LIMONGI MARCO

Docente in convenzione ente 
Ateneo Univ. 'LA SAPIENZA' - ROMA 
Struttura di afferenza Dipartimento di FISICA 
Recapiti Elenco recapiti telefonici

Orari di ricevimento

Appuntamenti da concordare con gli studenti

Curriculum

CURRICULUM VITAE ET STUDIORUM Marco Limongi
Nato a Roma il 18 Maggio 1966. Residente in Via Luigi Rizzo 14, 00136, ROMA. Telefono: 06 397 51584
1995. Dottorato di ricerca in Astronomia presso l’Universita’ degli Studi di Roma “La Sapienza”.
1990. Laurea in Fisica presso l’Universita’ degli Studi di Roma “La Sapienza”. 1984. Diploma di Maturita' Classica
Ricercatore Astronomo Confermato (dal 3.10.1994) presso INAF – Osservatorio Astronomico di Roma
Via Frascati 33, I-00040, Monteporzio Catone, Roma
e-mail: marco.limongi@oa-roma.inaf.it
2013. IDONEO alle Abilitazioni Scientifiche Nazionali della tornata 2012, per il settore concorsuale 02/C1 e per la SECONDA FASCIA
Evoluzione Stellare – Supernovae – Nucleosintesi – Astrofisica Nucleare – Evoluzione Chimica – Astronomia Gamma
Dal 2008. Affiliate Member del KAVLI Institute for the Physics and the Mathematics of the Universe (IPMU) – The University of Tokyo, Japan
2010-2013. Adjunct Senior Research Associate alla “School of Mathematical Sciences” della Monash University, Melbourne, Australia
2005-2010. Honorary Member del “Maths Department and Centre for Stellar and Planetary Astrophysics” della Monash University, Melbourne, Australia
2016. Membro del TAC (Panels on Stellar Physics) per la valutazone delle proposte osservative per HST -Ciclo 24
2015-2018. Membro del Organizing Commettee della Commissione G3 “Stellar Evolution”, della Divisione G dell’IAU
2015. Referee esterno della commissione giudicatrice della tesi di Ph.D. dal titolo “New PARSEC evolutionary tracks of massive stars at low metallicity: testing canonical stellar evolution in nearby star forming dwarf galaxies.”, presentata dal Dr. Jing Tang alla Scuola Internazionale Superiore di Studi Avanzati (SISSA)
2015. Referee esterno della commissione giudicatrice della tesi di Ph.D. dal titolo “Stellar Evolution of Very Low Mass Stars and Very Massive Stars”, presentata dal Dr. Yang Chen alla Scuola Internazionale Superiore di Studi Avanzati (SISSA)
2015. Membro del panel di esperti nel campo “Universe Sciences” per la valutazione dei progetti in risposta al bando “ERC Starting Grant 2015”
2013. Membro della commissione per la selezione per titoli ed eventuale colloquio per il conferimento di una borsa di studio dal titolo “FIRST: from first stars to first quasar”

Attivita' di Coordinamento:
2013. Membro della commissione per la selezione per titoli ed eventuale colloquio per il conferimento di una borsa di studio dal titolo “FIRST: from the first stars to the local Universe”
2013. Membro della “Unita VI - ICT - Commissione Calcolo Nazionale dell’INAF’
2012-2013. Member of the ISSI team on “The Evolution of the First Stars in Dwarf Galaxies”
Dal 2012. Membro dello Steering Committee della Divisione G “Stars and Stellar Physics” dell’IAU
2012-2015. Presidente del Organizing Commettee della Commissione 35 “Stellar Constitution”, della Divisione IV dell’IAU
2012. Membro del panel di esperti nel campo “Universe Sciences” per la valutazione dei progetti in risposta al bando “ERC Starting Grant 5th Call 2012”
dal 2010. Membro della Commissione per le attivita’ informatiche dell’Osservatorio Astronomico di Roma
dal 2010. Membro del gruppo di consulenza del direttore per le attivita’ scientifiche dell’Osservatorio Astronomico di Roma connesse al calcolo e alle reti informatiche
2010. Membro della Commissione esaminatrice per il concorso pubblico nazionale, per titoli ed esami, a 25 posti di Ricercatore – III livello, con contratto a tempo intederminato, presso le strutture di ricerca dell'Istituto Nazionale di Astrofisica, indetto con Determinazione Direttoriale n.478/09 del 23/10/2009 – Macroarea 2 – Stelle, Popolazioni Stellari e Mezzo Interstellare
2009-2012. Vice Presidente del Organizing Commettee della Commissione 35 “Stellar Constitution”, della Divisione IV dell’IAU
2008-2009. Membro del TAC di INTEGRAL
2007. Membro della Comissione di Selezione dei Progetti Prin-INAF
2006. Membro eletto del Comitato di MACROAREA 2 dell'Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF)
2004. Membro della Commissione giudicatrice della valutazione comparativa per la copertura di un posto di ricercatore astronomo a tempo indeterminato nel settore scientifico-disciplinare “astronomia e astrofisica”, presso l'Osservatorio Astronomico di Collurania – Teramo – per l'area scientifica “Stelle e Mezzo Interstellare”, pubblicato sulla G.U. - IV Serie Speciale “Concorsi ed Esami” n.98 del 13 Dicembre 2002 (cod.r6)
1996-1997. Contratto di collaborazione presso l'Istituto di Astrofisica Spaziale del CNR
2004-2006. PI dell'UdR di Roma del PRIN-MIUR “Fisica delle esplosioni di stelle massicce per il loro uso come traccianti dell'evoluzione dell'Universo” (135.000 Euro)
