1.3 Il maser dell' H2 O

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(1)Indice 1 Il quadro astrosico. 1.1 Teoria alla base del processo Maser . . . 1.2 Stelle evolute ed inviluppi circumstellari 1.2.1 Il Modello Standard . . . . . . . 1.2.2 Schemi evolutivi . . . . . . . . . 1.3 Il maser dell' H2 O . . . . . . . . . . . .. 2 Descrizione del campione 2.1 2.2 2.3 2.4. Dati single-dish Dati ISO . . . . Dati ottici . . . Mappe VLA . .. . . . .. . . . .. . . . .. . . . .. . . . .. . . . .. . . . .. . . . .. . . . .. 3 Osservazioni e riduzione dei dati 3.1 Osservazioni . . . 3.1.1 Medicina 3.1.2 E elsberg 3.2 Riduzione dati .. . . . .. . . . .. . . . .. . . . .. . . . .. . . . .. . . . .. . . . .. . . . . . . . .. . . . .. . . . .. . . . .. . . . .. . . . . . . . .. . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . .. 4 Presentazione e discussione delle sorgenti individuali 4.1 Le Semiregolari 4.1.1 SV Peg 4.1.2 RX Boo 4.2 Le Mira . . . . 4.2.1 U Her . 4.2.2 R Cas .. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . .. i. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 1. 1 7 11 12 13. 16. 17 17 18 18. 20. 20 20 21 22. 25. 29 29 37 46 46 56.

(2) 4.2.3 IK Tau . . . . . . . . . 4.3 Le OH/IR . . . . . . . . . . . . 4.3.1 IRC + 10011 (WX Psc) 4.3.2 OH 39.7 + 1.5 . . . . . . 4.3.3 OH 83.4 ; 0.9 . . . . . . 4.4 Le Supergiganti . . . . . . . . . 4.4.1 NML Cyg . . . . . . . . 4.4.2 VX Sgr . . . . . . . . .. . . . . . . . .. . . . . . . . .. . . . . . . . .. 5 Analisi e discussione dei dati 5.1 5.2 5.3 5.4 5.5. . . . . . . . .. . . . . . . . .. . . . . . . . .. . . . . . . . .. . . . . . . . .. . . . . . . . .. . . . . . . . .. . . . . . . . .. . . . . . . . .. . . . . . . . .. La luminosita del maser e il meccanismo di pompaggio Variabilita e proli . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Distribuzione dell'emissione all'interno degli spettri . . Stime della velocita dell'oggetto centrale . . . . . . . . Spostamenti delle velocita del picco . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . .. . 65 . 74 . 74 . 80 . 89 . 96 . 96 . 106. 116. . 116 . 120 . 126 . 136 . 139. Conclusioni. 142. A Il pacchetto Gildas. 145. B Gratis. 146. C Tabelle relative alle singole sorgenti. 147. Bibliograa. 167. Ringraziamenti. 171. ii.

(3) Capitolo 1. Il quadro astrosico L'acronimo MASER signica Microwave Amplication by Stimulated Emission of Radiation : un maser e emissione stimolata che si genera quando le condizioni chimiche e siche sono tali da rompere l'equilibrio termodinamico. Nel 1965 Weaver et al., studiando l'emissione dell'OH; (da ora in poi OH) in assorbimento contro una regione HII, osservarono una forte riga non identicata a 1665 MHz. Questa riga e altre che vennero trovate nei mesi successivi, avevano caratteristiche molto peculiari: l'intensita relativa di diverse componenti iperne non era compatibile con l'equilibrio termodinamico l'emissione era spesso altamente polarizzata la larghezza di riga suggeriva una temperatura di eccitazione molecolare di circa 10 K, mentre la temperatura di brillanza della sorgente era maggiore di 103 K. Inizialmente si penso che queste righe fossero associate ad un elemento chimico ancora sconosciuto e percio denominato \mysterium ". Furono necessarie osservazioni VLBI (Moran et al. 1968) prima di capire che questa emissione era generata da un processo gia noto in laboratorio e chiamato MASER. Negli anni immediatamente successivi furono scoperte molte altre emissioni maser provenienti dalle molecole dell' H2 O, SiO, radicali CH, HCN, H2 CO e NH3 , associate a regioni di formazione stellare e a stelle evolute.. 1.1 Teoria alla base del processo Maser Nella descrizione della teoria che e alla base del meccanismo maser consideriamo il caso sicamente piu semplice e seguiamo la trattazione di Reid & Moran (1988), al quale rimandiamo anche per una discussione piu approfondita. 1.

(4) Consideriamo la transizione fra due livelli energetici 1 e 2 (il livello 2 si trova ad energia piu elevata) e, per semplicita, supponiamo che abbiano la stessa degenerazione. Siano n1 e n2 le densita totali di popolazione, allora il numero di particelle con velocita compresa in un intervallo dv, orientata lungo la linea di vista, e ni f (v)dv (i=1,2) dove f (v), nel caso di una distribuzione termica delle velocita, ha la forma della Maxwelliana: ". #. 2 f (v) = p1 u1 exp ; 2vu2 2. (1.1). dove u = (kTk =m)1=2 , m e la massa della molecola, k e la costante di Boltzmann, Tk e la temperatura cinetica. Passando attraverso l'e etto Doppler, possiamo esprimere la (1.1) in funzione della frequenza: ". #. 2 f ( ) = p1 w1 exp ; ( 2;w20 ) 2. (1.2). dove w = (0 =c)(kThk =m)1=2 .i La (1.2) puo essere scritta in funzione della larghezza a meta 1=2 k ln2 altezza D = 2 c0 2kT e, con buona approssimazione, diventa: m ". #. 2 f ( ) = 1 exp ; 4ln2(;2 0 ) : D D. (1.3). L'equazione che descrive come la radiazione viene modicata dall'emissione e dall'assorbimento del mezzo attraversato lungo la linea di vista, si chiama Equazione del trasporto radiativo e recita: dI = ; I + : (1.4) dl. e sono rispettivamente i coecienti di assorbimento e di emissione nell'unita di volume e valgono:. = (n1 ; n2 )B h 4 f ( ) = n2A h 4 f ( ). (1.5) (1.6). dove A e B sono rispettivamente i coecienti di Einstein per i processi spontanei (emissione spontanea) e per i processi indotti (assorbimento ed emissione indotta). Consideriamo un unico coeciente B perche abbiamo supposto che la degenerazione dei due livelli sia uguale. Ricordiamo inoltre che i coeciente di Einstein sono legati fra loro dalla relazione: 3 A = 2h B: (1.7). c2. 2.

(5) Anche si generi il meccanismo maser, e necessario che si rompa l'equilibrio termodinamico che, sicamente, si traduce in un'inversione di popolazione dei livelli: il livello ad energia superiore deve essere maggiormente popolato di quello ad energia inferiore (n2 > n1 ). livello 2. Pompaggio. livello 1. Figura 1.1: Schema energetico per un pompaggio che coinvolge solo due livelli energetici. L'inversione di popolazione e interdetta dalla legge di Boltzmann. In uno schema energetico costituito da due soli livelli isolati, questo non e possibile. Dall'equazione di Planck si ricava:. B = exp h ; 1;1 A kTk. (1.8). dove e la densita del campo radiativo alla frequenza della transizione. Questo rapporto esprime l'ecacia del processo indotto rispetto all'emissione spontanea. Per transizioni nella struttura na e iperna delle molecole (le transizioni che generalmente sono coinvolte nei maser), l'emissione spontanea e un processo poco ecace rispetto all'assorbimento. L'applicazione di un campo elettrico forte fara popolare il livello 2 no a quando n2 = n1 (g. 1.1). Infatti la popolazione relativa di due livelli dello stesso sistema e regolata dall'equazione di Boltzmann: n2 = exp h (1.9) n kT k. 1. la condizione n2 > n1 implica Tk < 0 che e sicamente impossibile. Perche avvenga l'inversione di popolazione e necessaria la presenza di un meccanismo di pompaggio che coinvolga livelli energetici esterni al sistema. Prima di passare a descrivere piu in dettaglio tutti i processi coinvolti nella transizione maser, facciamo ancora una precisazione a livello cinetico: il processo che porta alla sovrappopolazione del livello 2 3.

(6) deve essere un decadimento veloce in modo tale che il livello responsabile del pompaggio non si disecciti attraverso canali antagonisti. n. n2 1. R2 R1. n2 A. BI. Ω 4π. BI. Ω 4π. C2 1. C1 2. n1. Γ. Γ. Figura 1.2: Livelli energetici coinvolti nel processo maser. I livelli responsabili della transizione maser hanno densita di popolazione n1 e n2 , la degenerazione e posta uguale per semplicita. BI 4 rappresenta il tasso per l'emissione stimolata e l'assorbimento, A per l'emissione spontanea, C12 e C21 per le collisioni. Il tasso di pompaggio dei livelli maser e caratterizzato da R2 e R1 . Il tasso di decadimento dai livelli maser verso altri livelli da ;. La variazione di popolazione dei livelli 1 e 2 puo essere descritta dalle seguenti espressioni (g. 1.2): . . n_ 1 = R1 (n ; n21 ) ; (n1 ; n2 )BI 4 ; n1 C12 + n2C21 ; n1 ; = 0 . (1.10). . n_ 2 = R2 (n ; n21 ) ; (n2 ; n1)BI 4 ; n2 A ; n2 C21 + n1 C12 ; n2; = 0 (1.11) dove n21 = n1 + n2 e la densita di popolazione totale sugli stati coinvolti nel maser R1 e R2. rappresentano i meccanismi di pompaggio sui livelli 1 e 2 rispettivamente ; rappresenta 4.

