Vi siete mai chiesti da dove provengono il ferro presente nel vostro sangue, il calcio e il carbonio
delle vostre ossa, il fluoro dei vostri denti, l'azoto che respirate? Oppure qual'è l'origine di
elementi noti a tutti, quali alluminio, nichel, oro, argento, cromo, piombo e così
via?
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
all'interno delle stelle, ad eccezione dei pochi elementi leggeri 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).
Non vi è modo di interpretare le abbondanze degli elementi oltre il ferro (peso atomico A>56)
tramite reazioni nucleari con particelle aventi carica, in quanto la sezione d'urto dei nuclei pesanti diminuisce
rapidamente all'aumentare della carica Z, principalmente per l'effetto repulsivo dovuto alla barriera
coulombiana; inoltre è noto che il ferro è il nucleo che possiede la massima energia di legame per
nucleone e pertanto reazioni di fusione a partire da nuclei seme di ferro sono di natura endoenergetica.
Le reazioni termonucleari tra particelle cariche sono dunque responsabili della formazione degli isotopi aventi
peso atomico minore di A=56, ma non sono in grado di produrre elementi più pesanti.
Le limitazioni dovute al superamento della barriera coulombiana non si hanno invece per la cattura dei neutroni;
la distribuzione degli elementi pesanti osservata in natura indica l'esistenza di due componenti separate (trascurando
la componente p) corrispondenti a 2 processi nuclosintetici ben distinti:
Il processo r richiede la presenza di flussi neutronici estremamente elevati, e si ritiene avvenga
durante le fasi finali nell'evoluzione di stelle massicce (SuperNovae) oppure durante la fusione di 2 oggetti compatti (binarie X).
Il processo s è invece caratterizzato da una cattura neutronica lenta rispetto ai decadimenti
β:
in tal caso i neutroni sono catturati dagli isotopi stabili
di un elemento, mentre gli isotopi radioattivi decadono β oppure catturano un elettrone.
La nucleosintesi di tali elementi avviene principalmente in una particolare fase dell'evoluzione delle stelle di piccola massa
(1.5 < M/Msun < 3), detta
TP-AGB (Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch), in cui gli isotopi appena sintetizzati vengono portati in
superficie tramite un meccanismo ricorrente noto come TDU (Third Dredge Up).
In questa fase la struttura della stella è costituita da un core di carbonio e ossigeno parzialmente degenere, una shell di He e una shell di H
separate da una He-intershell, e da un inviluppo convettivo. L'energia necessaria per supportare
la luminosità superficiale è fornita dal bruciamento dell'idrogeno in shell, appena sotto il bordo interno
dell'inviluppo convettivo.
Questa situazione è interrotta ciclicamente dall'insorgere dei pulsi termici (Thermal Pulses, TPs), che vengono
innescati da un'improvvisa e violenta accensione dell'elio. Conseguentemente, la regione tra le due shell diventa instabile
per convezione, le regioni esterne si espandono e la shell di idrogeno si spegne. A questo punto l'inviluppo può penetrare nelle regioni stellari
sottostanti e portare in superficie i prodotti della nucleosintesi appena avvenuta. Durante un TP, l'elio
è parzialmente convertito in carbonio. Due sono le sorgenti di neutroni attive nella He-intershell:
A differenza del 22Ne, che si forma all'interno del pulso convettivo attraverso la sequenza
14N(α,γ)18O(α,γ)22Ne, per ottenere una tasca di 13C è necessario introdurre un meccanismo che permetta lo
sbordamento di protoni nella zona radiativa sottostante il bordo inferiore dell'inviluppo convettivo; i protoni ivi diffusi
vengono poi catturati dall'abbondante 12C, formatosi in precedenza all'interno del pulso termico.
L'introduzione di un profilo di velocità convettive esponenzialmente decrescente alla base dell'inviluppo permette
la formazione di una consistente tasca di 13C, la cui estensione in massa decresce all'aumentare del numero di pulsi
(lo studio degli effetti derivanti dall'introduzione di tale profilo d velocità è stato l'argomento della mia tesi di laurea).
La nostra tasca di 13C è parzialmente sovrapposta ad una tasca di 14N, che agisce da forte veleno per il processo s.