1990-2001. PI dell'UdR di Roma del progetto ASI “Osservazioni di Supernovae da terra e dallo spazio: un approccio complementare”. ASI ERI.100150 (120.000.000 Lire)
Partecipazione a progetti nazionali ed internazionali:
2014-2015. PRIN INAF “Transient Universe, unveiling new types of stellar explosions with PESSTO” (PI A. Pastorello)
2011-2015. “Public ESO Spectroscopic Survey of Transient Objects (PESSTO)” (PI S.J. Smartt)
2011-2012. PRIN INAF “Transient Universe: from ESO Large to PESSTO” (PI S. Benetti)
2011. SciDAC effort:“Petascale Investigations of our Nuclear Origin” (PI A. Mezzacappa)
2010-2011. PRIN MIUR “The Chemical and dynamical Evolution of the Milky Way and Local Group Galaxies” (PI F. Matteucci)
2009-2010. PRIN INAF “Supernova Variety and Nucleosynthetic Yields” (PI S. Benetti)
2007. CFHT-ESPaDOnS: “Magnesium isotopic ratios in low metallicity stars: a probe of the early enrichment scenarios” (PI L. Sbordone)
2007. Science Working Group del Progetto Spaziale “GRI Exploring the Extremes” (Pis J. Knoedelseder, A.Bazzano, F. Frontera, F. Christensen, M. Hernanz, C. Wunderer)
2006-2007. PRIN MIUR “Il mondo delle stelle massicce: formazione, evoluzione, esplosione e curve di luce” (PI M. Busso)
2006. VLT-UVES Period 79A: “Magnesium isotopic ratios in low metallicity stars: a probe of the early enrichment scenarios” (PI L. Sbordone)
2003. HST Cycle 12: “The White Dwarf Cooling Age and Dynamical History of the Metal-Poor Globular Cluster NGC 6397” (PI H. Richer)
2003. VLT-FLAMES Period 73A: “Formation and evolution of Galactic Globular Clusters: the first billion years” (PI E. Carretta)
2003. VLT-FLAMES Period 72A: “Formation and evolution of Galactic Globular Clusters: the first billion years” (PI E. Carretta)
2002. VLT-FLAMES Large Program: “Formation and evolution of galactic globular clusters: the first giga-year” (PI R.G. Gratton)
2001. HST Cycle 9 GO 8676 “Constraining the Age of the Oldest Stars from the White Dwarf Cooling Sequence in M4” (PI H. Richer)
2001. INTEGRAL AO-1 “Probing core collapse: 44Ti and 60Co nucleosynthesis in SN 1987A” (PI J. Knoedelseder)
2001-2003. PRIN “Studio della componente stellare del nucleo galattico ed interazioni con l'alone: teoria ed osservazioni”
2001. VLT-FORS1 Period 63: “The WD cooling sequence in the nearest globular cluster: a fundamental step to constrain the age of the Universe” (PI G. Alcaino)
2001. NTT-SUSI Period 61: “The age of the Galaxy: observations of two very unusual globular clusters” (PI R. Buonanno)
2000-2001. PRIN “Pulsazioni Radiali Stellari”
Attivita' di Ricerca all'Estero:
1999-2001. PRIN “Effetti della dinamica sulle distribuzioni stellari canoniche ed esoticheall'interno degli ammassi globulari galattici.” (PI G. Piotto)
1998-2000. PRIN “dal disco galattico alle galassie nane del gruppo locale: osservazioni di ammassi stellari e loro interpretazione” (PI V. Castellani)
06/2015-07/2015. Visiting Scientist at ESO Garching, Germany
07/2014. Visiting Scientist at Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP), Germany
05/2014-08/2014. Visiting Scientist at ESO Garching, Germany
11/2013. Visiting Scientist presso KAVLI Institute for the Physics and the Mathematics of the Universe (IPMU) – The University of Tokyo, Japan
11/2008. Visiting Scientist presso Institute for the Physics and the Mathematics of the Universe (IPMU) – The University of Tokyo, Japan
09/2007. Visiting Scientist presso The University of Tokyo, Japan 10/2006-12/2006. Visiting Scientist presso The University of Tokyo, Japan
07/2002-08/2002. Visiting Scientist presso Monash University e Swinburne University, Melbourne, Australia
06/2001-08/2001. Visiting Scientist presso Monash University e Swinburne University, Melbourne Australia
06/1991-07/1991. Visiting Scientist presso il Centre d'Estudis Avancats de Blanes del CSIC, Spagna
Dal 2015. Professore affidatario dell'insegnamento “ASTROFISICA STELLARE” per il corso di laurea magistrale in Astronomia e Astrofisica presso l'Universita' degli Studi di Roma “La Sapienza”
2015. Invitato a tenere un corso dal titolo “Nucleosynthesis in stars”, ESO- Garching
2012. Invitato a tenere un corso dal titolo “Presupernova evolution and explosion of massive stars”, per la “International School of Astrophysics, Francesco Lucchin (XII Cycle, I Course) and GREAT-ITN (Gaia Research for European Astronomy Training) on Fundamental Cosmic Distance Ladder and Transient Sky”, Teramo (Italy) June 11-15, 2012
dal 2011. Professore assegnatario di un modulo didattico e membro di commissione di esame dell'insegnamento “ASTROFISICA STELLARE” per il corso di laurea magistrale in Astronomia e Astrofisica presso l'Universita' degli Studi di Roma “La Sapienza”
dal 2009. Professore affidatario dell'insegnamento “LABORATORIO DI CALCOLO AVANZATO” per il corso di laurea magistrale in Astronomia e Astrofisica presso l'Universita' degli Studi di Roma “La Sapienza”
