanza: stimata tra 120 e 150 pc; le fonti adottano valori di 130 pc, 135 pc e 123-14+14 pc
Presenza di un bow shock dovuto all'interazione con l'ISM
Emissione di linee molecolari, tra cui CO, SiO, HCN, HC3N e HC5N
Presenza di grumi di polvere nel vento stellare
Struttura complessa e asimmetrica a diverse scale spaziali
Nel particolare.
Ora che il quadro generale è stato tracciato possiamo soffermarci maggiormente sui dettagli della stella protagonista di questo articolo: CW Leonis.
Figura 3 – sono mostrate le mappe di luminosità superficiale in Jy/pixel delle osservazioni Herschel PACS e SPIRE di CW Leonis. Le immagini sono state scattate a diverse lunghezze d'onda, da 160 μm a 350 μm.
La prima immagine a sinistra è la mappa a 160 μm ottenuta con lo strumento PACS.
La seconda immagine è la mappa a 250 μm ottenuta con lo strumento SPIRE. In questa immagine sono sovrapposti i segmenti degli anelli tra i quali è stato integrato il flusso per l'emissione estesa (anello interno) e il cielo (anello esterno). La croce bianca rappresenta il centro dell'ellisse.
La terza immagine è la mappa a 250 μm con sovrapposto in bianco il contorno dalla mappa FUV al limite di 4,4∙10-5mJy arcsec-2.
La quarta immagine è la mappa a 350 μm ottenuta con lo strumento SPIRE.
Tutte le immagini hanno un campo visivo (FOV) di 23′×27′. Le sorgenti di fondo sono state rimosse da tutte le mappe. Il nord è in alto e l'est è a sinistra.
In tutte le immagini si può osservare una struttura estesa a forma di arco incompleto di circa 22′ di diametro. Questa struttura è co-spaziale con lo shock di terminazione dovuto all'interazione con il mezzo interstellare (ISM.
L'arco è situato a est della stella centrale e ha una forma quasi circolare. La stella centrale è leggermente spostata a est del centro della struttura e l'arco è leggermente appiattito in direzione est.
È interessante notare che questa emissione estesa coincide con la posizione e la forma dell'emissione estesa FUV. Tuttavia, nelle immagini Herschel non si vedono le zone di nebulosità presenti nella parte occidentale dell'immagine FUV.
L'emissione nell'arco è probabilmente causata dall'emissione termica della polvere accumulata all'interfaccia dello shock. La polvere presente nello shock di prua è probabilmente una miscela di materiale ricco di carbonio perso dalla stella e materiale ISM spazzato via.
L'emissione UV osservata non è prodotta dalla diffusione della luce interstellare da parte della polvere, ma è probabilmente dovuta all'eccitazione collisionale di H2 freddo da parte di elettroni caldi provenienti dal gas post-shock.
La struttura osservata potrebbe essere il risultato sia della variazione della perdita di massa sia dell'interazione vento-ISM. L'assenza di un evidente aumento di densità nel vento non sottoposto a shock nelle immagini PACS e SPIRE suggerisce che il periodo tra gli impulsi è di almeno 19.000 anni. Tuttavia, le scale temporali dinamiche e interpulse sono compatibili, quindi è possibile che lo shock di prua e l'emissione di polvere non siano solo il risultato di un deflusso costante che interagisce con l'ISM, ma potrebbero includere l'effetto di un vento potenziato di breve durata dovuto a un recente impulso termico (o impulsi).
CW Leo è la più vicina carbon star nota e questa vicinanza è di particolare importanza perché in combinazione col suo prominente involucro ricco in carbonio ne fanno uno dei più interessanti soggetti di studio del suo tipo nell’infrarosso. Sono state effettuate diverse stime della distanza tramite la combinazione di diversi metodi.
La stima della distanza tramite il ritardo di fase è un metodo utilizzato per determinare la distanza di oggetti astronomici, come per l’appunto sono le stelle AGB, che presentano variabilità nel loro flusso luminoso. Questo metodo si basa sull'osservazione di un ritardo temporale nella variabilità tra la stella centrale e una struttura circostante, come un'onda d'urto o un involucro circumstellare.
Il principio alla base di questo metodo è semplice: se la variabilità osservata nell'onda d'urto è causata dalla variabilità della stella centrale, la luce proveniente dalla stella impiega un certo tempo per raggiungere l'onda d'urto e causare la sua variabilità. Questo tempo di viaggio della luce si traduce in un ritardo di fase tra le due curve di luce. Nel caso di CW Leonis, Groenewegen et al. hanno utilizzato questo metodo per stimare la sua distanza grazie a sei osservazioni volte tra ottobre 2009 e giugno 2012 con lo strumento SPIRE a bordo del satellite Herschel. In questo modo hanno rilevato variabilità sia nel flusso della stella centrale che nell'emissione dell'onda d'urto che la circonda stimando un ritardo di fase di 402-37+37 giorni tra la variabilità della stella centrale e quella dell'onda d'urto. Assumendo che l'onda d'urto si trovi sul piano del cielo, questo ritardo di fase corrisponde a una distanza di 130-13+13 parsec (pc). Tuttavia, l'orientamento dell'onda d'urto rispetto al piano del cielo non è noto con precisione. Per ottenere una stima più accurata, Groenewegen et al. hanno utilizzato un modello analitico per la forma dell'onda d'urto e hanno inoltre ipotizzato che la velocità peculiare relativa tra il mezzo interstellare (interstellar medium, ISM) e CW Leonis sia determinata interamente dalla velocità spaziale della stella rispetto al sistema di riposo locale (local standard of rest, LSR). Sulla base di queste ipotesi, hanno stimato un angolo di inclinazione di (-33,3-0,8+0,8)° e una distanza di 123-14+14 pc.
