La distribuzione degli elementi pesanti osservata in natura indica l’esistenza di due principali componenti, corrispondenti a 2 processi di nucleosintesi ben distinti: il processo s (slow) ed il processo r (rapid). A Teramo ci occupiamo in particolare del processo s, la cui componente principale viene sintetizzata in una particolare fase dell’evoluzione delle stelle di piccola massa (1.5 < Mʘ < 3), detta TP-AGB (Thermally Pulsing AGB; si veda Figura 1). In tale fase, un ricorrente episodio convettivo, detto Terzo Dredge-Up (TDU) porta in superficie gli isotopi appena sintetizzati negli interni stellari, permettendoci dunque di testare i modelli teorici attraverso osservazioni spettroscopiche e analisi di laboratorio. La principale sorgente di neutroni attiva nelle stelle AGB è la 13C(α,n)16O. Un ulteriore marginale contributo proviene dalla 22Ne(α,n)25Mg. A differenza del 22Ne, che si forma all’interno del pulso convettivo attraverso la sequenza 14N(α,γ)18F(β–)18O(α,γ)22Ne, il 13C necessario per riprodurre i dati osservativi implica una penetrazione di protoni nella zona radiativa sottostante il bordo inferiore dell’inviluppo convettivo.


Nei nostri modelli, l’introduzione di un profilo di velocità convettive esponenzialmente decrescente alla base dell’inviluppo permette la formazione di una consistente tasca di 13C [1]. Una volta ottenuta la tasca di 13C (si veda Figura 2), abbiamo quindi accoppiato i nostri modelli evolutivi con un network nucleare completo, utilizzando le sezioni d’urto disponibili in letteratura, a partire dalle più recenti misure sperimentali e nuove determinazioni teoriche [2]. Di conseguenza, possiamo determinare dal punto di vista teorico le distribuzioni e la quantità di materiale che le stelle AGB espellono nel Mezzo Inter-Stellare [3]. Tutti i nostri dati teorici sono disponibili on-line nel Database FRUITY. Ad oggi il nostro database contiene più di 100 modelli completi, con masse iniziali 1.3 < M/Mʘ < 6 e metallicità -2.85 < [Fe/H] < +0.15. Per ognuno di questi modelli, forniamo abbondanze superficiali pulso per pulso, yields e tutte le quantità fisiche che possono essere comprovate dalle osservazioni (come gravità e luminosità). Tale confronto con le osservazioni ha individuato delle potenziali lacune nel trattamento della convezione dei nostri modelli. Questo ci ha portato a introdurre la rotazione nei nostri modelli e a valutarne gli effetti sulla nucleosintesi [4]. Abbiamo verificato che le distribuzioni degli elementi s che si ottengono dipendono dal valore della velocità di rotazione iniziale: variando quest’ultima siamo quindi in grado di riprodurre parte dello spread osservato (si veda Figura 3). Un altro modo per verificare la validità dei nostri risultati è confrontare le distribuzioni isotopiche teoriche con quelle misurate nei grani di carburo di silicio (SiC) pre-solari. Tali corpi, che hanno le dimensioni di alcuni micron, presentano infatti delle anomalie isotopiche che possono essere spiegate solo ricollegandole alla nucleosintesi avvenuta in precedenti generazioni di stelle evolutesi prima della formazione del sistema solare. Dallo studio di queste anomalie, abbiamo verificato come la rotazione da sola non sia in grado di riprodurre i dati, ma una combinazione della stessa con tasche di 13C più estese [5], porta ad un accordo migliore [6] (si veda Figura 4).


Bibliografia:
[1] Cristallo et al. 2009, Astrophysical Journal, 696, 797[2] Straniero et al. 2006, Nuclear Physics A, 777, 311
[3] Cristallo et al. 2011, Astrophysical Journal Supplement, 197, 2
[4] Piersanti et al. 2013, Astrophysical Journal, 774, 98
[5] Cristallo et al. 2015, Astrophysical Journal, 801, 53
[6] Liu et al. 2015, Astrophysical Journal, 803, 12