2010. Invitato a tenere un corso dal titolo “Explosive Nucleosynthesis” alla Summer School in Astrophysics, Monash University, Melbourne, Australia, 17-22
Attivita' didattica in Italia e all'Estero:
Attivita’ come Supervisore
Altre attivita'
2008. Invitato a tenere un corso dal titolo “Presupernova evolution and explosion of Massive Stars”, per il “ Master universitario oficial en Fisica y Matematica” all’Universita’ di Granada - Spagna
2007-2009. Professore assegnatario di un modulo didattico e membro di commissione di esame dell'insegnamento “LABORATORIO DI CALCOLO AVANZATO” per il corso di laurea magistrale in Astronomia e Astrofisica presso l'Universita' degli Studi di Roma “La Sapienza”
2007. Invitato a tenere un corso dal titolo “SN Explosion and Explosive Nucleosynthesis of Massive Stars”, al Cesare Lattes Meeting on “GRBS, Black Holes and Supernovae”, Rio de Janeiro, Brazil, 25 Febbraio – 3 Marzo, 2007
2007. Professore assegnatario di un modulo didattico dal titolo Evoluzione ed Esplosione di stelle di grande massa all’interno dell'insegnamento “FISICA TEORICA” per il corso di Laurea in Fisica presso l’Universita’ degli Studi di Roma “La Sapienza”
2006. Professore assegnatario di un modulo didattico dal titolo Gli stadi finali delle stelle di grande massa e le Supernovae di tipo II per il corso di Dottorato di Ricerca in Astronomia presso il Dipartimento di Astronomia dell’Universita’ degli Studi di Bologna
2006. Invitato a tenere un corso dal titolo “Final Stages of Massive Stars. SN Explosion and Explosive Nucleosynthesis”, al Aussois National Stellar Physics School on “Stellar Nucleosyntyhesis, 50 years after B2FH”, Aussois, France, 4-8 Dicembre 2006
2004. Assegnatario di un modulo didattico dal titolo Supernovae per il corso di Dottorato di Ricerca in Astronomia, ciclo XIX, presso l'Universita' degli Studi di Roma “Tor Vergata”
2004. Assegnatario di un modulo didattico dal titolo Stelle Massicce: proprietà evolutive ed esplosione per il Master di primo livello in Astrofisica presso l’Universita’ degli Studi di Teramo
2003. Assegnatario di un modulo didattico dal titolo Supernovae per il corso di Dottorato di Ricerca in Astronomia, ciclo XVIII, presso l'Universita’ degli Studi di Roma “Tor Vergata”
2016. Elisa Cicali, Laurea Magistrale in Astronomia e Astrofisica, sessione del 26 Gennaio 2016
2015. Silvia Loddo, Laurea Magistrale in Astronomia e Astrofisica, 110/110 Scientific Editor per American Institute of Physics (AIP)
Referee per le piu' importanti riviste di Fisica e Astrofisica (ApJ, AA, MNRAS, etc.) Referee per PRACE (Partnership for Advanced Computing in Europe)
2014. Membro del SOC per l’organizzazione del congresso internazionale “New windows on Massive Stars: Asteroseismology, Interferometry and Spectropolarimetry”. Geneva, Switzerland
2011. Membro del SOC per l’organizzazione del congresso internazionale “Advances in Computational Astrophysics: methods, tools and outcomes”. Cefalu’
Gennaio
Monteporzio Catone 14.05.2015
Seminari in Italia e all'Estero
2008. Membro del SOC per l’organizzazione del congresso internazionale “Probing Stellar Populations out to the Distant Universe”. Cefalu’ (Palermo), Italy
2006. Membro del SOC per l’organizzazione del congresso internazionale “The Multicolored Landscape of Compact Objects and their Explosive Origin”. Cefalu’ (Palermo), Italy
2004. Membro del SOC per l’organizzazione del congresso internazionale “Interacting Binaries: Accretion, Evolution and Outcomes”. Cefalu’ (Palermo), Italy
Tra i vari seminari tenuti sia in Italia che all'estero si evidenziano i seguenti: 2014. Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (D): “Presupernova Evolution,
Explosion and Nucleoynthesis of Rotating (and Non Rotating) Massive Stars”
2014. ESO Garching (D): “Presupernova Evolution, Explosion and Nucleoynthesis of Rotating (and Non Rotating) Massive Stars”
2013. KAVLI – IPMU (The University of Tokyo) (Japan): “Presupernova Evolution and Explosion of Rotating Massive Stars”
2012. INAF - Osservatorio Astronomico di Capodimonte: “Presupernova Evolution and Explosion of Massive Stars”
2009. Observatoire de Paris, Meudon: “Presupernova evolution and explosion of Massive Stars”
2008. IPMU (The University of Tokyo) (Japan): “The Final Fate of Massive Stars and the role of Mass Loss”
2006. The University of Tokyo (Japan): “Evoluton and Explosion of Massive Stars With Mass Loss”
2005. The University of Tokyo (Japan): “Presupernova evolution and explosive nucleosynthesis of solar metallicity massive stars: The production of 26Al and 60Fe”
2005. Institute of Astronomy, University of Cambridge (UK): “Presupernova evolution and explosive nucleosynthesis of massive stars”
2003. INAF – Osservatorio Astronomico di Bologna (I): “The (still small) zoo of the Extremely Metal Poor Stars: what they tell us about the first stellar generation?”