(7) il rate con cui i livelli maser si diseccitano attraverso altri meccanismi e l'angolo solido della radiazione nel punto considerato C12 e C21 sono i coecienti collisionali fra i due livelli maser. Per semplicare la trattazione supponiamo che l'emissione spontanea e le transizioni indotte collisionalmente siano trascurabili, quindi dalle equazioni (1.10) e (1.11) ricaviamo la quantita n = n1 ; n2 , R2 ; R1 ; : n = (n2 + n1 ) R (1.12) 2 + R1 ; + 2BI 4 Dalla formula appena derivata, appare chiaro come l'inversione di popolazione sia regolata da due processi: l'emissione stimolata e la diseccitazione dei livelli maser verso altri canali.. Se. . . R2 ; R1 =) n = (n1 + n2 ) R ; 2BI 4 2 + R1 il maser si dice non saturato. In questo caso 0 e 0 possono essere considerati costanti attraverso l'intera regione emittente e l'Equazione del trasporto (1.4) puo essere facilmente integrata. Nel caso unidimensionale, la soluzione e: I (l) = I (0)e(;0 l) + 0 (1 ; e(;0 l) ):. (1.13). 0. Quando la popolazione e invertita 0 e negativo (eq. (1.5)): l'equazione (1.13) dimostra che il mezzo attraversato non attenua la radiazione per assorbimento, ma la amplica esponenzialmente.. Se. . ; 2BI 4. . 2 ; R1 n = n21 R R +R. =). 2. ;. 1 2BI 4. . il maser si dice saturato. In questo caso e non possono essere considerati costanti attraverso la nube. \Al centro della riga" ( = 0 ), utilizzando le equazioni (1.5), (1.6), (1.3), tralasciando l'emissione spontanea e approssimando n1 n21 =2, l'Equazione del trasporto diventa: dI = R2 ; R1 n1 ;h : (1.14) dl R2 + R1 D Nel caso in cui sia costante, la (1.14) mostra che l'intensita cresce linearmente con la distanza. 5.

(8) L'emissione maser e di origine stimolata, questo signica che avviene solo in presenza di un fotone con lunghezza d'onda prossima a quella della transizione. Questo puo vericarsi solo in zone in cui le molecole si muovono coerentemente e con velocita molto simili: piccole variazioni sono sucienti anche una molecola veda i fotoni incidenti con lunghezze d'onda spostate per e etto Doppler. Questo spiega perche le regioni di emissione maser abbiano dimensioni tanto ristrette (1013 cm). Inoltre l'emissione maser e fortemente anisotropa: i fotoni sono emessi lungo la direzione del fotone incidente. E spesso dicile determinare la natura della radiazione che viene amplicata dal processo maser: radiazione di fondo proveniente da sorgenti discrete (per esempio, regioni HII), background cosmico, oppure emissione spontanea proveniente dalla stessa regione maser. I casi piu semplici sono i maser dell'OH che spesso, in zone di formazione stellare, sono associati a regioni HII. Per quanto riguarda il meccanismo di pompaggio, i piu discussi sono quello collisionale e quello radiativo (tipicamente emissione IR). Il pompaggio legato a reazioni chimiche sembra non essere eciente. I maser si osservano in ambienti astrosici abbastanza svariati, dai dischi intorno ai nuclei galattici attivi, agli ambienti di formazione stellare, agli inviluppi circumstellari di stelle evolute agli aloni di comete. Le loro caratteristiche peculiari (piccole dimensioni, !usso elevato, tempi di vita dell'ordine di decine di mesi e il fatto che si conosca la teoria del processo) li rendono un ottimo strumento per studiare il mezzo interstellare alle densita tipiche di 105 ; 1011 cm;3 . I maser che si osservano in prossimita di AGN provengono principalmente dalle molecole OH e H2 O. Hanno permesso di stimare la massa dell'oggetto centrale e, in alcuni casi, di fare modelli dettagliati sulla geometria del disco. Vista l'elevata luminosita (no a 500 L ) sembra che il meccanismo che stia alla base di questi maser (chiamati appunto megamaser ) sia diverso da quello che opera nei maser di ambiente galattico. Maser di molecole piu complesse, come CH3 OH e H2 CO, sono invece osservati in regioni di formazione stellare. Lo studio di questi maser, permette di mappare i getti protostellari di inow e outow e quindi da la possibilita di studiare, su scale spaziali ridotte, oggetti dicilmente osservabili in altri modi. L'analisi dei moti propri dei maser dell'H2O nella regione di Sgr B2(N), in prossimita del centro galattico, ha inoltre portato ad una ridenizione delle distanze galattiche stimando R = 7:1 1:5 kpc. 6.

(9) I maser che si osservano tipicamente in inviluppi circumstellari di stelle evolute sono quelli delle molecole OH, H2 O, SiO.. 1.2 Stelle evolute ed inviluppi circumstellari In questo paragrafo cercheremo di inquadrare gli oggetti che studieremo piu in dettaglio nel vasto panorama dell'evoluzione stellare, dando loro una precisa collocazione nel diagramma di Hertzspung-Russell (HR). Seguiremo la trattazione di Habing (1996), al quale rimandiamo per un'analisi piu approfondita.. Figura 1.3: Diagramma HR dell'ammasso M3 (da Buonanno et al. 1986). Sono indicate i sequenti stadi evolutivi: sequenza principale (MS) blue stragglers (BS) braccio delle Subgiganti (SGB) turno (TO) braccio delle Giganti Rosse (RGB) braccio orizzontale (HB) braccio asintotico delle Giganti (AGB) post-AGB (P-AGB). L'evoluzione delle stelle, e il loro moto attraverso il diagramma HR (g. 1.3), dipende dalla loro stessa massa. Consideriamo diversi intervalli:. stelle di piccola massa (circa 2 M) stelle di massa intermedia (compresa fra 2 e 5 M ) stelle di grande massa (maggiore di 6 M). 7.

(10) Le stelle di piccola massa escono dalla sequenza principale quando formano un nucleo di elio e gas di elettroni degeneri ricoperto da un mantello di idrogeno. La luminosita della stella e data dalla fusione dell'idrogeno, in quanto la temperatura e troppo bassa per permettere all'elio di bruciare. Con il passare del tempo lo strato di idrogeno nel quale si hanno le reazioni termonucleari diventa sempre piu sottile ma piu attivo la luminosita dell'oggetto aumenta e si mantiene un regime di bassa temperatura: la stella percorre quello che viene chiamato Red Giant Branch (RGB). Il limite massimo che puo raggiungere e 2500 L . A questo punto le condizioni diventano tali per cui il core si contrae, la luminosita diminuisce e inizia la fusione dell'elio: la stella si trova nella regione dell' Horizontal Branch (HB). Con la combustione dell'elio si forma un nuovo core di carbonio, ossigeno e gas di elettroni non degeneri: la luminosita aumenta di nuovo e la stella percorre l'Early Asymptotic Giant Branch (EAGB, in g. 1.3 corrisponde alla zona posta fra il braccio orizzontale e il braccio asintotico delle Giganti). Durante questa fase il nucleo si contrae e la densita aumenta. Quando il gas di elettroni diventa degenere l'oggetto entra nella fase chiamata Thermal Pulses Asymptotic Giant Branch (TP-AGB in g.1.3 e la zona dell'ultimo tratto in alto dal braccio asintotico delle Giganti), caratterizzata da un nuovo e rapido aumento di luminosita e da espulsione di massa dal mantello. Le stelle di massa intermedia sono caratterizzate da temperature interne piu alte, cos# che, quando formano il core di elio ed escono dalla sequenza principale, il gas di elettroni e non degenere e si puo innescare la combustione dell'elio: l'oggetto evolve senza percorrere la regione del RGB ma dirigendosi direttamente verso l'Horizontal Branch. Solo quando si forma il core di ossigeno e carbonio le condizioni sono tali che il gas di elettroni diventa degenere: la stella entra nella regione del TP-AGB. Quando le stelle di grande massa escono dalla sequenza principale, hanno cores a temperature talmente elevate che il gas di elettroni e sempre non degenere. Si innescano le reazioni nucleari non solo dell'elio, ma anche degli elementi pesanti, quali carbonio, ossigeno e azoto. Durante queste fasi le stelle diventano molto rosse e perdono massa, dando origine a spessi inviluppi circumstellari. Nel core si formano nuclei atomici sempre piu complessi, no ad arrivare al ferro, la combustione del quale fa esplodere la stella come supernova di secondo tipo. Le stelle di massa piccola e intermedia raggiungono il massimo di luminosita durante la fase di TP-AGB. In questo stadio evolutivo la stella e costituita da un nucleo di 8.

(11) Figura 1.4: Traccia evolutiva nel diagramma HR delle stelle che attraversano la fase di AGB. Il riquadro mostra in dettaglio le !uttuazioni durante il periodo di massima luminosia delle Thermal Pulse da Christensen-Dalsgaard 2001. ossigeno, carbonio e gas di elettroni degeneri, ricoperto da un sottile strato di elio e da un esteso mantello di idrogeno. La luminosita della stella e data dalle reazioni nucleari che coinvolgono l'idrogeno trasformandolo in elio e facendone aumentare lo spessore dello strato. Durante brevi periodi, si innesca la combustione dell'elio in carbonio e ossigeno, provocando grandi, ma temporanei, aumenti di luminosita: questa fase e denominata Thermal Pulse (g. 1.4). Solo durante eventi di questo tipo il mantello e il core, che generalmente non sono a contatto, si scambiano materiale per convezione: alcuni elementi pesanti vengono trasportati no agli strati superiori dell'atmosfera, modicandone le caratteristiche chimiche. Le stelle nascono con la composizione chimica del mezzo interstellare da cui 9.

(12) hanno origine, in particolare, visto che l'ossigeno e piu abbondante del carbonio, nascono ricche di ossigeno. Durante una Thermal Pulse, degli atomi di carbonio possono essere iniettati dai moti convettivi nel mantello: puo succedere che, dopo diverse pulsazioni, gli atomi di carbonio superino quelli di ossigeno. In questo caso la stella viene detta carbon-rich star. Se questo non succede la stella e chiamata oxygen-rich star. Le stelle che attraversano la fase di AGB (chiamate Giganti Rosse) espellono massa con rate abbastanza elevati (10;7 ; 10;4 M yr;1 ) e velocita basse (circa 10 kms;1): il risultato di questo processo e la formazione di inviluppi di gas e polveri. Questi oggetti sono spesso variabili e, secondo le loro caratteristiche di periodicia e magnitudine, sono state suddivise in diverse classi. Noi ci occuperemo in particolare di Semiregolari, Mira, OH/IR. Inoltre analizzeremo anche alcune Supergiganti (stelle di grande massa che non attraversano la fase di TP-AGB), che ugualmente ci appaiono circondate da spessi inviluppi dai quali proviene l'emissione maser.. Semiregolari (SR): come dice il nome stesso, non hanno una denita periodicita, spesso e possibile riconoscerne una solo durante alcuni intervalli di tempo. Hanno periodi maggiori di 50 giorni, con il picco della distribuzione fra 125 e 175 giorni la variazione in ampiezza nella banda V e tipicamente V 2:5m .. Mira: sono caratterizzate da una variazione in ampiezza nella banda V di V 2:5m hanno periodi maggiori di 100 giorni, con il picco della distribuzione intorno a 275 giorni.. OH/IR: sono denite come sorgenti infrarosse con la distribuzione spettrale piccata. fra 6 e 10 m molte di queste non hanno una controparte ottica. La maggior parte di questi oggetti ha un periodo compreso fra 500 e 3000 giorni la variazione in ampiezza e tipicamente mbol = 2m.. Supergiganti: sono stelle di grande massa che non attraversano la fase di TP-AGB.. E spesso dicile riconoscere le Supergiganti dalle stelle di TP-AGB piu luminose. Osservativamente un buon criterio sembra essere: luminosita piu elevate (Mbol 7:1) e variazioni in ampiezza piu piccole. Questa distinzione trova supporto in oggetti come NML Cyg, ma viene messa in discussione da quelli come VX Sgr, che e considerata una Supergigante, ma ha una variazione in ampiezza confrontabile con quelle delle Giganti Rosse. 10.

