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

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? extra-mixing? campi magnetici?

L’elioseismologia 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)

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 Tutte le calibrazioni teoriche “sono” entro 1.5 dalla calibrazione di BFP  Cen – Bellazzini et al. 01 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 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 Quanto è accurato “l’orologio” teorico? Il metodo verticale Il metodo orizzontale

tra teoria ed osservazioni 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)

The He Flash Induced mixing 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) He-rich (20% C ) C/O Fase evolutiva molto importante Nucleosintesi degli elementi “s” H-Burning power He-Burning

Post-AGB stars nel “disco galattico”: confronto tra osservazioni spettroscopiche e calcoli di nucleosintesi da cattura neutronica IRAS 0653-0213 [Fe/H]=-0.6 [el/Fe] Atomic Number Zr-peak Ba-peak Hf-peak Pb-peak IRAS 08143-4108 [Fe/H]=-0.8

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

COMPOSIZIONE CHIMICA DOPO L’ESPLOSIONE DI UN MODELLO DI 25 M v0=1.5658 109 cm/s Mcut=1.23 M Nex Cx Ekin=1.263 foe O N H Na Al Ne C Mg He He Shell H Centrale He Shell H Shell Sc C conv. Shell He Centrale F 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 Ox Nex Cx C conv. Shell Si-cx Nex S Cl Mg Ar K Ca P Cl Si Si-ix Ox Si-cx Ti Si-ix Ox Si-cx Si-ix Fe V Co Sc Ni Mn Cr

Estreme SNe IIp: possibili candele standard ad alto redshift

Nane Bianche in fase di accrescimento di H Studio dei possibili progenitori di Supernovae di tipo Ia Nane Bianche in fase di accrescimento di H RG MS

Sintesi di Populazione Ottenere informazioni accurate sulle proprietà dei sistemi stellari “vicini” Analizzare lo stato evolutivo delle popolazioni stellari in sistemi stellari lontani “non risolti” Scopi scientifici: Montecarlo simulation

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

I. Sistemi stellari “vecchi” (t > 5 Gyr) 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) Il metodo delle fluttuazioni di Brillanza superficiale (SBF) d Osservazioni: Teoria: Distanza della pop. stellare

che tiene conto degli errori stocastici 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

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 [Fe/H] NGC 221 6 0.04 NGC 224 12 0.15 NGC 1399 12 0.12 NGC 1404 9 0.20 NGC 3379 12 0.00 NGC 4374 8 0.15 NGC 4472 9 0.20 Efficiente “tracciante” per le popolazioni stellari

Archivi dei risultati evolutivi disponibili su WEB per tutta la comunità scientifica BASTI ORFEO GIPSY