2002. Monash University (AUS): “The explosive yields produced by the first generation of core collapse supernovae and the chemical composition of extremely metal poor stars”
2001. Australian National University, Mount Stromlo Observatory (AUS):
“Chemical yields from zero metallicity massive stars”
1999. Scuola Normale Superiore di Pisa (I): “Massive Stars: evolution and nucleosynthesis”
(Palermo), Italy
Monteporzio Catone 14.05.2015
Pubblicazioni
1 articolo su “Encyclopedia of Life Support System (EOLSS)”, UNESCO Publishing-Eolss Publishers, Oxford, UK
60 articoli su riviste internazionali con referee di cui 11 come primo autore 23 Invited Talk a congressi internazionali e nazionali
88 articoli su riviste senza referee (la maggior parte atti di congressi)
Metrics Summary (NASA/ADS)
Totale Solo su riviste con referee
Attivita' di Divulgazione:
2010. Incarico di collaborazione con la redazione della testata DIXIT-RAI STORIA.
1997. Responsabile del progetto “Incontri con l'Astronomia” finanziato dalla Provincia di Roma nell'ambito del Programma di Educazione Permanente
ATTIVITA’ DI RICERCA
h-index:
normalized h-index: g-index:
e-index:
i10-index:
tori index:
riq index:
m-index:
33 32 18 18 63 61 50.5 49.3 48 45 22.5 21.6
189 185 1.32 1.28
Sommario.
L’attivita’ scientifica dello scrivente si inquadra nell’ambito dell’evoluzione stellare con implicazioni in Cosmologia, Astrofisica delle Alte Energie ed Evoluzione Chimica delle Galassie e dell’Universo. In particolare, tra tutti gli aspetti di cui lo scrivente si e’ occupato, quelli di maggior impatto scientifico si possono riassumere attraverso i seguenti punti. (1) Studio delle proprieta’ evolutive di stelle di grande massa dalla fase di presequenza fino alla fase di precolasso e relativa nucleosintesi idrostatica ed esplosiva: nell’ambito di questo filone di ricerca lo scrivente si e’ occupato di numerosi aspetti legati a l’evoluzione chimica delle galassie (anche ad alto redshift), la produzione di polvere da SN e l’astrofisica delle alte energie. (2) Studio delle proprieta’ evolutive di stelle di massa intermedia fino alla fase di AGB e relativa nucleosintesi degli elementi “s”: nell’ambito di questo argomento di ricerca lo scrivente si e’ principalmente occupato di problemi legati a l’intepretazione dei diagrammi Colore-Magnitudine degli Ammassi delle Nubi di Magellano e l’evoluzione chimica della Galassia con particolare riguardo alle prime fasi di formazione. (3) Studio delle proprieta’ evolutive di stelle di piccola massa e nane bianche e relative problematiche legate alla datazione degli amassi stellari con conseguente riscontro in ambito cosmologico. Nel seguito si metteranno in risalto quelli che lo scrivente ritiene gli argomenti piu’ rilevanti dal punto di vista dell’impatto scientifico.
Studio delle proprieta’ evolutive di stelle di grande massa e relativa nucleosintesi idrostatica ed esplosiva.
