Origine degli Elementi

Il mio campo di ricerca in
ASTROFISICA:
lo studio dell'
“Origine degli Elementi”
nell'Universo
II PARTE: dettagli tecnici sulla
nucleosintesi del processo s
Sara Bisterzo
Dipartimento di Fisica
Università di Torino
Vedere web:
https://www.sarabisterzo.blogspot.it
Come fanno le stelle a produrre
elementi più pesanti del ferro?
Attraverso le catture neutroniche
(I neutroni non sono particelle cariche e non sono soggetti alla
repulsione coulombiana)
il processo “s” è un processo di cattura neutronica lento
il
(“s” da SLOW),
che si verifica nel nucleo delle stelle prima che esplodano;
processo “r” è un processo di cattura neutronica rapido
(“r” da RAPID),
che si pensa avvenga in stelle massicce durante le fasi
esplosive (e.g., Supernovae)
Nucleosintesi stellare
•
•
Gli elementi dall'idrogeno H fino al ferro 56Fe sono prodotti per fusione nucleare
Oltre il 56Fe la forte barriera di Coulomb impedisce le catture tra particelle cariche
11
10
10
10
6
Abundance relative to 10 silicon
 CATTURE
NEUTRONICHE
 Il processo s
(slow)
105-1011 neutroni/cm3
ed
 Il processo r
(rapid)
1022-1025 neutroni/cm3
H,He
G bang)
(big
Carbon (AGB stars)
9
10
Solar system abundances
(at the time of solar system formation)
α-elements
(mostly Type II SN)
8
10
7
Fe peak
(mostly Type I SN)
10
6
10
5
N=82
s-process peak
Ba, La, Ce
(AGB stars)
10
4
10
3
10
N=82
r-process peak
Te, Xe
(Type II SN)
2
10
N=126
s-process peak
Pb,Bi
(AGB stars)
N-126
r-process peak
Os,Ir,Pt
(Type II SN)
1
10
U,Th
U II SN)
Th
(Type
0
10
10
-1
10
-2
10
-3
3
0
50
100
150
Mass number
200
Stelle con diversa massa evolvono in modo diverso e subiscono
processi di nucleosintesi differenti
Maggiori dettagli sulle catture neutroniche:
i processi “s” e “r”
NUMERO di
PROTONI (Z)
p
NUMERO di NEUTRONI (N)
… piombo (Pb) e
bismuto (Bi), gli
ultimi elementi
stabili in natura
… Torio (Th) ed
Uranio (U), instabili
( lunga vita media)
Facendo riferimento
agli isotopi di un
dato elemento,
come a diversi
atomi (con diverso
numero di neutroni
N) di uno stesso
elemento chimico
Carta dei nuclei
Ad oggi conosciamo più di
3000 isotopi
VEDERE
http://www.nucleonica.net/nuclidechart.aspx
Alcune informazioni sul processo r
Le Supernovae sono sorgenti chiave di elementi come
ossigeno e ferro, prodotti per fusione nucleare.
Inoltre, Supernovae sono le più probabilli, anche se non discutibili, sorgenti candidate del processo r,
che si verifica durante l'esplosione supernova in
condizioni di alta temperatura e ad alta densità di
neutroni. Il processo r produce nuclidi ricchi di neutroni
altamente instabili che decadono rapidamente nei loro
isobari stabili.
Complementare al processo s, r-processo produce
circa la metà delle abbondanze degli elementi oltre il
ferro (fino all'uranio).
(A) SN-I si verifica
quando una nana
bianca ricca di
carbonio accresce
massa da una
vicina gigante
rossa
(B) SN-II si verifica
quando il nucleo di
una stella
massiccia (circa 10
volte più grande
del nostro Sole o
più) collassa ed
esplode con
violenza
Sorgente:
SNe possono essere distinte in classi
diverse, in base alla loro spettri
(http://www.hs.unihamburg.de/EN/For/ThA/phoenix/supernova.html )
http://staff.on.br/jlkm/astron2e/AT_MEDIA/CH21/CHAP21AT.HTM
Il processo s (il tema delle mie ricerche)
Stelle con massa come il nostro Sole (e inferiore a circa 10
volte la massa del Sole) sintetizzano carbonio ed elementi
più pesanti del ferro attraverso il processo s.
