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Riccardo U. Claudi INAF Astronomical Observatory of Padova

Asterosismologia. 3. Stelle e pulsazioni: Variabili intrinseche e Sole. Riccardo U. Claudi INAF Astronomical Observatory of Padova. p-mode. g-mode. solar-like. Stelle Pulsanti nel diagramma HR. M-S. Cefeidi Clasiche. Pulsatori RR Lyrae.

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Riccardo U. Claudi INAF Astronomical Observatory of Padova

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Presentation Transcript

  1. Asterosismologia 3. Stelle e pulsazioni: Variabili intrinseche e Sole Riccardo U. Claudi INAF Astronomical Observatory of Padova

  2. p-mode g-mode solar-like Stelle Pulsanti nel diagramma HR Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  3. M-S Cefeidi Clasiche Pulsatori RR Lyrae • Interseca la M-S all’altezza dei tipi spettrali A- F (1-2 Msun) • Scuti Ro Ap Striscia di instabilità Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  4. Caratteristiche pulsatori I-S Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  5. Variabili Cefeidi Henrietta Leavitt (1868-1921) Nel 1908 scopre la relazione Periodo Luminosità per le cefeidi nella LMC “It is worthy of notice that … the brighter variables have the longer periods.” (Leavitt 1908) Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  6. Henrietta Leavitt’s PL discovery1912 brighter magnitude Period in days Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  7. magnitude 10 1 3 30 Periodo in d Un diagramma P-L moderno Più brillante Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  8. Variabili  Scuti Stelle all’intersezione tra I-S e M-S. Masse comprese tra 2.0 - 2.5 Msun Core convettivi Modi Acustici Periodi ~ 2hr (140 Hz) Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  9. Variabili ro Ap Le stelle Rapidly rotating Ap sono stelle di MS che risiedono nel limite blu della I S. Sono stelle di tipo spettrale A peculiari e sono caratterizzate dal bruciamento dell’idrogeno nel core. I periodi di pulsazione variano tra i 5.65 e 21 minuti. Sono rotatori Obliqui Idrogeno Neodimio Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  10. Pulsatori Massivi Supergiganti Blu  Cephei Slow Pulsating B stars Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  11. Super giganti Blu Pulsazioni stellari per Supergiganti Blu trovate pulsare con modalità simili a quelle delle SPB Stelle B supergiganti pulsano con periodi Fotometrici compresi tra 1 e 25 d Modelli instabilità modi p Modelli instabilità modi g Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  12. Variabili  Cephei Le stelle  Cep sono presenti nella parte superiore della sequenza principale, nel luogo corrispondente ai tipi spettrali B0 – B2. Le loro masse variano da 8 a 18 Msun. Queste stelle pulsano principalmente nei modi p, ma anche nei modi g. Periodi variano tra le 2 e le 8 ore. Oggetti tipici: 12 Lac (B2III), HD129929 (B3V), Eri (B2III),  CMa (B2III),  Ceti (B2 IV),  Oph, V2052 Oph. Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  13. SPB (Slowly Pulsating B) stars Le slowly pulsating B stars, sono stelle pulsanti in modo lento con un comportamento multiperiodico. Tutte le SPB stars confermate sono dei rotatori lenti. I periodi variano tra 0.8 e 3 d Curva di luce della SPB HD163830. Linea continua è il fit con una curva costruita con le 21 frequenze più significative Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  14. Mira Variabili semiregolari Variabili AGB e post AGB Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  15. Pulsazioni sul ramo delle giganti 50<P<890d Oggetti Tipici L2Pup, R Dor, W Cyg, AF Cyg, c Her, RR CrB, V Boo, g Her Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  16. Sub dwarf B Stars Sub dwarf B stars Pulsatori nei modi p e g. Periodi tipici delle pulsazioni: 10-500 s Ampiezze piccole, alcuni % Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  17. PG1159 PNNV White dwarfs White Dwarfs Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  18. PG1159 e PNNV Due sottogruppi: Stelle centrali delle nebulose planetarie Stelle derivanti dalle sD Tempo di raffreddamento tipico:~109 anni Range di Temperatura: 75000< T< 150000 K Periodi pulsazionali caratteristici: 500 s Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  19. White Dwarf Range di temperatura compreso tra 23000 e 25000 K. Prototipo: GD358, trovati 180 modi. White dwarf DB White dwarf DA Range di temperatura compreso tra 11000 e 12000 K. Si conoscono 26 oggetti di questo tipo. Numero modi limitato. Periodi pulsazionali variano a 215 s ai 1186 s Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  20. Sole e stelle di tipo solare Sole e stelle di tipo solare Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  21. Il