È importante sottolineare le limitazioni della la stima della distanza tramite il ritardo di fase che sono dovute al fatto che essa è basata su alcune ipotesi:
Causalità: Si assume che la variabilità dell'onda d'urto sia causata direttamente dalla variabilità della stella centrale.
Modello: La stima della distanza dipende dalla precisione del modello utilizzato per descrivere la forma e l'orientamento dell'onda d'urto.
Gamma di distanze da studi precedenti: In letteratura ho trovato un intervallo di valori: Decin et al. affermano che la distanza di CW Leonis è compresa tra 120 e 150 pc, come determinato da Men'shchikov et al. (2001) e Groenewegen et al. (2012).
CW Leonis, potrebbe essere binaria.
Esistono forti indizi del fatto che la nostra stella di Halloween potrebbe essere un sistema doppio. Gli elementi decisivi sono tutti legati alla struttura del vento solare di IRC +10216 che presenta una forma spiraleggiante e bipolare, una serie di gusci concentrici e un’assenza di emissione molecolare fra gli angoli compresi fra i 0° e i 30°. I modelli ci dicono che la forma e la struttura del vento solare sono legate al rapporto MsMp (rispettivamente le masse del corpo secondario e del primario) e nello specifico quando Ms varia da 1M→0,5M→0,25M la morfologia cambia da bipolare a ellittica a quasi sferica.
Un’altra prova a favore di questo modello sono le shell concentriche osservate dallo strumento SPIRE (Spectral and Photometric Imaging Receiver) montato sul telescopio spaziale Herschel dell'Agenzia Spaziale Europea (ESA). Queste strutture potrebbero essere dei bracci di spirale nel materiale espulso dalla primaria visti di taglio. I dati di ALMA (Atacama Large Millimeter Array) mostrano anch’essi delle strutture spiraleggianti e a forma di arachide o bipolare, con l'asse maggiore a un angolo di posizione di ~8-22°. Questa morfologia potrebbe essere spiegata dalla presenza di un aumento di densità equatoriale di polvere e gas, influenzata da una compagna la cui massa è stata stimata in ~0,6M. L’Orientamento dell'asse orbitale secondo i dati ALMA si trova a un angolo di ~10-20° a nord-est e l’inclinazione al quale il sistema binari viene osservato è quasi di taglio, con un angolo stimato tra i 60° e gli 80°. Il periodo orbitale dovrebbe essere di 55 anni terrestri e la separazione fra le due stelle di 25 AU o 8,2 raggi stellari della primaria. La compagna dovrebbe essere una nana non evoluta di tipo spettrale M.
Elenco delle foni:
Siate curiosi e pretendete le fonti
Spiegazione della ID
Posizione del picco del continuo a 650 GHz: Si sta misurando il "picco del continuo" a una frequenza di 650 GHz, che di solito si riferisce all'intensità massima della radiazione elettromagnetica emessa da un oggetto in questa banda dello spettro radio o sub-millimetrico. Il "continuo" è la parte dello spettro di emissione che è priva di righe spettrali significative, rappresentando emissioni costanti di energia.
09:47:57.4553 +13:16:43.749: Questa è la posizione celeste dell'oggetto espressa in coordinate equatoriali.
09:47:57.4553 è la Ascensione Retta (AR), che funziona come una sorta di longitudine celeste. Esprime la posizione di un oggetto a est rispetto al punto di riferimento noto come equinozio di primavera. È misurata in ore, minuti e secondi (dove 24 ore coprono l'intera sfera celeste).
+13:16:43.749 è la Declinazione (Dec), che funziona come la latitudine celeste. Indica quanto l'oggetto è a nord (+) o a sud (−) dell'equatore celeste, in gradi, minuti e secondi d'arco.
(J2000): J2000 è l'epoca di riferimento per le coordinate equatoriali. Significa che queste coordinate sono calcolate rispetto alla posizione dei corpi celesti al 1º gennaio 2000, 12:00 TT (tempo terrestre). Le posizioni delle stelle cambiano leggermente a causa della precessione e altri effetti, quindi l'epoca J2000 è un modo standard per definire le coordinate in modo univoco in un dato momento.
Epoch 2012.92: (epoca) è un punto temporale di riferimento che permette di esprimere i parametri orbitali di un corpo celeste. Questo è necessario poiché le orbite degli oggetti cambiano nel tempo a causa di perturbazioni gravitazionali, effetto della precessione o altre dinamiche. L’epoch fa riferimento ad una specifica sessione osservativa.
La scritta "2012.92" rappresenta una data frazionaria:
Il numero prima del punto decimale (2012) indica l'anno, cioè il 2012
Il numero decimale (0.92) indica una frazione dell'anno. Per esempio, 0.92 rappresenta circa il 92% dell'anno, che corrisponde all'inizio di dicembre 2012; intorno al 3 del mese.
Periodo di variabilità: 639-4+4 giorni: si riferisce alla durata del ciclo di variazione della luminosità di una stella variabile o di un altro tipo di oggetto astronomico che cambia regolarmente la sua luminosità nel tempo.
639 giorni: questo numero indica che il ciclo di variazione della luminosità dura 639 giorni. È il valore centrale o la stima del periodo di variabilità.
