lezione3 - INAF

Asterosismologia
3. Stelle e pulsazioni: Variabili intrinseche e Sole
Riccardo U. Claudi
INAF Astronomical Observatory of
Padova
Stelle Pulsanti nel diagramma HR
p-mode
g-mode
solar-like
Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole
Striscia di instabilità
M-S
Cefeidi Clasiche
Pulsatori RR Lyrae
Interseca la M-S
all’altezza dei tipi
spettrali A- F (1-2 Msun)
Scuti
Ro Ap
Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole
Caratteristiche pulsatori I-S
Tipo
P
P tipico Pop.
Sp
MV
RR Lyrae
1.5-24 hr
0.5d
II
A2-F2
0.0->+1.0
Clas. Cep.
1-50d
5-10d
I
F6-K2
-0.5 -> -6
W Virginis
2-45d
12-20d
II
F2-G6
0.0 ->-3
 Scuti
1-3hr
2 hr
I
A2-F5
+2 ->+3
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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)
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Henrietta Leavitt’s PL discovery
1912
magnitude
brighter
Period in days
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Un diagramma P-L moderno
magnitude
Più brillante
1
3
10
30
Periodo in d
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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)
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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
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Pulsatori Massivi
Supergiganti Blu
 Cephei
Slow Pulsating B
stars
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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
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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.
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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
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Variabili AGB e post AGB
Mira
Variabili
semiregolari
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Pulsazioni sul ramo delle giganti
50<P<890d
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Oggetti Tipici
L2Pup,
R Dor,
W Cyg,
AF Cyg,
c Her,
RR CrB,
V Boo,
g Her
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Sub dwarf B stars
Sub dwarf B Stars
Pulsatori nei modi p e g.
Periodi tipici delle pulsazioni:
10-500 s
Ampiezze piccole, alcuni %
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White Dwarfs
PG1159 PNNV
White dwarfs
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PG1159 e PNNV
Due sottogruppi:
1. Stelle centrali delle nebulose planetarie
2. Stelle derivanti dalle sD
Tempo di raffreddamento tipico:~109 anni
Range di Temperatura:
75000< T< 150000 K
Periodi pulsazionali caratteristici:
500 s
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White Dwarf
White dwarf DB
White dwarf DA
Range di temperatura compreso
tra 23000 e 25000 K. Prototipo:
GD358, trovati 180 modi.
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
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Sole e stelle di tipo solare
Sole e stelle di
tipo solare
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Il Sole
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Dove è partito tutto…
Grec et al., 1980, Nature 288, 541
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Eliosismologia
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
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Perché l’eliosismologia ? I

dipendono dalla struttura della stella:
r(r) , p(r) , 1(r) , c(r)
Ma solo 2 funzioni indipendenti:r(r) and c(r)
 possono essere misurate
Fisica Fondamentale:
con accuratezza (10-5)
Equazione di stato (EOS), opacità, neutrini, relatività
generale, dinamica dei fluidi
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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
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Metodi Eliosismici
Eliosismologia Globale
•Struttura e dinamica degli
interni solari mediati
longitudinalmente e
cambiamenti nel tempo
•Frequenze dei modi p
Eliosismologia locale
•Struttura e dinamica di pezzi di
interni solari e cambiamenti nel
tempo
•Tempo caratteristico delle onde
sonore.
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Successi dell’Eliosismologia
Profondità della zona convettiva
1985)
(Christensen-Dalsgaard
Opacità
Problema dei Neutrini
Diffusione del’He e degli elementi pesanti
al. 1996)
(Basu et
Abbondanza di Elio
Effetti relativistici nel core (Elliot & Kosovichev
1998)
Dinamica interna
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Oscillazioni osservate dei modi P Solari
n=1
Frequenze misurate da MDI su SOHO
Barra d’errore: 1000 σ
(Rodhes et al., 1997)
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Modi di Pulsazione I
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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
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Valori Caratteristici pulsazione solare
VR=25 cm/s

R ~ 10 13 m
R
R
~ 0.017ppm
1/=5 m
L/L=4 ppm
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Velocità del suono del Sole
Modello Sole
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EQUAZIONE DI STATO
Primo Esponente adiabatico
1 5/3 nell’interno
  ln p 
 
eccetto nelle zone di 1   ln  

 ad
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
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EOS in superficie
Differenza tra il Sole ed il Modello S
Dati MDI l<1000
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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
Referenza
DATI
Y MHD
Y OPAL
HLH 100<l<1200
0.2456 0.007
0.2489 0.0028
BBSO 4<l<140
0.232 0.006
0.248 0.006
Richard et al.
(1998)
MDI
0<l<140
0.242 0.002
0.248 0.002
Basu (1998)
MDI
l<194
Basu & Antia
(1995)
Kosovichev
(1996)
Di Mauro et
al. (2002)
MDI
l<1000
0.2524 0.0001 0.2488 0.0001
0.2457 0.0005 0.2539 0.0005
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Rotazione interna del sole
Base della
zona
convettiva
Tachocline
Rotazione
interna
quasi
solida
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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
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ROTAZIONE NEL CORE
MDI l < 100 (Schou et al. 1998)+
IRIS l=1-3 (Lazreck et al. 1996; Gizon et
al 1997, Fossat 1998)
GONG l=1-3 (Gavryuseva &
Gavryuseva 1998)
Di Mauro et al. 1998
BISON +LOWL l=1-4
(Chaplin et al. 1999)
GOLF l=1-2
(Corbard et al. 1998)
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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
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