Stelle, artigiani in vecchio stile e fornaci degli elementi

Le simulazioni al computer consentono di fare test specifici sull’impatto che può avere la fisica nucleare o la termodinamica sulla sintesi degli elementi chimici. In particolare nel nucleo delle stelle di piccola massa e delle supernove Ia.

“Ho vinto un assegno di ricerca del Fondo nazionale svizzero per trascorrere 18 mesi in Inghilterra e continuare il mio lavoro sul rimescolamento stellare della materia. L’idea è aggiungere altri ingredienti alle simulazioni, come per esempio l’impatto dei campi magnetici e della rotazione della stella.”

RICERCANDO ALL’ESTERO – “Faccio quello che ho sempre sognato da quando avevo 6 anni, sono visceralmente molto curioso e l’astrofisica nutre questo mio bisogno. Senza contare che è essenziale per il progresso tecnico-scientifico in generale: il GPS, per esempio, farebbe errori belli grossi senza la relatività generale”.

Nome: Umberto Battino
Età: 30 anni
Nato a: Torino
Vivo a: Basilea (Svizzera)
Dottorato in: Astrofisica teorica (Basilea)
Ricerca: Applicazione di un modello di CBM (Convective Boundary Mixing) nell’evoluzione e nucleosintesi di stelle di piccola massa.
Istituto: Department of Physics, University of Basel (Svizzera)
Interessi: jiu jtsu brasiliano a livello agonistico, taekwondo, atletica leggera, sciare, camminare.
Di Basilea mi piace: il lungo Reno con i locali, le dimensioni della città, la vita notturna. Qui c’è la più grande comunità italiana della Svizzera.
Di Basilea non mi piace: sono svizzeri, non c’è il calore mediterraneo.
Pensiero: Osare la speranza. (Motto di una brigata partigiana ligure)

Cosa si intende per nucleosintesi stellare?
È il processo alla base dell’energetica delle stelle, consiste nell’insieme di reazioni che danno origine agli elementi chimici e avviene in condizioni particolari di alte densità e alte temperature, tipiche di un nucleo stellare.

Il nostro Sole brilla perché nel suo nucleo sono in atto reazioni di fusione che trasformano l’idrogeno in elio ed emettono energia sotto forma di luce: questo è un processo di nucleosintesi che spiega come si produce elio a partire dall’idrogeno.
Il mondo in cui viviamo oggi, però, è dominato da una grande varietà di elementi: respiriamo ossigeno, il carbonio è fondamentale per la nostra vita, usiamo quotidianamente aggeggi basati sul silicio e abbiamo a disposizione metalli di ogni genere, ferro, bario, piombo, oro, argento. Tuttavia, secondo la teoria del Big Bang, all’inizio di tutto c’erano solo i tre elementi più leggeri, cioè idrogeno, elio e litio. Da dove vengono allora tutti gli altri? La nucleosintesi spiega l’origine degli elementi più pesanti.

Le stelle di cui mi occupo io sono quelle di piccola massa, circa 2-3 masse solari, che vivono abbastanza tranquillamente, bruciano nel loro nucleo e non finiscono la loro vita in una supernova ma perdono i loro strati più esterni attraverso i venti stellari. Queste stelle sono le principali responsabili della maggior parte del carbonio del sistema solare e della metà degli elementi più pesanti del ferro (stronzio, bario, piombo, zirconio, ittrio).

Il ferro da dove deriva?
Un’altra parte della mia ricerca riguarda una classe di stelle un po’ particolare: si tratta di nane bianche in sistema binario con una compagna dalla quale cominciano a succhiare materia. In particolari condizioni di massa e larghezza del sistema, queste nane bianche possono diventare supernove perché prendendo materiale dalla compagna, la materia diventa sempre più densa e, attraverso una reazione nucleare molto potente, si riaccende il nucleo. Non studio quindi le classiche supernove di tipo II, che si formano dal collasso ed esplosione di stelle massicce, ma le cosiddette supernove di tipo Ia.

