Nucleosintesi stellare e produzione di elementi chimici nelle stelle

Le stelle sono i corpi celesti fondamentali per comprendere l'evoluzione del nostro Universo. Infatti, attraverso processi di fusione nucleare che avvengono al loro interno, nel corso della loro vita le stelle producono la maggior parte dei metalli che popolano la tavola periodica, non presenti all'inizio della vita dell'Universo e la cui presenza è attribuile soltanto alla nucleosintesi stellare. In questa tesi viene trattato questo aspetto, ovvero la produzione di elementi chimici nelle stelle, seguendo in ordine cronologico le principali fasi della vita delle stelle stesse. Nel primo capitolo sono fornite delle informazioni generali sulle reazioni termonucleari, che sono alla base della vita delle stelle e della produzione di molti elementi chimici. Successivamente, vengono approfondite le catene di reazioni termonucleari che consentono la fusione dell'idrogeno in elio all'interno delle stelle, ovvero la catena protone-protone e il ciclo CNO. Nei capitoli seguenti sono state analizzate le reazioni termonucleari di fusione dell'elio in carbonio, note come processo 3-alfa, e di elementi più pesanti, quali carbonio, neon, ossigeno e silicio, che avvengono quando la stella è ormai una gigante o supergigante rossa. Infine, nell'ultimo capitolo viene descritto come, nelle fasi finali della loro vita, le stelle riescano a produrre elementi più pesanti attraverso processi di cattura neutronica, per poi rilasciarli attraverso le esplosioni di supernove, arricchendo significativamente il mezzo interstellare.

Il ruolo della teoria della relatività nella formazione di strutture stellari: nane bianche e stelle di neutroni

In questa tesi viene affrontato il problema della stabilità delle strutture stellari da un punto di vista relativistico. La stella è approssimata ad un fluido perfetto a simmetria sferica, e le equazioni che ne governano la struttura vengono ricavate grazie alle risoluzione delle equazioni di campo della relatività generale in questo caso particolare. L'approssimazione di fluido perfetto permette anche di ricavare un'equazione di stato che lega densità di energia e pressione tramite un parametro, detto parametro di rigidità. Un'analisi del comportamento della materia al variare della densità consente di stabilire l'andamento di questo parametro, mentre uno studio delle piccole oscillazioni radiali della stella permette di stabilire quali sono i valori del parametro che consentono un equilibrio stabile. La stabilità risulta possibile in due differenti intervalli di densità, che corrispondono ai due tipici stadi finali dell'evoluzione stellare: nana bianca e stella di neutroni. Grazie alle equazioni che descrivono la struttura stellare è possibile stabilire, nei due intervalli di densità, quale sia il valore che la massa della stella non può superare: si ricavano il limite di Chandrasekhar e il limite di Oppenheimer-Volkoff. Infine viene mostrato come la relatività generale imponga un limite assoluto alla stabilità di una distribuzione di materia, sostenuta da una qualsiasi forza della natura: superato questo confine, la materia non può fare altro che collassare in un buco nero.

Principali reazioni termo-nucleari nelle stelle

La presente tesi di laurea tratta, come suggerisce il titolo, dei più importanti fenomeni termo-nucleari che caratterizzano i corpi celesti noti come ''stelle''. Dopo un breve excursus su cosa esse siano, con particolare riferimento ai maggiori costituenti, alle forze in gioco e a come si formano, verranno enunciate ed analizzate le reazioni interne dominanti, nello specifico la celebre protone-protone, coi suoi canali ''pp-I'', ''pp-II'' e ''pp-III'', ed il ciclo ''CNO'', primario e secondario, per quanto riguarda la sequenza principale; in seguito, saranno esposti i processi di maggior rilevanza che accompagnano gli stadi evolutivi più avanzati, come il ''3-alfa'', le ''catture alfa'' e nucleosintesi successive, focalizzando l'attenzione su quel che riguarda le ''catture neutroniche''. Chiudono l'elaborato alcuni cenni conclusivi, ancora sulle stelle e sui loro prodotti.

