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IASF-ROMA

IASF-ROMA. STELLE. ...E. MEZZO. INTERSTELLARE. PERCHE’ LE STELLE?. La fisica stellare è ormai “relativamente” ben nota, anche se alcuni casi sono per noi ancora non del tutto computabili. Ciò vuol dire che. ...laddove il calcolo sia possibile, siamo in grado di costruire una

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Presentation Transcript

  1. IASF-ROMA STELLE... ...E MEZZO INTERSTELLARE

  2. PERCHE’ LE STELLE? La fisica stellare è ormai “relativamente” ben nota, anche se alcuni casi sono per noi ancora non del tutto computabili. Ciò vuol dire che... ...laddove il calcolo sia possibile, siamo in grado di costruire una “rete di conoscibilità cosmica”.

  3. Attività:– dalla teoria della fisica e della evoluzione stellare alle osservazioni da terra e spazio (in fotometria e spettroscopia). – Partecipazione progettuale e per analisi dati a missioni spaziali (IUE, FUSE, ISO, Hipparcos, SAX) – Infrarosso e mezzo interstellare. Obiettivi:– soddisfacente accordo teorico – sperimentale sui principali parametri stellari in un’ampia varietà di casi di interesse per la costruzione della “rete di conoscibilità cosmica”.

  4. L’indicatore del momento in cui questo tipo di ricerca avrà raggiunto un suo limite “logico”, sarà la capacità di prevedere in modo realistico... la variabilità solare su scala temporale secolare È difficile sopravvalutare l’importanza di un risultato del genere, non solo sul piano scientifico, ma anche sociale, economico ecc.

  5. Breve zoom della parte teorica - Struttura ed evoluzione stellare con particolare riguardo alla nucleosintesi (anche esplosiva) e alla turbolenza. - Astrosismologia - Eliosismologia - Idrodinamica di SN e SNR

  6. Struttura ed evoluzione Prima scuola in Italia con Gratton, assieme a Padova con Dallaporta. “Specialità” riconosciuta a livello mondiale. Situazione attuale: alcune strutture sono ormai ben conosciute (sequenza principale di stelle di tipo solare, braccio orizzontale di ammassi globulari [ma problema di popolazioni...], nane bianche, nane brune “giovani” ecc.)

  7. Altre strutture sono ormai calcolabili (stelle di bassissima metallicità, zone interne di pre-SN) e il lavoro procede. Una specialità recente, ma consolidata e di eccellenza, è la nucleosintesi avanzata. Fin qui

  8. Problemi ancora aperti: molte strutture hanno involucri convettivi estesi e/o zone convettive complesse. In questi casi, anche se la MAGNETOIDRODINAMICA è nota in linea di principio, l’applicazione pratica è tremendamente difficile, e si usano approssimazioni semiempiriche la cui validità è dubbia. Es: presequenza iniziale, gigante rossa, ramo asintotico con pulsi termici, grandi masse ecc. Ci può aiutare la...

  9. ASTROSISMOLOGIA Le stelle sono analizzate negli strati interni con tecniche “ecografiche”. Si hanno perciò informazioni dirette su zone convettive. In prospettiva, ciò aiuterà a descrivere meglio la convezione in ogni fase evolutiva.

  10. IDRODINAMICA DI SN E SNR Modelli idrodinamici dell’espansione del remnant e della stella durante l’esplosione. Osservazioni in banda X Elaborazione Chandra BeppoSAX

  11. Conclusione: il “controllo di qualità” di questi tipi di ricerche è contestuale: un confronto stringente (e spesso immediato) fra teoria e osservazioni

  12. PARTE OSSERVATIVA E INTERPRETATIVA - Spettroscopia di oggetti luminosi. - Binarie interattive. - Survey multispettrali. - Infrarosso.

  13. Spettroscopia di oggetti luminosi. Studio evolutivo e processi fisici negli inviluppi di stelle di grande massa. Perdita di massa e composizione chimica della materia espulsa. Oggetti di principale interesse: tipi Of, WO, LBV (es. ηCar, GR290 ecc.) C’è sempre una modellistica sottostante.

  14. Binarie interattive. Studio delle binarie, anche interpretativo, con osservazioni fotometriche e spettroscopiche. In particolare: Controparti ottiche di sorgenti di alta energia. Stelle simbiotiche e VV Cephei (es. fasi esplosive di AG Dra).

  15. Binarie cataclismiche. Modellistica delle fasi di espansione della massa espulsa. Es: Nova Cyg 1992 Temperatura del plasma prodotto dalla collisione delle due shell: T = 3 mH v3 / (16 )  1.6 keV valore prossimo alla temperatura di emissione X osservata da ROSAT (giorni 97 – 653, Balman et al. 1998)

  16. Survey multispettrali Ricerca di pulsazioni in subnane O e B Si utilizza il Fotometro Rapido Multicanale (FORAMU) dell’IASF, al fuoco del 152 cm di Loiano. Osservate più di 100 subnane. Es. risultati: rivelati alcuni modi di pulsazione tra i 2 e i 4 mHz.

  17. Contesto e valutazione Collaborazioni diffuse capillarmente. Tranne poche eccezioni, tutte le competenze e i codici di evoluzione stellare in Italia (e alcuni all’estero) provengono dall’IASF-Roma. La collaborazione dell’IASF-Roma è richiesta da ogni gruppo coinvolto in astrosismologia (inclusi i colleghi di COROT) poiché i modelli sismologici qui prodotti sono considerati i migliori in assoluto.

  18. Personale dedicato -M. Badiali -V. Caloi -D. Cardini -A. Cassatella -A. Chieffi -F. Giovannelli (part-time) -I. Mazzitelli -V.F. Polcaro -A. Preite Martinez -R. Viotti (coll.) Finanziamenti: Istituto: ~1.5 keuro/persona ASI: stesso ordine di grandezza Altro: saltuari -M. Ferrari Toniolo -A.R. Marenzi -P. Persi

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