-4+4 questi simboli indicano il margine d'errore nella stima del periodo di variabilità. (-4) significa che il periodo potrebbe essere 4 giorni più corto, quindi il periodo minimo potrebbe essere 635 giorni mentre (+4) significa che il periodo potrebbe essere 4 giorni più lungo, quindi il periodo massimo potrebbe essere 643 giorni. In sintesi, la stella o l'oggetto astronomico varia la sua luminosità in un periodo stimato di 639 giorni, con un margine d'incertezza di 4 giorni in più o in meno
Moto proprio: cosδ=+35-1+1, =+12-1+1mas years-1 si riferisce al **moto proprio** di un oggetto astronomico, come una stella, ossia il movimento apparente dell'oggetto attraverso il cielo, osservato dalla Terra, misurato in milliarcosecondi (mas) per anno.
Moto proprio è il movimento apparente di una stella o altro oggetto rispetto allo sfondo delle stelle più lontane. Questo moto è causato dal movimento reale dell'oggetto nello spazio, combinato con il movimento del nostro sistema solare.
cosδ=+35-1+1: indica la componente del moto proprio lungo l'ascensione retta (RA, o α), che è una delle coordinate utilizzate per localizzare oggetti nel cielo.
Il fattore cosδ (coseno della declinazione) è necessario per correggere la distorsione nella misurazione dovuta alla posizione dell'oggetto sulla sfera celeste.
+35 indica che la stella si sta spostando di 35 milliarcosecondi per anno (mas years-1) lungo l'ascensione retta.
-1+1 è il margine d'errore della misura, quindi la componente del moto potrebbe variare tra 34 e 36 mas years-1
=+12-1+1mas years-1:
è la componente del moto proprio lungo la declinazione (δ), l'altra coordinata usata per determinare la posizione di un oggetto nel cielo.
+12mas years-1 significa che l'oggetto si sta muovendo di 12 milliarcosecondi all’anno lungo la declinazione, e il margine d'errore è di 1mas years-1, quindi varia tra 11 e 13 mas years-1.
In breve, il moto proprio dell'oggetto astronomico è composto da due componenti: uno lungo l'ascensione retta, pari a 35 mas/anno, e uno lungo la declinazione, pari a 12 mas/anno, entrambi con un margine d'incertezza di 1 mas/anno.
Velocità radiale: VLSR = -25,5km s-1, corrispondente a Vhelio = -18,6km s-1 riguarda la velocità radiale di un oggetto astronomico, ossia la velocità con cui un oggetto si avvicina o si allontana dalla Terra, lungo la linea di vista dell'osservatore.
Velocità radiale: è la componente della velocità di un oggetto in direzione radiale, ossia nella direzione dell'osservatore sulla Terra. Una velocità negativa significa che l'oggetto si sta avvicinando, mentre una velocità positiva indica che si sta allontanando.
VLSR: si riferisce alla velocità radiale misurata rispetto al Local Standard of Rest (LSR), che è un sistema di riferimento usato in astronomia. L’LSR rappresenta la media del movimento delle stelle vicine al Sole nella nostra galassia.
VLSR = -25,5km s-1 significa che, rispetto al LSR, l'oggetto si sta muovendo verso il nostro sistema solare a una velocità di 25,5kms Il segno negativo indica che l'oggetto si sta avvicinando.
Vhelio: questa è la velocità radiale misurata rispetto al Sole (o sistema eliocentrico), cioè tenendo conto del movimento del Sole stesso. È una correzione rispetto a VLSR, poiché il Sole si muove rispetto al LSR.
Vhelio = -18,6km s-1 significa che, rispetto al Sole, l'oggetto si sta avvicinando a una velocità di 18,6kms.
In sintesi, questa misura mostra che l'oggetto in questione si sta avvicinando sia al sistema LSR che al Sole, ma la velocità misurata cambia leggermente a seconda del sistema di riferimento utilizzato (LSR o eliocentrico).
Velocità spaziale eliocentrica: U, V, W=[-52.2, -12.1, -8.9]km s-1 descrive le componenti della velocità tridimensionale di un oggetto astronomico rispetto al Sole (eliocentrica). In questo contesto, le tre lettere U, V e W indicano le componenti della velocità dell'oggetto lungo tre assi del sistema di coordinate galattiche.
U: rappresenta la velocità lungo l'asse che punta dal Sole verso il centro della galassia. In questo caso, il valore è -52,2kms, il che indica che l'oggetto si sta muovendo verso l'esterno rispetto al centro galattico, allontanandosi dal centro della galassia.
V: rappresenta la velocità lungo l'asse nella direzione del moto di rotazione della galassia (cioè l'asse tangenziale alla Via Lattea). Il valore di -12,1kms suggerisce che l'oggetto si sta muovendo leggermente contro la direzione di rotazione galattica, poiché il valore è negativo.
W: rappresenta la velocità lungo l'asse che punta perpendicolarmente al piano galattico, verso il polo nord galattico. Il valore di -8,9kms indica che l'oggetto si sta muovendo verso il basso, cioè al di sotto del piano galattico.
In sintesi, la velocità eliocentrica dell'oggetto (rispetto al Sole) è descritta da queste tre componenti vettoriali, che indicano come l'oggetto si muove in tre direzioni: lontano dal centro della galassia, leggermente contro la rotazione della galassia, e al di sotto del piano galattico.
Velocità relativa rispetto all'ISM: 82,6;107-9+9,km s-1 (a seconda dell'orientamento del bow shock) fornisce informazioni sulla velocità di un oggetto rispetto al medium interstellare (ISM, Interstellar Medium) e sulla variabilità di tale velocità in base a particolari condizioni fisiche.
