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INIZIO_TESTO_DA_INDICIZZARE

PROGRAMMA DI RICERCA 2004

italiano - english
Unità di Ricerca
Programmi di ricerca simili:
Classificazione scientifico-disciplinare
Classificazione brevettuale
Classificazione geografica
Bibliografia
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Parole Chiave
NUCLEOSINTESI; EVOLUZIONE STELLARE; SISTEMI STELLARI; REAZIONI NUCLEARI; ASTROFISICA NUCLEARE; STELLE DI PICCOLA MASSA; FORMAZIONE DEL SISTEMA SOLARE; GRANI DI POLVERE PRESOLARE; SPETTROSCOPIA DI ALTA RISOLUZIONE

Nucleosintesi in stelle di massa piccola e intermedia: test cruciali dalle prime fasi evolutive delle galassie e del sistema solare.

Università degli Studi di Perugia
Abstract
Si descrive qui una ricerca biennale sull'evoluzione stellare e la nucleosintesi, motivando la scelta di concentrare il lavoro su stelle di massa moderata (tra 1 e 8 volte la massa del Sole), che offrono l'opportunità di osservare elementi chimici appena sintetizzati, nelle stesse stelle che li producono. L'intervallo di massa scelto è studiabile in modo più quantitativo delle stelle massicce, perché l'evoluzione è molto più lenta, non raggiunge le fasi termonucleari più avanzate e consente verifiche osservative. Esso offre la possibilità di ricavare importanti criteri per la stima dell'età dei sistemi stellari e per lo studio delle loro popolazioni. Il nostro scopo è quello di effettuare uno studio complessivo della nucleosintesi nelle stelle considerate e, grazie soprattutto a vincoli osservativi dalle prime fasi evolutive delle galassie, distinguerne i contributi da quelli delle stelle massicce (che talvolta interessano gli stessi elementi). Ciò implica un riesame della fisica di fasi quali il bruciamento in shell dell'H e dell'He, caratterizzate da fenomeni di mescolamento ancora mal noti. Questi ultimi non solo permettono l'osservazione dei nuovi nuclei sintetizzati, ma presiedono anche all'innesco di importanti reazioni, come nel caso delle catture protoniche sotto l'inviluppo convettivo (in processi cosiddetti di 'cool bottom processing') e in quello della produzione del 13C in zone ricche di He, che fornisce la pincipale sorgente di neutroni per il processo s. Dare >>>

Coordinatore Scientifico del Programma di Ricerca
Maurizio BUSSO Università degli Studi di PERUGIA
Obiettivo del Programma di Ricerca
Lo scopo della nostra ricerca è quello di ottenere, in un lavoro di due anni, diversi importanti miglioramenti nello scenario di evoluzione e nucleosintesi per le stelle di massa piccola e intermedia. L'attività spazierà da una ri-analisi critica dei parametri nucleari, richiesti come dati d'ingresso dai modelli stellari (inclusi nuovi calcoli per alcuni tassi di reazione critici) alle verifiche osservative dei modelli, da parte di nuove osservazioni stellari su un vasto intervallo di metallicità e da parte dei meteoriti più antichi e/o dei grani pre-solari.
Sarebbe irrealistico sperare in un riesame davvero esaustivo di questo vasto e complesso campo di indagine, a causa del tempo limitato a disposizione, e questo nonostante si siano fatti tutti gli sforzi possibili per includere nel team tutte le competenze richieste da un simile impegno. Le limitazioni temporali ci costringono a selezionare i punti più importanti da affrontare. Essi includono, dal punto di vista teorico: l'estensione delle predizioni esistenti per la produzione degli elementi dalle stelle a tutte le metallicità; l'accoppiamento di complessi network di reazioni nucleari a modelli stellari completi; lo sviluppo di modelli (che partano da principi primi, ovunque possibile) dei mescolamenti non convettivi. Dal punto di vista osservativo i punti più rilevanti includono: la ricerca di nuove stelle estremamente povere di metalli, per estenderne significativamente la statistica; l'acquisizione di nuovi >>>

Risultati parziali attesi
Già dal lavoro dei primi sei mesi qualche risultato sarà disponibile, sia pure su un insieme di osservazioni e di calcoli teorici ancora limitato.
Ci aspettiamo di ottenere nuovi dati di altissima qualità in fotometria e spettroscopia dai run osservativi menzionati nei modelli B di Bologna e Trieste. La riduzione dei dati sarà iniziata subito e i risultati saranno fatti circolare tra le UdR, specie per fornire primi vincoli ai modellisti.
Nel frattempo la revisione dei parametri nucleari fornirà un set di riferimento di tassi di reazione a disposizione di tutta la collaborazione, che sarà usato per un primo inserimento nei network di reazioni estesi e, in forma ridotta, nei modelli stellari.
Le pubblicazioni dopo questa fase riguarderanno i primi esempi di confronto, ancora parziale, tra teoria e dati, su alcuni problemi più facili da affrontare (es. processo s in stelle di metallicità bassa ma non estrema; studio della funzione di luminosità in uno-due ammassi globulari, alcuni nuovi vincoli, dalle prime osservazioni di elementi e isotopi CNO, su 'cool bottom processes' e su ‘hot bottom burning').A questo punto i risultati sperimentali e teorici descritti possono essere fatti interagire in modo più dettagliato. Sequenze evolutive per gli ammassi osservati dovrebbero essere disponibili, con tassi di reazione aggiornati, e i primi approcci non-parametrici al mescolamento rotazionale e magnetico dovrebbero aver fornito stime sulla estensione del 'cool >>>

Durata
24 mesi
Base di partenza scientifica nazionale o internazionale
INTRODUZIONE
La nostra conoscenza dei processi nucleari nelle stelle è cresciuta negli ultimi 75 anni grazie alla sintesi tra fisica nucleare e astrofisica, a partire dalla comprensione che solo le reazioni nucleari possono fornire energia sufficiente ad alimentare il Sole: nessun altro processo, chimico o gravitazionale, è in grado di mantenerlo attivo per i suoi 4,56Gyr di età. L'osservazione diretta delle conseguenze delle reazioni nucleari nelle stelle dovette attendere fino a che Merrill (1952), presso il Carnegie Observatory, scoprì l'isotopo instabile 99Tc. Esso fu osservato in stelle giganti rosse molto vecchie, di tipo ‘S'. Poiché il Tc ha un tempo di dimezzamento di 0.2Myr, la sua presenza in quell'ambiente richiede che esso sia prodotto in situ. Questa fu perciò un'estrema conseguenza, ed una verifica, delle ipotesi fatte negli anni '20 da Bethe, von Weizsacker and Critchfield, secondo cui le reazioni nucleari sono responsabili della produzione di energia e del cambiamento di abbondanze nelle stelle. Alcuni anni dopo la scoperta di Merrill, l'articolo fondamentale di Burbidge, Burbidge, Fowler e Hoyle (1957) delineò lo scenario per la produzione degli elementi, poi elaborato in molti lavori degli anni seguenti. Uno sviluppo importante fu, negli anni '70, la descrizione del big bang, che spiegava la produzione degli elementi più leggeri (vedere p.es. rassegne moderne in Arnould et al. 1994, Peebles 1993). Dopo ciò, trent'anni di studi sull'evoluzione >>>