Lo stato di Hoyle e il principio antropico

Una delle scoperte più importanti del novecento, nel ambito della fisica nucleare e della nucleosintesi degli elementi all'interno delle stelle, è sicuramente rappresentata dallo stato di Hoyle, scoperto dall'astrofisico inglese Fred Hoyle nel 1954. Lo stato di Hoyle è un livello eccitato del nucleo dell'atomo di carbonio-12 a 7,65 MeV, la cui importanza risiede nel fatto che grazie alla sua presenza la produzione di carbonio-12 nei nuclei delle giganti rosse (uno stadio dell'evoluzione stellare) aumenta di circa un fattore 10^7, permettendo così l'esistenza di forme di vita intelligenti basate sul carbonio, ovvero noi. Proprio a causa di questa mia ultima affermazione esso viene, in letteratura, spesso affiancato a un principio, chiamato principio antropico, formulato nel 1973 dallo scienziato australiano Brandon Carter e secondo il quale noi ci dobbiamo aspettare di osservare soltanto quelle condizioni che sono necessarie per la nostra presenza e osservazione. Visto lo stretto legame che sembra esistere tra la scoperta di Hoyle e il principio formulato da Carter, l'obbiettivo di questa tesi sarà quindi quello di trattare lo stato di Hoyle con un particolare occhio di riguardo al suo legame con il principio antropico.

Classificazione spettrale delle stelle

Da sempre l'uomo ha osservato le stelle e il primo a intuire che lo studio degli spettri avrebbe permesso la comprensione della fisica e della chimica delle stelle fu il padre gesuita Secchi. Uno spettro contiene informazioni sui vari processi atmosferici stellari, dove la profondità e la forma di una riga permettono di raccogliere dati sulle condizioni fisiche del gas nelle regioni in cui essa si è formata. La classificazione spettrale è iniziata con il padre gesuita Secchi, che divise le stelle in quattro categorie. In seguito fu sostituita dalla classificazione di Harvard, composta da sette classi, O, B, A, F, G, K, M, caratterizzate da diversi range di temperature. Per risolvere il problema delle diverse luminosità all'interno della stessa classe, Yerkes creó u a nuova classificazione, data da un sistema bidimensionale che oltre a considerare la temperatura tiene conto della luminosità, che influisce molto nella struttura dello spettro. Si sono presi in considerazione anche gli spettri peculiari, cioè che presentano delle anomalie, come un'insolita abbondanza di metalli. Nell'ultimo capitolo viene trattato il diagramma H-R come applicazione delle classificazioni spettrali, accennando come il punto di turn-off del diagramma permetta di calcolare l'età di un ammasso stellare.

Abbondanze chimiche degli elementi del picco del ferro nel sistema stellare omega centauri

La misura di abbondanze chimiche degli elementi alfa e di quelli del gruppo del ferro per indagare l'origine delle stelle e degli ammassi globulari di una galassia si è rivelata uno strumento molto versatile e potente. Questo lavoro di tesi intende studiare in particolare le abbondanze di Sc, V e Zn per il sistema stellare Omega Centauri, sistema considerato il residuo di una galassia sferoidale nana distrutta dall'interazione con la Via Lattea. L'analisi chimica di Sc, V e Zn (solitamente sottoabbondanti nelle galassie sferoidale nane) può porre importanti vincoli per capire la natura di questo sistema.

