EVOLUZIONE STELLARE TEORICA

EVOLUZIONE STELLARE TEORICA
•SVILUPPO NELLE TECNICHE
OSSERVATIVE
•SVILUPPO DI NUOVI ALGORITMI
NUMERICI
•MIGLIORE TRATTAZIONE DELLA
“FISICA” DELLA MATERIA STELLARE
•DISPONIBILITA’ DI POTENTI RISORSE
DI CALCOLO
DA UN PUNTO DI VISTA QUALITATIVO, LO SCENARIO INTERPRETATIVO E’
BEN DEFINITO DA MOLTI ANNI. TUTTAVIA, MOLTE ED IMPORTANTI PROBLEMATICHE
NECESSITANO ANCORA UNA ACCURATA INDAGINE QUANTITATIVA
L’EVOLUZIONE STELLARE TEORICA
COME STRUMENTO DI INDAGINE
STUDIO
POPOLAZIONI
STELLARI
TEST
DELLA
FISICA
INDICATORI
DI
DISTANZA
COLORI
INTEGRATI
MODELLI
STELLARI
EVOLUZIONE
CHIMICA
PULSAZIONI
STELLARI
ELIO&
ASTROSEISMOLOGIA
Le collaborazioni scientifiche
nazionali
•Università di Pisa
•Università di Roma
•Università di Perugia
•Università di Ferrara
•Università di Padova
•Università di Torino
•Università di Salerno
•Università di Napoli
•Istituto Nazionale di Fisica Nucleare
•TESRE (Bologna)
Le collaborazioni scientifiche
internazionali
European Southern Observatory (Germania)
Max Planck Institute for Astrophysics (Monaco)
Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (Monaco)
John Moores University Liverpool (UK)
Space Telescope Science Institute (Baltimora)
Cerro Tololo Inter-American Observatory – NOAO (Cile)
Imperial College, Blackett Laboratory (Londra)
Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (Barcellona)
Universitat politécnica de Catalunya (Barcellona)
University of Victoria (Canada)
Warsaw University Observatory (Polonia)
University of Illinois (USA)
Universidad Catolica (Santiago, Cile)
Universidad de Granada (Spagna)
Instituto de Astrofisica de Canarias (Spagna)
University of Texas – Austin (USA)
Caltech – Pasadena (USA)
Observatoire de Nice (Francia)
Alcuni risultati…
• Evoluzione stellare come “test” della fisica
• Strutture stellari di massa molto piccola
• Evoluzione stellare come “tool” per studiare l’Universo
• L’evoluzione chimica della materia (AGB, Stelle massive)
• Progenitori di Supernovae
• Sintesi di popolazione
La teoria dell’evoluzione stellare: gli ingredienti
• Le equazioni delle strutture stellari
• Gli inputs fisici:
• Equazione di Stato
• Opacità
• Sezioni d’urto nucleari
• I meccanismi microscopici:
• Diffusione atomica
• Levitazione radiativa
• I meccanismi macroscopici:
• Convezione superadiabatica
• Overshooting
• Pulsi convettivi








Forse c’è
qualcos’altro…
venti? rotazione? extramixing? campi
magnetici?
L’elioseismologia
(c
-c sun)/c
(cmod
)/csun
mod-csun
sun
Sound
Sound velocity
velocity and
and
internal
internal structure
structure
FRANEC NACRE
FRANEC CF88
BP’00
0.010
0.010
0.010
0.008
0.008
0.008
0.006
0.006
0.006
0.004
0.004
0.004
0.002
0.002
0.002
0.000
0.000
0.000
-0.002
-0.002
-0.002
-0.004
-0.004
-0.004
-0.006
-0.006
-0.006
-0.008
-0.008
-0.008
-0.010
-0.010
-0.010
0.07
0.07
0.07
0.18
0.18
0.18
0.30
0.30
0.30
0.43
0.43
0.43
0.56
0.56
0.68
0.68
0.81
0.81
R
Rsun
sun
L’analisi dello spettro pulsazionale solare ed il confronto con “vari” modelli solari “standard”
consente di testare l’accuratezza delle varie assunzioni
riguardo alla “fisica” in gioco nelle stelle di piccola massa
Importanza dello studio delle VLM
Sono un “laboratorio” ideale per testare l’accuratezza delle varie “prescrizioni” fisiche
riguardo alle proprietà della materia in condizioni fisiche peculiari
Sono strutture di “transizione” tra gli oggetti stellari e quelli sub-stellari
Relazione con il problema della “materia oscura”
…e più in generale …
con una fondamentale proprietà delle pop. stellari:
La funzione iniziale di massa (IMF)
dN
dN
dL


