Nucleosintesistellare

Rezioninuclearieprocessi

H 30 000 C 10 Fe 1 Au 2 10-7

0 50 100 150 200 250m a ssnum b e r

1 0 -131 0 -121 0 -111 0 -101 0 -91 0 -81 0 -71 0 -61 0 -51 0 -41 0 -31 0 -21 0 -11 0 0

num

berfra

ction

GapB,Be,Li

Fepeak

Au Pb

Th,U

α-nuclei12C,16O,20Ne,24Mg,….40Ca

>99

Abbondanze degli elementi

Carburantedellestelle

IdrogenoElioCarbonioNeonOssigenoSilicio

6x1024MeV/g6x1023MeV/g3x1023MeV/g

EnergiarilasciataperunitàdiconbusFlebruciato Ingeneraleunnumerodiprocessidiversiavvengonosimultaneamentenelplasmastellare.NucleichesonocreaFdaqualcheprocessodifusione,vengonodistruNdaaltrereazioni.QuandosiparladinucleosintesièpiùappropriatoparlarediunasequenzadinuclidilegaFdadifferenFefrequentementeincompeFzione,processinucleari.

L’idrogenorilasciapiùenergiaperunitadicarburante,quindiunastellabruceràl’idrogeniopiùlentamente.

CarburantedellestelleIpunFninelgraficorappresentanoindicaFvamenteparFcolarifasidicombusFonedellastella

DuratadellevariecombusFoniinfunzionedellamassadellastella,perunametallicitàpariaquelladelsole

CombusFoneidrogeno(equilibrioidrostaFco)

Inquestafase4HvengonotrasformaFinHe.IndipendentementedaiprocessiditrasformazioneilbilancioenergeFcoèdato:Q=4(M.E.)H–(M.E.)4He=4x(7288.97keV)–(2424.92keV)=26.731MeV

Processia4corpisonopocoprobabili,quindilafusionedi4Hin4Heavvieneinpiùfasi:

TemperatureFpichenelcentrodellastelladurantelacombusFonedelHsonofra8-55MK(latemperaturaalcentrodelsoleèdi15.6MK)

Catenapp CicloCNO

CombusFoneidrogeno:reazionepp

Laprimareazionedellacatenappè:1H+1Hà2H+e++ν Q=1.442MeVQuestareazioneconverteunpinunnàiterazionedeboleIlfaforeastrofisico,teorico,perquestareazioneè:

S(E)=3.94x10-25+4.61x10-24E+2.96x10-23E-2

SosFtuitonellasezioned’urtosihacheperenergiedeiprotonidicirca1MeV(inlab.):

σpp=8x10-24b

TroppopiccolaperesseremisuratainlaboratorioDatenereincontocheineutriniprodoNdallareazionenoncontribuisconoallaproduzionedicalore.L’energiaportataviadaineutrinièdi265keV

CombusFoneidrogeno:reazionedpIldeuterioprodofotramitelareazione:1H+1Hà2H+e++ν puòesseredistrufoinvarimodi:p+dà3He+γd+dà3H+pd+dà3He+nSebbeneleulFmeduepossonoavereunasezioned’urtopiùalta,laprimaèfavoritadall’abbondanzadell’H,ildeuteriovieneprodofoabassoratedallareazionepp.Ilfaforeastrofisicoèdato:

S(E)=0.20x10-6+5.60x10-6E+3.10x10-6E2(Mevb)QuestareazionedipendesolodalleinterazioniforteeelefromagneFca,diconseguenzailfaforeastrofisicoèdidiversiordinedigrandezzamaggiorediquellotrovatonellapp

Catenappp(p,e+ν)d

d(p,γ)3HeQ=5.493MeV

3He(3He,2p)4He

1H+1H->2H+e++ν Q=1.442MeV1H+1H+e+->2H+ν pepsignificaFvasoloseladensitàdellastella>104g/cm3

d+d->p+3Hd+d->n+3He

3He+p->γ +4Li->γ+4He+e++ν3He+d->p+4He

Catenapp2p(p,e+ν)d

d(p,γ)3HeQ=5.493MeV

3He(α,γ)7Be

1H+1H->2H+e++ν Q=1.442MeV

Diventadominanteselatemperaturael’abbondanzadi4Hesonosufficientementegrandi

7Li+p->4He+4He

Catenapp3p(p,e+ν)d

d(p,γ)3HeQ=5.493MeV

3He(α,γ)7Be

1H+1H->2H+e++ν Q=1.442MeV

7Be+p->8B->α+4He+νΤ½=770 ms

Catenapp1,pp2,pp3

!!!! = 26.73!!"# − 2!!!! = 26.19!!"#!!!!! = 26.73!!"# − !!!! − !!