Abbondanza di litio nelle stelle nane di alone usando la fotometria Gaia

Il litio, secondo il modello di nucleosintesi del Big Bang, viene prodotto a seguito dell’espansione dell’Universo. Negli anni Ottanta, con l'avvento di spettrografi ad alta risoluzione, è stato possibile misurare l'abbondanza di Li in stelle nane di alone (Spite & Spite 1982). L'abbondanza di Li nelle stelle nane di Popolazione II mostra un valore costante in un ampio intervallo di metallicità e di temperatura effettiva. Tale andamento prende il nome di Plateau di Spite, ed è stato interpretato come una misura dell'abbondanza primordiale dell'elemento. Due decenni dopo la scoperta dello Spite Plateau, grazie alle misurazioni WMAP è stato possibile ottenere i valori delle costanti cosmologiche. Le abbondanze degli elementi leggeri previste dalla cosmologia sono in accordo con quelle misurate, tranne che per il litio. Il valore dello Spite Plateau è infatti inferiore di un fattore 3-4. Tale problema del litio rimane ancora oggi una sfida aperta. Un altro problema aperto riguarda la scoperta del Li-meltdown, ovvero una diminuzione di A(Li) nelle stelle nane con [Fe/H]<-2.5 dex. Nel seguente lavoro sono state studiate stelle nane con metallicità basse, prese da lavori passati. Una volta ottenuto il campione si è lavorato sui dati di Gaia. L'uso di Gaia sulle stelle di alone ha permesso di: lavorare su un campione formato da parametri omogenei e precisi, conoscere lo stato evolutivo delle stelle. Tale lavoro permette per la prima volta di discutere la distribuzione dell'abbondanza di Li nelle stelle nane alla luce del loro stato evolutivo. Il campione di Gaia conferma la presenza del Plateau di Spite con un valore di A(Li)= 2.29 dex, e una caduta dell'abbondanza e un aumento dello scatter per sorgenti [Fe/H]<-2.6 dex (Li meltdown). In particolare, viene dimostrato come il Li meltdown non possa essere spiegato semplicemente come dovuto a stelle binarie o post First Dredge Up.

Classificazione spettrale delle stelle

Partendo da un'introduzione storica, verrà presentato un approfondimento nel dettaglio della classificazione di Harvard, per poi vedere come essa sia connessa ad uno dei diagrammi più importanti per l'astrofisica stellare, il diagramma H-R. Seguirà poi una presentazione della classificazione di Yerkes e una trattazione sul concetto di tempratura stellare. Infine verrà presentata una ricerca sulla possibile abitabilità planetaria nei sistemi solari in base alla classe stellare.

Environment of radio sources in the vla-cosmos survey

Sebbene studiati a fondo, i processi che hanno portato alla formazione ed alla evoluzione delle galassie così come sono osservate nell'Universo attuale non sono ancora del tutto compresi. La visione attuale della storia di formazione delle strutture prevede che il collasso gravitazionale, a partire dalle fluttuazioni di densità primordiali, porti all'innesco della formazione stellare; quindi che un qualche processo intervenga e la interrompa. Diversi studi vedono il principale responsabile di questa brusca interruzione della formazione stellare nei fenomeni di attività nucleare al centro delle galassie (Active Galactic Nuclei, AGN), capaci di fornire l'energia necessaria a impedire il collasso gravitazionale del gas e la formazione di nuove stelle. Uno dei segni della presenza di un tale fenomeno all'interno di una galassia e l'emissione radio dovuta ai fenomeni di accrescimento di gas su buco nero. In questo lavoro di tesi si è studiato l'ambiente delle radio sorgenti nel campo della survey VLA-COSMOS. Partendo da un campione di 1806 radio sorgenti e 1482993 galassie che non presentassero emissione radio, con redshift fotometrici e fotometria provenienti dalla survey COSMOS e dalla sua parte radio (VLA-COSMOS), si è stimata la ricchezza dell'ambiente attorno a ciascuna radio sorgente, contando il numero di galassie senza emissione radio presenti all'interno di un cilindro di raggio di base 1 Mpc e di altezza proporzionale all'errore sul redshift fotometrico di ciascuna radio sorgente, centrato su di essa. Al fine di stimare la significatività dei risultati si è creato un campione di controllo costituito da 1806 galassie che non presentassero emissione radio e si è stimato l'ambiente attorno a ciascuna di esse con lo stesso metodo usato per le radio sorgenti. I risultati mostrano che gli ammassi di galassie aventi al proprio centro una radio sorgente sono significativamente più ricchi di quelli con al proprio centro una galassia senza emissione radio. Tale differenza in ricchezza permane indipendentemente da selezioni basate sul redshift, la massa stellare e il tasso di formazione stellare specifica delle galassie del campione e mostra che gli ammassi di galassie con al proprio centro una radio sorgente dovuta a fenomeni di AGN sono significativamente più ricchi di ammassi con al proprio centro una galassia senza emissione radio. Questo effetto e più marcato per AGN di tipo FR I rispetto ad oggetti di tipo FR II, indicando una correlazione fra potenza dell'AGN e formazione delle strutture. Tali risultati gettano nuova luce sui meccanismi di formazione ed evoluzione delle galassie che prevedono una stretta correlazione tra fenomeni di AGN, formazione stellare ed interruzione della stessa.