Velocità relativa rispetto all'ISM: questa espressione indica quanto velocemente l'oggetto si muove rispetto al medium interstellare, che è composto principalmente da gas e polvere tra le stelle. Conoscere questa velocità è importante per comprendere come l'oggetto interagisce con l'ISM, ad esempio generando onde d'urto o creando regioni di compressione e rarefazione nel medium.
82,6;107-9+9,km s-1: questi valori rappresentano una le misure minima e massima della velocità relativa dell'oggetto all'ISM. Quindi, in questo caso, l'oggetto si muove in un intervallo di velocità compreso fra questi due valori.
(a seconda dell'orientamento del bow shock): il "bow shock" è un'onda d'urto che si forma quando un oggetto si muove attraverso un fluido (in questo caso, il gas interstellare) a una velocità superiore alla velocità del suono in quel fluido. L'orientamento del bow shock influisce sulla misura della velocità relativa, poiché a seconda di come si dispone l'oggetto rispetto all'ISM, la sua interazione con il medium interstellare può cambiare, portando a diverse misurazioni della velocità.
In sintesi, questa frase indica che l'oggetto ha una velocità non ben definita che dipende da come il suo movimento interagisce con il medium interstellare e in particolare con la formazione di un bow shock.
Tipo spettrale: Stella al carbonio si riferisce alla classificazione di una stella in base alle sue caratteristiche spettrali, in particolare alla sua composizione chimica. Ecco una spiegazione dettagliata:
Tipo spettrale: Le stelle vengono classificate in vari tipi spettrali in base alla loro temperatura, colore e caratteristiche spettrali. Questa classificazione è utile per comprendere l'evoluzione, la struttura e la composizione delle stelle. I tipi spettrali più comuni includono O, B, A, F, G, K e M, con le stelle O che sono le più calde e blu e le stelle M che sono le più fredde e rosse. Le stelle al carbonio si trovano generalmente in una categoria a parte o sono classificate all'interno delle categorie M, a seconda delle loro specifiche caratteristiche.
Stella al carbonio: Una "stella al carbonio" è una stella che ha una significativa abbondanza di carbonio nelle sue atmosfere rispetto all'ossigeno. Questo tipo di stella è tipicamente una stella di tipo M, ma con una composizione chimica speciale.
Fase evolutiva: Ramo asintotico delle giganti (AGB) si riferisce a una particolare fase nella vita delle stelle massicce, in cui avvengono importanti cambiamenti nella loro struttura e nelle loro reazioni nucleari.
Fase evolutiva: Le stelle passano attraverso diverse fasi nel corso della loro vita, a seconda della loro massa e della composizione chimica. Queste fasi possono includere la sequenza principale, la fase di gigante rossa, il ramo asintotico delle giganti, la fase finale che porta alla formazione di stelle di neutroni o buchi neri, o alla formazione di una nebulosa planetaria e di una nana bianca e altri ancora.
Ramo asintotico delle giganti (AGB): Il ramo asintotico delle giganti (AGB) è una fase evolutiva delle stelle che seguono la sequenza principale. In questa fase, le stelle hanno esaurito l'idrogeno nel loro nucleo e iniziano a fondere l'elio in elementi più pesanti.
Temperatura effettiva: 2330 K (al massimo di luce) si riferisce alla temperatura superficiale di una stella e offre informazioni sulla sua emissione di radiazione.
Temperatura effettiva: La temperatura effettiva di una stella è una misura della temperatura della sua superficie, calcolata sulla base della sua luminosità e del suo raggio. È un parametro fondamentale per caratterizzare le stelle, poiché influisce sulla loro emissione di luce e sul colore che appaiono all'osservatore. La temperatura effettiva viene espressa in Kelvin (K).
2330 K:
Un valore di 2330 K indica che la temperatura superficiale della stella è relativamente bassa rispetto a molte altre stelle.
Per confronto, una stella come il Sole ha una temperatura superficiale di circa 5778 K. Stelle più calde hanno temperature superiori a 10.000 K e appaiono blu, mentre stelle più fredde, come quelle con una temperatura effettiva di 3.000 K o meno, appaiono rosse.
Al massimo di luce:
L'espressione "al massimo di luce" si riferisce al fatto che questa temperatura è stata registrata nel momento in cui la stella raggiunge la sua massima luminosità, ovvero quando emette la massima quantità di radiazione elettromagnetica. Questo è particolarmente importante per stelle variabili o pulsanti, dove la luminosità può fluttuare nel tempo. La temperatura effettiva, in questo contesto, è quindi un'indicazione delle condizioni al momento di picco luminoso.
In sintesi, "Temperatura effettiva: 2330 K (al massimo di luce)" indica che la stella ha una temperatura superficiale relativamente bassa, che è stata misurata nel momento in cui la stella emette la massima quantità di luce. Questo valore fornisce informazioni importanti sulle caratteristiche fisiche della stella e sul suo comportamento luminoso.
Luminosità: Fase al momento delle osservazioni φ = 0.98; ~15.600L; 7790-150+150L; media derivata dall'adattamento della spectral energy distribution (SED) per una distanza di 123 pc contiene diverse informazioni relative alla luminosità di una stella, evidenziando il contesto delle osservazioni e le tecniche utilizzate per determinare la sua luminosità.
Luminosità: La luminosità di una stella è una misura della potenza totale emessa dalla stella in tutte le lunghezze d'onda. È spesso espressa in termini di unità di luminosità solare (L), dove 1L rappresenta la luminosità del Sole.
