Asterosismologia: Introduzione

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Asterosismologia
3. Stelle e pulsazioni Variabili intrinseche e
Sole
Riccardo U. Claudi INAF Astronomical Observatory
of Padova
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Stelle Pulsanti nel diagramma HR
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Striscia di instabilità
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Caratteristiche pulsatori I-S
Tipo ?P P tipico Pop. Sp MV
RR Lyrae 1.5-24 hr 0.5d II A2-F2 0.0-gt1.0
Clas. Cep. 1-50d 5-10d I F6-K2 -0.5 -gt -6
W Virginis 2-45d 12-20d II F2-G6 0.0 -gt-3
? Scuti 1-3hr 2 hr I A2-F5 2 -gt3
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Variabili Cefeidi
Henrietta Leavitt (1868-1921) Nel 1908 scopre la
relazione Periodo Luminosità per le cefeidi nella
LMC
It is worthy of notice that the brighter
variables have the longer periods. (Leavitt
1908)
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Henrietta Leavitts PL discovery1912
brighter
magnitude
Period in days
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Un diagramma P-L moderno
Più brillante
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Variabili ? Scuti
Stelle allintersezione tra I-S e M-S. Masse
comprese tra 2.0 - 2.5 Msun Core convettivi Modi
Acustici Periodi 2hr (140 ?Hz)
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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 dellidrogeno 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
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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
Modelli instabilità modi p
Modelli instabilità modi g
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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), HD129929 (B3V),
?Eri (B2III), ? CMa (B2III), ? Ceti (B2 IV),
? Oph, V2052 Oph.
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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 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
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Pulsazioni sul ramo delle giganti
50ltPlt890d
Oggetti Tipici L2Pup, R Dor, W Cyg, AF Cyg, c
Her, RR CrB, V Boo, g Her
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Sub dwarf B stars
Pulsatori nei modi p e g. Periodi tipici delle
pulsazioni 10-500 s Ampiezze piccole, alcuni
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White Dwarfs
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PG1159 e PNNV

• Due sottogruppi
• Stelle centrali delle nebulose planetarie
• Stelle derivanti dalle sD

Tempo di raffreddamento tipico109 anni Range
di Temperatura 75000lt ?Tlt 150000 K Periodi
pulsazionali caratteristici 500 s
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White Dwarf
Range di temperatura compreso tra 23000 e 25000
K. Prototipo GD358, trovati 180 modi.
White dwarf DB
White dwarf DA
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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Eliosismologia
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Perché leliosismologia ? I

• ? dipendono dalla struttura della stella
• r(r) , p(r) , ?1(r) ,
  c(r)
• Ma solo 2 funzioni indipendentir(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 leliosismologia? 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 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

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Successi dellEliosismologia

• Profondità della zona convettiva
  (Christensen-Dalsgaard 1985)
• Opacità
• Problema dei Neutrini
• Diffusione delHe 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
n1
Frequenze misurate da MDI su SOHO Barra
derrore 1000 s
(Rodhes et al., 1997)
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Modi di Pulsazione I
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Modi di Pulsazione II
Modi p
Onde acustiche stazionarie, generalmente
caratterizzate da un alto valore dellordine
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
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Valori Caratteristici pulsazione solare
VR25 cm/s
1/?5 m
?L/L4 ppm
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Velocità del suono del Sole
Modello Sole
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EQUAZIONE DI STATO
Primo Esponente adiabatico
?1? 5/3 nellinterno 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 nellinterno
Inversione dei dati con l ? 100
Di Mauro Christensen-Dalsgaard 2001
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EOS in superficie
Differenza tra il Sole ed il Modello S Dati MDI
llt1000
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Abbondanza dellHe nella ZC
Y non può essere misurato direttamente dalla
spettroscopia Y dai modelli che ottengono LLSUN
Y ? 0.27-0.28 Now Helioseismic inversions
Referenza DATI Y MHD Y OPAL
Basu Antia (1995) HLH 100ltllt1200 0.2456?0.007 0.2489?0.0028
Kosovichev (1996) BBSO 4ltllt140 0.232?0.006 0.248?0.006
Richard et al. (1998) MDI 0ltllt140 0.242?0.002 0.248?0.002
Basu (1998) MDI llt194 0.2524?0.0001 0.2488?0.0001
Di Mauro et al. (2002) MDI llt1000 0.2457?0.0005 0.2539?0.0005
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Rotazione interna del sole
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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
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ROTAZIONE NEL CORE

• MDI l lt 100 (Schou et al. 1998)
• IRIS l1-3 (Lazreck et al. 1996 Gizon et al
  1997, Fossat 1998)
• GONG l1-3 (Gavryuseva
  Gavryuseva 1998)
• BISON LOWL l1-4
  (Chaplin et al. 1999)
• GOLF l1-2
  (Corbard et al. 1998)

Di Mauro et al. 1998
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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 allinterno radiativo