(13) Van der Veen & Habing (1988) dividono il diagramma a 2 colori ($25;12] e $60;25], ottenuti con i dati infrarossi IRAS) in 8 regioni, contenenti gruppi piu o meno omogenei di oggetti (g. 2.1). In questo diagramma le Semiregolari si trovano nelle regioni I, II, e nella parte sinistra della IIIa. Le Mira occupano circa la stessa regione delle Semiregolari. Le OH/IR occupano la rimanente parte della IIIa, e le regioni IIIb, IV. Mentre le Mira e le OH/IR sembrano costituire una classe omogenea di oggetti, con proprieta che cambiano gradualmente all'aumentare del periodo e della massa, e dubbia la collocazione delle Semiregolari nel quadro dell'evoluzione stellare. Un interessante risultato circa il rapporto fra Semiregolari e Mira e stato ottenuto da Young et al. (1993a,b). Gli autori trovano che, statisticamente, le prime hanno un inviluppo piu esteso ma perdita di massa minore. Questo suggerisce che le Semiregolari abbiano perso massa per un periodo piu lungo, e che il tasso di perdita sia andato diminuendo con il tempo. Viene avanzata l'ipotesi che alcune Semiregolari rappresentino un fase evolutiva successiva alla Mira. Uno dei parametri piu importanti per spiegare la vasta fenomenologia dell'emissione maser e la perdita di massa della stella. Non e ancora del tutto chiaro quali siano le condizioni e i parametri che la determinano in generale si puo dire che stelle con la stessa Mms (massa di sequenza principale) possono avere diversi M_ in diversi periodi (la perdita di massa varia notevolmente con il tempo) e che stelle di massa maggiore raggiungono perdite di masse maggiori.. 1.2.1 Il Modello Standard Nel 1976 Goldreich & Scoville proposero un modello per gli inviluppi circumstellari delle oxygen-rich stars successivamente Elitzur et al. (1976) lo applicarono al maser dell'OH a 1612 MHz. Questi due articoli sono noti come \Modello Standard". Viene considerata una Gigante Rossa con un outow di materia simmetrico e sferico. Ad una certa distanza dall'oggetto centrale, inizia a formarsi la polvere. La pressione di radiazione della stella agisce direttamente sui grani di polvere che, attraverso le collisioni, cedono momento al gas, accelerandolo. In questo modo, le numerose molecole di H2 O, che si formano nella parte piu bassa dell'atmosfera stellare, vengono trasportate nelle regioni piu esterne dell'inviluppo. Ad una certa distanza dalla stella, le molecole d'acqua sono dissociate in OH e H dai fotoni ultravioletti dell'ISRF (InterStellar Radiation Field ). In questo panorama i maser dell' SiO, H2 O e OH si dispongono rispettivamente a distanze crescenti dalla Gigante Rossa. 11.

(14) Il Modello Standard propone inoltre, per il maser dell'OH a 1612 MHz, un meccanismo di pompaggio di tipo radiativo: la radiazione FIR eccita i livelli rotazionali dello stato fondamentale vibrazionale della molecola dell'OH provocando l'inversione di popolazione. Il Modello Standard fornisce una buona interpretazione per l'emissione dell'OH, ma fallisce con l'H2 O e l'SiO. Una spiegazione potrebbe essere che, mentre le regioni dalle quali proviene il maser dell'OH sono piu esterne e piu tranquille, quelle piu interne risentono maggiormente della turbolenza dell'inviluppo circumstellare. Inoltre le mappe radio hanno dimostrato che i maser provengono da piccole regioni circoscritte di materia, suggerendo che, probabilmente, la perdita di massa della stella non avviene in modo continuo, ma per espulsione di blobs.. 1.2.2 Schemi evolutivi Categoria Cambiamento chiave 1 + SiO 2 + H2 O 3 + 1665/7 4 + 1612 5 1665/7 debole 6 ;1665/7 7 ;H2O 8 ;SiO 9 + 1665/7 10 1665/7 forte 11 PN. SiO H2 O 1665/7 1612 Note si no no no si si no no si si si no si si si si Tipo I si si si si Tipo II si si no si si no no si no no no si PPN no no si si Tipo II no no si si Tipo I no no no no. Tabella 1.1: Sequenza evolutiva individuata da Lewis (1989) in base alla presenza o meno delle righe maser delle molecole SiO, H2 O, OH. Nel 1989 Lewis propose uno scenario evolutivo che coinvolge tutte le principali righe maser (tab. 1.1). Egli considero come unico parametro la perdita di massa e ordino gli oggetti in 11 categorie in funzione della presenza o meno della righe dell'SiO, H2 O, OH a 1665, 1667 e 1612 MHz. Egli sostiene che queste categorie rappresentano cronologicamente la sequenza evolutiva che porta dalle Mira alle nebulose planetarie (PN). Questo modello non e mai stato provato in modo certo, ma ha il pregio di aver dato un ordine empirico ad un fenomeno di per se molto complesso. 12.

(15) 1.3 Il maser dell' H2O In seguito alla formulazione di calcoli dettagliati sulle sezioni d'urto nelle collisioni neutre (Green 1980), Cooke & Elitzur (1985) hanno sviluppato un modello dettagliato per il meccanismo di pompaggio del maser dell'H2 O, confermando le precedenti conclusioni di Deguchi (1977): l'inversione per la riga a 22.2 GHz (transizione 616 ; 523 ) e dovuta all'eccitazione collisionale dei livelli rotazionali dell'acqua. Viene dimostrato che la transizione 616 ; 523 non e l'unica a poter sostenere l'emissione maser: molti livelli rotazionali della molecola dell'acqua possono essere invertiti e le condizioni per l'inversione (alta densita e profondita ottica) sono abbastanza comuni. Negli anni seguenti seguirono le prime detezioni di maser a diverse frequenze: Menten et al. (1990) riportano l'osservazione della riga a 325 GHz, dovuta all'inversione della transizione 515 ; 422 Melnick et al. (1993) riportano l'osservazione delle righe a 437, 439, 471 GHz, dovute rispettivamente alle transizioni 753 ; 660 , 643 ; 550 e 642 ; 551 . Il modello di Cooke & Elitzur (1985) fornisce anche una serie di previsioni circa le caratteristiche dell'emissione che sono poi state vericate dalle osservazioni. In particolare per la riga a 22.2 GHz (d'ora in poi, parlando del maser dell'acqua, ci riferiremo a questa) la correlazione fra perdita di massa e luminosita del maser e stata vericata da Bowers & Hagen (1984), Nyman et al. (1986) ed Engels et al. (1986) quella fra l'estensione della zona emittente e la perdita di massa da Lane et al. (1987). Viene predetta l'esistenza di un raggio all'interno del quale l'inversione dei livelli e interdetta a causa dell'alta densita. In particolare il raggio interno della regione emittente varia seguendo la legge M_ 2=3 v;1 , dove v e la velocita del gas nell'inviluppo (vericato per il maser a 22.2 GHz da Cohen 1987). Inne, il modello di Cooke & Elitzur (1985) riesce a spiegare la correlazione che Lewis & Engels (1991) hanno trovato fra il detection rate del maser e i colori infrarossi degli inviluppi ospitanti. I maser dell'acqua sono oggetti abbastanza comuni negli inviluppi circumstellari ne sono stati osservati in circa 500 a

(16) > ;30 (Valdettaro et al. 2001). Nonostante questo, non si e ancora capito quali siano i parametri a determinarne o meno la presenza e, in particolare, la loro luminosita. I maser dell'acqua sono caratterizzati da strutture estremamente variabili. A volte mostrano andamenti sistematici, altre sono completamente casuali. Spesso presentano ares spettacolari. A causa dell'alta temperatura di eccitazione (circa 650 K), i maser dell'acqua risiedono in zone abbastanza 13.

(17) prossime all'oggetto centrale (da 9 ; 108 AU per le stelle Mira, a 300 ; 700 AU per le Supergiganti): l'alta variabilita puo ri!ettere i moti turbolenti presenti in queste zone, principalmente dovuti alla perdita di massa della stella.. 111 000 111 000. 1 0 0 1 0 1 0 1 0 1. linea di guadagno tangenziale. 1 0 0 1 0 1 0 1 0 1. 111 000 000 111. Profilo A. linea di guadagno radiale Profilo B. Osservatore. linea di guadagno tangenziale Profilo A. Inviluppo in espansione. Figura 1.5: Regioni dell'inviluppo circumstellare nella quali risiedono le spots che danno origine a spettri dal prolo A e B. La circonferenza rappresenta l'inviluppo in espansione (la stella e posta al centro) le zone tratteggiate rappresentano le regioni dalla quali proviene l'emissione maser. Engels et al. (1986) individuano due principali tipi di spettri: prolo A, caratterizzato dall'emissione di una riga a velocita prossima a quella dell'oggetto centrale prolo B, caratterizzato da due picchi di emissione ben distanziati e a velocita simmetriche rispetto a quella dell'oggetto centrale (g. 1.5). La velocita a cui compare una riga in uno spettro viene interpretata come velocita relativa della regione emittente rispetto a quella della stella nel sistema di riferimento LSR. In questa interpretazione i due picchi del prolo B provengono dalle regioni piu vicina e piu lontana dell'inviluppo in espansione in direzione radiale rispetto l'osservatore. Se anche le spots che danno origine al prolo di tipo A avessero una linea di guadagno radiale, dovrebbero trovarsi in una regione dell'inviluppo troppo vicina all'oggetto centrale, dove l'inversione dei livelli della molecola dell'acqua e interdetta. Per i proli di tipo A viene quindi invocata una linea di guadagno di tipo tangenziale. Chapman & Cohen (1985) dimostrano che nella regione dell'inviluppo in cui 14.