Fase al momento delle osservazioni φ = 0.98: La lettera φ (phi) rappresenta una fase di variabilità della stella. Questo indica che l'osservazione è stata effettuata quando la stella si trovava a circa il 98% della sua luminosità massima in un ciclo di variabilità. Questa fase è importante perché la luminosità di alcune stelle può variare nel tempo, e quindi il valore della luminosità registrato dipende da quando è stata effettuata l'osservazione.
~15.600L: Questo valore indica che la stella ha una luminosità di circa 15.600 volte quella del Sole. Questo la classifica come una stella estremamente luminosa, ben al di sopra della media delle stelle in generale.
7790-150+150L: Questo è un valore di luminosità media, che è stato derivato da un'analisi più dettagliata. I numeri con il simbolo "±" indicano un'incertezza nella misura, suggerendo che la luminosità potrebbe variare di 150L sopra o sotto il valore medio di 7790L
Media derivata dall'adattamento della spectral energy distribution (SED):
La SED di una stella è la distribuzione della sua luminosità in funzione della lunghezza d'onda. Analizzando la SED, gli astronomi possono determinare come la luminosità della stella varia con la lunghezza d'onda e, da questa informazione, stimare la sua luminosità totale.
L'adattamento della SED consente di ottenere una valutazione più accurata della luminosità della stella, tenendo conto di fattori come la temperatura, il tipo spettrale e l'assorbimento della luce da parte del mezzo interstellare.
Per una distanza di 123 pc: La distanza di 123 parsec (pc) è una misura della distanza dalla Terra alla stella. 1 parsec è circa 3,26 anni luce. Questa distanza è fondamentale per calcolare la luminosità apparente della stella e convertirla in luminosità intrinseca (o assoluta).
In sintesi, questa frase fornisce una visione complessiva della luminosità di una stella in un particolare momento della sua fase di variabilità, con valori specifici che indicano la sua potenza rispetto al Sole e le incertezze associate. La metodologia utilizzata per calcolare la luminosità si basa sull'analisi della sua distribuzione dell'energia spettrale, prendendo in considerazione anche la distanza dalla stella.
Diametro stellare: 48 mas (derivato dalla temperatura effettiva e dalla luminosità al massimo di luce); 70.2 mas a 243 GHz (per una temperatura effettiva di 2000 K); 83 mas a 43 GHz fornisce tre diverse misurazioni del diametro apparente di una stella in milliarcosecondi (mas), utilizzando diverse tecniche e frequenze di osservazione. Ecco una spiegazione dettagliata
Diametro stellare: 48 mas (derivato dalla temperatura effettiva e dalla luminosità al massimo di luce)
48 mas: Il valore 48 milliarcosecondi rappresenta il diametro apparente della stella visto dalla Terra.
Derivato dalla temperatura effettiva e dalla luminosità al massimo di luce: Questo diametro è stato calcolato teoricamente utilizzando i parametri della temperatura effettiva della stella (la temperatura alla quale essa emette la maggior parte della sua radiazione) e la sua luminosità quando la stella si trova al massimo di luce (durante la fase più luminosa del suo ciclo di variabilità). Le due grandezze, luminosità e temperatura, possono essere utilizzate per derivare il raggio stellare tramite la legge di Stefan-Boltzmann, che collega queste quantità alla dimensione fisica della stella.
Diametro stellare: 70.2 mas a 243 GHz (per una temperatura effettiva di 2000 K)
70.2 mas: Questa è una misurazione del diametro apparente della stella a una frequenza di 243 GHz, che si trova nella banda delle microonde/sub-millimetriche.
Per una temperatura effettiva di 2000 K: Questa misurazione si basa su una temperatura effettiva della stella stimata a 2000 K. È una temperatura leggermente inferiore rispetto alla temperatura massima indicata nella prima misurazione. Poiché la stella può variare in luminosità e dimensioni durante il suo ciclo, questo valore riflette un momento in cui la stella è più fredda e quindi può apparire più grande.
Le osservazioni a diverse frequenze possono essere sensibili a diverse strutture della stella, come la fotosfera o gli strati esterni più estesi, il che spiega la differenza di diametro.
Diametro stellare: 83 mas a 43 GHz
83 mas: Questa è una misurazione ancora più grande del diametro apparente della stella, presa a una frequenza di 43 GHz, che si trova nella banda delle onde radio.
Le osservazioni a 43 GHz possono rilevare parti della stella o del suo ambiente che sono meno dense ma più estese, come venti stellari o un alone di gas che circonda la stella. Questi strati esterni possono aumentare il diametro apparente misurato a questa lunghezza d'onda.
Interpretazione generale: Le differenze nei diametri misurati in milliarcosecondi (mas) indicano che il diametro apparente della stella cambia a seconda della lunghezza d'onda (frequenza) a cui viene osservata e della fase della stella. I valori più grandi nelle frequenze radio (43 GHz) e sub-millimetriche (243 GHz) suggeriscono che la stella ha strati più esterni e diffusi che si estendono più lontano rispetto al diametro della fotosfera visibile nelle lunghezze d'onda ottiche o infrarosse.
Milliarcosecondi (mas): Un milliarcosecondo è una misura angolare molto piccola (11000 di un arcosecondo; un arcosecondo è 13600 di un grado). Poiché le stelle sono molto distanti dalla Terra, i loro diametri apparenti vengono misurati in queste minuscole unità di angolo.
