Astrofisica Estrema:

Il caso delle Luminous Blue Variable Stars

M 33 – from NOAO/AURA/NSF". Kitt Peak negative image

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

Roberto Viotti

SEMINARIO

Giovedì 22 Febbraio 2007

INAF,Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica (Roma)

SOMMARIOLa 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.

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

Il nucleo di M 33 visto dal telescopio Vaticano in Arizona (immagine negativa)

LE VARIABILI SUPERLUMINOSE NEL DIAGRAMMA H-R

GR 290

Var A

da Humphreys et al. 1987

Car

AG Car

CURVE DI LUCE

50 anni 50 anni

50 anni

Var A

Sharov 1975

NEBULOSE ATTORNO A LBV

eta Carinae

Pistol star AG Carinae

MASSA NEBULARE V/S LUMINOSITA’

Smith & Owocki ApJ 2006

9000°K

V=6

20000°K

V=7

30000°K

V=8

modello di AG Carinae

CURVA DI LUCE DI AG CARINAE

1987-20001969-1987

6

8

Ae Be Of

VARIAZIONI A LUMINOSITA’ COSTANTE

1843—

18571820-30

—1857

FORMAZIONE DI INVILUPPI DI POLVERE: IL CASO DI ETA CARINAE

cF

1843

cF?Be

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…….

le LBV sono binarie?

Solo un caso certo: eta Carinae

T = 5,538 anni

Rossi-XTE light curve

Per la cronaca: immagini Beppo-SAX

MAX MIN

Viotti et al. 2002van Genderen et al. 2006

LBV in altre galassie

M 31 M 33

Variabili Luminose in M 31

M 31

Stelle variabili luminose in M 33

GR 290 & OB89

Var A

Gli spettri ottici di LBV in M 33

Oltre all’idrogeno, si trovano righe di emissione di HeI, NII/[NII] e FeII/[FeII]

GR 290

Var 2

Var A

VHK83

B416

Var C

Var B

Lunteren Conference & paper in preparation

Asiago & Loiano

La Variabile A di Hubble-Sandage in M 33

La curva di luce

M

G

dust formation

F

mappa della regione

L’ipergigante gialla Variable A

Confronto di Var A con standard spettroscopicheLO SPETTRO DI ASIAGO

Supergigante G

continuo più caldo (6500 K)

Dicembre 2004Nov.2003-Sett.2004

Ott.1985-Ott.1986

Viotti et al. A&A 2006

Humphreys et al. 1987, 2006

Asiago, Dicembre 2004

(Viotti et al. 2006)

(Humphreys et al. 1987/2006)

1950

1986

2004

2005

6500 K

1350 K

DISTRIBUZIONE ENERGETICA

6500 K black body in visual

Infrared excess from absorbed visible

Romano Star e gli ammassi OB 89 e OB 88

La stella di Giuliano Romano GR 290 in M33

LO SPETTRO OTTICO

Dicembre 2004

Viotti et al. A&A 2006 (2003-2005)

Kurtev et al. 2001 (1960-1999)

BCURVE DI LUCE

Distribuzione energetica di GR 290

T = 30000 K

Viotti et al. A&A 2006

2007.0

B

V

B V

2007.0 V=18.51999.5 B=17.3IL COLLASSO DEL 2006

1.4 mag !

Montagni (13 Nov. 2006): "ma io quasi non la vedo più!"

CURVA DI LUCE AGGIORNATA

LoianoKurtev et al.

WN11

WN9

WN10

Viotti, et al. A&AL 2007

Lo spettro durante 2003-2007 confrontato con UIT 3

EM(4650) vs. V

9

11

11

10

11

Tra il 2004 ed il 2007 il raggio si è dimezzato e la temperatura è aumentata da 30000 K a 45000(?)K

Of/WN9

4650

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)*

AG Car (giugno 1990)***

UIT 3 Of/WN9**

* osservato da Gualandi e Polcaro **osservato da Rossi e Viotti ***osservato da Polcaro (ESO)

POTREBBE DIVENTARE UNA W-R ?

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.)

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

LA MASSA DELLE LBV

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”.