Dinamica delle galassie a spirale e delle galassie ellittiche

La tesi si propone di dare una caratterizzazione generale sulla dinamica delle galassie, in particolare, il caso ellittico e a spirale. Nel primo capitolo, sono state esposte le scale delle grandezze fisiche che caratterizzano e definiscono una galassia e gli aspetti osservativi che hanno portato a distinguerne poche grossolane categorie in base a proprietà visive, mostrando importanti correlazioni con proprietà morfologiche e strutturali. Nel secondo capitolo, corpo principale dell'elaborato, vengono motivate le principali ipotesi che permettono di trattare una generica galassia, assunta composta da un numero N di stelle come un non collisionale, portando vantaggi di semplificazione del problema: si parte dall'ipotesi di approssimazione delle stelle come punti materiali, fino a trascurare la granularità del sistema, entro un tempo scala detto tempo di rilassamento. Segue una trattazione di estrapolazione di informazioni dalle equazioni che descrivono il moto e una breve esposizione della principale distinzione tra un fluido ordinario e un fluido non collisionale, derivante dalla stessa ipotesi di sistema non collisionale. Il terzo capitolo si propone di dare alcune applicazioni, alle galassie ellittiche e spirali, dei risultati teorici trattati nel capitolo precedente, con brevi riscontri nell'ambito osservativo. Nel caso delle galassie a spirale si accenna alla principale motivazione che ha portato all'ipotesi dell'esistenza della materia oscura e vengono illustrati qualitativamente, i modelli più semplici di descrizione della dinamica dei bracci.

Il diagramma h-r

Il diagramma H-R: - la definizione e la costruzione del diagramma H-R; - le classi principali di stelle nel diagramma H-R; - massa e raggio delle stelle nel diagramma H-R; - diagramma H-R ed evoluzione stellare; - il diagramma osservativo (magnitudine-colore); - diagramma CM di ammassi stellari; - le sequenze evolutive nel diagramma CM; - le reazioni termonucleari connesse a ciascuna fase evolutiva.