(18) il gas e accelerato e il gradiente di velocita ( = f 0 r=f dove f (r) e la funzione che descrive velocita del gas nell'inviluppo e r e la distanza dalla stella) e maggiore di 1, le linee di guadagno sono preferenzialmente tangenziali. A grandi distanze dalla stella, fuori dalla regione di accelerazione, dove 0 < < 1, predominano le linee di guadagno di tipo radiale. Nel 1999 Engels et al. concludono dicendo che Semiregolari, Mira, OH/IR e Supergiganti costituiscono una sequenza crescente di perdita di massa e dimensioni della zona emittente, e una sequenza decrescente della variabilita delle strutture. Questo lavoro di tesi si inquadra appunto in uno studio piu approfondito della variabilita delle strutture, avvalendosi di un lungo periodo di monitoraggio (dal 1987 al 2001) durante il quale diverse sorgenti sono state ripetutamente osservate con i telescopi di E elsberg (100-m), Medicina (32-m), con il VLA e con il satellite ISO.. 15.

(19) Capitolo 2. Descrizione del campione Il campione e costituito da 17 stelle evolute, scelte in modo tale da coprire una piu vasta tipologia di oggetti possibile. Sono rappresentate sia le Giganti Rosse (in tre diversi stadi evolutivi: Semiregolari, Mira, OH/IR), sia le Supergiganti.. Figura 2.1: Diagramma a due colori: $60;25] in funzione di $25;12] (da van der Veen & Habing 1988) degli oggetti del nostro campione. I colori sono stati denita come $1 ; 2 ] = log2 F1 =1 F2 . In questo graco manca NML Cyg: si e sempre trovata nel 4% di cielo che non e stato osservato da IRAS (Loup et al. 1993). La sorgente in alto a destra e OH 32:8 ; 0:3, la sua collocazione lungo l'asse y e dubbia in quanto il colore $60;25] risente del fatto che il !usso a 60 m sia un limite superiore. La linea continua rappresenta il luogo dei punti occupati da un corpo nero a diverse temperature. 16.

(20) La gura 2.1 mostra come si dispongono le nostre sorgenti nel diagramma a due colori di van der Veen & Habing (1988).. 2.1 Dati single-dish Le 17 sorgenti sono state monitorate con i telescopi di Medicina (32-m) e E elsberg (100m). Il progetto originale consisteva in un'osservazione ogni 2-3 mesi per un periodo di circa 5 anni, dal 1990 al 1995, ma le osservazioni di alcune sorgenti sono continuate no al 2001. Inoltre abbiamo utilizzato spettri, a partire dal 1987, presi dall'archivio di Arcetri e appartenenti al progetto \variabili". In questo modo copriamo complessivamente un periodo di 13 anni. L'importanza di un monitoraggio cos# lungo risiede nel fatto che ci ha permesso di studiare i maser non solo diversicando le sorgenti in funzione dei parametri stellari, ma anche seguendo il comportamento di ciascuna su tempi scala confrontabili alle periodicita degli oggetti stessi. In questo lavoro di tesi ci siamo principalmente occupati dello studio di questi spettri (nel Capitolo 3 vengono descritte piu in dettaglio le caratteristiche dei telescopi e le tecniche di riduzione dei dati), analizzando le singole componenti, determinandone numero, i tempi scala di variazione, il tempo di vita medio ed eventuali spostamenti in velocita.. 2.2 Dati ISO Abbiamo proposto di osservare quattro transizioni della molecola dell'acqua, connesse con i livelli che danno origine alla riga di emissione maser a 22.2 GHz, allo scopo di avere informazioni sul meccanismo di pompaggio. Il modello di Cooke & Elitzur (1985) predice un meccanismo di pompaggio collisionale e viene generalmente confermato dalle osservazioni. Esistono pero oggetti con perdite di massa simili, ma proli maser estremamente diversi. Inoltre la variabilita del maser e strettamente correlata alla luminosita della stella centrale. Non e da escludere quindi che parte del meccanismo di pompaggio sia di natura radiativa. Abbiamo a disposizione le osservazioni per 7 oggetti. In questa tesi non ci siamo occupati dell'analisi di questi dati, perche solo una minoranza sono e ettivamente utilizzabili. Inoltre, sviluppare anche questa parte del progetto, avrebbe richiesto tempi troppo lunghi. 17.

(21) 2.3 Dati ottici Abbiamo richiesto alla societa AAVSO (American Association of Variable Star Observers ) le curve di luce ottiche degli oggetti del nostro campione, in modo di poter esaminare no a che punto l'emissione del maser e correlata con la luminosita della stella centrale. Abbiamo ottenuto dati contemporanei al nostro monitoraggio per 8 sorgenti. Le curve di luce che ci sono state fornite comprendono numerosissimi dati, tipicamente 1-2 misure per notte. Abbiamo deciso di mediare le misure su intervalli di dieci giorni: in questo modo abbiamo ottenuto un numero minore di punti senza in!uire troppo sulla curva di luce. Le nostre sorgenti, infatti, hanno periodi superiori a cento giorni. Questi dati ci hanno permesso lo studio della periodicita e un diretto confronto con le densita di !usso integrata del maser, stabilendo eventuali ritardi di fase.. 2.4 Mappe VLA Mappe VLA (Very Large Array ) sono state ottenute per 5 sorgenti in un periodo compreso fra il 1990 e il 1993. La risoluzione spettrale smussata e di 1.32 kms;1 , la risoluzione angolare 80 mas, l'rms 30 mJy. Lo scopo e quello di identicare la distribuzione spaziale, il numero medio, i tempi di vita delle spots emittenti e le dimensioni degli inviluppi circumstellari. La maggior parte di queste mappe sono gia state discusse e presentate in precedenti pubblicazioni (Engels et al. 1993, 1997, 1999), le abbiamo rianalizzate alla luce di un maggiore numero di spettri. La tabella 2.1 fornisce una panoramica dei dati cha abbiamo a disposizione. Inne abbiamo fatto una ricerca in letteratura volta a trovare alcuni parametri stellari (perdita di massa, distanza, luminosita, periodo) e altri dati con cui confrontare i nostri (curve di luce infrarosse, mappe radio VLA, VLBI e MERLIN). Fra queste stelle ne abbiamo analizzate 10 in modo accurato. Diversi sono stati i fattori che abbiamo considerato nella scelta del sottocampione. Innanzitutto abbiamo scelto di avere almeno 2 sorgenti di ogni tipo evolutivo. E stato considerato il numero degli spettri, con particolare attenzione al fatto che avessero una distribuzione uniforme nel tempo. Quando e stato possibile, abbiamo confrontato i nostri spettri con quelli. 18.

(22) pubblicati in letteratura, assicurandoci che fossero consistenti. Inne abbiamo considerato la disponibilita o meno di dati ISO, ottici e VLA. Oggetto IRC+10011 o Cet IK Tau R Leo RT Vir RX Boo U Her VX Sgr OH 26:5 + 0:6 OH 32:8 ; 0:3 OH 39:7 + 1:5 OH 44:8 ; 2:3 RR Aql NML Cyg OH 83:4 ; 0:9 SV Peg R Cas. 1950. 01 : 03 : 48:09 02 : 16 : 49:11 03 : 50 : 43:76 09 : 44 : 52:24 13 : 00 : 05:87 14 : 21 : 56:78 16 : 23 : 34:69 18 : 05 : 02:99 18 : 34 : 52:47 18 : 49 : 48:16 18 : 56 : 03:88 19 : 19 : 13:20 19 : 55 : 00:31 20 : 44 : 33:84 20 : 49 : 09:50 22 : 03 : 31:00 23 : 55 : 52:07.

(23) 1950. ISO AAVSO VLA H2 O +12 : 19 : 51:4 + ; ; 22 ;03 : 12 : 22:4 + + ; 19 +11 : 15 : 31:9 + ; ; 21 +11 : 39 : 40:4 ; + ; 34 +05 : 27 : 15:0 ; + ; 54 +25 : 55 : 47:3 ; + +a 77 +19 : 00 : 17:5 ; + +b 67 c ;22 : 13 : 55:0 + + + 39 ;05 : 26 : 37:1 + ; ; 19 ;00 : 17 : 55:5 + ; ; 12 +06 : 38 : 49:8 ; ; +d 50 +09 : 22 : 12:0 ; ; ; 11 ;02 : 01 : 17:5 ; + ; 33 +39 : 55 : 57:1 + ; ; 36 +42 : 36 : 47:0 ; ; +e 36 +35 : 06 : 17:7 ; ; ; 30 +51 : 06 : 37:3 ; + ; 44. Tipo OH/IR Mira Mira Mira SR-var SR-var Mira SGt OH/IR OH/IR OH/IR OH/IR Mira SGt OH/IR SR-var Mira. Tabella 2.1: Campione iniziale. Colonna (1): nome. Colonne (2-3): coordinate al B1950. Colonne (4-5-6): disposponibilita (+) o meno (;) di dati infrarossi, ottici e VLA ( a: epoche 2/1990, 6/1990, 10/1991 in conguazione A b: epoche 2/1990, 6/1990, 10/1991, 12/1992 in congurazione BnA c: epoche 2/1990, 6/1990 in congurazione A e 1/1992 in congurazione B d: epoche 2/1990, 6/1990, 8/1991, 12/1992 in congurazione A e: 2/1990, 6/1990 in congurazione A). Colonna (7): numero di spettri del maser dell' acqua a 22.2 GHz. Colonna (8): tipo di stella.. 19.