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DurantelafasedifusionedelH,selastellaconFeneunaquanFtàsufficientedi4He,tufeetrelecateneppsonoaNve.Ilcontributodiognisingolacatenaalbilanciodienergiaeallanucleosintesidipendedallacomposizione,temperaturaedensitàdellastella.

CicloCNO

QuandolestellehannocomematerialeinizialenucleipiùpesanFdiHeHe,inparFcolareC,NeO

Ilrisultatofinaleèche4HsonouFlizzaFperprodurreunHe,comenelciclopp.C,NeOsonocatalizatori,cioèlaloroabbondanzatotalenonvienealterata.QuindiilcicloCNOpuòavereluogoanchesel’abbondanzadiC,NeOamoltopiccola.

CicloCNO1

T½:13N(9.965min)T½:15O(122.24s)

12C(p,γ)13N13N(β+ν)13C13C(p,γ)14N14N(p,γ)15O15O(β+ν)15N15N(p,α)12C

(p,γ)

(β+ν)(p,α)

CicloCNO2

T½:15O(122.24s)T½:17F(64.49s)

14N(p,γ)16O15O(β+ν)16N16N(p,γ)16O16O(p,γ)17F17F(β+ν)17O17O(p,α)14N

(p,γ)

(β+ν)(p,α)

CicloCNO3

T½:17F(64.49s)T½:18F(109.77min)

15N(p,γ)16O16O(p,γ)17F17F(β+ν)17O17O(p,γ)18F18F(β+ν)18O18O(p,α)15N

(p,γ)

(β+ν)(p,α)

CicloCNO416O(p,γ)17F17F(β+ν)17O17O(p,γ)18F18F(β+ν)18O18O(p,γ)19F19F(p,α)16O

(p,γ)

(β+ν)(p,α)

CatenappecicloCNO

NucleosintesinellaregionedimassadelCNO

(p,γ)

(β+ν)(p,α)

T½:17F(64.49s)T½:18F(109.77min)

T½:22Na(2.6y)T½:26Alg(7.2x105y)

NucleosintesinellaregionedimassadelCNO

NucleosintesinellaregionedimassadelCNO

LanucleosintesinellaregionedimassaA≥20dauncontributoinsignificantealbilancioenergeFcodellastella.CiononostantequestanucleosintesièfondamentaleperinterpretareleabbondanzeosservatenellestelledielemenFcomeNe,Na,MgeAl.QuestapartedinucleosintesièanchefondamentalepercapireleoriginiGalaNchedelradioisotopo26Al.SembracheunafrazionediquelloosservatoècreatonellestelleWolf-Rayet,dovevienesinteFzzatodurantelaCNOatemperaturetrai35-45°K

WikipediaLestellediWolf-Rayet(spessoabbreviatoinstelleWR)sonostellemassicce(almeno20M⊙allaloronascita)moltoevolute,cheperdonomassaaritmielevaFpermezzodivenFstellarimoltointensieveloci(finoaoltre2000km/s).LestellediWolf-RayetperdonoFpicamente10−5M☉ognianno,unmiliardodivoltelamassapersadalSoleognianno[1].

Nubidi26Alnellanostragalassia

26Alèunelementocheemeferadiazionigammaduranteilnaturaleprocessodidecadimentopermefendoagliastronomiditracciarneunamappaturapiùchecompletaall’internodellanostragalassia.

NucleosintesinellaregionedimassadelCNO

T=25MK T=55MK

ScenarioesplosivoX-raybinaries:Sistemibinaridistelle,incuiunaèunastelladineutroni.L’accrescimentodimaterialedallastella“compagna”sullasuperficedellastelladineutronidaorigineaungranderilasciodienergiagravitazionale.Comerisultatoletemperaturesullasuperficedellas.n.sonomoltoalteel’emissionetermicaavvieneall’energiedeiraggiX.

ScenarioesplosivodellacombusFonedelH:cicloHCNO

PerT<0.06GKildecadimentoβèpiùvelocedeiprocessidiindoNdaiprotoni

PerT=0.1–0.4GKIprocessiindoNdareazionidiprotonidiventanocompeFFviconildecadimentoβ. Inquestecondizionil’energianuclearedellastellaègeneratadal“cicloHotCNO

1)  AnchenelHCNO4Hvengonotrasformatein1He2)  AncheFprendepartealciclo,HCNOF,eagiscecomeuncatalizzatore3)  Lavelocitàdiproduzionedell’energiadipendedalleabbondanzedeicatalizzatori

CicloHCNO1

T½:13N(9.965min)T½:14O(70.61s)T½:15O(122.24s)

(p,γ)

(p,α)(β+ν)

CicloHCNO2

T½:15O(122.24s)T½:17F(64.49s)(p,γ)

(p,α)(β+ν)

