Chemical ejecta and final fates of intermediate-mass and massive stars

In my PhD work I carried out a detailed investigation on the final fates and chemical ejecta produced by intermediate-mass and massive stars. The first part of the thesis is focused on massive and very massive stars. We derive the ejecta for a large number of elemental species (H, He, C, N, O, F, Ne, Na, Mg, Al, Si, S Ar, K, Ca, Sc, Ti, Cr, Mn, Fe, Ni, Zn) during the pre-supernova evolution and after the explosion or collapse event. We use a set of stellar tracks computed with PAdova and TRieste Stellar Evolution Code (PARSEC), with initial masses in the range between 8 M to 350 M , for thirteen different initial metallicities from Z = 0.0001 to Z = 0.02. Adopting suitable explodability criteria available in the recent literature, for each stellar model we derive the final fate and remnant mass, which critically depend on the initial mass and metallicity. Three main classes of explosion events are considered. Massive stars with initial masses from 8 Msun to 100 Msun , build a degenerate iron core which eventually collapses either generating a successful explosion and a neutron star, or experiencing an inexorable infall with consequent black hole formation (failed supernovae). Very massive objects (VMOs), with initial mass ∼ 100 M , can end their life either as pulsation pair instability supernovae (PPISN), pair instability supernovae (PISN), or directly collapsing to black hole (DBH). For these objects, the fate is mainly determined by the mass of helium-core. From our analysis we derive a general scenario on the fate of massive and very massive stars emerges. It is evident that both the pre-SN evolution and the subsequent SN channel are significantly affected by the initial metallicity, as a consequence of its impact on the efficiency of mass loss and the growth of the stellar core. In particular, we find that suitable conditions for the occurrence of PPISN and PISN events are not limited to extremely low metallicities, as invoked in early studies. Rather, such energetic events may take place already at Z > Zsun /3, hence in the local Universe, in agreement with recent findings in the literature. Once final fates and remnant masses are known, we compute the elemental ejecta for all stars in the grid, accounting for both wind and explosion contributions. The wind ejecta are directly derived from PARSEC stellar evolution models, for all isotopes from 1 H to 28 Si and heavier elements up to Zn. The explosion ejecta are obtained from supernova nucleosynthesis calculations available in the literature, for the three classes here considered(CCSN, PISN or PPISN). Suitable parameters (masses of the CO and He cores) are adopted to link the explosion models to our PARSEC tracks. We also calculate the integrated yields ejected by a simple stellar population with a specified initial mass function in view of comparing the chemical contributions of both winds and explosions from the three classes of stars (CCSNe, PISNe and PPISNe). As a final result of this work, we aim at releasing a large database of chemical ejecta and compact remnants produced by massive and very massive stars over a large range of initial masses and metallicites. These will be a key relevance in the framework of the galaxy chemical evolution studies. In the second part of the thesis we investigate the chemical ejecta of intermediate-mass stars, with particular focus on the thermally-pulsing asymptotic giant branch (TP-AGB) stars that experience both the third dredge-up and hot-bottom burning. This study was performed in the context of the LUNA (Laboratory Underground Nuclear Astrophysics) collaboration. Nucleosynthesis calculations were carried out adopting the new rate for the key reaction 22 Ne(p, γ) 23 Na, which plays a major role in determining the abundance of sodium. To this aim we used the PARSEC and COLIBRI codes to compute the complete evolution, from the pre-main sequence up to the termination of the TP-AGB phase, of a set of stellar models with initial masses in the range 3.0 Msun 6.0 Msun , and metallicities Z=0.0005, Z=0.006, and Z = 0.014. We find that the new LUNA measurements have much reduced the nuclear uncertainties of the tors of 22Ne and 23Na AGB ejecta, which drop from fac-10 to only a factor of few for the lowest metallicity models. Relying on the most recent estimations for the destruction rate of 23Na, the uncertainties that still affect the 22Ne and 23Na AGB ejecta are mainly dominated by evolutionary aspects (efficiency of mass-loss, third dredge- up, convection). Finally, we discuss how the LUNA results impact on the hypothesis that invokes massive AGB stars as the main agents of the observed O-Na anti-correlation in Galactic globular clusters. We derive quantitative indications on the efficiencies of key physical processes (mass loss, third dredge-up, sodium destruction) in order to simultaneously reproduce both the Na-rich, O-poor extreme of the anti-correlation, and the observational constraints on the CNO abundance. While best-fitting AGB models can be singled out, the AGB hypothesis still needs to be validated, as various issues still remain.

