Riccardo U. Claudi INAF Astronomical Observatory of Padova 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

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

Stelle Pulsanti nel diagramma HR

p-mode

solar-like

g-mode


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


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


“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


mag

nit

ud

e

Period in days

brighter

Henrietta Leavitt’s PL discovery1912


Più brillante

mag

nit

ud

e

1 3 10 30

Periodo in d

Un diagramma P-L moderno


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)


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


Pulsatori Massivi

Supergiganti Blu

Cephei

Slow Pulsating B stars


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


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.


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


Variabili AGB e post AGB

Mira

Variabili semiregolari


Pulsazioni sul ramo delle giganti

QuickTime™ e undecompressore TIFF (LZW)

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50<P<890d

Oggetti TipiciL2Pup, R Dor, W Cyg, AF Cyg, c Her, RR CrB, V Boo, g Her


Sub dwarf B stars

Sub dwarf B Stars

Pulsatori nei modi p e g.Periodi tipici delle pulsazioni:10-500 sAmpiezze piccole, alcuni %


White Dwarfs

PG1159 PNNV

White dwarfs


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


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


Sole e stelle di tipo solare

Sole e stelle di tipo solare


Il Sole


Dove è partito tutto…

Grec et al., 1980, Nature 288, 541


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


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


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


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.


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


Oscillazioni osservate dei modi P Solari

Frequenze misurate da MDI su SOHO

Barra d’errore: 1000 σ

n=1

(Rodhes et al., 1997)


Modi di Pulsazione IModi di Pulsazione I


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


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


Velocità del suono del SoleModello Sole


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


EOS in superficieEOS in superficieDifferenza tra il Sole ed il Modello S

Dati MDI l<1000


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


Rotazione interna del sole

Base della zona

convettiva

TachoclineRotazione

interna quasi solida


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


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


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

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