CicloHCNO3

T½:17F(64.49s)T½:18F(109.77min)(p,γ)

(p,α)(β+ν)

ProcessiperA>20

(p,γ)

(β+ν)(p,α)

CombusFonedelHe(idrostaFco)

4He(αα,γ)12CQ=7274.7keV12C(α,γ)16OQ=7161.9keV16O(α,γ)20NeQ=4729.8keV20Ne(α,γ)24MgQ=9316.6keV

T=0-1–0.4GeVρ=102–105g/cm3

Questareazionesiverificasoloadaltetemperature

LafusionedelHenellestellemassiveèl’originedell’abbondanzadeglielemenF16,18Onell’universo,mentrenelleAGBenellestellemassivecontribuisceall’abbondanzadel12C

Reazioniatriploα

Lareazioneatriploαèunasequenzadi2reazioni:

4He+4He<->8BeT½=6.7x10-17s

8Be(α,γ)12C

LareazioneαtriplosaltaglielemenFconmassaA=6–11,quindileabbondanzeosservateperquesFelemenFnonpossoesserespiegateconreazionitermonuclearenellestelle,macomerisultatodialtriprocessi,BigBangospallazionediraggicosmici.

12C(α,γ)16OQuestareazionehaunasezioned’urtomoltobassa(10-17b)

16O(α,γ)20Ne

ReazioniatriploαLareazionea3èunprocessoaduestepsequenziali,taleprocessononèmaistatomisuratoinlaboratorio.InfaNilsecondostep8Be(α,γ)12Cnonpuòesseremisuratadirefamente,T1/2del8Beèdicirca10-16s.Nemmenolareazioneinversa12C(γ,α)8Bepuòesseremisurata,infaN,latransizonedalgroundstatedel12CallivelloEα=7654èvietata.

Lareazionechesegueiltriploaèla12C(α,γ)16O.Sequestareazionefossesufficientementeveloce,lamaggiorpartedel12Csarebbetrasformatoin16O.Poichéquestononavviene,ilrapportodelleabbondanzeN(12C)/N(16O)≈0.4,significachelasezioned’urtoèpiccola.E’statosFmatocheσ=10-17baT=0.2GK

MaggioreèlamassadellastellamaggioreèlaquanFtàdi16Ochevienecreatarispefoal12C

DurantelafasedicombusFonedell’He,il14NcreatonellaCNOvieneconsumatonellereazioni:14(α,γ)18F(β+ν)18O(α,γ)22Ne

Quest’ulFmoprodofodireazioneèfondamentaleperlanuclosintesideinucleiconA>60

AltrereazionidurantelacombusFoneHe

IprincipalielemenFprodoNduranteilprocessodofusioneHe,sono12Ce16O.IlrapportofraleabbondanzediquesFelemenFdipendedallatemperaturaedensitàdellastella.Piùmassivaèlastellamaggioreèl’abbondanzadel16Orispefoal12C.InoltreiresiduidelcicloCNOpermefonodiaverealtrereazionicomeadesempio:14N(α,γ)18F(β+ν)18O(α,γ)22Ne

22Ne(α,γ)26MgQ=10.62MeV22Ne(α,n)25MgQ=-0.48MeV

Quest’ulFmareazionefornisceunasorgentedineutroniquandolaT>0.25GK

ScenarioesplosivodellafusioneH-Hesequenzedibreakout

BOS1

(p,γ)

(β+ν)(p,α)

(α,γ)

Sequenzedibreakout

BOS2

Sequenzedibreakout

BOS3

Faseavanzatedifusione:combusFoneC

QuandoHeèesauritonelcentrodellastella,quest’ulFmoècompostoessenzialmenteda12Ce16O.IlrapportotraleabbondanzediquesFdueelemenFdipendedallamassadellastella.Questorapportoinfluenzal’evoluzionedellastella.Lepossibilereazionisono:12C+12C,12C+16O,16O+16O

12C(12C,p)23NaQ=2241keV12C(12C,α)20NeQ=4617keV12C(12C,n)23MgQ=-2599keV

T=0.6–1.0GKidrostaFcoT=1.8–2.5GKesplosivo

LeparFcelleleggereemessevengonosubitocafurate,adelevatetemperature,dandoinizioareazionisecondarie

Faseavanzate:combusFoneNe

Allafinedelprocessodifusionedel12C,ilcentrodellastellasaràcompostoprevalentementeda16O,20Ne,23Nae24Mg.L’energiadiseparazioneperα,p,n,deglielemenFpresenFnelnucleoètra7-17MeV,faeccezioneil20Neperilqualel’energiadiseparazioneαèdi“appena”4.73MeV.Ilrisultatoècheil20Neiniziailprocessodifusioneprimadel16O

