• ammasso globulare
• diffusione
• levitazione radiativa
• stella
• turbolenza

Lo studio delle abbondanze superficiali osservate nelle stelle è essenziale per capire i meccanismi fisici interni. Le variazioni chimiche nelle stelle sono dovute a reazioni nucleari e a meccanismi di trasporto; questi ultimi comprendono la convezione (che rimescola la materia su tempi scala molto minori di quelli evolutivi) e la diffusione microscopica (che agisce su tempi scala più lunghi, oltre la decina di milioni di anni).

La diffusione microscopica è un processo di trasporto degli elementi efficiente nelle stelle, dovuto alla presenza di gradienti chimici, di pressione, di concentrazione e di temperatura. Storicamente, l'inclusione della diffusione nei modelli evolutivi è iniziata quando le misurazioni eliosismologiche, aggiungendo ulteriori osservabili di cui i modelli evolutivi dovevano tenere conto, hanno evidenziato la necessità di includere tale fenomeno per ottenere accordo teoria-osservazioni sui valori di abbondanza originale di elio e di profondità della base della zona convettiva del Sole. Le osservazioni indicano quindi che la diffusione microscopica è efficiente nel Sole mentre la sua piena efficienza in stelle di ammasso globulare è ancora oggetto di dibattito. La diffusione è comunque contrastata dalla presenza di inviluppi convettivi profondi (i quali, come accennato, rimescolano la materia azzerando i gradienti chimici) e da tempi evolutivi brevi (essendo la diffusione un processo lento).

Nell'ultimo ventennio si è cominciato ad includere il contributo diffusivo dovuto alla levitazione radiativa, originata dal flusso di fotoni che dal centro della stella si propaga verso l'esterno. Questo fenomeno è importante per le stelle più calde e quindi ad esempio stelle di sequenza principale superiore e stelle calde di ramo orizzontale. Diversi autori hanno inserito la levitazione radiativa nei modelli evolutivi, valutandone gli effetti in stelle di sequenza principale e di ramo orizzontale; da questi test è emerso che diversi elementi pesanti possono aumentare la loro abbondanza superficiale rispetto al caso non levitativo. Il confronto con le osservazioni sembra per\`o indicare che siano efficienti ulteriori meccanismi fisici che rimescolano la materia nelle regioni superficiali delle stelle, inibendo gli effetti diffusivi, ad esempio fenomeni di turbolenza. Da qui nasce il problema (tuttora aperto) di comprendere e modellizzare correttamente questi meccanismi di mescolamento aggiuntivo.

Il confronto teoria-osservazione per le abbondanze superficiali stellari, costituisce quindi ancora un problema aperto; cito solo come esempio lo studio delle abbondanze superficiali in stelle in ammasso globulare nelle diversi fasi evolutive, l'analisi dell'abbondanza superficiale di litio e berillio in stelle di ammasso aperto e dell'abbondanza superficiale di litio nelle stelle di alone etc.

Tutti queste ricerche richiedono, per poter essere affrontate in maniera consistente, un trattamento il più preciso possibile dei fenomeni fisici che influenzano le abbondanze superficiali. Lo scopo della mia tesi è stato quindi di introdurre questi meccanismi nel nostro codice evolutivo stellare (Frascati RAphson Newton Evolutionary Code, FRANEC), tenendo conto delle attuali conoscenze sull'argomento. Nella parte finale della tesi utilizzo i meccanismi fisici introdotti nel codice per un confronto teoria-osservazione per abbondanze superficiali di stelle in ammasso globulare.

Il trattamento della diffusione microscopica era già presente nel codice FRANEC ma questa non era estesa sufficientemente verso l'esterno della stella da poter valutare le abbondanze superficiali. Innanzitutto ho quindi aggiornato la routine di diffusione ed ho successivamente introdotto la levitazione radiativa ed alcuni meccanismi di rimescolamento turbolento sotto la base dell'inviluppo convettivo esterno. La tesi è strutturata come segue.

Nel capitolo 1 tratto la fisica generale della diffusione, spiegando gli input fisici e le incertezze associate; illustro inoltre il meccanismo della levitazione radiativa.

Nel capitolo 2 illustro in generale gli effetti dei precedenti meccanismi sulle abbondanze superficiali stellari nelle diverse fasi evolutive, così come descritti in letteratura, per evidenziare l'importanza del problema.

Nel capitolo 3 descrivo brevemente le equazioni su cui si basa l'integrazione di una struttura stellare e le caratteristiche principali del nostro codice evolutivo. Analizzo poi in dettaglio il funzionamento della pre-esistente routine di diffusione, che è alla base del lavoro svolto.

Nel capitolo 4 descrivo l'utilizzo di una subroutine per il calcolo della levitazione radiativa da inserirsi nel codice evolutivo. Successivamente mostro i risultati del calcolo di accelerazioni radiative in casi specifici e discuto le problematiche riscontrate.

Nel capitolo 5 descrivo le variazioni da me apportate alla routine di diffusione per estendere l'efficienza del meccanismo diffusivo alle zone più esterne della stella. Introduco inoltre una prima possibile parametrizzazione di un meccanismo di mescolamento turbolento, così come suggerito da Morel \& Thevenin (2002), valutandone gli effetti. I risultati dei modelli sono confrontati con quelli del codice evolutivo MESA (Paxton et al. 2011).

Nel capitolo 6 eseguo il calcolo di modelli evolutivi completi inserendo la levitazione radiativa e la turbolenza inserita nel capitolo precedente. Lo studio avviene per masse di sequenza principale superiore ed inferiore, osservando i risultati nei vari casi e confrontandoli con quanto ottenuto col codice evolutivo di confronto.

Nel capitolo 7 illustro il problema del confronto teoria-osservazione per le abbondanze superficiali nel caso concreto di un ammasso globulare noto in letteratura, NGC 6752. Descrivo ed introduco nel codice un secondo possibile meccanismo di turbolenza, largamente utilizzato in letteratura, valutandone gli effetti sulle abbondanze superficiali, a confronto anche con quanto ottenuto introducendo nei modelli solo il meccanismo di accelerazione radiativa. Successivamente confronto i risultati ottenuti con le abbondanze osservate di ferro e litio nell'ammasso.