Le stelle di grande massa (M > 10 M) giocano un ruolo fondamentale nell’evoluzione della nostra e delle altre galassie. A fronte di questa rilevanza astrofisica, tuttavia, non corrisponde un’altrettanta produzione scientifica che riguardi lo studio dell’evoluzione completa di questi oggetti, cioe’ dalla sequenza principale fino alla fase di presupernova. Il motivo principale
Monteporzio Catone 14.05.2015
risiede nel fatto che lo studio delle cosiddette “fasi avanzate”, cioe’ dall’esaurimento dell’He fino alla fase di precollasso, presentano delle enormi difficolta’ sia dal punto di vista della trattazione dei fenomeni fisici che si devono considerare durante queste fasi, sia dal punto di vista strettamente numerico. Tra gli aspetti piu’ rilevanti in questo senso citiamo il drammatico aumento del numero di isotopi e delle reazioni nucleari da considerare, l’interazione tra combustione nucleare e mescolamento chimico, la convezione dipendente dal tempo, la stabilita’ dello schema numerico, l’aumento drammatico del tempo di calcolo e della memoria richiesta. Per questi motivi, fino alla meta’ degli anni ’90, lo studio dell’evoluzione di presupernova delle stelle massicce e’ stata appannaggio esclusivamente di due soli gruppi al mondo, uno americano che fa capo a S. Woosley e l’altro giapponese che fa capo a K. Nomoto. Questi due gruppi hanno prodotto nel corso degli anni alcuni modelli di presupernova sulla base, pero’, di numerose assunzioni semplificatrici.
Dal 1992 lo scrivente ha intrapreso un progetto a lungo termine rivolto a sviluppare le capacita’ e l’esperienza nel calcolo e nella produzione di modelli di presupernova in un ampio spettro di masse e di composizioni chimiche iniziali e quindi ha introdotto per la prima volta in Italia questo filone di ricerca completamente innovativo. A questo scopo, il codice evolutivo FRANEC, disponibile all’inizio degli anni ’90 e utilizzato per seguire le fasi evolutive classiche, e’ stato prima quasi completamente riscritto secondo una architettura piu’ moderna e poi nel corso degli anni via via migliorato allo scopo di superare e risolvere tutti i problemi sopra accennati per poter calcolare evoluzioni di presupernova sempre piu’ sofisticate e con il minor numero di approssimazioni. Tra tutti i miglioramenti apportati nel corso degli anni, citiamo i piu’ rilevanti: (1) sviluppo di un network nucleare automaticamente gestito dal programma, capace di includere un numero arbitrario di isotopi e di reazioni nucleari, limitato solo dalla potenza di calcolo (attualmente si seguono in dettaglio circa 330 isotopi e piu’ di 3000 reazioni nucleari); (2) accoppiamento e soluzione simultanea di tutte le equazioni della struttura fisica, dell’evoluzione chimica dovuta alle reazioni nucleari e del mescolamento dovuto alla convezione, alla semiconvezione ed alla rotazione; (3) sviluppo ed implementazione di tecniche di soluzione iterativa di matrici sparse di grandi dimensioni; (4) inclusione della perdita di massa in regimi di luminosita’ e temperature tipiche delle stelle massicce; (5) inclusione di tutti gli effetti dovuti alla rotazione sui modelli stellari (deformazione della struttura e perdita della simmetria sferica, trasporto del momento angolare, mescolamento della composizione chimica indotto dalla rotazione, accoppiamento tra rotazione e perdita di massa). Tutte queste caratteristiche rendono attualmente questo programma di evoluzione unico al mondo.
Un aspetto fondamentale dell’evoluzione delle stelle di grande massa e’ rappresentato dalla nucleosintesi idrostatica ed esplosiva. Queste stelle, infatti, esplodendo come supernovae, arricchiscono il mezzo interstellare degli elementi che hanno prodotto durante tutta la loro vita, contribuendo cosi’ in modo significativo all’evoluzione chimica delle galassie ed in generale dell’Universo. Per studiare questo aspetto pero’ e’ stato necessario tenere conto del fatto che durante l’esplosione le zone piu’ interne del mantello della stella raggiungono temperature cosi’ elevate che la composizione chimica della materia del modello di presupernova viene alterata in maniera significativa prima di essere espulsa. A questo scopo lo scrivente, parallelamente al continuo miglioramento del FRANEC, si e’ dedicato allo sviluppo ed alla messa a punto, da zero, di un codice idrodinamico, basato sulla tecnica comunemente nota come Piecewise Parabolic Method (PPM), per studiare l’esplosione del mantello della stella e per calcolare la conseguente nucleosintesi esplosiva.
Le girglie di modelli calcolati, con i relativi “yields” idrostatici ed esplosivi, in ampi spettri di massa, composizione chimica e velocita’ iniziali, hanno permesso allo scrivente di interessarsi di problemi astrofisici di piu’ ampio respiro tra i quali citiamo i seguenti:
• Intepretazione delle osservazioni γ dovute al decadimento degli isotopi radioattivi 26Al e 60Fe nella nostra Galassia.
Nonostante una serie di evidenze osservative accumulate fino a circa il 2007 abbiano mostrato che l’26Al ed il 60Fe osservati nella Galassia debbano essere inequivocabilmente il prodotto della nucleosintesi dovuta alle stelle massicce, i modelli teorici prodotti fino a quel momento hanno sempre fallito nel riprodurre il rapporto 60Fe/26Al osservato. In questo ambito, lo scrivente ha prodotto un quadro completo ed esaustivo (che rappresenta ancora oggi lo studio di riferimento) nel quale viene discussa in gran dettaglio la produzione di questi due isotopi nelle varie fasi evolutive, pre e post esplosione, al variare della massa iniziale della stella, e dove si dimostra che gli yields di
Monteporzio Catone 14.05.2015
una generazione di stelle massicce cosi’ calcolati sono compatibili con le osservazioni.
