I principali scopi del nostro programma di
ricerca, nell'ambito dello studio dei processi di accrescimento
e perdita di massa in stelle di piccola massa, sono la definizione
della morfologia della zona di interazione tra stella e
disco e la determinazione dei principali meccanismi che
regolano i venti collimati osservati,
Variazioni temporali del profilo della riga Hα
nello spettro di FU Ori
studiando inoltre la loro interazione con il processo di accrescimento e la
loro importanza nell'evoluzione del momento angolare. Tali
informazioni possono essere ricavate dallo studio della
variabilità delle righe di emissione delle stelle
T Tauri Classiche (CTTS) e delle stelle FU Ori (FUORS).
Infatti in questi oggetti l'intensità delle righe
di emissione sono molto variabili e tipicamente correlate
tra loro e con il periodo di rotazione stellare. Anche la
forma dei profili delle righe di Balmer sono molto variabili
e mostrano una quasi-periodicità sia nelle ali blu
sia nelle ali rosse. In molti casi la periodicità
è compatibile con il periodo di rotazione della stella
(tempo scala di alcuni giorni) sebbene i profili delle righe
più alte di Balmer sono state viste variare su tempi
scala molto più brevi. Per interpretare correttamente
la variabilità delle righe di emissione è
necessario sapere dove si forma ogni riga spettrale. E'
chiaro, dalla presenza di profili in assorbimento di qualche
centinaia di km/s, che almeno la componente ad alta velocità
delle righe di Balmer più alte devono formarsi vicino
alla superficie della stella. Questi profili sono visti
meno frequentemente in Hα,
per cui, a causa di ciò e del loro forte assorbimento
blu, si dice spesso che Hα
si origina principalmente nel vento stellare, sebbene in
alcune stelle Hα potrebbe
anche formarsi nel flusso di accrescimento o nella regione
di shock.
Dall'analisi dei profili ad alta dispersione
delle righe Hα e Na I D
di FU Ori ottenuti in diverse campagne osservative a partire
dal 1999 abbiamo scoperto, per la prima volta in questi
oggetti,
Schema del modello teorico della stella T Tauri BP Tau
con campo magnetico inclinato rispetto all'asse di rotazione della stella
una variabilità periodica. Abbiamo quindi
costruito un modello in cui le variazioni osservate nei
profili di riga sono causate dalla rotazione delle regioni
più interne del disco circumstellare di accrescimento
e delle regioni disco-vento, per le quali la distribuzione
di temperatura e l'orientazione del vento non sono a simmetria
assiale. La causa dell'asimmetria potrebbe essere dovuta
all'interazione della materia circumstellare con un campo
magnetico stellare notevolmente inclinato rispetto all'asse
di rotazione.
Ulteriori osservazioni sono programmate in
futuro sia su FU Ori, per determinare la struttura della regione
disco-vento, sia su altri oggetti della stessa categoria per
determinare gli eventuali periodi di rotazione.
Inoltre si vuole estendere questo tipo di analisi a candidati
di stelle PMS di massa molto piccola in differenti regioni
di formazione stellare ed in giovani associazioni stellari.