(24) Capitolo 3. Osservazioni e riduzione dei dati 3.1 Osservazioni Gli spettri sono stati acquisiti dai telescopi di 32-m di Medicina e di 100-m di E elsberg. La tecnica osservativa usata e stata il total power o position switching, che consiste nell'osservare prima la sorgente (posizione on source ), poi una zona priva di emissione (posizione o source ). La riga viene messa in evidenza facendo l'operazione on ; off=off , in modo da eliminare il contributo del cielo e il band pass. A causa delle di erenze atmosferiche fra le posizioni on e o, spesso la linea di base dello spettro cos# ottenuto non e ne al livello zero, ne completamente piatta. Per questo, durante la riduzione dei dati, abbiamo sottratto un baseline, cioe un polinomio di ordine prestabilito che renda la parte dello spettro analizzato con la linea di base orizzontale e a livello zero.. 3.1.1 Medicina Durante il periodo in cui sono stati acquisiti gli spettri, l'antenna di 32-m di Medicina (HPBW=1.0 9 alla frequenza di 22.235 GHz, che corrisponde alla transizione 616 ; 523 dell'H2O) ha subito numerose modiche che ne hanno migliorato la sensibilita e la risoluzione spettrale. Una descrizione particolareggiata del sistema e presente negli articoli di Comoretto et al. (1990), Brand et al. (1994) e Valdettaro et al. (2001) qui ci limitiamo a citare gli eventi piu importanti. Nel 1989 la supercie dell'antenna e stata ripulita, incrementando l'ecienza a 22.235 GHz dal 17% al 38%. Il backend era un autocorrelatore digitale da 512 canali nel 1991 il numero e stato portato a 1024. Nello stesso anno l'amplicatore HEMT e stato sostituito con un GaAs FET, riducendo la temperatura di sistema da 160 K a 120 K (allo zenith e in condizioni di bel tempo). La larghezza di banda 20.

(25) era compresa fra 25 MHz e 3.125 MHz che, alla frequenza del maser dell'H2 O, fornisce una risoluzione in velocita compresa fra 0.041 kms;1 e 0.658 kms;1 . Nel 1997 il correlatore VLA-1 e stato sostituito da un correlatore del NFRA. Questo nuovo autocorrelatore, in congurazione standard, ha 2048 canali e una larghezza di banda massima di 160 MHz. Nonostante questo, per mantenere consistenza con le osservazioni precedenti, sono stati usati solo 1024 canali e una larghezza di banda ssa di 10 MHz. Inne, a causa di lavori di manutenzione alla parabola, non ci sono dati nel periodo compreso fra l'Aprile del 1996 e il Febbraio 1997. I parametri di puntamento del telescopio sono deniti all'inizio di ogni sessione osservativa, puntando quattro sorgenti maser molto intense: W3OH, W51M, W49N e Orion-KL. Il pointing accuracy risulta essere circa 2000 . Per la calibrazione vengono costruite quotidianamente delle curve di guadagno, osservando la sorgente DR 21 (18.8 Jy Dent 1972) a diverse elevazioni. Questi dati vengono poi interpolati con funzioni polinomiali che permettono di calcolare il fattore di conversione fra la temperatura d'antenna e la densita di !usso. Gli errori di calibrazione sono dovuti alla dispersione delle singole misure intorno al t polinomiale e risultano essere intorno al 19%. Quando i dati relativi alla sorgente confronto sono privi di senso e non e possibile costruire una curva di guadagno, viene utilizzata quella dei giorni immediatamente precendenti o successivi: in questi casi gli errori di calibrazione possono aumentare anche del 7%. Per entrambe le posizioni on e o, il tempo di integrazione e 5 min. Spesso una sorgente e stata osservata piu volte durante la stessa sessione osservativa, permettendoci di sommare gli spettri e, pertanto, migliorare il rapporto segnale/rumore. Il rumore tipico risulta quindi essere 1.5 Jy.. 3.1.2 Eelsberg Durante il periodo del monitoraggio il telescopio di E elsberg ha subito pochi cambiamenti, quindi le sue caratteristiche sono rimaste praticamente costanti nel tempo. La parabola e caratterizzata da una HPBW di 4000 alla frequenza di 22.235 GHz e da una temperatura di sistema compresa fra 60 K e 120 K (in funzione delle condizioni atmosferiche e dell'elevazione della sorgente). Il backend e costituito da un autocorrelatore a 1024 canali, le osservazioni sono state fatte usando una larghezza di banda di 6.25MHz, che corrisponde ad una larghezza in velocita di circa 80 kms;1 con una risoluzione di 0.08 kms;1 . Per 21.

(26) entrambe le posizioni on e o, il tempo caratteristico di integrazione e 5 min il rumore tipico risulta essere circa 0.2 Jy. Sono stati fatti frequentemente controlli e correzioni di posizionamento: il pointing accuracy risulta essere circa 800 . La calibrazione e stata fatta osservando le sorgenti NGC 7027 e Mon R2 (rispettivamente 5.9 Jy e 6 Jy Baars et al. 1977) gli errori sulla densita di !usso risultano essere dell'ordine del 20%.. 3.2 Riduzione dati Per la riduzione e l'analisi dei dati abbiamo usato i programmi del pacchetto software GILDAS (vedi l'Appendice A). Nei casi in cui ci fossero spettri di Medicina e di E elsberg dello stesso giorno e non fossero consistenti, dopo aver vericato che nessuno dei due fosse a etto da errori, abbiamo dato la precedenza a quelli di E elsberg, per le migliori caratteristiche del telescopio. A tutti gli spettri e stato sottratto un baseline (di solito dell'ordine da 1 a 5). L'idea iniziale era quella di ottenere dei t Gaussiani per ogni riga, in modo da avere a disposizione, per ogni componente, l'intensita, la velocita del picco e la larghezza a meta altezza. Questo lavoro si e rivelato impossibile per la maggior parte delle sorgenti a causa della complessita degli spettri: spesso le strutture sono composte da blend di molte righe, oppure sono molto deboli. Nel primo caso ttare delle Gaussiane diventa un lavoro soggettivo e lungo, anche perche il programma non permette di utilizzare piu di 5 Gaussiane alla volta. Inoltre puo succedere che, per strutture molto complesse, il programma trovi risultati diversi ogni volta che viene lanciato. Nel secondo caso il programma non riesce a separare l'emissione dal rumore e trova Gaussiane eccessivamente larghe rispetto alle larghezze tipiche delle righe maser. Questi motivi ci hanno spinto a ridurre i dati prendendo con il cursore l'intensita e la velocita del massimo per ogni componente. Abbiamo cercato di seguire le righe nel tempo, durante il loro ciclo evolutivo, basandoci principalmente sulla sovrapposizione di spettri contigui. In questa operazione ci sono state molto utili delle routines che permettono di costruire la mappa in toni di grigio della densita di !usso (per una descrizione piu dettagliata vedi il Capitolo 4): infatti la presenza di uno spettro spurio genera in un graco di questo tipo una discontinuita che puo essere facilmente riconosciuta. La gura 3.1 mostra un esempio per la sorgente VX 22.

(27) Sgr: nella mappa in alto risulta evidente un'anomalia intorno al giorno 2600. La mappa in basso e il risultato che si ottiene dopo aver rimosso lo spettro la cui calibrazione era sbagliata. La seconda mappa ha toni di grigio piu scuri perche il programma determina del colore in funzione dell'emissione massima. L'idea di fare dei t Gaussiani non e comunque stata completamente abbandonata ci siamo limitati ad applicarla solo nei casi piu semplici, in cui le righe fossero bene isolate. In alcuni casi la Gaussiana non riesce a ttare la parte piu alta della riga: abbiamo allora misurato l'altezza massima con il cursore e calcolato le correzioni da apportare alla larghezza della riga e all'area sottesa. Inne, per la ricerca dei periodi, abbiamo utilizzato il programma Gratis (vedi l'Appendice B). L'andamento della densita di !usso integrata dei maser funzione del tempo e strettamente correlato alla variabilita ottica e infrarossa della sorgente. Generalmente non ha un'ampiezza costante, ma e caratterizzato da notevoli variazioni: alcune sorgenti presentano andamenti sistematici, altre sono segnate da aumenti di densita di !usso improvvisi (ares ). Per una prima analisi volta alla ricerca del periodo fondamentale, ci siamo limitati a troncare l'analisi di Fourier al primo ordine: in pratica abbiamo determinato la funzione seno che meglio approssima i nostri dati. Diamo qui la formula generale della curva: f (t) = a + bsin$2(t ; to )=P ] i parametri di ogni sorgente sono specicati nella tabella al termine del Capitolo 4. Queste curve ci hanno permesso un diretto confronto con i dati ottici e infrarossi.. 23.

(28) Figura 3.1: Mappe in toni grigio della Supergigante VX Sgr che mostrano la densita di !usso in funzione del tempo e della velocita. In alto: mappa ottenuta con la presenza di uno spettro \sbagliato". In basso: mappa corretta. Per entrambe e stata usata la scala logaritmica per i toni di grigio. Contorni: 2 Jy - 12 Jy con passo di 5 12 Jy - 72 Jy con passo di 20 72 Jy - 422 Jy con passo di 50. 24.

(29) Capitolo 4. Presentazione e discussione delle sorgenti individuali In questo capitolo presentiamo singolarmente le 10 stelle che abbiamo deciso di analizzare piu in dettaglio. Per ciascuna sorgente diamo una breve descrizione e mostriamo una serie di graci alcuni sono comuni a tutte e li abbiamo utilizzati, insieme alle notizie trovate in letteratura, come suggerimento per approfondire l'analisi di ciascuna sorgente. Per evitare inutili ripetizioni, descriviamo qui i graci che sono piu ricorrenti. . Le mappe in toni di grigio (per esempio g. 4.1) mostrano la densita di !usso in funzione della velocita e del tempo. Spettri ottenuti in un periodo di dieci giorni vengono mediati e, fra due osservazioni successive, i dati vengono interpolati linearmente. Abbiamo fatto la scelta di saturare le righe di emissione piu potenti in modo da esaltare le regioni di piu bassa emissione. La variazione di intensita dei picchi saturati e comunque messa in evidenza dai contorni di uguale densita di !usso (tratto bianco). Le linee orizzontali tratteggiate indicano i giorni in cui abbiamo a disposizione gli spettri, quella verticale la velocita dell'oggetto centrale. Il pregio di una mappa di questo tipo e che permette di avere una presentazione chiara della storia del maser durante tutto il monitoraggio. Il difetto e che, soprattutto quando gli spettri sono molto distanziati, puo fornire una sovrastima della vita media delle strutture. . L'inviluppo superiore (per esempio g. 4.2 a sinistra) e ottenuto prendendo, in ogni canale di velocita, il segnale massimo, misurato durante l'intero periodo di osservazioni, sopra il limite dei 5 dello spettro stesso. Mostra come apparirebbe lo spettro se tutte le componenti fossero contemporaneamente al massimo. Di questo spettro abbiamo calcolato la velocita del baricentro (Vup ), la dispersione intorno a questa (Vup ) e la densita di !usso 25.