20Ne(γ,α)16OQ=-4730keVreazionisecondarie:20Ne(α,γ)24Mg(α,γ)28SiQ=9316keVQ=9984keV20Ne(α,p)26Mg(α,n)29SiQ=1821keVQ=34keV

T=1.2–1.8GKidrostaFcoT=2.5–3.0GKesplosivo

Dopo2x106s,ilnumerodiprotoni,αeneutroniliberaFdallereazionidiminuisceecosilanucleosintesièrallentata.GlielemenFconabbondanzamaggioreallafinedelprocessodellacombusFonedelNesono,16O,24Mge28Si

Faseavanzate:combusFonedelNe

Faseavanzate:combusFoneO

16O(16O,p)31PQ=7678keV16O(16O,2p)30SiQ=381keV16O(16O,α)28SiQ=9594keV16O(16O,2α)24MgQ=-390keV16O(16O,d)30PQ=-2490keV16O(16O,n)31SQ=1499keV

T=1.5–2.7GKidrostaFcoT=3–4GKesplosivo

idvengonosubitofotodisintegraFd+γ->p+n

Faseavanzate:combusFoneSiAllafinedellacombusiotnedel16OInucleipiùabbondanFsonoil28Sieil32S

Iprocessidifusione28Si+28Sie32S+32Ssonopocoprobabiliacausadell’elevatabarrieracoulombiana,anchealletemperatureraggiunteinquestafasedellastella.Lanucleosintesiprocedeafraversoprocessidifotodisintegrazionedeinucleiconenergiadilegamepiùbassa,eleparFcelleleggereemessevengonocafuratecreandoelemenFviaviapiùpesanF.Ilprocessochiamato“ri-arrangiamentodafotodisentegrazoine”èsimileaquelladellacombusFonedelNe,macoinvolgemolFpiùnuclei

Faseavanzate:combusFoneSi

Letemperaturediquestafasedellastellasono:T=2.8–4.1GKcombuasFoneidrostaFcaT=4–5GKcombusFoneesplosiva

L’energiediseparazioneperp,n,αdel32Ssono:Sp=8.90MeV,Sn=15MeV,Sα=6.95MevMentreper28Sisono:Sp=11.60MeV,Sn=17.20MeV,Sα=9.98Mev

Quindilaprimareazioneadavereluogoèla32S(γ,α)28Siseguitada32S(γ,p)31P->31P(γ,p)30Si(γ,n)29Si(γ,n)28Si

Faseavanzate:combusFoneSi

Faseavanzate:combusFoneSi

Faseavanzate:combusFoneSi

EquilibriostaFsFconucleare

AllafinedellacombusFonedel28Si,latemperaturadellastellaaumentacostantemente,cosicchéanchelaregioneA<24raggiungel’equilibrio.L’ulFmareazionearaggiungerel’equilibrioèla3α->12CQuindisihaunazonachedan,p,αfinoainucleidelpiccodelFeinquasiequilibriotramiteiterazioneforteedelefromagneFca.QuestavienechiamatoequilibriostaFsFconucleare

Danotarecheiprocessidebolinonpartecipanoall’equilibrio,ineutriniriesconoafuggiresenzainteragire,illorocamminomedioèmaggioredelraggiodellastella.Quindinonèraggiuntounequilibriototale.

IncondizionediequilibriostaFsFcoleabbondanzesonodeterminatedatreparametriindipendenF:temperatura,densitàedeccessodineutroni.

Daricordare:Ilquasi-equilibrioèofenutoperalFvaloridellatemperaturaedelladensità.

FreezeOutL’equilibriostaFsFconucleareèl’ulFmafaseincuilatemperaturaedensitàdellastellaaumentano,lafasesuccessivaèquellaesplosiva.Inquestafaselasituazionesiinverte.NellefasiprecedenFlatemperaturaedensitàdellastellaaumentavanolentamentenelcentrodellastella.L’esplosione,inparFcolarel’ondad’urto,riscaldailprimostratoesternoalcentro,portandoloprimaall’equilibriostaFsFco.Questostratosubisceunarapidadiminuzionedellatemperaturacomel’ondad’urtosimuoveversol’esterno.LanucleosintesiaquestopuntodipendedalladensitàdiparFcellen,p,αedaitempidiespansione

IndicandoconTαlatemperaturaallaqualelaprimareazioneescedall’equilibriostaFsFco,sipossonoverificareduecasi:

T<Tα eiltempodiespansioneèrapidoàαreachfreezeout

T<Tα densitàaltaàparKclepoorfreezeout

Nelprimocasoleabbondanzevengonoalterateduranteilfreezeout.Nelsecondocasono

LereazionidifotodisintegrazionenonsonosufficientementeefficienFacrearen,p,αpermantenerel’equilibriostaFsFconucleare