dM
dL
dM
0.5M
0.15M
L’evidente disaccordo è in maggior parte dovuto ad una errata valutazione dell’opacità per
<1m
Poichè la molecola di TiO è la più importante sorgente opacitiva nell’intervallo 0.6-1.1m, la
TiO lines list utilizzata potrebbe essere alla base del problema (ma anche CaOH …)
La relazione massa-luminosità
La relazione massa-raggio
Misure VLTI (Segransan et al. 2003)
• I modelli riproducono bene le osservazioni;
• Il confronto con stelle binarie e “oggetti singoli” supporta
lo scenario interpretativo teorico…
• Più dati e misure accurate sono necessarie!
Il Tip del Ramo delle Giganti Rosse (TRGB)
Il suo utilizzo come “candela standard” lo rende uno dei più efficienti indicatori di distanza primari
I processi fisici che regolano il comportamento delle strutture stellari
durante l’evoluzione come gigante rossa ed al Flash dell’He sono ben noti
Questo risultato fornisce un check della consistenza
tra le scale di distanza del TRGB e della ZAHB
Tale consistenza fornisce una “forte” indicazione a favore
dell’accuratezza dello scenario evolutivo proposto. Tuttavia…
Il tip dell’RGB come candela standard: lo stato dell’arte
 Cen – Bellazzini et al. 01
Tutte le calibrazioni teoriche “sono” entro 1.5 dalla calibrazione di BFP
Alcuni problemi:
Le calibrazioni empiriche possono essere affette da incertezze collegate alla “reale”
misura della posizione del TRGB negli ammassi globulari e/o alla scala di distanza;
La calibrazione teorica è fortemente affetta dall’incertezza nella scala delle correzioni
bolometriche in banda I;
Il Ramo Orizzontale: il parametro R
 HB
N HB
R

N RGB  RGB
NHB – numero di stelle di HB
NRGB – numero di stelle di RGB più brillanti dell’HB
La calibrazione teorica riproduce l’andamento con la
metallicità dei dati osservativo;
Il contenuto di elio risultava essere ~0.20!
Troppo basso rispetto al valore ottenuto
dallo studio delle regioni HII e dalle analisi
della radiazione di fondo cosmico associate
a calcoli di nucleosintesi “cosmologica”
Il parametro R: un aggiornamento
Y=0.245 – t=11Gyr
Y=0.245 – t=13Gyr
Y=0.230 – t=13Gyr
•Tenendo conto degli errori teorici ed osservativi, si è ottenuta per gli ammassi globulari
un valore medio per l’abbondanza di elio pari a Y=0.243±0.006;
•Questo valore è perfettamente consistente con la stima dell’abbondanza primordiale di He
ottenuta dagli studi di CMB;
•Nessuna significativa relazione dY/dZ è stata ottenuta;
L’età degli ammassi globulari galattici
Il metodo verticale
Il metodo orizzontale
Quanto è accurato “l’orologio” teorico?
Un metodo alternativo per stimare l’età degli ammassi
globulari: la funzione di luminosità delle Nane Bianche
Vantaggio: minore dipendenza dalla scala di distanza
Il caso dell’ammasso M4
Ottimo accordo
tra teoria ed osservazioni
Buona descrizione
della Fisica della
materia “densa”
Problema: può essere stimato solo un limite inferiore per l’età:  9 Gyr
La sequenza “attesa” per le WD in NGC6397 con ACS
Blue hook stars: ?
•
Recenti osservazioni far-UV degli
ammassi Cen e NGC 2808 hanno
mostrato l’esistenza di uno “spread”
nella luminosità UV in corrispondenza
della parte “calda” dell’HB, maggiore
di quanto atteso sulla base degli errori
fotometrici;
•
Questi oggetti formano nel diagramma
Colore-Magnitudine una struttura ad
“uncino”;
•
Appaiono molto più calde delle stelle
“canoniche” di “estremo HB” come
quelle presenti in NGC6752;
•
Esse appaiono più deboli della parte
più blu della ZAHB canonica anche fino
a ~0.7mag nelle bande UV;
NGC2808 – Brown et al. 01
La teoria dell’evoluzione stellare fa una predizione, confermata dalle osservazioni
solo molti anni dopo: the late hot He flashers (Castellani & Castellani 1993)
A causa di una elevata efficienza della perdità di massa (perchè?) durante l’evoluzione di RGB,
una stella può perdere così tanta massa da non esser più in grado di innescare il Flash dell’He in
cima al Ramo delle Giganti Rosse, evolvendo quindi direttamente verso la sequenza di
raffreddamento delle nane bianche;
A seconda della quantità di massa residua presente sopra il nucleo di He, la stella può ancora
innescare il bruciamento dell’He alla “sommità” della sequenza di raffreddamento (Early Hot
Flashers) o lungo la sequenza stessa (Late Hot Flashers)
The He Flash Induced mixing
Il meccanismo fisico dell’He Flash-Induced Mixing
•Accurati e sofisticati modelli stellari sono necessari
per il calcolo di questa fase evolutiva…;
•Una notevole quantità di materia processata
nuclearmente attraverso la combustione dell’H e
dell’He è trasportata in superficie…;
• l’inviluppo della stella è fortemente arricchito di
Carbonio (XC0.029) ed elio (Y  0.96)…
Analisi spettroscopiche sono essenziali!
Recenti risultati (Moehler et al. 03) forniscono un notevole supporto sia da un punto di vista
qualitativo che quantitativo alle previsioni teoriche ottenute dai nostri modelli
Le stelle: motore dell’evoluzione chimica dell’Universo
Il Ramo Asintotico delle Giganti Rosse
H-rich (30%
He)
C/O
H-Burning
power
Fase evolutiva molto importante
Nucleosintesi degli elementi “s”
He-Burning
power
He-rich (20% C
)
Post-AGB stars nel “disco galattico”: confronto tra osservazioni
spettroscopiche e calcoli di nucleosintesi da cattura neutronica
[el/Fe]
IRAS 0653-0213
[Fe/H]=-0.6
[el/Fe]
PbBa-peak Hfpeak
Zr-peak
peak
IRAS 081434108
[Fe/H]=-0.8
Atomic Number
C-stars di campo molto “povere di metalli”
HE 2148-1247
[Fe/H]=-2.7
Esiste un ottimo accordo tra le previsioni teoriche e le evidenze sperimentali
Modelli evolutivi per stelle massive
Le regioni convettive
All’innesco del collasso del nucleo
 Ye  0.45  M Ch  1.18M o
COMPOSIZIONE CHIMICA DOPO L’ESPLOSIONE DI UN MODELLO DI 25 M
v0=1.5658 109 cm/s Mcut=1.23 M
H Shell
He
He Shell
F
Ox
Cx
Nex
Cl
C conv.
Shell
O
Na
Mg
C conv. Shell
Sc
Si-cx
Mg
Cl
Al Ne
C
Nex
S
Ar
K
Ca
P
Si
Si-ix Ox
Si-cx
Ti
Si-ix
Fe
V
Mn
Cr
Si-cx
Ox
Co
Sc
Ni
Ekin=1.263 foe
He Shell
H
He Centrale
N
H Centrale
Nex Cx
Si-ix
Un codice evolutivo
estremamente
sofisticato ed in grado
di “gestire” un network
nucleare molto
complesso (circa 290
isotopi), è essenziale per
questo tipo di analisi
Estreme SNe IIp: possibili candele standard ad alto redshift
Studio dei possibili progenitori di Supernovae di tipo Ia
Nane Bianche in fase di accrescimento di H
RG
MS
Sintesi di Populazione
Scopi scientifici:
Ottenere informazioni accurate sulle proprietà dei sistemi stellari “vicini”
Analizzare lo stato evolutivo delle popolazioni stellari in sistemi stellari lontani “non risolti”
Il diagramma Colore-Magnitude sintetico
I: popolazioni stellari “semplici” vecchie t = 15 Gyr
47 TUC
M 30