Il mio lavoro si occupa dell'analisi degli ejecta chimici espulsi dalle stelle di massa intermedia e massiccia. E' strutturato in due macro-argomenti relativi, rispettivamente, alle stelle massicce e alle stelle di massa intermedia. Nella prima parte, questo lavoro si concentra sullo studio dei final fates e degli ejecta chimici prodotti da stelle massicce e molto massicce. Abbiamo ottenuto il materiale espulso per un gran numero di elementi (H, He, C, N, O, F, Ne, Na, Mg, Al, Si, S Ar, K, Ca, Sc, Ti, Cr, Mn, Fe, Ni, Zn) sia durante l'evoluzione pre-supernova che durante l'esplosione o il collasso. A questo scopo abbiamo usato un set di tracce evolutive calcolate con il codice di evoluzione stellare Padova and Trieste stellar Evolution Code (PARSEC), con masse iniziali nel range tra 8 M a 350 M , per tredici diverse metallicità iniziali da Z = 0.0001 a Z = 0.02. Abbiamo ottenuto il final fate e il resto di supernova per ciascuna delle tracce PARSEC. Abbiamo quindi considerato separatamente due sottoclassi: le stelle massicce, che vanno da 8 Msun a 100 Msun e si evolvono come core-collapse supernovae; i very massive objects (VMOS), che sono in generale piu' massicci di 100 Msun e, a seconda della massa del core di helio, possono evolvere come pair instability supernovae (PISN), pulsation instability supernovae (PPISN) o collassare direttamente al buco nero (DBH). Dalla nostra analisi si ricava un quadro generale sui final fates di stelle massicce e molto massicce. e' evidente che l'evoluzione pre-supernova e il verificarsi dell'esplosione sono significativamente influenzati dalla metallicità iniziale, conseguentemente al suo impatto sull'efficienza della perdita di massa e sulla crescita del nucleo stellare. In particolare, abbiamo ottenuto che le condizioni nelle quali si verificano eventi di PPISN e PISN non sono limitati a bassissime metallicita', come invocato nei primi studi. Piuttosto, tali eventi energetici possono aver luogo gia' a Z > Z/3, quindi nell'universo locale, in accordo con le recenti scoperte presenti in letteratura. Una volta noti i final fates e i resti di supernova, abbiamo calcolato gli elementi del materiale espulso per tutte le stelle nella griglia, dividendoli in contributi di vento e di esplosione. Gli elementi espulsi nel vento stellare sono derivati direttamente dai modelli di evoluzione stellare PARSEC, per tutti gli isotopi dall'H al Si-28 e gli elementi piu' pesanti fino a Zn. Il materiale espulso e' stato ottenuto da calcoli di nucleosintesi di supernova disponibili in letteratura, per le tre classi qui considerate (CCSN, PISN o PPISN). Sono stati inoltre adottati alcuni parametri (come la massa del core di CO e di He) per adattare gli ejecta di altri modelli di esplosione alle nostre tracce PARSEC. Abbiamo anche calcolato gli ejecta integrati - ottenuti da una semplice popolazione stellare e da una funzione di massa iniziale specificata - in vista di un successivo confronto del contributo all'inquinamento chimico in termini di vento ed ejecta esplosivi dovuto alle CCSNe, PISNe e PPISNe. Come risultato finale di questo lavoro, ci proponiamo di fornire un ampio database di ejecta chimici e resti di supernova prodotti da stelle massicce e molto massicce in un ampio intervallo di masse iniziali e metallicita' . Questi potreanno essere utilizzati nell'ambito dell' evoluzione chimica delle galassie. La seconda parte di questo lavoro si occupa dell'analisi del materiale espulso da stelle di massa intermedia, con particolare attenzione alle stelle nella fase di "thermally-pulsing asymptotic giant branch" (TP-AGB), in cui ha luogo il processo di "hot-bottom burning". Questo lavoro e' stato svolto in collaborazione con LUNA (Linear Underground National Laboratory), che ha fornito una nuova misura della sezione d'urto per la reazione 22Ne(p,gamma)23Na. A questo scopo sono stati utlilizzati i codici di evoluzione stellare PARSEC e COLIBRI per completare l'evoluzione stellare dalla pre-main sequence alla fine della fase TP-AGB, per un set di modelli con massa iniziale nell'intervallo 3.0 Msun-6.0 Msun e metallicità iniziali Z = 0.0005, Z = 0.006, and Z = 0.014. Grazie alla misura di sezione d'urto fornita dalla collaborazione LUNA abbiamo ridotto l'incertezza sugli ejecta di 22Ne e 23Na, abbassandola da un fattore 10 a poche unita'  per le metellicita'  piu' basse. Basandosi sulle piu' recenti stime della sezone d'urto della reazione siamo affermare che le incertezze influenti sulle quantita' di 22Ne e 23Na espulse sono perlopiu' dominate da aspetti evolutivi (come l'efficienza della mass loss, il terzo dredge-up e la convezione). Infine, abbiamo discusso il modo in cui i risultati di LUNA impattano sull'impotesi che pone le stelle AGB come principali responabili dell'anticorrelazione O-Na osservata negli ammassi globulari Galattici. Abbiamo deriveato quantitativamente l'efficienza dei processi fisici principali (mass loss, terzo dredge-up, distruzione del Na) al fine di riprodurre le situazioni estreme dell'anticorrelazione O-Na, e i vincoli dati dalle osservazioni sull'abbondanza deli elementi C,N e O. Nonostante siano stati individuate prescrizioni fisiche ragionevoli che consentono di soddisfare tali vincoli, l'ipotesi che attribuisce alle stelle AGB la causa dell'anticorrelazione O-Na deve essere ancora convalidata, a causa di problematiche non ancora risolte.