RICERCA ITALIANA     

Fasi Finali dell'Evoluzione Stellare: Nucleosintesi in Supernovae, Stelle AGB, Nebulose Planetarie

Università degli Studi di Perugia

Abstract

In questa proposta si descriverà un programma integrato di ricerca, che suggeriamo di intraprendere nei prossimi due anni, sulle ultime fasi evolutive delle stelle, sulla loro nucleosintesi e sulle perdita di massa che segnano il termine del loro ciclo di attività, sia mediante venti freddi e quieti, come nelle giganti rosse di massa piccola e intermedia, sia mediante meccanismi esplosivi, come nelle supernovae. Inizieremo analizzando le motivazioni di un simile sforzo, e mostrando che esse risiedono nei recenti progressi di molti campi di ricerca affini, avvenuti negli ultimi anni, e dai quali potremo estrarre vincoli e informazioni di precisione e qualità mai prima raggiunta. Ciò include nuove tecniche astrofisiche per l'osservazione da grandi telescopi terrestri e dallo spazio; più potenti risorse di calcolo per il perfezionamento dei modelli di evoluzione e nucleosintesi; progressi nella tecnologia degli acceleratori di bassa energia, dedicati alla misura di sezioni d'urto nucleari per le reazioni di interesse stellare; l'imporsi di nuove fonti di informazione sulla fisica stellare, quali i flussi di neutrini e la spettroscopia gamma nella Galassia; e l'avvento di nuovi campi di ricerca, quali le misure di altissima precisione sui prodotti della nucleosintesi stellare, mediante analisi delle abbondanze e delle anomalie isotopiche in grani presolari identificati nei meteoriti e in composti refrattari antichissimi, formatisi nelle prime fasi evolutive >>>

Coordinatore Scientifico del Programma di Ricerca

Maurizio Busso Università degli Studi di PERUGIA

Obiettivo del Programma di Ricerca

Lo scopo di questo progetto è quello di raggiungere, in uno sforzo biennale, un reale e documentabile progresso in diversi rami della ricerca legata ai processi di nucleosintesi nelle stelle e alla restituzione di massa da parte loro alle galassie, su di un ampio intervallo di masse stellari e di metallicità. Qui riassumiamo gli obiettivi principali dell’intera operazione, che proponiamo di raggiungere come integrazione di parecchie singole attività, molte già vive nelle varie sedi ma che riorganizziamo ora in un contesto unico. Lo sforzo di coordinamento si realizza anche attraverso l'identificazione di unità di ricerca basate non sulla appartenenza geografica, ma sul tema di ricerca assegnato, con un compito preciso per ogni unità, suscettibile di successiva verifica dei risultati. Questo sforzo dovrebbe permettere di condividere esperienze, mettere in comune strutture e risorse, integrare e non duplicare gli investimenti, raggiungendo un risultato più omogeneo con uno costo economico minore. Il nostro programma è articolato, teorico ed osservativo; esso farà inoltre uso anche di risultati sperimentali sia dalla fisica nucleare (misura delle sezioni d’urto nucleari), che dalle scienze meteoritiche (misure di abbondanze in meteoriti primitive e grani presolari). Dal punto di vista teorico, spingeremo il miglioramento dei modelli stellari in due direzioni complementari. Da un lato, accoppieremo i modelli canonici di evoluzione per stelle di massa piccola, intermedia e >>>

Durata

24 mesi

Base di partenza scientifica nazionale o internazionale

INQUADRAMENTO STORICO.
La nostra conoscenza della nucleosintesi nelle stelle è cresciuta nel ventesimo secolo, attraverso l'interazione tra la fisica nucleare e l'astronomia, a partire dalla comprensione che le reazioni nucleari forniscono energia sufficiente ad alimentare il sole, e che nessun altro processo, chimico o gravitazionale, può garantire al sole stesso la sua luminosità per i 4,56Gyr della sua vita. Una verifica diretta del realizzarsi di reazioni nucleari nelle stelle dovette però attendere gli anni '50, quando Merrill (1952) identificò l'elemento instabile Tc (Z=43) in giganti rosse evolute. L'esistenza del Tc era stata prevista da Mendeleev nel 1871, e la sua produzione in laboratorio era stata ottenuta da Cacciapuoti e Segré (1937). Ma il tempo di dimezzamento dell'isotopo meno instabile del Tc è di 0.2 Myr, sicché la sua presenza in una stella antica richiede necessariamente una produzione locale. Alcuni anni dopo la scoperta di Merrill, il fondamentale articolo di Burbidge et al. (1957) descriveva lo scenario generale della produzione degli elementi. Progressi fondamentali furono fatti negli anni '70 e '80 e costruirono una visione quantitativa di questa disciplina, fornendo sia una descrizione delle reazioni nucleari nell'universo primordiale, con la formazione degli elementi leggeri, sia la definitiva associazione dei restanti processi di nucleosintesi alle stelle, i cui modelli evolutivi cominciarono a >>>