• Le prime generazioni stellari (Pop III)
Le “prime” stelle massicce formate dopo il Big Bang hanno certamente avuto un forte impatto sulla formazione delle successive generazioni stellari e sull’evoluzione delle galassie, poiche’, esplodendo come Core Collapse Supernovae (CCSNe) hanno impartito energia cinetica e termica al mezzo interstellare e lo hanno allo stesso tempo arricchito con elementi piu’ pesanti rispetto a quelli prodotti dal Big Bang. La natura di queste stelle e le proprieta’ della loro esplosione e’ ancora oggi incerta, tuttavia la loro “firma” puo’ essere osservata nella composizione chimica superficiale delle stelle estremamente povere di metalli di piccola massa (EMPS), cioe’ stelle che si pensa siano nate dalle nubi di gas arricchite dalle prime supernovae e che ancora oggi sopravvivono. In questo ambito lo scrivente ha condotto una serie di studi dettagliati delle proprieta’ evolutive di presupernova di stelle di PopIII di massa compresa tra 13 e 80 M e la loro relativa nucleosintesi idrostatica ed esplosiva, dimostrando, tra le altre cose, che in queste stelle si attiva una efficiente produzione di N primario. Lo scrivente ha poi anche dimostrato come gli “ejecta” di una generazione di CCSNe di PopIII sia compatibile con la composizione chimica osservata nelle EMPS tipiche. All’interno del campione di EMPS esiste poi una sottoclasse di stelle che mostrano una sovrabbondanza anomala di C, N, O e Na rispetto alla distribuzione solare, le cosiddette CEMP. Queste stelle sono dominanti alle bassissime metallicita’ ([Fe/H]<-4.0) e la loro natura e’ ancora estremamente incerta. Nell’ambito di questa tematica lo scrivente ha proposto un modello, presentato su Nature, in grado di spiegare in modo “naturale” la composizione chimica di questi oggetti. Questo modello, detto di “failed supernova”, e’ ancora oggi uno dei piu’ accreditati all’interno di questa problematica.
• Produzione di polvere nelle Core Collapse Supernovae
La formazione delle prime stelle di piccola massa richiede la presenza di metalli nella nube protostellare, principalmente C e O, che contribuiscono al raffreddamento del gas. Negli “ejecta” delle CCSNe, una frazione di questi metalli condensa in grani di polvere che costituiscono un ulteriore canale di raffreddamente del gas protostellare. L’importanza relativa dei metalli e della polvere nella formazione delle prime stelle di piccola massa e’ ancora incerta e molto dibattuta. L’alta percentuale di CEMP nell’alone galattico a bassissime metallicita’ e’ stata sempre interpretata in supporto dello scenario che prevede che i metalli siano alla base della formazione di queste stelle. Tuttavia, la scoperta recente di una stella con [Fe/H]<-4.0 e composizione chimica tipica delle EMPS ha messo in crisi questo scenario. Lo scrivente in questo ambito ha intrapreso una collaborazione rivolta ad uno studio dettagliato, sofisticato e sistematico della produzione di polvere nelle CCSNe di PopIII, basato su modelli evolutivi “realistici” di presupernova e di calcoli sofisticati di formazione di polvere e frammentazione del gas durante l’esplosione. Uno dei risultati piu’ rilevanti di questo filone di ricerca consiste nell’aver dimostrato che la formazione di stelle EMPS a bassissime metallicita’ e’ dovuta alla polvere. Di conseguenza, la transizione dall’epoca in cui si sono formate stelle di PopIII, caratterizzate da una funzione iniziale di massa (IMF) primordiale, all’epoca in cui stelle di PopII e di PopI si sono formate con una IMF ordinaria e’ dovuta essenzialmente alla polvere e deve essere avvenuta molto piu’ rapidamente di quanto pensato fino ad allora.
• Effetto della rotazione sui modelli stellari
Un ulteriore importante passo in avanti nel calcolo dei modelli stellari e’ stato quello di includere il trattamento della rotazione nel FRANEC. Questo lavoro ha richiesto alcuni anni perche’, come di consueto, e’ stato iniziato da zero. Gli effetti della rotazione, sia diretti sulla struttura fisica legati alla deformazione della stella, sia indiretti legati ai fenomeni di mescolamento indotti dalla rotazione stessa, sono necessari per interpretare alcune evidenze osservative impossibili da spiegare nel quadro classico. Una di queste riguarda l’arricchimento di N, in funzione delle velocita’ proiettate, osservato nelle stelle giovani della nostra galassia e in quelle delle nubi di Magellano. Il trattamento del trasporto del momento angolare durante tutte le fasi evolutive di una stella massiccia e’ necessario, tra le altre cose, per spiegare i periodi osservati delle
Monteporzio Catone 14.05.2015
“young neutron stars” e allo stesso tempo per “testare” la validita’ del modello a “collapsar” proposto per i GRB. Su questi aspetti la situazione e’ tutt’altro che assestata e c’e’ ancora ampio dibattito sull’argomento.