A causa della loro piccola massa, non raggiungono una
temperatura che consente successive reazioni di fusione
(carbonio ed ossigeno). Di conseguenza, la stella assume la
struttura interna mostrata nella diapositiva successiva, e
sperimenta una fase chiamata AGB.
Il processo s in AGB produce circa la metà delle
abbondanze degli elementi stabili più pesanti del ferro (fino
a piombo e bismuto).
Durante l'AGB, l'intero inviluppo viene perso a causa di intensi venti stellari,
lasciando la stella centrale come una nana bianca nascente.
Stelle di piccola massa contribuiscono a circa il 50% del C e degli elementi s,
e a una grande frazione di polvere nella Galassia.
DOVE avviene in processo s?
Dopo una fase di gigante rossa detta
AGB (Asymptotic Giant Branch)
Diagramma HR
•C-O nucleo
degenere
• Le shell di
H e He
bruciano in
modo alternato
•Questo porta
ad una
configurazione
termicamente
instabile
(chiamata di
10
pulsi termici).
NOTA:
LUMINOSITY of the star
Diagramma di
HertzsprungRussell
Mostra luminosità
e colore delle
stelle.
La luminosità
misura l'energia
che una stella
espelle.
COLOR of the star
Il colore da'
informazioni sulla
temperatura
superficiale della
stella
Stelle AGB
QUI avviene la
nucleosintesi
del processo s
Vedere le
prossime
due
diapositive
per maggiori
dettagli
tecnici
Figura da Herwig (2005), ARA&A
TDU
TDU
Durante il TDU (third dredge-up)
 si assume che alcuni protoni
penetrino negli strati esterni
dell'intershell di He
Quando si riattiva la shell di H
si forma una tasca di 13C attraverso
la catena di reazioni
12
C(p, γ) 13 N(β+ν) 13C
TP
TP
14
N(α,γ)18F(β+ν)18O(α,γ) 22Ne
Parziale attivazione della 22Ne(α,n)25Mg
a T = 3 x 108 K
Nn(picco) = 1011 (n/cm3)
brucia in condizioni convettive
TEMPO ∼ 6 anni
Come?
A T~ 108 K  13C(α,n)16O
brucia in condizioni radiative
 la MAGGIORE SORGENTE DI
NEUTRONI DEL PROCESSO S
TEMPO ~ 105 anni;
Nn ~ 106-107(n/cm3)
TDU: permette il mescolamento tra
l'inviluppo convettivo e l'intershell di
He dove sono stati sintetizzati gli
elementi s
Sorgenti di neutroni nelle stelle AGB
C(α ,n)16O
Ne(α ,n)25Mg
13
●
22
Maggiore sorgente di neutroni
(ma c'e' bisogno di 13C !)
