INAF Astronomical Observatory of Padova

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

Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole
Stelle Pulsanti nel diagramma HR p-mode g-mode solar-like Solar type stars correspond to relatively cold stars with intermediate mass (up to 1.7 MSUN) near the main sequence, in the phase of hydrogen burning and with a significant outer convective zone (F,G, and K dwarfs and sub-giants) 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 La stricia di stabilità è una zona del diagramma HR in cui le condizioni fisiche e termodinamioche delle strutture sono tali per cui vengono eccitate le pulsazioni. In particolare per la parte alta e lontana dalla sequenza principale sono eccitati modtio radiali delle stelle. Verso le alte temperature e le basse luminosità, la striscia intercetta la sequenza principale e le stelle in questa parte della striscia di instabilità oscillano sia in modo radiale che in m odo non radiale. Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

Caratteristiche pulsatori I-S Tipo P P tipico Pop. Sp MV RR Lyrae 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 F2-G6 0.0 ->-3  Scuti 1-3hr 2 hr A2-F5 +2 ->+3 I dati di questa tabella sono stati presi da Cox, 1980, “Theory of Stellar Pulsation”, Table 3.1, p. 15 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

Variabili Cefeidi Henrietta Leavitt ( ) Nel 1908 scopre la relazione Periodo Luminosità per le cefeidi nella LMC Discovered 2400 variable stars – about half known in her time Most brilliant woman at Harvard “It is worthy of notice that … the brighter variables have the longer periods.” (Leavitt 1908) Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

Henrietta Leavitt’s PL discovery 1912
brighter magnitude Period in days Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

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

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

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 Nella riga dell’Idrogeno l’ampiezza delle oscillazioni aumenta con l’altezza nell’atmosfera nella regione di formazione della riga di assorbimento dell’Idrogeno. Il contrario succede nella regione di formazione della riga del Neodimio. Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

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

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 Nel diagramma è mostrata la posizione delle stelle supergiganti B che sono state scoperte essere delle variabili periodiche dalla miossione Hipparcos. Viene fatto il confronto con i modelli teorici per il calcolo dell’instabilità per i modi p (linea intera), modi g (linea tratteggiata). Modelli instabilità modi p Modelli instabilità modi g Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

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), HD (B3V), Eri (B2III),  CMa (B2III),  Ceti (B2 IV),  Oph, V2052 Oph. Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

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 HD Linea continua è il fit con una curva costruita con le 21 frequenze più significative Solar type stars correspond to relatively cold stars with intermediate mass (up to 1.7 MSUN) near the main sequence, in the phase of hydrogen burning and with a significant outer convective zone (F,G, and K dwarfs and sub-giants) Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

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

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 I power spectrum delle variabili Semiregolari mostrano che i picchi delle frequenze fuoriescono da eccessi di potenza che ricordano le pulsazioni eciitate casualmente. Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

Sub dwarf B stars Sub dwarf B Stars Pulsatori nei modi p e g. Periodi tipici delle pulsazioni: s Ampiezze piccole, alcuni % Oggetti posizionati nella parte blu del ramo orizzontale (T=35000). Sono quindi oggetti che hanno perso la maggior parte del loro inviluppo e che hanno cominciato il bruciamento dell’He nel core. Sono stati previsti prima teoricamente e poi sono stati osservati. Pulsano sia nei modi p che nei modi g. Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

White Dwarfs PG1159 PNNV White dwarfs Altri pulsatori importanti sono collocati lungo la sequenza di raffreddamento delle nane bianche. Le nane bianche sono oggetti compatti che derivano da di piccola massa (M<6Msun) dopo la fase di ramo asintotico, le nane bianche sono oggetti che non hanno la massa sufficiente per riuscire ad innescare il loro combustibile centrale e finiscono la loro esistenza raffreddandosi ed entrando sempre più nella degenerazione dei loro core. Sono cioè, in definitiva, delle strutture che stanno cristallizzandosi. Nella sequenza di raffreddamento vi sono quattro zone in cui queste struttura pulsano. La prima è la posizione dei nuclei delle nebulose planetarie, oggetti brillanti e particolarmente caldi. Le altre tre zone sono collocate lungo la sequenza di raffreddamento a luminosità e temperature via via minori. Queste strutture sono rispettivamente le DOV, le DBV e le DAV. D stà per dwarf, V stà per variabili e O B ed A stanno per dire che gli spettri di questi oggetti ricordano, per la presenza delle righe di H ed He quello delle stelle O B ed A. L’asterosismologia delle nne bianche è uno strumento potente che permette, come vedremo più avanti, la valutazione della massa degli oggetti e di conoscere che frazione di questa massa è dovuta al nucleo degenere e quale all’inviluppo. Permette di valutare la variazione di periodo dovuto al tasso di raffreddamento e altre caratteristiche basilari di queste strutture stellari. Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

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< K Periodi pulsazionali caratteristici: 500 s Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

White Dwarf White dwarf DB Range di temperatura compreso tra e K. Prototipo: GD358, trovati 180 modi. White dwarf DA Range di temperatura compreso tra e K. Si conoscono 26 oggetti di questo tipo. Numero modi limitato. Periodi pulsazionali variano a 215 s ai 1186 s Lungo la sequenza di raffreddamento si incontrano altri due gruppi di nane bianche in altrettante zone di instabilità : le DB e le DA. Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

Sole e stelle di tipo solare Sole e stelle di tipo solare Stelle di tipo solare cortrispondono a stelle di sequenza principale inferiore o leggermente evolute, fredde con masse che si aggirano intorno alla massa del sole. Tipicamente sono oggetti al di sotto del limite rosso della Instability Strip. Tipicamente sono oggetti con nucleo radiativo ed inviluppo convettivo. Nelle stelle di tipo solare le pulsazioni sono eccitate casualmente e sono attivi modi non radiali.Oltre alle stelle di sequenza principale appartengono a questo gruppo anche oggetti non di sequenza principale che abbiamo già incontrato, ovvero le variabili Semiregolari sul ramo delle giganti. Anche in questo caso, la convezione eccita pulsazioni di tipo solare. Il Sole e le stelle di tipo solare sono un gruppo di oggetti asterosismologicamente molto importanti. Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

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

Dove è partito tutto… Power spectrum of solar Oscillations, obtained from Doppler observations in light integrated over the disk of the Sun. The ordinate is normalized to show velocity power per frequency bin. The data were obtained from six observing stations and span approximately four months. The radial velocity amplitude for the solar pulsation is about 25 cm/s corresponding to a luminosity amplitude of 4 ppm. Grec et al., 1980, Nature 288, 541 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

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

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 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

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

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

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

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

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

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

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

Primo Esponente adiabatico
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

EOS nell’interno Inversione dei dati con l  100 Di Mauro & Christensen-Dalsgaard 2001 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

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

Abbondanza dell’He nella ZC
Y non può essere misurato direttamente dalla spettroscopia Y dai modelli che ottengono L=LSUN Y  Now: Helioseismic inversions Referenza DATI Y MHD Y OPAL Basu & Antia (1995) HLH 100<l<1200 0.24560.007 0.24890.0028 Kosovichev (1996) 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 0.25240.0001 0.24880.0001 Di Mauro et al. (2002) MDI l<1000 0.24570.0005 0.25390.0005 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

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

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

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) BISON +LOWL l= (Chaplin et al. 1999) GOLF l= (Corbard et al. 1998) Di Mauro et al. 1998 Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole

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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