Astrofisica Estrema: Il caso delle Luminous Blue Variable Stars M 33 – from NOAO/AURA/NSF". Kitt Peak negative image Collaborazione: IASF-Roma: V.F. Polcaro, R.F. Viotti Greve in Chianti: F. Montagni INAF-Loiano: R. Gualandi, S. Galleti UniRomaUno: C. Rossi Dublin City Un.: L. Norci altri: S. Cieffi, A. van Genderen Telescopi: Greve 30 cm Asiago 182 cm Loiano 152 cm Roberto Viotti SEMINARIO Giovedì 22 Febbraio 2007 INAF,Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica (Roma)

SOMMARIO La categoria delle Luminous Blue Variable stars (LBV) include un piccolo numero di stelle calde estremamente brillanti (luminosità bolometrica dell'ordine di un milione di volte quella solare) soggette ad ampie variazioni luminose su scale di tempi di anni e decadi e spesso caratterizzate da spettri ricchi di righe di emissione. Le LBV sembrano rappresentare una fase - importante anche se di breve durata - dell'evoluzione delle stelle di grandissima massa, probabilmente associata a profonde instabilità strutturali e ad un elevato tasso di perdita di massa. Qui presentiamo i risultati di una survey di LBV in M 33 e descriviamo in particolare due casi di notevole interesse: la Variabile A di Hubble-Sandage che, come eta Carinae, è in gran parte offuscata da un inviluppo di materia epulsa dalla stella nel '50 durante una fase parossistica. La seconda è una stella variabile scoperta da Giuliano Romano nel Abbiamo trovato che si tratta di una delle LBV più luminose del cielo con una temperatura effettiva attorno ai gradi. "Most importantly" abbiamo scoperto lo scorso novembre che la stella aveva subito una drammatica diminuzione di luminosità dovuta ad una apparente contrazione della superficie ed un contemporaneo forte aumento della radiazione nell'estremo UV. Si fanno ipotesi sulla natura delle variazioni in questa e nelle altre LBV. Si riassumono le (ancora scarse) informazioni fisiche su queste stelle e se ne discute lo stato evolutivo. Non si manca infine di sottolineare l'importanza basilare che ha avuto in questo campo di "Astrofisica estrema" il monitoraggio con telescopi di piccole e medie dimensioni.

ARGOMENTI: Le stelle variabili superluminose: curve di luce, luminosità e temperatura LBV in M31 e M33 La Variabile A di Hubble-Sandage in M33 La stella di Giuliano Romano GR 290 in M33 Considerazioni generali: instabilità, fase evolutiva, massa Il nucleo di M 33 visto dal telescopio Vaticano in Arizona (immagine negativa)

LE VARIABILI SUPERLUMINOSE NEL DIAGRAMMA H-R GR 290 Var A da Humphreys et al Car AG Car

CURVE DI LUCE 50 anni Var A Sharov 1975

NEBULOSE ATTORNO A LBV eta Carinae Pistol star AG Carinae

MASSA NEBULARE V/S LUMINOSITA Smith & Owocki ApJ 2006

9000°K V= °K V= °K V=8 modello di AG Carinae CURVA DI LUCE DI AG CARINAE AeBeOf

VARIAZIONI A LUMINOSITA COSTANTE

FORMAZIONE DI INVILUPPI DI POLVERE: IL CASO DI ETA CARINAE cF 1843 cF?Be

La domanda sorge spontanea……. Queste imponenti variazioni sono dovute ad instabilità strutturali delle stelle…. ovvero sono il risultato di interazioni tra sistemi binari stretti (supermassicci) ? La prima…….

le LBV sono binarie? Solo un caso certo: eta Carinae T = 5,538 anni Rossi-XTE light curve

