Accretion properties of embedded low mass protostars

I present a work aiming at studying the accretion properties low mass embedded protostars making use of two observational techniques: near IR high resolution spectroscopy and inteferometry. Through the analysis of VLT/ISAAC near infrared spectra (R = 10000) of a sample of six Class I protostars, I have derived the accretion luminosity and mass accretion rates of the objects, using either the luminosity of Hi lines or determining the stellar properties from detection of the photospheric absorption lines. Only two objects show accretion-dominated luminosities, while in the other sources accretion accounts for only a smal fraction of the total luminosity, in spite of what is commonly expected for Class I stars in the main accretion phase. These findings therefore indicate a scenario where most Class I objects are more evolved than expected and have actually already acquired most of their mass. For sources displaying well developed jet-like structures, the ratio between mass loss (derived from spectral measurements on the jet) and mass accretion rates has been computed; the inferred ratios span (considering the large uncertainties) in the range 5%-200%, to be compared with a 10% value from theoretical models. VLTI/AMBER observations have been analysed in the second part of the work with the aim of measuring the size of the Hi line emission region in the young source Z CMa, thus discriminating between an accretion or wind origin for such emission lines, often used as a tracer for accretion. A simple model of the source has been developed to derive the expected visibility curves needed to plan the observations and interpret them. Unfortunately, the very low signal-to-noise ratio characterising the data, most probably due to technical problems during observations at the VLTI, allows only a tentative interpretation of the measurements, which however tends to indicate a wind origin of the emission. Nevertheless, the methods adopted for the reduction of the AMBER data have led to the development of a reduction procedure able to filter out spurious signals from the detector that heavily bias this kind of very low flux data. This procedure will be soon implemented in the official data reduction software of the instrument.

Il mio lavoro è mirato allo studio delle proprietà d’accrescimento delle sorgenti protostellari di piccola massa. La ricerca si è basata sull’uso di due diverse tecniche osservative nel vicino infrarosso: la spettroscopia ad alta risoluzione e l’interferometria. Dall’analisi di spettri VLT/ISAAC (R = 10000) di sei sorgenti protostellari di Classe I, ho determinato la luminosità d’accrescimento e il tasso d’accrescimento di massa degli oggetti, facendo uso della luminosità delle righe Hi o attraverso la determinazione delle proprietà stellari degli oggetti, derivate dall’osservazione delle loro righe d’assorbimento fotosferiche. Solamente due oggetti mostrano luminosità dominate dall’accrescimento, mentre nelle altre sorgenti solo una piccola frazione della luminosità totale risulta dovuta a tale processo, diversamente da quanto aspettato per sorgenti giovani di Classe I nella fase principale di accrescimento. Questo risultato tende quindi a delineare uno scenario in cui gran parte degli oggetti di Classe I sarebbero in realtà sorgenti che hanno già accumulato la maggior parte della loro massa finale e quindi più evolute rispetto a quanto aspettato. Per le sorgenti che mostrano la presenza di jet protostellari è stato possibile calcolare il rapporto tra tasso di perdita di massa (derivato da misure spettroscopiche sui jet) e il tasso di accrescimento. I valori osservati si trovano (considerando le ampie incertezze) nell’intervallo 5%-200%, da paragonare ai valori dell’ordine del 10% predetti dai modelli teorici. Nella seconda parte del mio lavoro ho analizzato dati interferometrici acquisiti con AMBER/VLTI, con l’obiettivo di misurare la grandezza della regione di emissione delle righe Hi nella sorgente giovane Z CMa; si vuole così determinare se queste righe, spesso utilizzate come traccianti del processo d’accrescimento, siano emesse effettivamente dal gas nei flussi di accrescimento o se provengano invece da un vento protostellare. Un semplice modello della sorgente è stato sviluppato sia per la preparazione delle osservazioni, sia per l’interpretazione delle misure. Sfortunatamente, il rapporto segnale rumore molto basso che caratterizza i dati (dovuto con tutta probabilità a problemi tecnici durante le osservazioni) permette solo un’interpretazione di massima delle misure, le quali tenderebbero tuttavia ad indicare che le righe d’emissione dell’idrogeno provengono da un vento protostellare. I metodi adottati per l’analisi dei dati hanno portato allo sviluppo di una procedura di riduzione capace di filtrare segnali spuri dovuti al rivelatore, che contaminano fortemente il segnale interferometrico in osservazioni caratterizzate da flussi molto bassi. Questa procedura sarà presto inserita nel pacchetto software ufficiale per la riduzione dati, distribuito dal consorzio AMBER.