Osservazioni a diverse frequenze: Le differenti misurazioni del diametro indicano che le stelle possono apparire di dimensioni diverse a seconda della frequenza delle onde elettromagnetiche utilizzate, poiché diversi strati della stella emettono o assorbono radiazioni a diverse lunghezze d'onda.
In sintesi, queste tre misurazioni del diametro stellare mostrano come la dimensione apparente della stella può variare in base alla temperatura e alla lunghezza d'onda utilizzata per l'osservazione, riflettendo le proprietà complesse degli strati della stella.
Raggio stellare: 4,55*1013 cm (o 0.02" a 150 pc) descrive il raggio fisico della stella in due unità diverse: centimetri (cm) e arcosecondi (") se osservato a una distanza di 150 parsec (pc).
Raggio stellare in centimetri: 4,55*1013 cm
4,55*1013 è il raggio fisico della stella, cioè la distanza dal centro della stella fino alla sua superficie. Espresso in centimetri, questo valore è circa 45,5 miliardi di centimetri, o 455 milioni di chilometri.
Per confronto, il raggio del Sole è circa 7*1010 cm, quindi questa stella ha un raggio molto più grande, indicativo di una gigante o supergigante, in quanto le stelle di dimensioni così grandi si trovano in fasi avanzate dell'evoluzione stellare.
Raggio stellare in arcosecondi: 0.02" a 150 pc
0.02 arcosecondi ("): Questa è la dimensione angolare apparente del raggio della stella visto dalla Terra, se la stella si trova a una distanza di 150 parsec. Un arcosecondo è una misura di angolo molto piccola, pari a 13600 di un grado.
150 pc: Un parsec (pc) è una misura di distanza utilizzata in astronomia e corrisponde a circa 3,26 anni luce. Quindi 150 parsec equivalgono a circa 489 anni luce.
Come queste due misure si collegano: Il raggio fisico della stella (4,55*1013 cm) può essere convertito in una dimensione angolare apparente, come 0.02 arcosecondi, attraverso una relazione geometrica che dipende dalla distanza della stella dalla Terra. La dimensione angolare (in arcosecondi) dipende dalla distanza dell'osservatore e dalla grandezza fisica dell'oggetto. Questa relazione è spesso espressa come: Diametro apparente in arcosecondi=2*Raggio fisico della stella (AU)Distanza (in Parsec) Dove 1 AU (Unità Astronomica) è la distanza media tra la Terra e il Sole (~1.496*1013 cm o 149,6 milioni di Km)
In sintesi, il raggio della stella è molto grande (circa 4.55 × 10¹³ cm) e, se osservato dalla Terra a una distanza di 150 parsec, apparirebbe come un piccolo disco di 0.02 arcosecondi nel cielo. Questa descrizione evidenzia come le dimensioni fisiche della stella e la sua distanza influenzano la sua dimensione apparente.
Massa: stimata tra 3 e 5 M in base ai rapporti isotopici di 24,25,26Mg si riferisce alla massa di una stella stimata utilizzando i rapporti isotopici del magnesio (Mg).
Massa stellare: tra 3 e 5 M
3 e 5 M: La massa della stella è compresa tra 3 e 5 masse solari. L'unità M indica la massa del Sole, che viene usata come riferimento per misurare le masse delle altre stelle. Questa stima della massa suggerisce che la stella è relativamente massiccia.
Isotopi di magnesio: ²⁴Mg, ²⁵Mg, ²⁶Mg
²⁴Mg, ²⁵Mg, ²⁶Mg sono isotopi del magnesio (Mg), un elemento chimico che esiste in diverse forme con lo stesso numero di protoni ma un numero diverso di neutroni. I numeri 24, 25 e 26 si riferiscono al numero di nucleoni (protoni + neutroni) nei rispettivi isotopi.
I rapporti tra questi isotopi vengono usati per stimare la massa della stella perché il magnesio, insieme ad altri elementi, si forma durante i processi nucleari nelle stelle e viene espulso nell'ambiente circostante durante le fasi avanzate dell'evoluzione stellare.
Come i rapporti isotopici aiutano a stimare la massa
I rapporti isotopici di elementi come magnesio, carbonio, azoto, ossigeno, silicio e zolfo nella superficie di una stella AGB possono fornire informazioni sulla sua storia evolutiva, compresa la sua massa iniziale. Questo perché l'abbondanza di questi isotopi è influenzata da processi nucleari che avvengono all'interno della stella e dalla miscelazione di materiale tra gli strati interni ed esterni.
Misurando i rapporti isotopici del magnesio in una stella AGB, gli astronomi possono stimare se la stella ha subito molti eventi di terzo dredge-up (3DUP) e la quantità di hot-bottom burning (HBB) che si sono verificati. Il terzo dredge-up è un processo in cui il materiale dalle regioni interne della stella, dove si è verificata la nucleosintesi, viene trasportato in superficie. L'HBB è un processo in cui i protoni vengono bruciati attraverso la catena MgAl nella parte inferiore dell'involucro convettivo.
In sintesi la massa della stella è stimata tra 3 e 5 masse solari, utilizzando i rapporti degli isotopi del magnesio (²⁴Mg, ²⁵Mg, ²⁶Mg). Questi rapporti isotopici sono legati ai processi nucleari che avvengono all'interno della stella e possono essere confrontati con modelli di evoluzione stellare per ottenere una stima della sua massa. Questo approccio è particolarmente utile per stelle che si trovano nelle fasi avanzate della loro vita, dove tali processi nucleari sono più significativi.
