Chemical ejecta and final fates of intermediate-mass and massive stars

Il mio lavoro si occupa dell'analisi degli ejecta chimici espulsi dalle stelle di massa intermedia e massiccia. E' strutturato in due macro-argomenti relativi, rispettivamente, alle stelle massicce e alle stelle di massa intermedia. Nella prima parte, questo lavoro si concentra sullo studio dei final fates e degli ejecta chimici prodotti da stelle massicce e molto massicce. Abbiamo ottenuto il materiale espulso per un gran numero di elementi (H, He, C, N, O, F, Ne, Na, Mg, Al, Si, S Ar, K, Ca, Sc, Ti, Cr, Mn, Fe, Ni, Zn) sia durante l'evoluzione pre-supernova che durante l'esplosione o il collasso. A questo scopo abbiamo usato un set di tracce evolutive calcolate con il codice di evoluzione stellare Padova and Trieste stellar Evolution Code (PARSEC), con masse iniziali nel range tra 8 M a 350 M , per tredici diverse metallicità iniziali da Z = 0.0001 a Z = 0.02. Abbiamo ottenuto il final fate e il resto di supernova per ciascuna delle tracce PARSEC. Abbiamo quindi considerato separatamente due sottoclassi: le stelle massicce, che vanno da 8 Msun a 100 Msun e si evolvono come core-collapse supernovae; i very massive objects (VMOS), che sono in generale piu' massicci di 100 Msun e, a seconda della massa del core di helio, possono evolvere come pair instability supernovae (PISN), pulsation instability supernovae (PPISN) o collassare direttamente al buco nero (DBH). Dalla nostra analisi si ricava un quadro generale sui final fates di stelle massicce e molto massicce. e' evidente che l'evoluzione pre-supernova e il verificarsi dell'esplosione sono significativamente influenzati dalla metallicità iniziale, conseguentemente al suo impatto sull'efficienza della perdita di massa e sulla crescita del nucleo stellare. In particolare, abbiamo ottenuto che le condizioni nelle quali si verificano eventi di PPISN e PISN non sono limitati a bassissime metallicita', come invocato nei primi studi. Piuttosto, tali eventi energetici possono aver luogo gia' a Z > Z/3, quindi nell'universo locale, in accordo con le recenti scoperte presenti in letteratura. Una volta noti i final fates e i resti di supernova, abbiamo calcolato gli elementi del materiale espulso per tutte le stelle nella griglia, dividendoli in contributi di vento e di esplosione. Gli elementi espulsi nel vento stellare sono derivati direttamente dai modelli di evoluzione stellare PARSEC, per tutti gli isotopi dall'H al Si-28 e gli elementi piu' pesanti fino a Zn. Il materiale espulso e' stato ottenuto da calcoli di nucleosintesi di supernova disponibili in letteratura, per le tre classi qui considerate (CCSN, PISN o PPISN). Sono stati inoltre adottati alcuni parametri (come la massa del core di CO e di He) per adattare gli ejecta di altri modelli di esplosione alle nostre tracce PARSEC. Abbiamo anche calcolato gli ejecta integrati - ottenuti da una semplice popolazione stellare e da una funzione di massa iniziale specificata - in vista di un successivo confronto del contributo all'inquinamento chimico in termini di vento ed ejecta esplosivi dovuto alle CCSNe, PISNe e PPISNe. Come risultato finale di questo lavoro, ci proponiamo di fornire un ampio database di ejecta chimici e resti di supernova prodotti da stelle massicce e molto massicce in un ampio intervallo di masse iniziali e metallicita' . Questi potreanno essere utilizzati nell'ambito dell' evoluzione chimica delle galassie. La seconda parte di questo lavoro si occupa dell'analisi del materiale espulso da stelle di massa intermedia, con particolare attenzione alle stelle nella fase di "thermally-pulsing asymptotic giant branch" (TP-AGB), in cui ha luogo il processo di "hot-bottom burning". Questo lavoro e' stato svolto in collaborazione con LUNA (Linear Underground National Laboratory), che ha fornito una nuova misura della sezione d'urto per la reazione 22Ne(p,gamma)23Na. A questo scopo sono stati utlilizzati i codici di evoluzione stellare PARSEC e COLIBRI per completare l'evoluzione stellare dalla pre-main sequence alla fine della fase TP-AGB, per un set di modelli con massa iniziale nell'intervallo 3.0 Msun-6.0 Msun e metallicità iniziali Z = 0.0005, Z = 0.006, and Z = 0.014. Grazie alla misura di sezione d'urto fornita dalla collaborazione LUNA abbiamo ridotto l'incertezza sugli ejecta di 22Ne e 23Na, abbassandola da un fattore 10 a poche unita'  per le metellicita'  piu' basse. Basandosi sulle piu' recenti stime della sezone d'urto della reazione siamo affermare che le incertezze influenti sulle quantita' di 22Ne e 23Na espulse sono perlopiu' dominate da aspetti evolutivi (come l'efficienza della mass loss, il terzo dredge-up e la convezione). Infine, abbiamo discusso il modo in cui i risultati di LUNA impattano sull'impotesi che pone le stelle AGB come principali responabili dell'anticorrelazione O-Na osservata negli ammassi globulari Galattici. Abbiamo deriveato quantitativamente l'efficienza dei processi fisici principali (mass loss, terzo dredge-up, distruzione del Na) al fine di riprodurre le situazioni estreme dell'anticorrelazione O-Na, e i vincoli dati dalle osservazioni sull'abbondanza deli elementi C,N e O. Nonostante siano stati individuate prescrizioni fisiche ragionevoli che consentono di soddisfare tali vincoli, l'ipotesi che attribuisce alle stelle AGB la causa dell'anticorrelazione O-Na deve essere ancora convalidata, a causa di problematiche non ancora risolte.