• Produzione di griglie di modelli di stelle di grande massa
Uno dei mattoni fondamentali necessari allo studio dell'evoluzione chimica dell'Universo e' un database completo ed omogeneo di modelli evolutivi di stelle massicce e relativi “yields” idrostatici ed esplosivi. Nel corso degli anni lo scrivente ha sempre prodotto e distribuito alla comunita' estesi database di questo tipo, largamente utilizzati in detti campi di ricerca. L’ultimo e piu’ recente database prodotto e’ costituito da un set di 96 modelli di presupernova e relativi “yields” (idrostatici ed esplosivi) al variare della massa, della composizione chimica e della velocita’ di rotazione iniziali. Una griglia di modelli di questo tipo, facilmente fruibile perche’ disponibile online, non e’ mai stata prodotta fino ad oggi.
I risultati ottenuti in questo filone di ricerca sono stati tali che lo scrivente e’ stato piu’ volte invitato a tenere seminari e review talk sull’argomento (vedi lista delle pubblicazioni), tra i quali vorrei sottolineare il talk di apertura del congresso "Supernovae and their Host Galaxies" tenuto a Sydney nel 2011 e quello al congresso “Supernovae and Gamma Ray Bursts”, tenuto a Kyoto nel 2013. Si fa notare anche che la Conferenza Annuale della Societa’ Astronomica Australiana del 2001 e’ stata la prima occasione in cui un “review talk” su questo argomento e’ stato affidato ad un italiano.
Studio delle proprieta’ evolutive di stelle di massa intermedia.
Lo studio delle proprieta’ evolutive delle stelle di massa intermedia (2 < M/M < 8) rappresenta un punto fondamentale per la comprensione dello stato evolutivo dei vari sistemi stellari, da quelli piu’ semplici come gli ammassi stellari a quelli piu’ complessi come le galassie. Queste stelle, infatti, (1) dominano nel determinare la luminosita’ integrata degli ammassi stellari giovani e di eta’ intermedia, (2) contribuiscono in modo rilevante alla nucelosintesi galattica del C e del N e (3) costituiscono l’unica fucina astrofisica in cui vengono sintetizzati molti degli elementi piu’ pesanti del Fe. Nonostante questa classe di stelle sia oggetto di una grande quantita’ di studi, lo scrivente ha, negli anni, contribuito in maniera determinante ad una migliore comprensione di queste stelle ed i lavori relativi alla fase dei pulsi termici possono essere considerati i piu' estesi e dettagliati esistenti in letteratura. I risultati piu’ rilevanti ottenuti dallo scrivente nell’ambito di queste tematiche sono i seguenti.
• Ruolo dell’overshooting nella determinazione dell’eta’ degli Ammassi Aperti galattici e degli Ammassi delle Nubi di Magellano
Un aspetto dell’evoluzione delle stelle di massa intermedia su cui lo scrivente ha dato un contributo rilevante e’ quello relativo al problema dell’esistenza o meno del fenomeno dell’overshooting. Ricordiamo, infatti, che per molti decenni e’ stato suggerito che l’estensione in massa del nucleo convettivo delle stelle di massa intermedia dovesse essere maggiore di quanto previsto classicamente. Lo studio del diagramma colore- magnitudine dell’ammasso globulare della Grande Nube di Magellano NGC1866 ha rappresentato storicamente una delle prove in favore dell’esistenza dell’overshooting. Questo, infatti, e’ un ammasso giovane piuttosto popolato che presenta una massa al turnoff certamente caratterizzata da un nucleo convettivo ben sviluppato. In questo quadro, lo scrivente ha condotto un’analisi tra le piu’ dettagliate esistenti in letteratura, dimostrando che l’interpretazione del diagramma colore-magnitudine di NGC1866, e quindi anche la possibilita’ di avere informazioni sull’esistenza o meno dell’overshooting, dipende in maniera rilevante dalla popolazione dei sistemi binari presenti nell’ammasso. Infatti poiche’ la presenza di sistemi binari (in media dell’ordine del 30% del numero totale di stelle) simula l’effetto dell’overshooting, non e’ possibile avere informazioni sull’efficienza reale dell’overshooting fino a quando non sara’ possibile stabilire se e’ presente una frazione di sistemi binari nell’ammasso ed in che proporzione rispetto al totale.