(30) integrata (Sup ). La velocita del baricentro e un valore rappresentativo per la velocita di emissione del maser: e migliore, per esempio, della velocita della componente piu potente e, tenendo conto di un lungo periodo di tempo, puo dare una stima della velocita dell'oggetto centrale ed essere confrontata con gli altri metodi utilizzati in letteratura. La dispersione intorno alla velocita del baricentro e un valore rappresentativo per la larghezza dell'emissione: nel caso in cui questa abbia la forma di una gaussiana, corrisponde a 2 FWHM = 8ln2 2 . Dalla densita di !usso integrata abbiamo ricavato un limite massimo per la luminosita della sorgente (LH2 O up = 2:32 10;14 d2 (pc)Sup (Jykms;1 ) L). . L'inviluppo inferiore (per esempio g. 4.2 a destra) e ottenuto analogamente all'inviluppo superiore. Mostra l'emissione minima (sopra il limite di 5) di ciascun canale, mettendo quindi in evidenza le componenti che non scompaiono mai e portandoci informazioni circa il carattere esplosivo oppure la stabilita dell'inviluppo dell'oggetto considerato. . L'istogramma delle frequenze (per esempio g. 4.3) permette di visualizzare con quale frequenza ogni componente compare negli spettri, indipendentemente dall'intensita. E stato ottenuto contando, per ciascun canale, il numero degli spettri che in cui quel canale aveva un'intensita maggiore dei 5 dello spettro stesso. Anche per questo tipo di spettro abbiamo calcolato la velocita baricentrica (Vfr ) e la dispersione intorno a questa (Vfr ). Le mappe in toni di grigio, gli inviluppi superiore e inferiore e l'istogramma delle frequenze sono stati tutti ottenuti ricampionando gli spettri alla stessa risoluzione in velocita (tipicamente V = 0:33 kms;1 .) . L'emissione totale (Stot ) in funzione del tempo (per esempio g. 4.4) consente di avere un'idea della variabilita del maser. Permette di evidenziare periodi in cui l'emissione e particolarmente intensa oppure particolarmente debole. Questo tipo di graco ci e anche servito per calcolare un periodo e, quando avevamo a disposizione i dati ottici o infrarossi, per fare un confronto con questi. Abbiamo denito la fase (indicandola con i pedici IR, H2 O, opt, a seconda del tipo di dati) pari a 0 e 1 durante i minimi e pari a 0.5 durante i massimi. . Il graco dell'intervallo di velocita entro il quale emette il maser in funzione del tempo (per esempio g. 4.5) ci ha permesso di avere una stima della larghezza della zona dalla quale proviene l'emissione del maser dell'acqua, e in particolare provare se la velocita 26.

(31) massima e minima di emissione rimangono costanti o variano, per esempio in funzione della densita di !usso integrata. Inne abbiamo fatto l'analisi delle singole componenti gracando rispettivamente la velocita (per esempio g. 4.6) e la densita di !usso del picco (per esempio g. 4.7) in funzione del tempo (quest'ultimo solo per le componenti meglio campionate). In entrambi questi graci si e posto il problema di come distinguere i casi in cui la misura non e stata presa perche e ettivamente la riga era assente oppure perche era stretta in un blend. . Nel graco della velocita del picco verso il tempo, le linee tratteggiate verticali indicano i giorni nei quali abbiamo uno spettro. Per spiegare il tipo di simbologia che abbiamo usato per le componenti, facciamo un esempio. Supponiamo di avere tre spettri (1, 2, 3): nel primo e nell'ultimo e visibile una componente, nel secondo si possono vericare tre casi:. non c'e emissione c'e un blend di strutture ma la nostra componente non e riconoscibile la riga e ben visibile. Gli spettri 1 e 3 sono contrassegnati da un simbolo (per esempio g. 4.5) ma non sono uniti in funzione del tempo nel primo caso sono uniti ma senza mettere il simbolo in corrispondenza dello spettro 2 nel secondo caso sono uniti e c'e anche un simbolo in corrispondenza dello spettro 2 nel terzo caso. Da questo graco abbiamo ricavato gli eventuali shift in velocita delle componenti. Per ogni spostamento abbiamo calcolato l'accelerazione a cui e soggetta la spot. I dati sono raccolti e discussi nel Capitolo 5. . Nel graco delle densita di !usso verso il tempo abbiamo posto a 0 Jy il !usso quando le righe non erano presenti e non abbiamo collegato quei punti fra i quali sono compresi uno o piu spettri in cui la riga e in un blend. Inne abbiamo evidenziato con righe tratteggiate verticali i massimi della curva periodica che rappresenta il modello trovato per la variabilita della densita di !usso integrata. Per ciascuna di queste componenti, per tutti i periodi per cui e stato possibile (compatibilmente al campionamento), abbiamo calcolato e raccolto in una tabella (per esempio tab. 4.1) Fsteady , t e F. Fsteady e stato denito come la media fra le densita di !usso di due minimi consecutivi (quando la riga non era presente abbiamo mantenuto la convenzione di considerare la densita di !usso 0 Jy) t come il tempo trascorso fra due minimi successivi F come la di erenza fra la densita di !usso 27.

(32) massimo in quel periodo e Fsteady . L'accuratezza dei parametri ottenuti da queste ultime due famiglie di graci dipende sia dal tipo di sorgente (righe durature e ben separate fra loro sono di piu facile identicazione), sia dalla frequenza del monitoraggio. Al termine del capitolo abbiamo riassunto i parametri relativi a ciascuna sorgente. Nelle colonne sono indicate le stelle, divise per tipo evolutivo, nelle righe sono indicati i parametri. Orizzontalmente la tabella e sostanzialmente divisa in tre parti: nella prima sono riportati i parametri che abbiamo trovato in letteratura nella seconda i dati relativi al maser dell'H2O da noi calcolati nell'ultima le caratteristiche del monitoraggio (durata, numero di spettri, numero di giorni che mediamente sono intercorsi fra uno spettro e quello successivo). Per ciascuna sorgente abbiamo messo in Appendice C una tabella in cui vengono specicati, per ogni spettro la data, il giorno di riferimento per i nostri graci, l'rms e la densita di !usso integrata (Stot ). Per ciascuna componente sono poi indicati la velocita (Vp ) e la densita di !usso del picco (Fp ).. 28.

(33) 4.1 Le Semiregolari 4.1.1 SV Peg. SV Peg e una variabile Semiregolare posta a d = 196 pc (Perryman et al. 1997, dal satellite Hipparcos) e caratterizzata da Lbol = 8:1 102 L , M_ = 1:6 10;7 M yr;1 (Loup et al. 1993, riscalati alla distanza data da Perryman et al. 1997). Le nostre osservazioni iniziano il 10 Febbraio 1990 e terminano il 24 Giugno 1995 comprendono 30 spettri in 1960 giorni.. Figura 4.1: SV Peg. Mappa in toni di grigio dell'emissione del maser. Contorni neri: 1.5 Jy - 5.5 Jy con passo di 1. Contorni bianchi: 10.5 Jy - 30.5 Jy con passo di 5. V? = 5 kms;1 (Loup et al. 1993). V = 0:33 kms;1 . t=0 corrisponde al J.D. 2447933. L'emissione del maser dell'acqua di questa sorgente e frammentaria e imprevedibile, segnata dalla presenza di numerosi ares (g. 4.1). Le strutture cambiano velocemente sia nell'intensita massima, sia nell'aspetto: per questo motivo l'inviluppo superiore appare 29.

(34) Figura 4.2: SV Peg. A sinistra: inviluppo superiore. A destra: inviluppo inferiore. In entrambi e indicata la velocita baricentrica (calcolata per l'inviluppo superiore). Vup = 4:53 kms;1 . V = 0:33 kms;1 .. Figura 4.3: SV Peg. Istogramma della frequenza delle componenti. V = 0:33 kms;1 . Vfr = 4:85 kms;1 . 30.

(35) molto ricco di componenti (g. 4.2 a sinistra), mentre quello inferiore ne e completamente privo (g. 4.2 a destra). Questo comportamento imprevedibile e testimoniato anche dai dati di letteratura infatti gli spettri pubblicati in passato sono completamente diversi dai nostri: nell' Agosto del 1974 SV Peg mostrava un solo picco a velocita di 2 kms;1 di circa 60 Jy (Dickinson 1976) nel Luglio del 1985 mostrava due picchi, uno a velocita 2.4 kms;1 di 12.0 Jy, uno a 9.2 kms;1 di 11.8 Jy (Engels et al. 1988).. Figura 4.4: SV Peg. Densita di !usso integrata in funzione del tempo. La curva rappresenta la migliore interpolazione dei dati (P = 203 4 giorni). t=0 corrisponde al J.D.=2447933. Anche la densita di !usso integrata (g. 4.4) appare estremamente variabile. Il modello che troviamo con l'analisi di Fourier troncata al primo ordine, sembra approssimare abbastanza bene soltanto i primi 1300 giorni di copertura del monitoraggio: durante gli ultimi 700 giorni l'emissione si mantiene ad un livello molto basso, senza alcuna periodicita. Il periodo che troviamo e di 203 4 giorni, abbastanza diverso da quello ottico riportato in letteratura (145 giorni Szymczak & Engels 1995). Purtroppo per questa sorgente non abbiamo a disposizione la curva di luce ottica, quindi non siamo in grado di dire se il maser e correlato o meno a questa. Non troviamo alcuna correlazione fra la larghezza dell'intervallo di velocita (g. 4.5) e la densita di !usso integrata. L'intervallo all'interno del quale si ha emissione sembra caratterizzato da due andamenti: durante i primi 800 giorni del monitoraggio e largo circa 15 kms;1 (le 31.

(36) Figura 4.5: SV Peg. Pannello (2): velocita massima e minima di emissione in funzione del tempo. Pannelo (1): rms di ciascuno spettro. Pannello (3): larghezza dell'intervallo in funzione del tempo. Pannello (4): sinusoide che meglio interpola i dati della densita di !usso integrata (la scala sull'asse y e arbitraria) ad ogni periodo e stato assegnato un numero, in modo da poterli distiguere in gura 4.7 e in tabella 4.1. I simboli pieni e vuoti fanno riferimento rispettivamente agli spettri di Medicina ed E elsberg. t=0 corrisponde al J.D.=2447933. !uttuazioni che si hanno in questo periodo non sembrano reali, ma legate principalmente alle di erenze strumentali dei due telescopi), dopo si mantiene costante intorno a 6 kms;1 . Quello che si osserva, infatti, e la completa scomparsa delle componenti rosse dopo Febbraio 1992 (t=749 giorni) (g. 4.6). Questo e il motivo per cui nell'istogramma delle frequenze (g. 4.3) la probabilita di trovare emissione a velocita blu risulta molto piu alta di quella di trovare emissione a velocita rosse. Di SV Peg non ci sono mappe radio pubblicate in letteratura, quindi, senza sapere la disposizione delle spots nell'inviluppo della stella, non siamo in grado di fare ipotesi su questo fenomeno. La gura 4.7 mostra come le singole componenti non diano contributo alla densita di !usso integrata durante tutti i periodi: esse rimangono ad un livello basso, pressoche 32.