●
Durante la fase di interpulso (~105 anni)
●
Brucia in condizioni radiative as una
temperatura di T8 = 0.9-1 (8 keV)
producendo Nn ~107 neutroni/cm-3
in un sottile strato dell'intershell di He, chiamato
tasca di 13C
E' una sorgente di tipo primario! (indipendente
dalla metallicità iniziale della stella Z)
Abbondante 22Ne
ma e' una minore sorgente di neutroni
Brucia durante i pulsi termici
TPs (~6 anni)
e' attivata in modo marginale in
condizioni convettive ad una
temperatura di T8 ~ 3 prodicendo
Nn (picco) = 1010 neutroni/cm-3
→ Burst di neutroni
E' una sorgente di tipo secondario
Figura da
Busso, Gallino &
Wasserburg
(1999,
NewARAA)
advances in stellar physics: from microscopic to macroscopic processes - Sta
ARTICOLI UTILI
per maggiori informazioni sul
processo s in stelle AGB:
“NUCLEOSYNTHESIS IN ASYMPTOTIC GIANT
BRANCH STARS: Relevance for Galactic
Enrichment and Solar System Formation”
Busso M., Gallino R., Wasserburg G. J., 1999, ARA&A, 37, 239
“s process in low-mass asymptotic giant branch stars”
Straniero O., Gallino R., Cristallo S., 2006, Nucl. Phys. A, 777, 311
“EVOLUTION OF ASYMPTOTIC GIANT
BRANCH STARS” Herwig, F., Annual Review of Astronomy and
Astrophysics 2005, 43:435–79
“The s process: Nuclear physics, stellar models, and observations”
Kaeppeler, F., Gallino, R., Bisterzo, S., Aoki, W., REVIEW OF
MODERN PHYSICS, VOLUME 83, 2011
I risultati delle mie ultime ricerche sono stati
pubblicati in quattro articoli
Breve
descrizione
nelle prossime
diapositive
A basse metallicità
AGB intrinseche di alone:
massa tipica ~ 0.6 masse solari
(massa iniziale 0.8 – 0.9 masse solari)


NO TDU (Straniero et al. 2003, 2005)
non vengono osservate grandi abbondanze di
carbonio ed elementi s
Sistemi binari  transferimento di materiale
arricchito in C ed elementi s sulla compagna
attraverso forti venti stellari (o Roche Lobe …).
La compagna, anche se non evoluta, mostra una
composizione chimica tipica dell'AGB, mentre
l'AGB e' ora una nana bianca
17
Trasferimento di massa in sistemi binari
(se le due stelle sono lontane)
●
●
●
●
●
Ampi sistemi binari formati da
una primaria di M ~ 1-3 masse
solari, con una compagna di
massa inferiore
La primaria si evolve diventando
una stella AGB
Forti venti stellari: trasferimento
sulla compagna di materiale
ricco di C ed s
La primaria diventa una WD
invisibile
Osserviamo la secondaria con
forti linee di C e elementi s
WD
WD
CEMP-s main sequence
18
CEMP-s giant
1° Caso: la secondaria è una nana
●
●
●
Massa della secondaria
~ 0.8 - 0.9 masse solari
A bassa metallicità, le
stelle di piccola massa
hanno un sottile
inviluppo convettivo
Il materiale accresciuto
non è mescolato da
convezione durante
la sequenza principale
19
2 Caso: la secondaria è una gigante
°
SUB-Giganti hanno visto il primo dredge-up,
dove ~80% della massa della stella si
mescola
 questo maschera eventuali mescolamenti
avvvenuti in precedenza
MA dobbiamo considerare la grande diluizione
dopo l'accrescimento sulla compagna, del
materiale originale dell'AGB
●
Analogamente, grandi diluizioni sono
necessarie per le Giganti a causa del grande
inviluppo convettivo
●
20
CAMPIONE DI STELLE
•
~ 100 CEMP-s stars
References: McWilliam et al. (1995), Preston & Sneden 2001, Johnson & Bolte (2002, 2004), Aoki et al. (2002a,c,d,2006,2007,2008), Van Eck et
al. (2003), Lucatello et al. (2003), Cohen et al. (2003), Barbuy et al. (2005), Ivans et al. (2005), Tsangarides et al. (2005) PhD thesis, Barklem
et al. (2005), Goswami et al. (2006), Masseron et al. (2006), Cohen et al. (2006), Reyniers et al. (2007), Jonsell et al. (2006), Thompson et al.
(2008), Roederer et al. (2008), Pereira & Drake (2009), Behara et al. (2008, 2010), Goswami & Aoki (2010).
