Short-lived ( < 10Myr) radioactivities in the Early Solar System (ESS). Collaborations: (1)R. Gallino, Department of General Physics, University of Torino – Italy (2)G.J. Wasserburg, Department of Geological and Planetary Sciences – CALTECH,(USA) (3)K.M. Nollett, Argonne National Laboratories – Chicago, IL (USA) (4)O. Straniero, INAF, Teramo Observatory M. Busso – Department of Physics, University of Perugia

Dalle prime speculazioni di Urey (1955) in poi, si sa che per formare i pianeti terrestri, rocciosi, bisogna far fondere primi agglomerati solidi (grani). A causa della massa troppo piccola, infatti, i pianeti terrestri non passano MAI attraverso la condensazione di una nube gassosa (protopianeta), ma derivano dallurto anelastico di sottosistemi già solidi (planetesimi), in orbite (o correnti a getto, Safronov 1969) simili agli attuali anelli di Saturno. Questo deriva in ultima analisi dal valore della Massa di Jeans: M = 2x10 35 T 3/2 /n 1/2 Gli elementi radioattivi che, decadendo, producono righe gamma ( 26 Al, 60 Fe) sono le uniche potenziali sorgenti di energia interne alla materia che si siano potute escogitare All that is solid melts in the air (Karl Marx) All that is solid doesnt melt very easily: it requires an energy source of radioactive type. (Evidence from the solar system)

Formazione di ammassi (HST)

Regioni oscurate dalla polvere Nelle zone fredde nuove stelle si formano anche singolarmente, ma non per pura contrazione gravitazionale, e dopo un processo complicato in cui ha grande rilevanza lazione del campo magnetico B. La diffusione magnetica contribuisce ad abbassare la massa che può restare in equilibrio gravitazionale (Massa di Jeans) fino a valori accettabili (2-20 M ). Nel sistema solare (n molto elevata) si formano FORSE per gravità Giove e i pianeti esterni. Non certo Marte, la Terra, gli asteroidi ecc…

Il meteorite di Allende (Messico) 1969

Il meteorite di Murchison (Australia, 1969)

[Wasserburg, Busso, Gallino, Nollett 2005 (WBGN05); Misure di Lee et al. 1978] Da Allende

Un po di fisichetta Ricordate la regola di Dulong e Petit? Il calore molare della maggior parte dei solidi è prossimo a 25 KJ/K. Per fondere una mole di materiale fatto di elementi intermedi (Al-Si) (T = 2000K) ci vogliono KJ. Per il C molto meno (/4) Prendiamo un composto ricco di Al, e.g. Al 2 O 3. Campioni estremamente antichi di questo solido sono presenti in inclusioni di Ca e Al (4.56 Gyr) che furono trovati (da Lee et al. 1978) essere estremamente ricchi di 26 Mg dal decadimento di 26 Al. Ogni decadimento produce 1.8MeV. Se fate un po di trasformazioni di unità e considerate labbondanza misurata (26/27 = 5x10 -5 ) ottenete proprio alcune decine di migliaia di KJ. NellESS i solidi non evaporano nellaria, richiedono un sacco di calore e solo la presenza di enormi quantità di isotopi radioattivi permette di liquefare le aggregazioni eterogenne iniziali (fino a qualche grammo di massa). Questi liquidi poi risolidificano in rocce compatte e formano i pianeti terrestri.

Evidenza della presenza di 41 Ca in composti ricchi di Al (Srinivasan et al. 1995)

ESS record of radioactive isotopes Live 26 Al recognized to have been present in the earliest ESS compounds in huge amounts: (26/27) = 5x10 -5 in C.A.I.s (Lee et al. 1978). Due to the short lifetime, this constrains the timing of the solar nebula formation (t ~ 1Myr ~ 2 x free fall time of the protostar) Hints exist for Mn (Birck & Allegre 1978). Now measurements also for 41 Ca, but indicating a lower abundance (41/40 in CAIs ~ Srinivasan et al. 1994; Sahijpal et al. 1998) and for 10 Be. Records in compounds formed later ( t = a few? Myr) for 107 Pd (Kelly & Wasserburg 1978), 60 Fe(Shukolyukov & Lugmair 1993), 53 Mn (Lugmair & Shukolyukov 1998), 182 Hf (Lee & Halliday 1995), 36 Cl (Lin et al. 2005). Hints (not firm experimental evidence) for 135 Cs (McCulloch & Wasserburg 1978) and 205 Pb (Kelly & Wasserburg 1987). For longer-lived radioactivities many measurements: 129 I (Reynolds 1960); 244 Pu (Rowe & Kuroda 1965); 146 Sm (Lugmair & Marti 1977), etc..