(37) Figura 4.6: SV Peg. Velocita del picco delle componenti identicate in funzione del tempo. t=0 corrisponde al J.D.=2447933.. jV ; V?j (kms;1) 2 per. 3 per. 4 per. 5 per. 6 per. 7 per.. a 4.5. d 1.5. e 0.4. f g 2.7 6.2 0.0 188 4.3 1.9 0.0 241 368 7.3 27.4 2.3 186 13.5 0.0 281 7.9. Fsteady (Jy) t (days) F (Jy) Fsteady (Jy) t (days) F (Jy) Fsteady (Jy) 6.2 t (days) 186 F (Jy) 14.3 Fsteady (Jy) 2.5 8.2 t (days) 231 111 F (Jy) 14.1 19.4 Fsteady (Jy) t (days) F (Jy) Fsteady (Jy) 5.1 t (days) 164 F (Jy) 1.6. Tabella 4.1: SV Peg. Parametri relativi alla variabilita delle componenti di gura 4.7. I periodi sono numerati come in gura 4.5. 33.

(38) Figura 4.7: SV Peg. Densita di !usso massima in funzione del tempo per le componenti meglio monitorate. t=0 corrisponde al J.D.=2447933. costante, ed esplodono saltuariamente in ares piu o meno potenti. L'unica componente ad essere piu duratura e a mostrare un prolo piu complesso, e la componente e che si trova a velocita prossima a quella dell'oggetto centrale (V? = 5 kms;1 Loup et al. 1993). I ares sembrano essere una caratteristica abbastanza comune delle sorgenti maser, in particolare delle variabili Semiregolari. Per esempio Berulis et al. (1987) trovano sette ares in un periodo di 1.5 anni in RT Vir. Generalmente si osserva, durante la fase crescente dei ares, uno spostamento della velocita del picco verso regioni piu rosse o piu blu (rispettivamente se la riga e rossa o blu). Inoltre si trova una correlazione fra la 34.

(39) larghezza e la densita di !usso delle righe. Tutto questo viene interpretato come evidenza del passaggio di un'onda d'urto che si propaga dalla stella centrale attraverso l'inviluppo circumstellare di gas e polveri. L'impatto dell'onda sulle maser spots provoca l'aumento dell'intensita del maser e l'accelerazione delle regioni emittenti che acquistano maggiore velocita rispetto a quella dell'oggetto centrale. I dati relativi alla variabilita delle componenti di SV Peg sono raccolti in tabella 4.1. Tutte le componenti sono caratterizzate da un Fsteady minore di 10 Jy, e la variazione in !usso rimane sotto il limite di 30 Jy. Da notare la componente b, che e protagonista di un are molto potente durante i primi giorni del monitoraggio (g. 4.7): non e stato inserito Comp. J.D. 2447933 + 1046 a 1080 1165 1166 0 b 7 257 707 d 935 979 1388 e 1437 1487 1960 f 50 257 413 444 g 445 466 622 h 50. Vp (kms;1 ) 0:30 0:01 0:38 0:01 0:30 0:00 0:21 0:04 2:15 0:00 2:21 0:00 2:31 0:02 2:01 0:04 3:62 0:01 3:43 0:01 4:74 0:02 4:53 0:02 4:45 0:03 4:04 0:05 7:72 0:09 7:71 0:03 11:36 0:01 11:24 0:01 11:38 0:01 11:32 0:02 11:21 0:07 12:89 0:06. FWHM (kms;1 ) 0:74 0:03 0:76 0:03 0:72 0:02 0:78 0:12 0:65 0:01 0:62 0:00 1:21 0:06 1:21 0:19 0:68 0:02 0:74 0:04 0:69 0:05 0:76 0:05 0:83 0:11 0:87 0:16 0:82 0:28 0:95 0:10 0:60 0:02 0:62 0:02 0:58 0:02 0:53 0:05 0:66 0:15 0:69 0:18. Fp Stot (Jy) (Jy kms;1 ) 16:6 1:2 13:0 0:5 13:6 0:9 11:0 0:4 4:4 0:8 3:4 0:2 3:9 0:7 3:2 0:4 65:0 1:5 45:1 0:8 22:9 0:3 15:2 0:1 5:1 0:3 6:6 0:2 1:9 0:3 2:5 0:2 12:4 0:4 9:0 0:2 27:6 2:5 21:8 1:0 4:9 0:6 3:6 0:3 6:7 0:8 5:4 0:3 2:3 0:3 2:0 0:2 1:0 0:2 0:9 0:1 2:2 0:9 1:9 0:4 2:2 0:3 2:2 0:2 12:8 0:6 8:1 0:2 28:0 1:9 18:5 0:6 14:3 0:7 8:8 0:2 26:8 3:5 15:1 1:2 5:6 2:7 3:9 0:9 2:4 0:86 1:8 0:3. Tabella 4.2: SV Peg. Dati relativi alle componenti di cui e stato fatto un t Gaussiano. Colonna (1): componenti. Colonna (2): giorno Giuliano. Colonna (3): velocita centrale e relativo errore. Colonna (4): larghezza a meta altezza e relativo errore. Colonna (5): intensita massima e relativo errore. Colonna (6): densita di !usso integrata e relativo errore. 35.

(40) in tabella perche non e completamente coperto dai nostri dati. L'unica componente a mostrare un gradiente e la d, che subisce uno spostamento in velocita 1 kms;1 in 688 giorni. Per alcune componenti e stato possibile fare un'analisi piu accurata, ottenendo dei t Gaussiani. I risultati sono presentati in tabella 4.2. I dati che abbiamo a disposizione per ciascuna componente sono troppo pochi per permetterci di azzardare ipotesi, ma per SV Peg non sembra esserci alcuna chiara correlazione fra larghezza, intensita e velocita del picco delle righe.. 36.

(41) 4.1.2 RX Boo RX Boo e una Semiregolare posta ad una distanza d = 156 pc (Perryman et al. 1997, dal satellite Hipparcos) e caratterizzata da Lbol = 6:3 103 L , M_ = 1:7 10;7 M yr;1 (Loup et al. 1993, riscalati alla distanza di Perryman et al. 1997). Il nostro monitoraggio inizia il 30 Marzo 1987 e termina il 7 Marzo 2001 comprende 77 spettri in un periodo di 5152 giorni.. Figura 4.8: RX Boo. Mappa in toni di grigio dell'emissione del maser dell'acqua. Contorni neri: 2 Jy - 8 Jy con passo di 3 8 Jy - 28 Jy con passo di 5 28 Jy - 108 Jy con passo di 20. Contorni bianchi: 208 Jy - 408 Jy con passo di 100 1300 Jy - 1700 Jy con passo di 200. V = 0:16 kms;1 . V? = 1 kms;1 (Loup et al. 1993). t=0 corrisponde al J.D.=2446885. L'emissione del maser dell'acqua appare frammentaria e di dicile interpretazione (g. 4.8): durante i primi 1500 giorni del monitoraggio si possono distinguere due blocchi di emissione distinti e ben separati, poi la struttura diventa piu complessa e sono chiaramente riconoscibili solo dei ares della durata di qualche centinaio di giorni. Fra questi e particolarmente evidente quello intorno al giorno 3000 (Marzo 1995), alla velocita di 3 37.

(42) Figura 4.9: RX Boo. A sinistra: inviluppo superiore. A destra: inviluppo inferiore. In entrambi i graci e indicata la velocita baricentrica (calcolata per l'inviluppo superiore). Vup = 2:65 kms;1 . V = 0:33 kms;1 .. Figura 4.10: RX Boo. Istogramma della frequenza delle componenti. Vfr = 0:48 kms;1 . V = 0:33 kms;1 . 38.

(43) kms;1 per l'elevatissima densita di !usso (1600 Jy durante il massimo). Questo are domina l'inviluppo superiore (g. 4.9 a sinistra), ma e completamente assente da quello inferiore (g. 4.9 a destra). Qui e presente solo una stretta riga, molto vicina alla velocita dell'oggetto centrale (V? = 1:0 1:0 kms;1 Loup et al. 1993) a provare che, per questa sorgente, le componenti piu intense non sono anche le piu durature. L'istogramma delle frequenze (g. 4.10) mostra che la parte rossa viene osservata piu frequentemente di quella blu.. Figura 4.11: RX Boo. Densita di !usso integrata in funzione del tempo (quadrati rossi). In blu sono indicati i punti della curva di luce ottica, la sinusoide tratteggiata rappresenta la migliore interpolazione che abbiamo trovato per questa (P 293 giorni). Per i dati ottici l'asse y corre da 9.5 a 6.5 magnitudini. t=0 corrisponde al J.D.=2446885. RX Boo e una sorgente peculiare per il nostro campione: e l'unica che non mostra un andamento periodico della densita di !usso integrata. La gura 4.11 ne mostra l'andamento in funzione del tempo, confrontandolo con la curva di luce ottica. Questa appare irregolare su tempi lunghi (circa 1500 giorni), ma mostra un andamento periodico su scale brevi (troviamo un periodo di circa 293 giorni). La densita di !usso integrata del maser, non mostra invece alcuna periodicita: degrada inizialmente seguendo l'andamento 39.

