La nucleosintesi stellare

Le abbondanze degli elementi nel Sistema Solare sono dovute alla miscela di materiale proveniente da parecchie generazioni di stelle già evolute al momento della formazione del Sole, avvenuta circa 5 miliardi di anni fa dalla contrazione di una nube di polveri e gas. Tutti gli elementi che si osservano in natura sono dunque stati creati negli interni stellari, ad eccezione di pochi elementi presenti nell’Universo in seguito alla nucleosintesi primordiale (H, He, Li). Alcuni elementi sono stati sintetizzati durante le fasi evolutive idrostatiche quiescenti che caratterizzano la vita di tutte le stelle; altri hanno avuto origine durante le fasi finali dell’evoluzione di stelle massicce; altri infine sono stati creati quando le stelle si trovano in fase di ‘Ramo Asintotico’ (Stelle AGB: Asymptotic Giant Branch Stars). Le reazioni termonucleari tra particelle cariche sono responsabili della formazione degli isotopi aventi peso atomico minore di A=56. Gli elementi più pesanti sono invece prodotti attraverso processi di cattura neutronica.

La distribuzione degli elementi pesanti osservata in natura indica l’esistenza di due principali componenti, corrispondenti a 2 processi di nucleosintesi ben distinti: il processo s (slow) ed il processo r (rapid). A Teramo ci occupiamo in particolare del processo s, la cui componente principale viene sintetizzata in una particolare fase dell’evoluzione delle stelle di piccola massa (1.5 < Mʘ < 3), detta TP-AGB (Thermally Pulsing AGB; si veda Figura 1). In tale fase, un ricorrente episodio convettivo, detto Terzo Dredge-Up (TDU) porta in superficie gli isotopi appena sintetizzati negli interni stellari, permettendoci dunque di testare i modelli teorici attraverso osservazioni spettroscopiche e analisi di laboratorio. La principale sorgente di neutroni attiva nelle stelle AGB è la 13C(α,n)16O. Un ulteriore marginale contributo proviene dalla 22Ne(α,n)25Mg. A differenza del 22Ne, che si forma all’interno del pulso convettivo attraverso la sequenza 14N(α,γ)18F(β–)18O(α,γ)22Ne, il 13C necessario per riprodurre i dati osservativi implica una penetrazione di protoni nella zona radiativa sottostante il bordo inferiore dell’inviluppo convettivo.

Figura 1, diagramma temperatura verso luminosità
Figura 1
Figura 2, rappresentazione grafica della tasca di carbonio 13
Figura 2
In nostri modelli

Nei nostri modelli, l’introduzione di un profilo di velocità convettive esponenzialmente decrescente alla base dell’inviluppo permette la formazione di una consistente tasca di 13C [1]. Una volta ottenuta la tasca di 13C (si veda Figura 2), abbiamo quindi accoppiato i nostri modelli evolutivi con un network nucleare completo, utilizzando le sezioni d’urto disponibili in letteratura, a partire dalle più recenti misure sperimentali e nuove determinazioni teoriche [2]. Di conseguenza, possiamo determinare dal punto di vista teorico le distribuzioni e la quantità di materiale che le stelle AGB espellono nel Mezzo Inter-Stellare [3]. Tutti i nostri dati teorici sono disponibili on-line nel Database FRUITY.

Ad oggi il nostro database contiene più di 100 modelli completi, con masse iniziali 1.3 < M/Mʘ < 6 e metallicità -2.85 < [Fe/H] < +0.15. Per ognuno di questi modelli, forniamo abbondanze superficiali pulso per pulso, yields e tutte le quantità fisiche che possono essere comprovate dalle osservazioni (come gravità e luminosità).

Tale confronto con le osservazioni ha individuato delle potenziali lacune nel trattamento della convezione dei nostri modelli. Questo ci ha portato a introdurre la rotazione nei nostri modelli e a valutarne gli effetti sulla nucleosintesi [4]. Abbiamo verificato che le distribuzioni degli elementi s che si ottengono dipendono dal valore della velocità di rotazione iniziale: variando quest’ultima siamo quindi in grado di riprodurre parte dello spread osservato (si veda Figura 3). Un altro modo per verificare la validità dei nostri risultati è confrontare le distribuzioni isotopiche teoriche con quelle misurate nei grani di carburo di silicio (SiC) pre-solari. Tali corpi, che hanno le dimensioni di alcuni micron, presentano infatti delle anomalie isotopiche che possono essere spiegate solo ricollegandole alla nucleosintesi avvenuta in precedenti generazioni di stelle evolutesi prima della formazione del sistema solare. Dallo studio di queste anomalie, abbiamo verificato come la rotazione da sola non sia in grado di riprodurre i dati, ma una combinazione della stessa con tasche di 13C più estese [5], porta ad un accordo migliore [6] (si veda Figura 4).

Figura 3
Figura 3
Figura 4
Figura 4

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Bibliografia:

  • [1] Cristallo et al. 2009, Astrophysical Journal, 696, 797
  • [2] Straniero et al. 2006, Nuclear Physics A, 777, 311
  • [3] Cristallo et al. 2011, Astrophysical Journal Supplement, 197, 2
  • [4] Piersanti et al. 2013, Astrophysical Journal, 774, 98
  • [5] Cristallo et al. 2015, Astrophysical Journal, 801, 53
  • [6] Liu et al. 2015, Astrophysical Journal, 803, 12