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c04:funzione_iniziale_di_massa

A4.1 La formazione stellare. Funzione iniziale di massa (IMF)

La formazione stellare origina dal prevalere della gravità sulla agitazione termica del gas interstellare. La dinamica dei processi di formazione è peraltro ancora aperta a indagini ed ipotesi. Per quel che riguarda l'identificazione del meccanismo che conduce nubi interstellari a superare la massa critica, iniziando la contrazione, sono possibili due scenari:

  1. La massa critica viene superata per fluttuazioni spontanee nella densità e/o per raffreddamento del gas,
  2. La massa critica viene superata a causa della compressione prodotta dalla propagazione nel mezzo di onde d'urto prodotte da una vicina supernova.

Tali due meccanismi, anzichè essere alternativi, possono rappresentare due meccanismi concorrenziali che, con efficienza da determinare, hanno contribuito alla formazione stellare lungo l'arco della storia della nostra Galassia. In tale contesto, le più volte citate differenze tra ammassi stellari di disco e di alone (numero di stelle e stato dinamico) sono indice di una sostanziale differenza nello stato fisico del gas nel quale si formarono i protoammassi e/o nei meccanismi di formazione.

Nel primo caso (fluttuazioni spontanee) la produzione di stelle resta indipendente dalla presenza in loco di altre stelle,o tutt'al più inibita da tali stelle se esse, riscaldando il gas, elevano il valore della massa di Jeans. In tal caso ci si attendono processi di formazione stellari più o meno casualmente scaglionati nel tempo. La formazione di stelle indotta da eventi di Supernova suggerisce al contrario che la nascita di sistemi stellari sia un evento autopropagantesi: la formazione di un sistema stellare implica la presenza di stelle massicce che, esplodendo come Supernove, inducono in sequenza la formazione di ulteriori sistemi stellari nelle regioni circostanti, e così di seguito. Un processo iterativo di cui si trova forse evidenza osservativa nella sequenza temporale di alcuni gruppi di ammassi aperti della Galassia.

La distribuzione di masse stellari risultante al termine della gerarchia di frammentazioni di un protoammasso è un problema fondamentale tuttora aperto. Dall'osservazione delle stelle attorno al Sole è stata a suo tempo (1955) ricavata per tale distribuzione una legge di potenza, nota come IMF (Initial Mass Function) di Salpeter, fornita in letteratura nelle due forme alternative:

$$ \frac {dN}{dlnM}= M \frac {dN}{dM}= M^{-\alpha}= M^{-1.35}$$

$$ \frac {dN}{dM}= M^{-(\alpha+1)}= M^{-2.35}$$

E' subito visto come tale distribuzione diverga per M → 0: essa era infatti intesa a descrivere la distribuzione della IMF per masse superiori o dell'ordine di 1 M$_{\odot}$. Le più recenti evidenze osservative mostrano che la distribuzione di Salpeter può al più essere mantenuta sino a masse dell'ordine di 0.6 M$_{\odot}$; per masse minori sono state proposte varie alternative, tutte in accordo nell'abbassare drasticamente il numero di stelle previsto in tale intervallo di masse. Miller e Scalo (1979) hanno ad esempio proposto di interpretare i dati osservativi in termini di una distribuzione log-normale, del tipo

$$\frac {dN}{dlnM} \propto exp[-C_1(logM-C_2)^2] $$

con cui coprire l'intero intervallo di masse. Non è peraltro ancora chiaro il ruolo dei fenomeni fisici alla base di una tale distribuzione, nè - in particolare - quanto tale legge sia di validità generale o rappresenti - al contrario - una distribuzione caratteristica delle sole stelle di Popolazione I. L'ipotesi che la IMF dipenda anche sensibilmente dal contenuto di metalli è stata infatti avanzata più volte, sulla base dell'osservazione che il contenuto di metalli condiziona l'opacità della materia ed i meccanismi di raffreddamento della medesima, processi che dovrebbero giuocare un ruolo non trascurabile nella dinamica della contrazione e della frammentazione.

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Fig. 4.13 Istogramma della distribuzione in massa dei frammenti risultanti da un processo probabilistico confrontato con una distribuzione log-normale. Le masse sono in frazioni della massa della nube iniziale.

E' interessante peraltro notare come sia stato mostrato che una distribuzione log-normale sia spontaneamente raggiunta quando si supponga che il processo di successive frammentazioni sia retto da leggi probabilistiche per quel che riguarda il numero di frammenti per evento, le masse di tali frammenti e il numero di frammentazioni (Fig. 4.13)



c04/funzione_iniziale_di_massa.txt · Ultima modifica: 03/11/2017 09:42 da marco