(44) su grande scala del periodo ottico, per poi rimanere costante, a parte la presenza di due picchi. Il primo, estremamente intenso e di breve durata, e dovuto al are del 1995 il secondo si ha intorno al giorno 3700, e molto meno potente, ed e legato alla presenza di un are a 1 kms;1 (g. 4.8). Generalmente la periodicita del maser e molto simile a quella ottica, quindi ci saremmo aspettati un periodo di circa 300 giorni. Il fatto che non osserviamo niente non puo essere legato alla frequenza di campionamento infatti, per questa sorgente, abbiamo in media uno spettro ogni 67 giorni. Del are del 1995 abbiamo fatto l'analisi attraverso i t Gaussiani (g. 4.12 e tab. 4.3). Comp. J.D. 2446885 + 2851 2901 2904 2905 2919 2932 b 2956 2987 2988 2989 3007 3091 3094. Vp (kms;1 ) 3:38 0:00 3:38 0:00 3:38 0:00 3:38 0:00 3:30 0:00 3:29 0:00 3:17 0:00 3:00 0:01 3:00 0:01 3:00 0:01 2:99 0:01 3:10 0:02 3:07 0:08. FWHM Fp (kms;1 ) (Jy) 0:73 0:00 418:5 2:9 0:70 0:00 1600:7 5:5 0:70 0:00 1552:0 11:8 0:71 0:00 1100:7 4:1 0:74 0:00 429:3 1:4 0:79 0:01 440:3 3:9 0:91 0:01 220:9 3:0 1:10 0:02 88:9 2:7 1:11 0:02 63:5 2:0 1:13 0:02 70:0 2:3 1:23 0:03 69:3 3:3 1:59 0:05 26:3 1:5 1:61 0:08 23:8 0:4. Stot (Jy kms;1 ) 280:3 0:0 1187:1 2:0 1152:4 4:2 828:7 1:5 336:4 0:5 372:7 2:2 215:4 1:3 104:6 1:3 75:6 0:9 84:4 1:1 90:7 1:7 44:7 1:3 40:7 0:7. Tabella 4.3: RX Boo. Dati relativi al are di cui abbiamo fatto i t Gaussiani. Colonna (1): componenti. Colonna (2): giorno Giuliano. Colonna (3): velocita centrale e relativo errore. Colonna (4): larghezza a meta altezza e relativo errore. Colonna (5): intensita massima e relativo errore. Colonna (6): densita di !usso integrata e relativo errore. La larghezza della riga rimane costante durante la crescita del are e poi inizia ad aumentare, prima con un andamento piu ripido (quando l'intensita del picco dimuisce sensibilmente), poi piu dolcemente (quando l'intensita del picco si mantiene circa costante). La velocita del picco rimane costante durante la crescita del are e diminuisce durante la fase decrescente (in 84 giorni passa da 3.4 kms;1 a 3.0 kms;1 ). Si stabilizza quando anche la densita di !usso ritorna costante. Abbiamo calcoltato che per una spot sferica, di raggio r = 1013 cm e densita = 108 cm;3 , una decelerazione di 0.4 kms;1 corrisponde 40.

(45) Figura 4.12: RX Boo. Graci relativi all'analisi attraverso i t Gaussini del are del 1995. Pannello (1): larghezza a meta altezza in funzione del tempo. Pannello (2): densita di !usso integrata in funzione del tempo. Pannello (3): velocita del picco in funzione del tempo. Pannello (4): densita di !usso del picco in funzione del tempo. t=0 corrisponde al J.D.=2449736. ad una perdita di energia pari a 1027 J. Quello che osserviamo e in contraddizione con quanto ci si aspetterebbe se il are fosse provocato dal passaggio di un'onda d'urto, cioe uno spostamento della velocita del picco durante la fase ascendente della densita di !usso (Berulis et al. 1987). Bisogna notare che il primo e il secondo punto di gura 4.12 sono distanziati di circa 50 giorni: potrebbe essere che il massimo di emissione sia stato raggiunto in questo intervallo e quello che noi interpretiamo come picco massimo sia in realta la fase discendente. In questa prospettiva la velocita del picco sarebbe potuta aumentare no al raggiungimento del massimo e ridiminuire in questi 50 giorni senza risultare nei nostri dati. Gli spettri pubblicati da Marvel (1996) sono consistenti con i nostri ed escludono questa ipotesi: il 6 Febbraio 1995 (t=2870 giorni) il picco del are misurava circa 800 Jy, il 24 Febbraio 1995 (t=2888 giorni), circa 1000 Jy. Alla luce di questi due spettri possiamo a ermare che il massimo della densita di !usso e proprio quello che abbiamo monitorato durante i primi giorni di Marzo 1995. Escludendo la teoria del passaggio dell'onda d'urto, l'interpretazione di questo are rimane abbastanza oscura. La singolarita dell'episodio, la breve durata temporale e la mancanza di una 41.

(46) controparte ottica, ci fanno escludere cambiamenti di struttura nell'inviluppo della stella oppure variazioni improvvise di luminosita. Al momento la spiegazione che sembra piu ragionevole trova la causa di questo evento in un e etto di allineamento dato da un gran numero di spots che emettono lungo la linea di vista dell'osservatore. Alcuni dei nostri spettri sono gia stati pubblicati e discussi, insieme a mappe radio VLA a 22.2 GHz del Febbraio 1990, Giugno 1990 e Ottobre 1991, da Engels et al. (1993). In particolare viene sottolineata la mancanza, rispetto agli spettri del 1983 di Johnston et al. (1985), di una struttura a 6 kms;1 (che nel 1983 dominava gli spettri) e di componenti a velocita comprese fra ;7 e ;11 kms;1 . La componente a 6 kms;1 e stata osservata per un lungo intervallo di tempo: le prime detezioni sono del 1969 (Engels et al. 1988 e referenze ivi citate) e non viene osservata dopo il 1983 (Engels et al. 1988 Lane et al. 1987 Bowers et al. 1993 Engels et al. 1993 Marvel 1996). Engels et al. (1993) interpretano questo fenomeno dicendo che prima del 1983 RX Boo poteva sostenere il maser dell'acqua a distanze radiali maggiori, dove il gradiente della velocita di outow, essendo piu basso, permette ai canali di guadagno radiale di diventare importanti. Dopo il 1983 il maser e connato nella parte di accelerazione della shell, dove predomina il guadagno tangenziale. Nel primo caso lo spettro appare avere un prolo di tipo B (vedi Cap. 1), nel secondo un prolo ricco di componenti centrate in uno stretto intorno della velocita centrale (Chapman & Cohen 1985). Questo cambiamento puo essere attribuito sia ad una variazione nella perdita di massa, dalla quale dipende il tasso di dissociazione delle molecole dell'acqua, sia ad un cambiamento della luminosita che controlla la temperatura di eccitazione. La curva di luce ottica presentata da Marvel (1996) non sembra mostrare grandi sconvolgimenti intorno al 1983, rendendo la prima ipotesi improbabile. Le nostre osservazioni mostrano che questo cambiamento di prolo, osservato intorno al 1983, non ha natura periodica, per lo meno su tempi scala dell'ordine 15 anni: in nessuno dei nostri spettri e stata osservata la comparsa di componenti a velocita comprese fra ;7 e ;11 kms;1 , oppure di un forte picco a circa 6 kms;1. L'intervallo di velocita all'interno del quale si ha emissione rimane circa costante durante l'intero monitoraggio, a parte quattro singoli episodi in cui l'intervallo si restringe notevolmente (g. 4.13). L'estrema variabilita di questa sorgente, la complessita degli spettri (caratterizzati da blocchi di emissione molto larghi dai quale emergono, saltuariamente e per breve tempo, delle righe piu potenti), ed inne la disomogeneita della qualita degli spettri durante i 42.

(47) Figura 4.13: RX Boo. Pannello (2): velocita massima e minima di emissione del maser dell'acqua in funzione del tempo. Pannello (1): rms di ciascuno spettro. Pannello (3): larghezza dell'intervallo di emissione in funzione del tempo. t=0 corrisponde al J.D.=2446885. I simboli pieni e vuoti fanno riferimento rispettivamente agli spettri di Medicina e E elsberg.. Figura 4.14: RX Boo. Velocita del picco delle componenti che abbiamo identicato in funzione del tempo. I quadrati rappresentano i punti che appartengono alle componenti a e al are. I triangoli indicano i punti per i quali non siamo riusciti a riconoscere una singola componente nel tempo. In rosso sono le misure \sicure", cioe quelle in cui la riga non era in un blend. t=0 corrisponde al J.D.=2446885. 43.

(48) primi 1000 giorni del monitoraggio, non hanno reso possibile l'analisi delle componenti che abbiamo fatto per tutte le altre sorgenti. La gura 4.14 mostra la velocita dei picchi che abbiamo determinato: molte sono le interpretazioni che si possono dare sull'evoluzione delle componenti nel tempo. Fra queste, una delle piu suggestive e che la componente a 5 kms;1 si sposti a velocita sempre piu basse dando origine al are del 1995. In questo caso questa componente potrebbe essere la stessa che nel 1983 si emetteva a 6 kms;1 .. Figura 4.15: RX Boo. Graci relativi alla componente a di tabella C.2 (Appendice C). Pannello (1): densita di !usso del picco in funzione del tempo. Pannello (2): velocita del picco in funzione del tempo. t=0 corrisponde al J.D.=2446885. Ci siamo limitati a riportare in tabella C.2 (Appendice C) i dati che ci sembravano piu sicuri: cioe quelli della componente a circa 2.5 kms;1 (componente a ) e quelli del ares del 1995 (componente b ). La gura 4.15 mostra l'andamento nel tempo della densita di !usso e della velocita del picco della componente a. Durante i primi 600 giorni questa componente e molto intensa e rappresenta il contributo maggiore alla densita di !usso integrata del maser. In 563 giorni la velocita del picco subisce uno spostamento di 0.6 kms;1 . Visto che la componente a mostra delle !uttuazioni nelle densita di !usso del picco, abbiamo comunque calcolato F, Fsteady e t. I dati sono raccolti, insieme a quelli relativi al are del 1995 in tabella 4.4. 44.

(49) jV ; V?j (kms;1) 1 per. 2 per. 3 per. 4 per. 5 per.. Fsteady (Jy) t (days) F (Jy) Fsteady (Jy) t (days) F (Jy) Fsteady (Jy) t (days) F (Jy) Fsteady (Jy) t (days) F (Jy) Fsteady (Jy) t (days) F (Jy). a 1.5 193.9 136 143.3 160.7 251 112.9 115.3 202 41.5 45.8 117 56.2. b 2.1. 243.9 156 1356.8. Tabella 4.4: RX Boo. Parametri relativi alla variabilita delle componenti a e b. In questo caso i periodi non hanno riscontro con la densita di !usso integrata per distinguerli, diamo il giorno in cui l'emissione raggiunge il massimo: rispettivamente giorni 166, 399, 563, 1044, 2901.. 45.