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Astrofisica Estrema: Il caso delle Luminous Blue Variable Stars

Roberto Viotti. Astrofisica Estrema: Il caso delle Luminous Blue Variable Stars. SEMINARIO Giovedì 22 Febbraio 2007 INAF,Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica (Roma). Collaborazione : IASF-Roma: V.F. Polcaro, R.F. Viotti Greve in Chianti: F. Montagni

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Astrofisica Estrema: Il caso delle Luminous Blue Variable Stars

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Presentation Transcript

  1. Roberto Viotti Astrofisica Estrema: Il caso delle Luminous Blue Variable Stars SEMINARIO Giovedì 22 Febbraio 2007 INAF,Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica (Roma) Collaborazione: IASF-Roma: V.F. Polcaro, R.F. Viotti Greve in Chianti: F. Montagni INAF-Loiano: R. Gualandi, S. Galleti UniRomaUno: C. Rossi Dublin City Un.: L. Norci altri: S. Cieffi, A. van Genderen Telescopi: Greve 30 cm Asiago 182 cm Loiano 152 cm M 33 – from NOAO/AURA/NSF". Kitt Peak negative image

  2. SOMMARIO La categoria delle Luminous Blue Variable stars (LBV) include un piccolo numero di stelle calde estremamente brillanti (luminosità bolometrica dell'ordine di un milione di volte quella solare) soggette ad ampie variazioni luminose su scale di tempi di anni e decadi e spesso caratterizzate da spettri ricchi di righe di emissione. Le LBV sembrano rappresentare una fase - importante anche se di breve durata - dell'evoluzione delle stelle di grandissima massa, probabilmente associata a profonde instabilità strutturali e ad un elevato tasso di perdita di massa. Qui presentiamo i risultati di una survey di LBV in M 33 e descriviamo in particolare due casi di notevole interesse: la Variabile A di Hubble-Sandage che, come eta Carinae, è in gran parte offuscata da un inviluppo di materia epulsa dalla stella nel '50 durante una fase parossistica. La seconda è una stella variabile scoperta da Giuliano Romano nel 1978. Abbiamo trovato che si tratta di una delle LBV più luminose del cielo con una temperatura effettiva attorno ai 30000 gradi. "Most importantly" abbiamo scoperto lo scorso novembre che la stella aveva subito una drammatica diminuzione di luminosità dovuta ad una apparente contrazione della superficie ed un contemporaneo forte aumento della radiazione nell'estremo UV. Si fanno ipotesi sulla natura delle variazioni in questa e nelle altre LBV. Si riassumono le (ancora scarse) informazioni fisiche su queste stelle e se ne discute lo stato evolutivo. Non si manca infine di sottolineare l'importanza basilare che ha avuto in questo campo di "Astrofisica estrema" il monitoraggio con telescopi di piccole e medie dimensioni.

  3. Il nucleo di M 33 visto dal telescopio Vaticano in Arizona (immagine negativa) ARGOMENTI: Le stelle variabili superluminose: curve di luce, luminosità e temperatura LBV in M31 e M33 La Variabile A di Hubble-Sandage in M33 La stella di Giuliano Romano GR 290 in M33 Considerazioni generali: instabilità, fase evolutiva, massa

  4. LE VARIABILI SUPERLUMINOSE NEL DIAGRAMMA H-R  Car GR 290 AG Car Var A da Humphreys et al. 1987

  5. CURVE DI LUCE  Sharov 1975  Var A   50 anni 50 anni 50 anni

  6. NEBULOSE ATTORNO A LBV eta Carinae AG Carinae Pistol star

  7. MASSA NEBULARE V/S LUMINOSITA’ Smith & Owocki ApJ 2006

  8. modello di AG Carinae Ae Be Of 30000°K V=8 20000°K V=7 9000°K V=6 CURVA DI LUCE DI AG CARINAE 6   8  1969-1987 1987-2000

  9. VARIAZIONI A LUMINOSITA’ COSTANTE

  10. FORMAZIONE DI INVILUPPI DI POLVERE: IL CASO DI ETA CARINAE 1843 1820-30 1857 Be cF? 1843— —1857  cF

  11. La domanda sorge spontanea……. Queste imponenti variazioni sono dovute ad instabilità strutturali delle stelle…. ovvero sono il risultato di interazioni tra sistemi binari stretti (supermassicci) ? La prima…….