• Pulsi Termici e Nucleosintesi degli elementi “s”
Monteporzio Catone 14.05.2015
L’evoluzione di una stella di massa intermedia dopo l’esaurimento dell’He al centro e’ caratterizzata da una fase di combustione in doppia shell (H ed He), in cui le due shell di combustione si attivano alternativamente e danno luogo ad instabilita’ termiche dette Pulsi Termici (fase di AGB). Da ormai lungo tempo questa fase evolutiva e’ stata piu’ volte studiata in quanto e’ convinzione generale che sia la fucina astrofisica dove vengono prodotti gli elementi "s", cioe' quegli elementi, piu’ pesanti del Fe, che si ottengono per successive catture "lente" di neutroni. L'attuale quadro teorico in questo settore si puo considerare tutt'altro che assestato. Un primo problema e’ connesso con il terzo “dredge-up”, cioe’ con il meccanismo che consente alla stella di portare in superficie il materiale elaborato nelle zone interne nuclearmente attive. Un altro problema e’ l'ipotizzata formazione di una zona semiconvettiva in grado di trasferire una limitata quantita’ di idrogeno nella zona ricca di elio e formare la cosiddetta “tasca di 13C” attraverso la reazione 12C(p,γ)13N(β+)13C e successivamente produrre i neutroni che servono per il processo s attraverso il canale 13C(α,n)16O. Un terzo problema e’ connesso con la possibile presenza di “hot bottom burning”, fenomeno che altererebbe in modo sostanziale la relazione massa di core-luminosita’ nonche’ la nucleosintesi s. Dal 1993 lo scrivente si occupa anche di questo filone di ricerca che lo ha portato alla produzione di lavori che possono considerarsi tra i piu’ estesi e dettagliati esistenti in letteratura. Infatti, grazie alla nuova versione del codice FRANEC, messa a punto principalmente per seguire l’evoluzione delle stelle massicce (come descritto in precedenza), ma cosi’ versatile da poter essere impiegato in modo estremamente efficiente per seguire l’evoluzione di stelle in un ampio spettro di massa e di fasi evolutive, lo scrivente e’ stato in grado di seguire un numero di pulsi termici (da 30 a 50), per ogni massa considerata (da 3 a 7 M), mai calcolato fino a quel momento. Uno dei principali risultati di questo studio, che hanno avuto un forte impatto scientifico, e’ stato quello di rivoluzionare per la prima volta la visione classica del processo di sintesi degli elementi “s” mostrando come il 13C presente nella “tasca” alla base dell’inviluppo di H veniva bruciato in ambiente radiativo e non convettivo (come creduto fino a quel momento) rilasciando cosi’ i neutroni su un tempo scala molto piu’ lungo. Questa differenza nelle modalita’ di rilascio dei neutroni ha migliorato significativamente il fit globale della distribuzione solare specialmente per alcuni isotopi cardine molto sensibili alle densita’ neutroniche come 86Kr, 87Rb e 96Zr.
• Pulsi Termici nelle Stelle di Massa Intermedia di PopIII
Un altro risultato di forte impatto scientifico ottenuto nell’ambito di questo filone di ricerca e’ stato quello di aver dimostrato, contrariamente a quanto creduto fino a quel momento, l’esistenza dei pulsi termici in stelle di massa compresa tra 4 e 8 M di composizione chimica iniziale primordiale (zero metalli). Questo risultato ha avuto un grande impatto non solo nell’ambito dell’evoluzione stellare ma anche dal punto di vista dell’evoluzione chimica della Galassia. Infatti lo scrivente ha dimostrato che queste stelle, avendo una vita relativamente breve, possono contribuire in maniera rilevante all’arricchimento del mezzo interstellare in He, Li, C, N ed O, gia’ nelle prime fasi evolutive della Galassia.
Studio delle proprieta’ evolutive di stelle di piccola massa.
Parallelamente ai due filoni di ricerca descritti nei due paragrafi precedenti lo scrivente si e’ interessato anche a problemi riguardanti l’evoluzione e la struttura delle stelle di piccola massa e delle nane bianche. Di seguito i risultati piu’ rilevanti.
• Effetto della diffusione sull’eta’ degli Ammassi Globulari (AG)
Uno degli aspetti di cui lo scrivente si e’ occupato, all’interno di questa tematica, e’ stato quello dell’effetto della diffusione sull’evoluzione delle stelle di piccola massa e quindi sull’eta’ degli Ammassi Globulari (AG). I modelli calcolati, tenendo conto di questo fenomeno fisico, sono stati tra i primi dell’epoca e attraverso questi e’ stato dimostrato come le eta’ degli AG, derivante dalla luminosita’ del “turnoff”, vengano ridotte del 10%-15%, mentre quelle derivate dalla differenza di colore tra il turnoff e la base del ramo delle giganti si riducano fino al 40%-50%.
• Funzioni di Luminosita’ delle WD e datazione degli AG galattici
Monteporzio Catone 14.05.2015

Un altro argomento correlato alla datazione degli AG di cui lo scrivente si e’ occupato e’ stato quello relativo all’utilizzo delle nane bianche. Nell’ambito di questo filone di ricerca lo scrivente ha prodotto una serie di isocrone e funzioni di luminosita’ teoriche di nane bianche adatte all’interpretazione dei dati osservativi sia di AG che dell’alone Galattico. Questo database e’ stato utilizzato in una collaborazione con ricercatori americani e canadesi per lo studio e l’interpretazione dell’ammasso globulare M4 e successivamente come supporto teorico per la richiesta di tempo di osservazione (approvata) per il ciclo 9 di HST.