ALMA High-resolution Observation of the HH46/47 Outflow/disk/envelope System

Sintesi Tecnica: Osservazione ad alta risoluzione ALMA del sistema Outflow/Disco/Involucro HH46/47

Problema e Motivazione
La formazione di stelle di bassa massa comporta il collasso di nuclei di nubi molecolari in sistemi composti da un disco protostellare, un involucro in caduta rotante e outflow bipolari. Sebbene l'origine dei jet collimati ad alta velocità sia ampiamente attribuita a processi magneto-idrodinamici (MHD) nel sistema interno stella-disco, l'origine degli outflow molecolari più lenti e a largo angolo rimane oggetto di dibattito. Esistono due scenari primari: il classico modello di entrainment, in cui il gas ambiente viene spazzato via da un jet o da un vento ad ampio angolo, e il modello disk-wind, in cui il materiale viene lanciato direttamente dal disco. Distinguere tra questi è difficile perché l'emissione di linee molecolari spesso traccia il materiale entrained piuttosto che il vento primario. Inoltre, l'influenza della binarità sulla struttura del disco e sulla morfologia dell'outflow non è ancora pienamente compresa. Il sistema HH 46/47, una protostella di Classe I a bassa massa nota per essere un binario, offre un caso di studio critico, sebbene il suo sistema interno disco-involucro e la cinematica delle sue gusci di outflow siano stati studiati in precedenza solo a risoluzioni inferiori (~1″).

Metodologia
Gli autori presentano le osservazioni ad alta risoluzione (~0.1″, ~45 au) della banda 6 (1.3 mm) dell'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) di HH 46/47, ottenute nel 2019. Questi dati sono stati combinati con dati ALMA precedentemente ottenuti a risoluzione inferiore (2016) per creare un dataset completo che copre la base dell'outflow e l'ambiente circumstellare.

• Analisi del Continuo: Il continuo a 1.3 mm è stato analizzato per mappare la distribuzione della polvere e stimare la massa del gas, assumendo un'emissione otticamente sottile e un rapporto gas-polvere di 100.
• Tracciamento di Linee Molecolari: Sono stati utilizzati molteplici traccianti molecolari (C$^{18}$O, SO, H$_2$CO, CH$_3$OH e $^{12}$CO) per sondare diversi regimi fisici. Diagrammi posizione-velocità (PV) sono stati costruiti perpendicolarmente all'asse dell'outflow per analizzare la cinematica.
• Modellazione Involucro/Disco: Un modello analitico di un involucro in caduta-rotante (IRE) è stato applicato ai diagrammi PV di C$^{18}$O e SO per derivare la massa centrale e il raggio della barriera centrifuga.
• Cinematica dell'Outflow: È stata eseguita un'analisi indipendente dal modello su un guscio redshiftato ben definito (Sr2). Definendo i sistemi di coordinate e applicando i diagrammi PV trasversali, gli autori hanno derivato la morfologia 3D del guscio e le sue componenti di velocità (assiale $V_z$, rotazionale $V_\phi$ e radiale $V_r$).
• Tassi di Outflow: Le distribuzioni di massa, momento ed energia cinetica sono state calcolate utilizzando $^{12}$CO, corretto per l'opacità tramite $^{13}$CO e C$^{18}$O. I tassi sono stati derivati utilizzando un "metodo ad anello" per evitare assunzioni su velocità costante e lancio diretto.

Risultati Chiave

1. Continuo e Struttura Binaria: Il continuo a 1.3 mm rivela una sorgente centrale compatta (Sorgente A) circondata da emissione estesa. Una compagna (Sorgente B), precedentemente identificata in ottico/IR, non è rilevata come picco di continuo millimetrico; essa coincide invece con un minimo locale di intensità. Due strutture simili a speroni si estendono dalla Sorgente A verso la Sorgente B, interpretate come perturbazioni gravitazionali nel disco circumbinario.
2. Sistema Disco-Involucro: Il C$^{18}$O traccia l'involucro esteso, mentre l'SO sonda l'involucro interno. H$_2$CO e CH$_3$OH tracciano strutture compatte e a rotazione più veloce vicino alla barriera centrifuga. I dati sono ben riprodotti da un involucro in caduta-rotante che transita in un disco interno a un raggio di ~30 au attorno a una protostella di 0.3 $M_\odot$.
3. Morfologia dell'Outflow: L'emissione $^{12}$CO rivela molteplici strutture a gusci nidificati sia nei lobi redshiftati che in quelli blueshiftati. Il lobo redshiftato mostra una morfologia più complessa con gusci distinti (Sr1, Sr2, Sr3).
4. Cinematica del Guscio: L'analisi del guscio Sr2 mostra che il materiale si espande radialmente piuttosto che fluire lungo la superficie del guscio. Sebbene venga rilevato un gradiente di velocità trasversale, interpretarlo come rotazione produce un braccio di leva magnetico ($\lambda \sim 19-32$) unfisicamente grande per i modelli standard di disk-wind.
5. Origine dell'Outflow: L'espansione radiale, la mancanza di stratificazione di velocità attesa nei disk-wind e la relazione spaziale tra i gusci di CO e il gas eccitato da shock H$_2$ (all'interno dei gusci) favoriscono fortemente uno scenario di entrainment. L'outflow è probabilmente guidato da un vento ad ampio angolo o da bow shocks indotti dal jet che spazzano via il materiale ambiente.
6. Energetica: Il tasso di perdita di massa derivato ($\dot{M} \approx 29 M_\odot \text{Myr}^{-1}$) e il tasso di iniezione di energia cinetica sono significativamente più alti della media degli outflow di Classe I, probabilmente a causa delle alte velocità tracciate in questo studio ad alta risoluzione. L'outflow è in grado di disperdere il nucleo rimanente entro il tipico intervallo evolutivo Class 0+I.

Significatività e Rivendicazioni
Il lavoro sostiene di fornire la visione millimetrica a più alta risoluzione del sistema HH 46/47 ad oggi, risolvendo le strutture circumbinarie e la base dell'outflow. Il suo contributo principale è un'analisi cinematica indipendente dal modello di un guscio di outflow che sfida l'interpretazione diretta di disk-wind per questa sorgente. Dimostrando che il guscio si espande radialmente e che il braccio di leva magnetico inferito è incoerente con la teoria standard dei disk-wind, gli autori sostengono che la cinematica del guscio di CO è meglio spiegata da un meccanismo di entrainment. Inoltre, lo studio chiarisce la natura della compagna binaria, suggerendo che sia in uno stato più evoluto o di fronte (face-on) che oscura la sua emissione millimetrica, e identifica sottostrutture nel disco circumbinario indotte dalla gravità della compagna. Questi risultati contribuiscono a una visione più completa di come la binarità influenzi l'evoluzione dei dischi e di come gli outflow interagiscano con il loro ambiente per regolare la formazione stellare.