Dynamical properties and mass-luminosity relation of elliptical galaxies

In questo elaborato abbiamo analizzato un campione di 22 galssie early-type. Utilizzando una tecnica di cross-correlazione, abbiamo ottenuto profili radiali di rotazione e di dis- persione di velocitá. Questi dati ci hanno permesso di investigare molte delle proprietá dinamiche delle nostre galassie. Abbiamo ottenuto indizi sull’anisotropia orbitale e stimato le masse e il rapporto M/L del campione. Le masse misurate variano da 1010 a 1012 M , mentre i valori degli M/L, per cui abbiamo trovato una dipendenza del tipo Log M/L ∝ 0.28 Log L , sono dell’ordine dell’unitá. Abbiamo anche riprodotto le famose relazioni di scala e abbi- amo utlizzato un set di dati sugli indici di Lick/IDS per ricercare relazioni tra le proprietá chimiche e quelle dinamiche. In particolare, abbiamo riscontrato una correlazione tra molti degli indici dipendenti dalla metallicitá e la profonditá della buca di potenziale. Tali indici sembrano correlare anche con il M/L. La rotazione e la forma del profilo di dispersione di velocitá sembrano essere ininfluenti sulle proprietá chimiche. In ultima analisi, abbiamo considerato le implicazioni delle nostre misure riguardo la natura della popolazione stellare e dell’emissione X delle nostre galassie. L’indice di colore e il M/L sembrano indicare che la popolazione stellare delle nostre galassie é dominata da stelle appartenenti alle classi spettrali late-G e early-K. Sembra inoltre esserci una correlazione tra l’emissione X degli elementi del nostro campione e la profonditá della loro buca di potenziale.

Formazione stellare cosmica ed evoluzione fotometrica delle galassie in modelli cosmologici non standard

L'avvento di strumenti di osservazione sempre più potenti ha permesso negli ultimi decenni di studiare a fondo gli oggetti che compongono l'universo nonchè di giungere a stabilirne una possibile geometria. Se da un lato i dati di WMAP supportano un determinato scenario ``di consenso'', questo non esclude, tuttavia che anche altre possibili soluzioni cosmologiche possano entrare in gioco una volta che una o più delle assunzioni portanti del modello ΛCDM vengano aggiornate o risultino, alla prova di nuovi fatti, inconsistenti. Ecco quindi che può essere interessante investigare quali implicazioni possano nascere da una scelta diversa del modello. Prenderemo in considerazione cinque modelli: oltre al modello di consenso (ΛCDM), valuteremo anche tre casi limite nel contesto della metrica di Friedmann. Dedicheremo particolare attenzione, infine, al modello dello Stato Stazionario. Studieremo, al variare di questi scenari, la formazione stellare cosmica e con l'utilizzo dei modelli di SSP di Buzzoni (2005) otterremo le proprietà fotometriche di una meta galassia, le quali verranno confrontate con osservazioni recenti (e.g. Madgwick et al. 2002).

Le stelle di Beatrice. Astronomia e astrologia nella "Vita Nova"

Ci sono due luoghi astronomici nella Vita Nova con i quali Dante calcola il tempo in cui si verificano gli episodi principali della storia narrata. Queste nozioni scientifiche contengono implicito un significato astrologico, connesso all’influsso del segno zodiacale dei Gemelli, configurazione astrologica che torna ad ogni anniversario. I Gemelli è il segno zodiacale di Dante, come il poeta afferma nella Commedia: l’invocazione del pellegrino alla costellazione omonima, alla cui influenza egli deve il suo ingegno (Par. XXII, 112-123), riconosce all’astrologia, attraverso il motivo delle qualità personali instillate dagli astri, il compito di esaltare il suo ruolo di poeta divinamente ispirato. L’importanza di questo segno è evidente nella Vita Nova: I Gemelli è probabilmente il segno zodiacale di Beatrice, come il poeta sembra suggerire in VN 1, 3 [II, 2], se si considera il fatto che, al verificarsi del primo incontro tra Dante e Beatrice, la fanciulla non aveva ancora iniziato il suo nono anno di vita («quasi»). Il colore dell’abito di Beatrice, «sanguigno» (VN 1, 4; II, 3), può riferirsi al temperamento della donna, e confermare così la sua appartenenza a quel segno. In seguito, la buona influenza del segno torna in VN 19, 4 [XXIX, 1], il capitolo dedicato alla morte di Beatrice. La donna muore l’8 giugno 1290, così anche la sua morte accade in Gemelli. Tutti gli eventi della Vita Nova sono garantiti dalle stelle, e Dante nel «libello» non fa che esaltare l’importanza dell’azione dei cieli influenti sulla vita umana.