Per la cronaca: immagini Beppo-SAX MAX MIN Viotti et al van Genderen et al. 2006

LBV in altre galassie M 31 M 33

Variabili Luminose in M 31 M 31

Stelle variabili luminose in M 33 GR 290 & OB89 Var A

Gli spettri ottici di LBV in M 33 Oltre allidrogeno, si trovano righe di emissione di HeI, NII/[NII] e FeII/[FeII] GR 290 Var 2 Var A VHK83 B416 Var C Var B Lunteren Conference & paper in preparation Asiago & Loiano

La Variabile A di Hubble-Sandage in M 33 La curva di luce M G dust formation F mappa della regione

Lipergigante gialla Variable A Confronto di Var A con standard spettroscopiche LO SPETTRO DI ASIAGO Supergigante G continuo più caldo (6500 K) Dicembre 2004 Nov.2003-Sett.2004 Ott.1985-Ott.1986 Viotti et al. A&A 2006 Humphreys et al. 1987, 2006

Asiago, Dicembre 2004 (Viotti et al. 2006) (Humphreys et al. 1987/2006) K 1350 K DISTRIBUZIONE ENERGETICA 6500 K black body in visual Infrared excess from absorbed visible

Romano Star e gli ammassi OB 89 e OB 88

La stella di Giuliano Romano GR 290 in M33 LO SPETTRO OTTICO Dicembre 2004 Viotti et al. A&A 2006 ( ) Kurtev et al ( ) B CURVE DI LUCE

Distribuzione energetica di GR 290 T = K Viotti et al. A&A 2006

B V BV V= B=17.3 IL COLLASSO DEL mag ! Montagni (13 Nov. 2006): "ma io quasi non la vedo più!" CURVA DI LUCE AGGIORNATA LoianoKurtev et al.

WN11 WN9 WN10 Viotti, et al. A&AL 2007 Lo spettro durante confrontato con UIT 3 EM(4650) vs. V Tra il 2004 ed il 2007 il raggio si è dimezzato e la temperatura è aumentata da K a 45000(?)K Of/WN9 4650

La presente fase di GR 290 è la più calda mai osservata in una LBV ! per es. AG Car al minimo era: Of/WN11 GR 290 (Dic. 2006)* AG Car (giugno 1990)*** UIT 3 Of/WN9** * osservato da Gualandi e Polcaro **osservato da Rossi e Viotti ***osservato da Polcaro (ESO) POTREBBE DIVENTARE UNA W-R ?

GR 290 e le Associazioni OB 89 & OB 88 GR 290 è più brillante delle stelle OB delle associazioni vicine OB89 e OB88 Romanos star and the nearby associations (to the west) Il diagramma colore-luminosità (non corretto dellarrossamento i.s.)

Diagramma H-R delle LBV in M 33 tratto da Viotti et al Tracce evolutive di stelle di grande massa con mass loss fornite da Chieffi & Limongi 2006 LA MASSA DELLE LBV

QUALCHE CONCLUSIONE PREMESSA: Le LBV sono molto differenti luna dalle altre: i risultati su di una possono non valere per le altre. Meglio studiare a fondo un singolo oggetto, per es. AG Carinae, che cercare conclusioni generali da studi a carattere statistico. Le stelle LBV sono oggetti estremamente luminosi costituiti da stelle di grande massa. Soffrono di forti perdite di massa – sia continua che in fasi esplosive (le nebulose circumstellari), ma non è facile stimare le une e le altre. Levidenza di formazione di grandi quantità di polvere (anche attorno a stelle calde) è un tema di notevoli prospettive. Periodicamente, ma irregolarmente, le LBV si contraggono e si espandono. Forse una pulsazione strutturale della stella viene modellata dallespansione dellatmosfera e dalla rotazione. La scala temporale molto lunga delle variazioni richiede un continuo monitoraggio (per es. UBV, anche spettri a bassa risoluzione) improponibile ai grandi telescopi. Senza un continuo monitoraggio si possono perdere eventi cruciali come quello oggi scoperto in GR 290. Importanza delle ricerche di archivio.