EVOLUZIONE STELLARE TEORICA

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

•SVILUPPO NELLE TECNICHE OSSERVATIVE

•SVILUPPO DI NUOVI ALGORITMI NUMERICI

•MIGLIORE TRATTAZIONE DELLA “FISICA” DELLA MATERIA STELLARE

•DISPONIBILITA’ DI POTENTI RISORSEDI CALCOLO

L’EVOLUZIONE STELLARE TEORICA COME STRUMENTO DI INDAGINE

STUDIOPOPOLAZIONI

STELLARI

STUDIOPOPOLAZIONI

STELLARI

COLORIINTEGRATI

COLORIINTEGRATI

EVOLUZIONECHIMICA

EVOLUZIONECHIMICA

ELIO-&

ASTRO-SEISMOLOGIA

ELIO-&

ASTRO-SEISMOLOGIA

PULSAZIONISTELLARI

PULSAZIONISTELLARI

INDICATORIDI

DISTANZA

INDICATORIDI

DISTANZA

TESTDELLAFISICA

TESTDELLAFISICA

MODELLISTELLARI

MODELLISTELLARI

Le collaborazioni scientifichenazionali

•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 scientificheinternazionali

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

Sound velocity and internal structure

Sound Sound velocityvelocity and and internalinternal structurestructure

-0.010-0.008-0.006-0.004-0.0020.000

0.0020.0040.0060.0080.010

0.07 0.18 0.30 0.43 0.56 0.68 0.81

Rsun

(cm

od-c

sun)/

csu

n

-0.010-0.008-0.006-0.004-0.0020.000

0.0020.0040.0060.0080.010

0.07 0.18 0.30 0.43 0.56 0.68 0.81

Rsun

(cm

od-c

sun)/

csu

n

-0.010-0.008-0.006-0.004-0.0020.0000.0020.0040.0060.0080.010

0.07 0.18 0.30 0.43 0.56 0.68 0.81

Rsun

(cm

od-c

sun)/

csu

n FRANEC NACRE FRANEC NACRE FRANEC CF88FRANEC CF88

BP’00BP’00

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:

dM

dL

dL

dN

dM

dNLa funzione iniziale di massa (IMF)

0.5M

0.15M

L’evidente disaccordo è in maggior parte dovuto ad una errata valutazione dell’opacità per <1m

Poichè la molecola di TiO è la più importante sorgente opacitiva nell’intervallo 0.6-1.1m, la TiO lines list utilizzata potrebbe essere alla base del problema (ma anche CaOH …)

• 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!

La relazione massa-luminosità La relazione massa-raggio

Misure VLTI (Segransan et al. 2003)

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

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;

Tutte le calibrazioni teoriche “sono” entro 1.5 dalla calibrazione di BFP

Cen – Bellazzini et al. 01

Il Ramo Orizzontale: il parametro R

RGB

HB

N

NR NHB – numero di stelle di HB

NRGB – numero di stelle di RGB più brillanti dell’HBRGB

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

•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;

Y=0.245 – t=11Gyr

Y=0.245 – t=13Gyr

Y=0.230 – t=13Gyr

L’età degli ammassi globulari galattici

Il metodo verticale Il metodo orizzontale

Quanto è accurato “l’orologio” teorico?

Ottimo accordo tra teoria ed osservazioni

Buona descrizionedella Fisica dellamateria “densa”

Problema: può essere stimato solo un limite inferiore per l’età: 9 Gyr

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

La sequenza “attesa” per le WD in NGC639La sequenza “attesa” per le WD in NGC6397 con ACS7 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)

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 (XC0.029) 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

H-Burningpower

He-Burningpower

Il Ramo Asintotico delle Giganti Rosse

H-rich (30% He)

He-rich (20% C )

C/O

Fase evolutiva molto importante

Nucleosintesi degli elementi “s”

IRAS 0653-0213

[Fe/H]=-0.6[e

l/F

e][e

l/F

e]

Atomic Number

Zr-peakBa-peak Hf-

peak

Pb-peak

IRAS 08143-4108

[Fe/H]=-0.8

Post-AGB stars nel “disco galattico”: confronto tra osservazioni spettroscopiche e calcoli di nucleosintesi da cattura

neutronica

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

oChe MMY 18.145.0

COMPOSIZIONE CHIMICA DOPO L’ESPLOSIONE DI UN MODELLO DI 25 M

H

He

N

F

He Shell H Shell

H C

en

tra

le

He

Ce

ntr

ale

C conv. Shell

He

Sh

ell

OCNaMg

Sc

Al Ne

CxNex

C conv. Shell

CxNexOx

Mg

PCl

Cl

Nex

OxSi-ix

Si-cx

Si

S

KAr

Ca

OxSi-ixSi-cx

V

Mn

Cr

Ti

Fe

Si-ixSi-cx

Sc NiCo

v0=1.5658 109 cm/s Mcut=1.23 M

Ekin=1.263 foe

Un codice evolutivoestremamente

sofisticato ed in grado di “gestire” un network

nucleare molto complesso (circa 290

isotopi), è essenziale per questo tipo di analisi

Estreme SNe IIp: possibili candele standard ad alto redshift

Nane Bianche in fase di accrescimento di H RG MS

Studio dei possibili progenitori di Supernovae di tipo Ia

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:

Transformation Initial Mass [Log L/Lo, Log Teff] Function [magnitude, colors]

Stellar Evolution

Theory

Stellar Pulsation Theory

Synthetic Clusters

Integrated Colors Integrated Spectra

Surface Brightness Fluctuation Age and chemical composition of Extragalactic clusters and galaxies

Synthetic C-M Diagrams

Third dimension of CM RRLyrae properties Traditional comparison of (star counts, lum. func.) Expected type (ab,c), isochrones to observed CMD

relative numbers, periods…

To check theory of To check theory of Stellar evolution Stellar pulsation Distance,

Age and Chemical Composition for galactic and nearby galaxy stellar clusters

Montecarlo simulation

Il diagramma Colore-Magnitude sintetico

I: popolazioni stellari “semplici” vecchie t = 15 Gyr

Tutte le fasi evolutive sono prese in considerazione

Le principali caratteristiche del diagramma CM osservativo sono ben riprodotte

47 TUC

M 30

Colori integrati

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”

I. Sistemi stellari “vecchi” (t > 5 Gyr)

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…

d

Tonry, J. & Schneider, D. (1988)

iii

iii

fn

fn

F

2

Teoria:

Il metodo delle fluttuazioni di Brillanza superficiale (SBF)

flux average pixel

nceflux varia pixel topixelf

Osservazioni:

FM log5.2 SBF

Distanza della pop. stellare

E’ stata effettuata una nuova calibrazione teorica delle magnitudini SBFche tiene conto degli errori stocastici

Magnitudini SBF per popolazioni stellari “vecchie”

Z=0.0001 Z=0.001 Z=0.01 Z=0.02 � Z=0.04età = 5, 9, 11, 13, 15 Gyr

Galaxy Age [Fe/H]NGC 221 6 0.04NGC 224 12 0.15NGC 1399 12 0.12NGC 1404 9 0.20NGC 3379 12 0.00NGC 4374 8 0.15NGC 4472 9 0.20

2. La degenerazione età-metallicità:

1. 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]

Efficiente “tracciante” per le popolazioni stellari

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

GIPSYORFEOBASTI