Tasso di perdita di massa: 1,5*10-5Myear-1 si riferisce alla quantità di massa che una stella perde ogni anno attraverso venti stellari o espulsione di materia.
Tasso di perdita di massa: Indica la velocità con cui la stella sta perdendo massa nello spazio.
1,5*10-5Myear-1: indica che la perdita è di 1,5100.000 di masse solari ogni anno.
Velocità del vento stellare: 14,5km s-1 si riferisce alla velocità con cui le particelle cariche e il gas vengono espulsi dalla superficie di una stella sotto forma di vento stellare.
Vento stellare
Il vento stellare è un flusso di particelle cariche (come protoni, elettroni e nuclei di elementi più pesanti) che vengono espulse dalla parte esterna della stella a causa delle forze presenti, come la pressione della radiazione o processi magnetici. Questo vento è simile, concettualmente, al vento solare che viene emesso dal Sole, ma può essere molto più intenso nelle stelle evolute o massicce.
Velocità del vento stellare
La velocità di 14,5km s-1 significa che il vento stellare si sta allontanando dalla stella a una velocità di 14,5 chilometri al secondo. Questa è una velocità estremamente alta, equivalente a circa 52.200 km/h. Questa velocità dipende da diversi fattori, come la massa della stella, la sua luminosità, la temperatura e la sua fase evolutiva. Le stelle massicce o in stadi avanzati, come quelle in fase di Ramo Asintotico delle Giganti (AGB), possono generare venti stellari molto potenti.
Cause del vento stellare
Pressione di radiazione: L'energia rilasciata sotto forma di radiazione spinge gli strati esterni della stella verso l'esterno, causando l'espulsione di materia.
Pulsazioni stellari: Nelle stelle giganti o supergiganti, pulsazioni periodiche possono espellere materia nello spazio circostante.
Magnetismo: In alcune stelle, i campi magnetici possono contribuire a convogliare il materiale in movimento e accelerarlo fino a grandi velocità.
Conseguenze del vento stellare
Perdita di massa: Il vento stellare porta via materia dalla stella, contribuendo alla perdita di massa. Questo fenomeno influisce sull'evoluzione della stella.
Nebulose planetarie: Nelle fasi avanzate della vita di una stella, i venti stellari possono creare una nebulosa planetaria, una nube di gas e polvere che viene illuminata dal nucleo residuo della stella morente.
Arricchimento del mezzo interstellare: I venti stellari trasportano elementi più pesanti, creati nei processi nucleari all'interno della stella, verso il mezzo interstellare, contribuendo alla formazione di nuove stelle e pianeti.
In sintesi la velocità del vento stellare di 14,5 km s⁻¹ indica che le particelle emesse dalla stella viaggiano a circa 14,5 chilometri al secondo. Questo fenomeno è caratteristico di stelle evolute e gioca un ruolo cruciale nella perdita di massa stellare, nell'arricchimento del mezzo interstellare e nell'evoluzione delle nebulose.
Periodo orbitale: 55 anni indica il tempo che impiega un oggetto celeste a completare un'intera orbita attorno a un altro corpo, come una stella, un pianeta o un sistema binario. In questo caso, il valore di 55 anni significa che la secondaria impiega 55 anni terrestri per fare un giro completo della sua orbita attorno a CW Leo.
Separazione binaria: 25 UA (circa 8,2 raggi stellari) si riferisce alla distanza tra due oggetti in un sistema stellare binario, dove due stelle orbitano attorno a un centro di massa comune.
Separazione binaria è la distanza media tra le due stelle che compongono un sistema binario. In questo caso, è indicata come 25 UA.
Unità Astronomica (UA) è una misura di distanza usata in astronomia pari alla distanza media tra la Terra e il Sole, circa 149,6 milioni di chilometri.
Quindi, 25 UA corrisponde a circa 3,74 miliardi di chilometri.
Raggi stellari
Il termine 8,2 raggi stellari si riferisce a un'altra unità di misura, specificando che la separazione tra le due stelle è pari a 8,2 volte il raggio di una delle stelle del sistema, in questo caso la primaria. Questa unità è utile per mettere in prospettiva la distanza tra le stelle in relazione alle loro dimensioni fisiche.
Rapporto di massa (MsMp): stimato a circa 16 si riferisce al rapporto tra la massa della stella secondaria (Ms) e quella della stella primaria (Mp) in un sistema binario.
Massa della stella compagna: stimata a circa 0,6M: indica che la massa della stella secondaria, la meno massiva delle due, è di 0,6 volte la massa del Sole.
Tipo spettrale della stella compagna indicato come probabilmente appartenente a una stella di sequenza principale di bassa massa e non evoluta, si riferisce a una stella che si trova ancora nella fase principale del suo ciclo vitale, durante il quale sta stabilmente fondendo idrogeno nel suo nucleo. Questo tipo di stelle varia tipicamente dal tipo K al tipo M, che sono caratterizzate da temperature superficiali relativamente basse (tra circa 2.300 K e 5.300 K) e una luminosità ridotta rispetto a stelle più massicce come quelle di tipo O o B.
Non evoluta, significa che questa stella non ha ancora terminato il suo ciclo di fusione dell'idrogeno, quindi non è entrata in fasi successive come la gigante rossa o la nana bianca. Le stelle di sequenza principale di bassa massa rappresentano una porzione significativa delle stelle nell'universo, con esempi comuni come le nane rosse
Distanza: stimata tra 120 e 150 pc; le fonti adottano valori di 130 pc, 135 pc e 123-14+14 pc: le fonti prese in esame per questo articolo riportano diverse stime della distanza di CW Leonis. La discrepanza fra queste è dovuta in parte agli errori intrinseci delle misure, in parte dalla dipendenza dal modello utilizzato e dagli assunti posti come basi per questi modelli.