Tutte le fasi evolutive sono prese in considerazione

Le principali caratteristiche del diagramma CM osservativo sono ben riprodotte
Colori integrati
I. Sistemi stellari “vecchi” (t > 5 Gyr)

Confronto teoria-osservazioni
riguardo ai colori integrati di
ammassi globulari galattici

Predizioni teoriche disponibili in un
gran numero di bande fotometriche:
UBVRIJHK + filtri HST

Analisi delle fluttuazioni stocastiche
dovute al numero “finito” di stelle
nelle fasi evolutive “brillanti &
veloci”
II. Popolazioni stellari “giovani”: gli ammassi della Grande Nube di Magellano
Età= 130Myr
Modelli di sintesi di popolazione: uno strumento per studiare le
popolazioni stellari “lontane”
I colori integrati UV possono essere
utilizzati come un indicatore di età:
proposta calibrazione teorica e
verificata su osservazioni IUE di
ammassi di LMC.
Un’interpretazione dell’eccesso UV
nelle galassie ellittiche…
Il metodo delle fluttuazioni di Brillanza superficiale (SBF)
Tonry, J. & Schneider, D. (1988)
Osservazioni:
f 
d
pixel to pixel flux varia nce
pixel average flux
Teoria:
n  f
F
n  f
i
2
i
i
i
i
i
M
SBF
 2.5 log F
Distanza della pop. stellare
E’ stata effettuata una nuova calibrazione teorica delle magnitudini SBF
che tiene conto degli errori stocastici
Magnitudini SBF per popolazioni stellari “vecchie”
 Z=0.0001  Z=0.001  Z=0.01  Z=0.02 •
Z=0.04
età = 5, 9, 11, 13, 15 Gyr
1.
Un nuovo indicatore di distanza primario: MSBF(I,V,K,HST)=f(V-I)
MISBF= -1.74 (±0.2) + 3.9 (±0.5) [(V-I)0-1.15]
calibrazione empirica in banda I (>300 galassie (Tonry et al. 2001))
MISBF= -1.74 (±0.08) + 4.5 (±0.25) [(V-I)0-1.15]
2. La degenerazione età-metallicità:
Galaxy
Age
NGC 221
6
NGC 224
12
NGC 1399 12
NGC 1404
9
NGC 3379 12
NGC 4374
8
NGC 4472
9
[Fe/H]
0.04
0.15
0.12
0.20
0.00
0.15
0.20
Efficiente “tracciante”
per le popolazioni stellari
Archivi dei risultati evolutivi disponibili su WEB per tutta la comunità scientifica
BASTI
ORFEO
GIPSY