Measurements

Experimental data not at the same time! Present understanding suggests 1 about 1 Myr or less, 2 a few Myr, so that plausible values at t=0 may be: (26/27) 0 = (Busso et al. 1999; Gallino et al. 2004) (41/40) 0 = a few x (Sahijpal et al. 1998) (60/56) 0 ~ (Lugmair & co )

Tools for an interpretation.. (Wasserburg et al. 1996; Busso et al. 1999)

Previous conclusions on short-lived isotopes in the ESS. Old supernova nucleosynthesis models (Woosley and Weaver 1995) and r-process systematics imply that most nuclei with ~ ( Myr) come from equilibrium abundances in ISM established by SN explosions of massive stars (Wasserburg et al. 1996). This works also for 53 Mn, despite its short lifetime. 129 I and 107 Pd are however excessively abundant for this interpretation: they may come from a continuous production by a rarer (10x) SN type. Pd might come also from the s-process (AGB stars) 26 Al, 41 Ca and 60 Fe have too short half lives for the continuous process to be sufficient: they require prompt enrichment (equilibrium ISM abundances are insufficient). 26 Al, 41 Ca and 60 Fe are produced also by AGB stars, with lower efficiency and different 26/60, 26/41 ratios (Wasserburg et al. 1994, 1995).

COMPTEL data imply 3.1 ± 0.9 M of live 26 Al, of which up to 2.2 ± 0.4 M come from massive stars (Knodlseder 1999). A further contribution of up to 1 M in a diffuse background (from AGBs and novae?) cannot be excluded (Lentz et al. 1999; Jose 2003). The ISM 26 Al/ 27 Al ratio is 3.1/( ) = This is 20 times smaller than in the ESS. It would be insufficient to form terrestrial planets. These last MUST BE extremely rare. (What about extra-solar life?) This datum confirms a late contamination by a local source, in the collapsing cloud (e.g. stellar winds from the early Sun) or very close to it (e.g. a close-by nucleosynthesis event in a dying star). Understanding the nature of the source (SN or AGB) requires a detailed analysis, started long ago (Cameron & Truran 1981). Scenarios for the ESS contamination by fast solar particles seem to be in troubles, except for Be & Cl (Sahijpal et al. 1998). Measurements from COMPTEL

Nella Galassia, oggi cominciamo a conoscere anche labbondanza relativa di 26 Al e 60 Fe, che può essere stimata dalle misure degli esperimenti COMPTEL (GRO) e RHESSI. La distribuzione è molto irregolare, e rivela concentrazioni nelle zone più dense, sedi di copiosa formazione stellare e di numerose supernovae nellulimo milione di anni. La media (assai rozza e incerta) è 60/26 = Secondo vari modelli di nucleosintesi in stelle massicce (Limongi e Chieffi 2003, WW95 ecc) questo sarebbe in sostanziale accordo con le previsioni di una SNII tipica (20-22 Mo) (Non più ora, dopo variazioni delle sezioni durto: vedere Limongi a questo meeting)

Un calcolo più completo, che consideri il contributo di tutte le SN, includendo una funzione iniziale di massa e integrando la produzione fino ad una massa limite, rivelava che solo includendo anche le stelle più massicce, che evolvono con altissimi tassi di perdita di massa (Wolf Rayet Stars) si ottieneva una previsione integrale accettabile. Le nuove sezioni durto e nuovi modelli in generale peggiorano molto le cose (60/26 > 1: Limongi)

NellESS: 26 Al/ 27 Al = 5x Fe/ 56 Fe = (1-2)x10 -6 da cui: 60 Fe/ 26 Al = (2-4)x10 -3 Se si tiene conto dei diversi tempi di dimezzamento (2.2.Myr il Fe, 1.05Myr lAl), qualsiasi intervallo temporale tra la produzione stellare e la formazione dei primi meteoriti renderebbe questo rapporto, nei venti stellari, ancora più piccolo. Una SN NON può spiegare queste radioattività fossili

An AGB Source?

(Straniero et al. 1997; Busso et al. 1999) TP: thermal pulses thermally pulsing model star Low-mass thermally pulsing stars Trento, ECT: May 24-28, 2004

Low T 8 (=0.9) for 13 C(,n) source: it operates in radiative He-rich zones, during shell H-burning phases Low n n (10 7 ) expected, hence low production of n-rich isotopes ( 86 Kr, 87 Rb, 96 Zr) Time (y ) Trento, ECT: May 24-28, 2004 NO NEUTRONS FROM 13C+

Needed for: -C isotopes -O isotopes - 26 Al in grains BUT: 2 free parameters! Probably similar phenomena at TDU, below the H shell (estinguished) yield proton mixing and formation of 13 C Nollett et al see also Lugaro et al Trento, ECT: May 24-28, 2004

Strutture nelle zone di mixing

SE NON E VERA E BENE TROVATA! (Forse Roberto ricorda chi lha detto)