Queste supernove sono molto importanti per i processi di nucleosintesi perché sono le principali produttrici del ferro che oggi abbiamo nel sistema solare. Si è visto che il ferro di cui è fatto ciò che ci circonda, dalle posate alle pentole, molto probabilmente deriva da una supernova di tipo Ia ed è stato prodotto molto prima che si formasse il sistema solare.

Tutti i miei studi sono focalizzati sui meccanismi (convezione e radiazione) attraverso cui la materia viene mescolata all’interno di una stella e sul loro impatto sulla nucleosintesi. Per fare ciò, costruisco modelli stellari di riferimento che simulano la vita di una stella e forniscono una serie di caratteristiche, come la luminosità superficiale, le abbondanze chimiche o i tempi scala di ciascuna fase, che poi un astrofisico potrà osservare e confermare in funzione del tempo.

Per le supernove Ia il nostro studio è unico nel suo genere perché non simula l’accrescimento della nana bianca in un sistema binario ma calcola la nucleosintesi durante la crescita e stabilisce quali sono le condizioni iniziali perché avvenga la trasformazione in supernova.

In cosa consistono questi modelli?
Sono modelli unidimensionali che trattano la stella come se avesse forma sferica e quindi tutte le grandezze dipendono dalla distanza dal centro. Cosa che è sostanzialmente corretta per gran parte della durata della vita della stella ad eccezione dei processi caratterizzati da turbolenze, che non si possono descrivere in un’unica dimensione. In questi casi si introducono delle linee guida, dei parametri giustificati che derivano da simulazioni multi idrodinamiche, in più dimensioni, e che descrivono il processo in questione. Il rimescolamento della materia all’interno di una stella fa parte di questi meccanismi e per rappresentarlo correttamente, dire dove è più caotico, dove è più efficiente e dove meno, si deve ricorrere alle simulazioni multi idrodinamiche.

Ad oggi non è pensabile usare solo modelli multidimensionali per descrivere la vita di una stella perché l’informatica non è abbastanza avanzata, magari tra vent’anni. Quelli unidimensionali rimangono comunque molto validi proprio perché tutto ciò che non è prettamente unidimensionale viene giustificato da specifiche simulazioni in multiD.

Il codice stellare che uso in questi modelli si chiama MESA e ne ho scritto una parte molto specifica che descrive cosa succede alla materia nella zona di transizione tra la parte a moto convettivo e quella a moto radiativo. Pensiamo al Sole, che ha un inviluppo superficiale tutto convettivo, con moti caotici che creano la tipica granulazione, mentre il nucleo è radiativo e stabile: cosa succede al limite tra le due zone?

Cosa suggeriscono i vostri risultati?
Una legge di Newton stabilisce che, in assenza di forze, un corpo non accelera e non decelera ma mantiene una certa un’inerzia. Le porzioni di materia che arrivano al bordo della zona convettiva, dunque, non è che inchiodano ma in qualche modo proseguono per inerzia all’interno della zona radiativa per un tratto di spazio che dipende dalla temperatura di convezione e dalla velocità di queste bolle di materia.

Abbiamo dimostrato che nella zona ufficialmente stabile c’è un ulteriore mescolamento che decresce in maniera esponenziale via via che ci si allontana dalla zona convettiva. E questo ha un grande impatto sull’evoluzione e sulla nucleosintesi della stella.
È la prima volta che viene fatto uno studio simile, in cui la parametrizzazione che descrive la transizione convettivo-radiativo dipende solo da simulazioni multidimensionali senza nessun aggiustamento a mano.

Abbiamo infine verificato che il modello è in grado di riprodurre le osservazioni sulle superfici stellari e sulle abbondanze relative ottenute dagli spettri di assorbimento registrati dai telescopi.

Quali sono le prospettive future del tuo lavoro?
Ho vinto un assegno di ricerca del Fondo nazionale svizzero per trascorrere 18 mesi in Inghilterra e continuare il mio lavoro sul rimescolamento stellare della materia. L’idea è aggiungere altri ingredienti alle simulazioni, come per esempio l’impatto dei campi magnetici e della rotazione della stella.

Leggi anche: Siamo tutti fatti di stelle

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