EVOLUZIONE STELLARE TEORICA

1. EVOLUZIONE STELLARE TEORICA

2. SVILUPPO NELLE TECNICHE OSSERVATIVE • SVILUPPO DI NUOVI ALGORITMI NUMERICI • MIGLIORE TRATTAZIONE DELLA “FISICA” DELLA MATERIA STELLARE • DISPONIBILITA’ DI POTENTI RISORSE • DI CALCOLO 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

3. L’EVOLUZIONE STELLARE TEORICA COME STRUMENTO DI INDAGINE

4. 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 scientifichenazionali

5. 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)

6. 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

7.      Forse c’è qualcos’altro… venti? rotazione? extra-mixing? campi magnetici?    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

8. 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

9. La funzione iniziale di massa (IMF) 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:

10. 0.5M 0.15M L’evidente disaccordo è in maggior parte dovuto ad una errata valutazione dell’opacità per <1m Poichè la molecola di TiO è la più importante sorgente opacitiva nell’intervallo 0.6-1.1m, laTiO lines listutilizzata potrebbe essere alla base del problema (ma anche CaOH …)

11. La relazione massa-luminosità La relazione massa-raggio Misure VLTI (Segransan et al. 2003) • 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!

12. 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…

13.  Cen – Bellazzini et al. 01 Tutte le calibrazioni teoriche “sono” entro 1.5 dalla calibrazione di BFP 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;

14. 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 Ramo Orizzontale: il parametro R NHB –numero di stelle di HB NRGB–numero di stelle di RGB più brillanti dell’HB

15. Il parametro R: un aggiornamento Y=0.245 – t=11Gyr Y=0.245 – t=13Gyr Y=0.230 – t=13Gyr • 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;

16. Il metodo verticale Il metodo orizzontale Quanto è accurato “l’orologio” teorico? L’età degli ammassi globulari galattici

17. Un metodo alternativo per stimare l’età degli ammassi globulari: la funzione di luminosità delle Nane Bianche Ottimoaccordo tra teoria ed osservazioni Il caso dell’ammasso M4 Buonadescrizione della Fisica della materia “densa” Vantaggio: minore dipendenza dalla scala di distanza Problema: può essere stimato solo un limite inferiore per l’età: 9 Gyr

18. La sequenza “attesa” per le WD in NGC6397 con ACS

19. NGC2808 – Brown et al. 01 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; La teoria dell’evoluzione stellare fa una predizione, confermata dalle osservazioni solo molti anni dopo: the late hot He flashers (Castellani & Castellani 1993)

20. 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

21. Analisi spettroscopiche sono essenziali! 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 (XC0.029) ed elio (Y  0.96)… 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

22. H-rich (30% He) H-Burning power C/O Fase evolutiva molto importante Nucleosintesi degli elementi “s” He-Burning power He-rich (20% C ) Le stelle: motore dell’evoluzione chimica dell’Universo Il Ramo Asintotico delle Giganti Rosse

23. Post-AGB stars nel “disco galattico”: confronto tra osservazioni spettroscopiche e calcoli di nucleosintesi da cattura neutronica IRAS 0653-0213 [Fe/H]=-0.6 [el/Fe] Pb-peak Ba-peak Hf-peak Zr-peak IRAS 08143-4108 [Fe/H]=-0.8 [el/Fe] Atomic Number

24. HE 2148-1247 [Fe/H]=-2.7 C-stars di campo molto “povere di metalli” Esiste un ottimo accordo tra le previsioni teoriche e le evidenze sperimentali

25. Modelli evolutivi per stelle massiveLe regioni convettive

26. All’innesco del collasso del nucleo

27. COMPOSIZIONE CHIMICA DOPO L’ESPLOSIONE DI UN MODELLO DI 25 M Mcut=1.23 M v0=1.5658 109 cm/s Nex Cx Ekin=1.263 foe O H N C Na Al Ne Mg He He Shell He Centrale H Centrale C conv. Shell He Shell H Shell Sc F Un codice evolutivo estremamente sofisticato ed in grado di “gestire” un network nucleare molto complesso (circa 290 isotopi), è essenziale per questo tipo di analisi Cx C conv. Shell Nex Ox Nex Si-cx S Cl Mg Ar K Ca P Cl Si Si-ix Ox Ti Si-cx Si-ix Si-cx Si-ix Ox Fe V Co Ni Sc Mn Cr

28. Estreme SNe IIp: possibili candele standard ad alto redshift

29. RG MS Studio dei possibili progenitori di Supernovae di tipo Ia Nane Bianche in fase di accrescimento di H

30. Scopi scientifici: Ottenere informazioni accurate sulle proprietà dei sistemi stellari “vicini” Analizzare lo stato evolutivo delle popolazioni stellari in sistemi stellari lontani “non risolti” Montecarlo simulation Sintesi di Populazione

31. 47 TUC M 30 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

32. Colori integrati I. Sistemi stellari “vecchi” (t > 5 Gyr) • 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”

33. Età= 130Myr II. Popolazioni stellari “giovani”: gli ammassi della Grande Nube di Magellano

34. 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…

35. Tonry, J. & Schneider, D. (1988) d Osservazioni: Teoria: Distanza della pop. stellare Il metodo delle fluttuazioni di Brillanza superficiale (SBF)

36. E’ stata effettuata una nuova calibrazione teorica delle magnitudini SBF che tiene conto degli errori stocastici Magnitudini SBF per popolazioni stellari “vecchie”  Z=0.0001  Z=0.001  Z=0.01  Z=0.02 Z=0.04 età = 5, 9, 11, 13, 15 Gyr

37. 2. La degenerazione età-metallicità: • 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] Galaxy Age [Fe/H] NGC 221 6 0.04 NGC 224 12 0.15 NGC 1399 12 0.12 NGC 1404 9 0.20 NGC 3379 12 0.00 NGC 4374 8 0.15 NGC 4472 9 0.20 Efficiente “tracciante” per le popolazioni stellari

38. BASTI ORFEO GIPSY Archivi dei risultati evolutivi disponibili su WEB per tutta la comunità scientifica