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Riccardo U. Claudi
INAF Astronomical Observatory of Padova
Asterosismologia
3. Stelle e pulsazioni: Variabili intrinseche e Sole
Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole
Stelle Pulsanti nel diagramma HR
p-mode
solar-like
g-mode
Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole
Striscia di instabilità
M-S
Interseca la M-S all’altezza dei tipi spettrali A- F (1-2 Msun) ScutiRo Ap
Cefeidi Clasiche
Pulsatori RR Lyrae
Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole
Caratteristiche pulsatori I-S
Tipo PP 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
Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole
“It is worthy of notice that … the brighter variables have the longer periods.” (Leavitt 1908)
Variabili CefeidiHenrietta Leavitt (1868-1921)Nel 1908 scopre la relazione Periodo Luminosità per le cefeidi nella LMC
Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole
mag
nit
ud
e
Period in days
brighter
Henrietta Leavitt’s PL discovery1912
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Più brillante
mag
nit
ud
e
1 3 10 30
Periodo in d
Un diagramma P-L moderno
Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole
Variabili Scuti
Stelle all’intersezione tra I-S e M-S.Masse comprese tra 2.0 - 2.5 Msun
Core convettiviModi AcusticiPeriodi ~ 2hr (140 Hz)
Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole
Variabili ro ApLe 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
Modelli instabilità modi p
Modelli instabilità modi g
Pulsazioni stellari per Supergiganti Blu trovate pulsare con modalità simili a quelle delle SPBStelle B supergiganti pulsano con periodi Fotometrici compresi tra 1 e 25 d
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Variabili CepheiLe 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) starsLe 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
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50<P<890d
Oggetti TipiciL2Pup, 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 sAmpiezze piccole, alcuni %
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White Dwarfs
PG1159 PNNV
White dwarfs
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PG1159 e PNNVDue sottogruppi:1.Stelle centrali delle nebulose planetarie2.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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EliosismologiaEliosismologia
Studio delle oscillazioni nel Sole in un modo simile alla sismologia terrestre
Studio delle oscillazioni solari osservate alla sua superficiePer sondare la sua struttura e dinamica
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 ? IPerché 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
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Perché l’eliosismologia? IIPerché 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 EliosismiciMetodi EliosismiciEliosismologia 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’EliosismologiaSuccessi dell’EliosismologiaProfondità 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
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Oscillazioni osservate dei modi P Solari
Frequenze misurate da MDI su SOHO
Barra d’errore: 1000 σ
n=1
(Rodhes et al., 1997)
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Modi di Pulsazione IModi di Pulsazione I
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Modi di Pulsazione IIModi di Pulsazione II
Modi pModi p
Modi gModi g
Modi fModi f
Onde acustiche stazionarie, generalmente Onde acustiche stazionarie, generalmente caratterizzate da un alto valore dell’ordinecaratterizzate da un alto valore dell’ordine
Onde stazionarie di gravità, le cui Onde stazionarie di gravità, le cui frequenze sono sensibili alle condizioni frequenze sono sensibili alle condizioni degli stratti profondi del Soledegli stratti profondi del Sole
Sono essenzialmente onde di gravità Sono essenzialmente onde di gravità superficialesuperficiale
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Valori Caratteristici pulsazione solareValori Caratteristici pulsazione solare
VVRR=25 cm/s=25 cm/s
€
R ~ 10 ÷13 m δR
R~ 0.017ppm
1/1/=5 m=5 m
L/L=4 ppmL/L=4 ppm
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Velocità del suono del SoleModello Sole
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EQUAZIONE DI STATOEQUAZIONE DI STATO
1
ln
lnad
p
ρ⎛ ⎞∂
=⎜ ⎟∂⎝ ⎠
Primo Esponente adiabatico1 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
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EOS in superficieEOS in superficieDifferenza 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 spettroscopiaY dai modelli che ottengono L=LSUN
Y 0.27-0.28Now: Helioseismic inversionsReferenza DATI Y MHD Y OPAL
Basu & Antia (1995)
HLH 100<l<1200
0.24560.0070.24890.002
8
Kosovichev (1996) BBSO 4<l<140 0.2320.006 0.2480.006
Richard et al. (1998)
MDI 0<l<140 0.2420.002 0.2480.002
Basu (1998) MDI l<194 0.25240.0001
0.24880.0001
Di Mauro et al. (2002)
MDI l<1000 0.24570.0005
0.25390.0005
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Rotazione interna del sole
Base della zona
convettiva
TachoclineRotazione
interna quasi solida
Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole
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
Oscillazioni delle Tachocline
Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole
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=1-4 (Chaplin et al. 1999)
GOLF l=1-2 (Corbard et al. 1998)
Di Mauro et al. 1998
ROTAZIONE NEL CORE
Asterosismologia: 3. Stelle e pulsazioni: variabili intrinseche e Sole
Modi g nel SoleModi g nel Sole
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
GOLF ha permesso di scoprire i modi g!!!Garcia et al. 2007, Science