Una volta ottenuta la tasca di 13C, il passo successivo è stato costruire un network nucleare completo che
segua in dettaglio tutti i processi nucleosintetici che avvengono dentro la stella, utilizzando le sezioni d'urto
trovate in letteratura, comprensive delle piu' recenti misure sperimentali, se disponibili, o delle
nuove determinazioni teoriche (tale implementazione è stata portata a compimento nei primi due anni del mio dottorato in
Astrofisica Computazionale).
All'interno del codice di evoluzione stellare FUNS, il set completo di equazioni che
descrivono l'evoluzione fisica è accoppiato con i processi nucleari che determinano le variazioni temporali dei vari elementi:
di conseguenza siamo ora in grado di determinare dal punto di vista teorico le distribuzioni e gli yelds derivanti dal processo
s nelle stelle AGB senza ricorrere a tecniche di post-processing. Tutti i nostri modelli sono disponibili nelle pagine web del database
FRUITY
(FUNS Repository of Updated Isotopi Tables and Yields). Ad oggi, FRUITY eè il database sulle AGB più esteso ed omogeneo al mondo,
dove sono disponibili tutte le proprietà fisiche e chimiche per stelle con masse diverse (da 1.3 a 6.0 Msun) e
metallicità (da [Fe/H]=-2.85 a [Fe/H]=+0.15). I nostri modelli non richiedono alcuna registrazione e possono essere scaricati preservando l'anonimità dell'utente.
Il database FRUITY include anche modelli rotanti. La rotazione induce dei meccanismi di mescolamento che possono modificare la nucleosintesi del processo s, con importanti conseguenze sulle distribuzioni superficiali finali delle stelle AGB. Abbiamo scoperto che l'instabilità di Goldreich–Schubert–Fricke (GSF), attiva all'interfaccia tra l'inviluppo convettivo e il nucleo rotante, contaminala la tasca di 13C pocket con quella di 14N, quindi riducendo il flusso di neutroni disponibile per la produzione degli elementi pesanti. Di conseguenza, la produzione di elementi s pesanti (Ba, La, Nd, Sm) e, anche se in minor porporzione, quella di elementi s leggeri (Sr, Y, Zr), diminuisce all'aumnetare della velocità iniziale di rotazione. Tuttavia, per alte velocità di rotazione, la produzione di elementi leggeri s, e in proporzione minore quella degli elementi s pesanti, incomincia di nuovo ad aumentare, dovuto alla presenza delle circolazioni meridiane (instabilità di Eddington-Sweet, ES). A basse metallicità, gli effetti delle circolazioni meridiane sono ancora più importanti. L'effetto combinato di instabilità di Goldreich–Schubert–Fricke instability e circolazioni meridiane determina un aumento degli elementi s leggeri e in modo minore degli elementi s pesanti, mentre il piombo è fortemente sottoprodotto. La nostra analisi suggerisce che la rotazione possa riprodurre parte dello spread osservato nelle distribuzioni degli indici del processo s a diverse metallicità.
Il nostro set FRUITY di riferimento, tuttavia, è in grado di riprodurre solo in parte le osservazioni.
Per [Fe/H]>-1, un buon fit si può trovare quando gli effetti della rotazione sono esplicitamente tenuti in considerazione.
Tuttavia, i nostri modelli teorici non sono in grado di riprodurre i grandi valori di [hs/ls] che caratterizzano le atmosfere delle stelle molto povere di metalli, le cosiddette
Carbon Enhanced Metal Poor (CEMP) stars.
E' da notare che, a basse metallicità, a causa della ridotta barriera di entropia fornita dalla shell di idrogeno, possa capitare che durante il primo TP, protoni dagli
sovrastanti strati stellari possano essere ingeriti nella shell convettiva. Questo comporta il bruciamento in volo dei protoni ad alte temperature, con una conseguente grande produzione di
13C e quindi una interessante nucleosintesi s. Ci riferiamo a questo meccanismo come
PIE (Proton Ingestion Episode). Il calcolo di un PIE, tuttavia, è particolarmente difficile in codici idrostatici monodimensionali.
Nei nostri modelli raggiungiamo densità neutroniche molto alte
(dell'ordine di 1015 neutroni cm-3) per un breve periodo. Quasi ogni traccia di questa nucleosintesi viene però cancellata dalla successiva evoluzione della
stella, annullando di fatto la possibilità che i grandi valori di [hs/ls] osservati nelle stelle CEMP possano essere collegati ad un PIE.