Sole Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  22. Dove è partito tutto… Grec et al., 1980, Nature 288, 541 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  23. Studio delle oscillazioni solari osservate alla sua superficie Per sondare la sua struttura e dinamica Studio delle oscillazioni nel Sole in un modo simile alla sismologia terrestre La tecnica è molto simile a provare a determinare la forma di uno strumento dal suono che produce Eliosismologia Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  24. Perché l’eliosismologia ? I •  dipendono dalla struttura della stella: • r(r) , p(r) , 1(r) , c(r) • Ma solo2 funzioni indipendenti:r(r) and c(r) •  possono essere misurate con accuratezza (10-5) • Fisica Fondamentale: Equazione di stato (EOS), opacità, neutrini, relatività generale, dinamica dei fluidi Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  25. Perché l’eliosismologia? II • Fisica Stellare: - evoluzione stellare, rotazione differenziale, origine del magnetismo solare, natura delle inomogeneità spaziali e temporali • Fisica interazione Sole-terra - Origine delle tempeste magnetiche Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  26. Metodi Eliosismici • Eliosismologia locale • Struttura e dinamica di pezzi di interni solari e cambiamenti nel tempo • Tempo caratteristico delle onde sonore. • Eliosismologia Globale • Struttura e dinamica degli interni solari mediati longitudinalmente e cambiamenti nel tempo • Frequenze dei modi p Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  27. Successi dell’Eliosismologia • Profondità della zona convettiva (Christensen-Dalsgaard 1985) • Opacità • Problema dei Neutrini • Diffusione del’He e degli elementi pesanti (Basu et al. 1996) • Abbondanza di Elio • Effetti relativistici nel core (Elliot & Kosovichev 1998) • Dinamica interna Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  28. Oscillazioni osservate dei modi P Solari n=1 Frequenze misurate da MDI su SOHO Barra d’errore: 1000 σ (Rodhes et al., 1997) Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  29. Modi di Pulsazione I Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  30. Modi di Pulsazione II Modi p Onde acustiche stazionarie, generalmente caratterizzate da un alto valore dell’ordine Modi g Onde stazionarie di gravità, le cui frequenze sono sensibili alle condizioni degli stratti profondi del Sole Modi f Sono essenzialmente onde di gravità superficiale Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  31. Valori Caratteristici pulsazione solare VR=25 cm/s 1/=5 m L/L=4 ppm Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  32. Velocità del suono del Sole Modello Sole Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  33. EQUAZIONE DI STATO Primo Esponente adiabatico 1 5/3 nell’interno eccetto nelle zone di ionizzazione dell’ H e He • MHD (Mihalas, Däppen & Hummer 1990)- chemical picture • Pressure ionization (Partition equation) • NonRelativistic Electron degeneracy • Excited states • Coulomb correction in the Debye-Hückel approximation • OPAL (Rogers, Swenson & Iglesias 1996) - physical picture • Pressure ionization • Relativistic Electron degeneracy(OPAL2001) • Excited states Partition equation and degree of ionization • Coulomb correction (many-body quantum physics) • Electron exchange • Quantum diffraction Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  34. EOS in superficie Differenza tra il Sole ed il Modello S Dati MDI l<1000 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  35. Abbondanza dell’He nella ZC Y non può essere misurato direttamente dalla spettroscopia Y dai modelli che ottengono L=LSUN Y  0.27-0.28 Now: Helioseismic inversions Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  36. Base della zona convettiva Tachocline Rotazione interna quasi solida Rotazione interna del sole Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  37. Oscillazioni delle Tachocline Howe 2006 Il tasso di rotazione mostra oscillazioni quasi periodiche con un periodo di 1.3 anni alla base della zona convettiva a latitudini medie Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  38. ROTAZIONE NEL CORE • MDI l < 100(Schou et al. 1998)+ • IRIS l=1-3 (Lazreck et al. 1996; Gizon et al1997, Fossat 1998) • GONG l=1-3(Gavryuseva & Gavryuseva 1998) • BISON +LOWL l=1-4 (Chaplin et al. 1999) • GOLF l=1-2 (Corbard et al. 1998) Di Mauro et al. 1998 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

  39. Modi g nel Sole GOLF ha permesso di scoprire i modi g!!! Garcia et al. 2007, Science 10 anni di osservazioni con GOLF I modi g oeesrvati sono consistenti con un modello con un tasso di rotazione 3 o 5 volte più alto di quello dovuto all’interno radiativo Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

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