•
•
•








~ 50 with a lot of spectroscopic data
BUT only 35 stars have Eu measurements
16 are CEMP-s+r (1.0 < [Eu/Fe] < 2; 46%)
Surveys:
HK-survey (Beers et al. 1992, 2007),
ESO Large Programme First Stars with the ESO VLT and UVES spectrograph (e.g. Cayrel et
al. 2004),
HIRES near-UV–sensitive detector, W. M. Keck Observatory
Hamburg/ESO Survey (Christlieb 2003),
SEGUE survey (Sloan Extension for Galactic Exploration and Understanding),
SEGUE Stellar Parameter Pipeline (SSPP; Lee et al. 2008a,b),
Sloan Digital Sky Survey (SDSS, York et al. 2000),
Chemical Abundances of Stars in the Halo (CASH) Project (Roederer et al. 2008) with
Hobby-Eberly Telescope (McDonald Observatory, University of Texas)
21
Esempio di uno Spettro
Velocità radiale di tre
stelle con elementi s
Preston & Sneden (2000)
SONO BINARIE!
Sneden, Cowan & Gallino,
ARAA 2008
22
Evoluzione Chimica della Galassia
NUOVO LAVORO IN CORSO
VIA LATTEA immagini da
La Silla, Cile. Collage of
several images (120
hours of observational
time (Source ESO)
Struttura
semplificata della
nostra galassia
Sorgente:
http://ned.ipac.caltech.edu/lev
23
el5/March01/Pagel/Pagel2.html
Evoluzione Chimica della Galassia
NUOVO LAVORO IN CORSO
Recenti aggiornamenti in modelli AGB e applicazione
dei risultati sull'evoluzione chimica Galattica
Travaglio et al. (1999, 2004)
Galassia divisa in 3 zone:
Alone – disco spesso – disco sottile
La cui composizione è calcolata in funzione del tempo fino ad oggi
(toggi = 13.8 Gyr; Spergel et al. 2003; Bennett et al. 2013)
OBIETTIVI
1) Studiare l'effetto di reazioni nucleari aggiornate (dal
2004 ad oggi), e di nuove abbondanze solari (misurate da
Lodders et al. 2009).
2) Studiare l'effetto di una delle maggiori incertezze dei
May 21, 2013 - NPA VI
modelli AGB: la formazione
della tasca di
la principale sorgente di neutroni
13C
dove brucia
Collaborazioni:
OSSERVAZIONI SPETTROSCOPICHE:
• NAO, Tokyo (Japan), SUBARU telescope, (W. Aoki)
• “Department of Physics and Astronomy, Michigan State University (T. Beers)
• McDonald Obs., Univ. of Texas (C. Sneden, I. Roederer, A. Frebel)
• Keck Telescope (Carnegie Obs. Pasadena) (G. Preston, I. Ivans)
MODELLI DI NUCLEOSINTESI:
• “INAF Osservatorio Astronomico di Collurania”, Teramo, Italy (O. Straniero)
• “Departamento de Fisica Teorica y del Cosmos, Universidad de Granada” (S. Cristallo)
• Osservatorio Astronomico di Pino Torinese (C. Travaglio)
MISURE NUCLEARI:
• Forschungszentrum Karlsrhue, Karlsrhue (F. Kaeppeler)
• GSI Darmstadt (M. Heil, R. Reifarth, N. Winkler)
• CERN (n_TOF), Switzerland (N-TOF COLLABORATION)
• Accelerator mass spectrometry at VERA Wien, Austria ( T. Wallner, W. Kutschera)
GRANI PRESOLARI:
• Enrico Fermi Institute, and University of Chicago, Chicago (A. Davis)
• Washington University in Saint Louis (E. Zinner, S. Amari)
• Max-Planck-Insitute fuer Chemie, Mainz (P. Hoppe. U. Ott)
• Carnegie, Washington D.C. (L. Nittler)
25