  12. le LBV sono binarie? Solo un caso certo: eta Carinae Rossi-XTE light curve T = 5,538 anni

  13. Per la cronaca: immagini Beppo-SAX MAX MIN Viotti et al. 2002 van Genderen et al. 2006

  14. LBV in altre galassie M 31 M 33

  15. M 31 Variabili Luminose in M 31

  16. Stelle variabili luminose in M 33 GR 290 & OB89 Var A

  17. Gli spettri ottici di LBV in M 33 Asiago & Loiano Oltre all’idrogeno, si trovano righe di emissione di HeI, NII/[NII] e FeII/[FeII] GR 290 Var B Var C B416 VHK83 Var 2 Var A Lunteren Conference & paper in preparation

  18. La Variabile A di Hubble-Sandage in M 33 La curva di luce dust formation  F G  M  mappa della regione 

  19. L’ipergigante gialla Variable A LO SPETTRO DI ASIAGO Confronto di Var A con standard spettroscopiche Supergigante G continuo più caldo (6500 K) Ott.1985-Ott.1986 Nov.2003-Sett.2004 Dicembre 2004  Viotti et al. A&A 2006 Humphreys et al. 1987, 2006 

  20. DISTRIBUZIONE ENERGETICA 2005 6500 K Infrared excess from absorbed visible 1350 K (Humphreys et al. 1987/2006) Asiago, Dicembre 2004 (Viotti et al. 2006) 1950 6500 K black body in visual 1986 2004

  21. Romano Star e gli ammassi OB 89 e OB 88

  22. La stella di Giuliano Romano GR 290 in M33 CURVE DI LUCE B Viotti et al. A&A 2006 (2003-2005) Kurtev et al. 2001 (1960-1999) LO SPETTRO OTTICO Dicembre 2004 

  23. Distribuzione energetica di GR 290 T = 30000 K Viotti et al. A&A 2006

  24. 1999.5 B=17.3 2007.0 V=18.5 IL COLLASSO DEL 2006 Montagni (13 Nov. 2006): "ma io quasi non la vedo più!" Kurtev et al. Loiano CURVA DI LUCE AGGIORNATA B V B 1.4 mag ! V 2007.0

  25. Lo spettro durante 2003-2007 confrontato con UIT 3 EM(4650) vs. V 4650 9 Of/WN9 WN9 WN11 10 11 WN10 11 11 Tra il 2004 ed il 2007 il raggio si è dimezzato e la temperatura è aumentata da 30000 K a 45000(?)K Viotti, et al. A&AL 2007

  26. La presente fase di GR 290 è la più calda mai osservata in una LBV ! per es. AG Car al minimo era: Of/WN11 GR 290 (Dic. 2006)* UIT 3 Of/WN9** AG Car (giugno 1990)*** POTREBBE DIVENTARE UNA W-R ? * osservato da Gualandi e Polcaro **osservato da Rossi e Viotti ***osservato da Polcaro (ESO)

  27. GR 290 e le Associazioni OB 89 & OB 88 GR 290 è più brillante delle stelle OB delle associazioni vicine OB89 e OB88  Romano’s star and the nearby associations (to the west) Il diagramma colore-luminosità (non corretto dell’arrossamento i.s.)

  28. LA MASSA DELLE LBV  Diagramma H-R delle LBV in M 33 tratto da Viotti et al. 2006 Tracce evolutive di stelle di grande massa con mass loss fornite da Chieffi & Limongi 2006

  29. QUALCHE CONCLUSIONE PREMESSA: Le LBV sono molto differenti l’una dalle altre: i risultati su di una possono non valere per le altre. Meglio studiare a fondo un singolo oggetto, per es. AG Carinae, che cercare conclusioni generali da studi a carattere statistico. Le stelle LBV sono oggetti estremamente luminosi costituiti da stelle di grande massa. Soffrono di forti perdite di massa – sia continua che in fasi esplosive (le nebulose circumstellari), ma non è facile stimare le une e le altre. L’evidenza di formazione di grandi quantità di polvere (anche attorno a stelle calde) è un tema di notevoli prospettive. Periodicamente, ma irregolarmente, le LBV si contraggono e si espandono. Forse una pulsazione strutturale della stella viene modellata dall’espansione dell’atmosfera e dalla rotazione. La scala temporale molto lunga delle variazioni richiede un continuo monitoraggio (per es. UBV, anche spettri a bassa risoluzione) improponibile ai “grandi” telescopi. Senza un continuo monitoraggio si possono perdere eventi cruciali come quello oggi scoperto in GR 290. Importanza delle ricerche di “archivio”.

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