Presenza di un bow shock dovuto all'interazione con l'ISM: Il "bow shock" (o onda d'urto ad arco) si forma quando una stella o una stella con vento stellare si muove attraverso il mezzo interstellare (ISM) a una velocità elevata, più velocemente di quanto il gas circostante possa disperdersi. In questo contesto, l'ISM è il gas e la polvere che riempiono lo spazio tra le stelle all'interno di una galassia. Quando il vento stellare (un flusso di particelle cariche emesso dalla stella) interagisce con l'ISM, crea una regione di compressione e riscaldamento nella parte anteriore del movimento della stella, generando un'onda d'urto simile a quella di una nave che si muove nell'acqua.
Il bow shock è visibile spesso come una struttura ad arco davanti alla stella in movimento e può essere osservato nelle lunghezze d'onda dell'infrarosso, poiché il gas viene riscaldato dall'energia del vento stellare e dall'interazione con l'ISM. L'orientamento e la forma del bow shock dipendono dalla velocità della stella, dalla densità dell'ISM e dalla potenza del vento stellare.
In termini astronomici, il bow shock è significativo perché fornisce informazioni sulla velocità della stella attraverso l'ISM e sulla densità del gas circostante. In sistemi stellari complessi, come quelli in fase avanzata di evoluzione, come le stelle giganti asintotiche (AGB), la presenza del bow shock può anche indicare un'interazione prolungata con il mezzo circostante.
Emissione di linee molecolari, tra cui CO, SiO, HCN, HC3N e HC5N fa riferimento alla radiazione elettromagnetica emessa o assorbita dalle molecole presenti nel gas circostante una stella. In particolare, molecole come il monossido di carbonio (CO), il monossido di silicio (SiO), e le molecole più complesse come l'acido cianidrico (HCN) o le catene carboniose come HC₃N e HC₅N, possono emettere in specifiche lunghezze d'onda a causa delle loro transizioni rotazionali o vibrazionali. Queste emissioni vengono, appunto, spesso osservate in regioni di formazione stellare o in stelle evolute, come le giganti rosse e le stelle al carbonio, e permettono di studiare la composizione chimica e la dinamica del gas che le circonda.
Molecole principali:
CO (Monossido di Carbonio): una delle molecole più comuni nello spazio, spesso utilizzata per tracciare il gas freddo e denso.
SiO (Monossido di Silicio): è spesso associato con regioni in cui sono presenti forti shock, come il vento stellare o le espulsioni di massa nelle stelle evolute.
HCN (Acido Cianidrico): importante nelle atmosfere stellari dense e nelle nubi molecolari, dove si formano stelle.
HC₃N (Cianoacetilene) e HC₅N (Cianodiacetilene): molecole a catena lunga (cianopolinine), rilevate spesso nei gusci di gas molecolare che circondano le stelle evolute, utilizzate per studiare le condizioni fisiche del gas espulso.
Queste molecole, attraverso la loro emissione nelle bande del radio e dell'infrarosso, aiutano gli astronomi a comprendere la fisica e la chimica delle atmosfere stellari e dei venti stellari, nonché le interazioni con il mezzo interstellare.
Presenza di grumi di polvere nel vento solare: fa riferimento a regioni dense di granuli di polvere che vengono espulsi dagli strati esterni di una stella. Questi grumi, che si formano all'interno del vento stellare, non sono distribuiti uniformemente, ma sono piuttosto concentrati in strutture irregolari. Ciò avviene spesso a causa di variazioni nel tasso di perdita di massa della stella o instabilità nei meccanismi che guidano il vento stesso. Questo è un fenomeno comune nelle stelle evolute, come le giganti rosse e le stelle della fase asintotica delle giganti (AGB), dove i venti stellari sono lenti, densi e ricchi di particelle di polvere.
Questi grumi possono influenzare l'aspetto e la dinamica del vento stellare, contribuendo al processo complessivo di perdita di massa della stella. Man mano che il vento si muove verso l'esterno, i grumi interagiscono con il mezzo interstellare (ISM), a volte formando strutture più grandi come i bow shock. La presenza di grumi di polvere è significativa nello studio astrofisico perché gioca un ruolo nell'arricchimento del mezzo interstellare con elementi più pesanti e influisce sull'evoluzione finale delle stelle in nebulose planetarie.
Struttura complessa e asimmetrica a diverse scale spaziali si riferisce alla distribuzione e all'organizzazione non uniforme della materia e delle caratteristiche fisiche in un sistema, come una stella o una nebulosa. Questo concetto è importante nell'astrofisica, poiché la materia che circonda le stelle e si disperde nel mezzo interstellare può presentare strutture intricate che variano in scala, dalla dimensione delle singole particelle di polvere fino a grandi formazioni come nebulose o sistemi stellari.
Asimmetria: La struttura asimmetrica implica che la distribuzione della materia non è uniforme, risultando in formazioni che possono apparire distorte o disomogenee. Questo può influenzare le osservazioni e le misurazioni della radiazione emessa dalla stella e dal suo ambiente.
Scale spaziali diverse: Le strutture possono manifestarsi a vari livelli di grandezza. Ad esempio, vicino alla stella si possono formare grumi di polvere, mentre a scale più grandi si possono osservare onde di shock o filamenti di gas e polvere.
