FRUITY è l’unico database al mondo interamente dedicato all’evoluzione ed alla nucleosintesi delle stelle in fase di ramo asintotico (Asimptotic Giant Branch, AGB) [1].

Tutti i modelli sono stati calcolati con il codice di evoluzione stellare FUNS (FUll Network Stellar evolutionary code), che include un network nucleare completo, dall’idrogeno al bismuto (non è quindi necessario ricorrere ad alcuna tecnica di post-processing) [2]. Il tasso di perdita di massa stellare utilizzato in FUNS è stato calibrato sulle relazioni Periodo-luminosità e Periodo-Mass loss determinate in un campione di variabili galattiche di lungo periodo [2]. Nell’inviluppo stellare, opacità atomiche e molecolari sono calcolate in base ai cambi della composizione chimica, dovuti al susseguirsi di episodi di mixing detti third dredge up (TDU) [3]. L’interfaccia radiazione/convezione al bordo interno dell’inviluppo convettivo è trattata applicando una decrescita esponenziale delle velocità convettive. Come sotto-prodotto dell’applicazione di tale algoritmo, in seguito ad ogni pulso termico seguito da TDU otteniamo la formazione di una sottile regione ricca di 13C, la cosiddetta tasca di 13C (che rappresenta la principale sorgente di neutroni in stelle di AGB di piccola massa). In FRUITY proponiamo due diversi metodi per identificare la mssima penetrazione di protoni durante un TDU [4,5], lasciando all’utente la possibilità di scegliere il metodo preferito. In FRUITY sono anche presenti modelli stellari rotanti, con diverse velocità rotazionali iniziali: la rotazione è particolarmente importante per la nucleosintesi nella fase AGB, perchè influenza in modo consistente la produzione degli elementi pesanti, che avviene tramite il processo di cattura neutronica lenta (slow process, s-process) [6]. Ad oggi, in FRUITY sono presenti più di 100 modelli, che presentano un’ampia gamma di masse (1.3 FRUITY è l’unico database al mondo interamente dedicato all’evoluzione ed alla nucleosintesi delle stelle in fase di ramo asintotico (Asimptotic Giant Branch, AGB) [1].
Tutti i modelli sono stati calcolati con il codice di evoluzione stellare FUNS (FUll Network Stellar evolutionary code), che include un network nucleare completo, dall’idrogeno al bismuto (non è quindi necessario ricorrere ad alcuna tecnica di post-processing) [2].
Il tasso di perdita di massa stellare utilizzato in FUNS è stato calibrato sulle relazioni Periodo-luminosità e Periodo-Mass loss determinate in un campione di variabili galattiche di lungo periodo [2]. Nell’inviluppo stellare, opacità atomiche e molecolari sono calcolate in base ai cambi della composizione chimica, dovuti al susseguirsi di episodi di mixing detti third dredge up (TDU) [3]. L’interfaccia radiazione/convezione al bordo interno dell’inviluppo convettivo è trattata applicando una decrescita esponenziale delle velocità convettive. Come sotto-prodotto dell’applicazione di tale algoritmo, in seguito ad ogni pulso termico seguito da TDU otteniamo la formazione di una sottile regione ricca di 13C, la cosiddetta tasca di 13C (che rappresenta la principale sorgente di neutroni in stelle di AGB di piccola massa).
In FRUITY proponiamo due diversi metodi per identificare la mssima penetrazione di protoni durante un TDU [4,5], lasciando all’utente la possibilità di scegliere il metodo preferito.

In FRUITY sono anche presenti modelli stellari rotanti, con diverse velocità rotazionali iniziali: la rotazione è particolarmente importante per la nucleosintesi nella fase AGB, perchè influenza in modo consistente la produzione degli elementi pesanti, che avviene tramite il processo di cattura neutronica lenta (slow process, s-process) [6].

Ad oggi, in FRUITY sono presenti più di 100 modelli, che presentano un’ampia gamma di masse (1.3<M/Msun<6), metallicità (-2.85<[Fe/H]<+0.15) e velocità rotazionali iniziali (0 km/s < vrot < 60 km/s). Per ogni modello, sono disponibili sia l’evoluzione fisica sia quella chimica. Vengono forniti: durata della fase di AGB, luminosità, gravità, temperatura, efficienza del mixing (durante il FDU, SDU e TDU), durata della fase di interpulso e così via. Inoltre, sono disponibili tabelle con le composizioni superficiali elementali ed isotopiche (pulso per pulso), così come gli yields netti e totali.

I dati possono essere visualizzati sullo schermo oppure scaricati come files ASCII. I dati possono essere visualizzati in diversi formati, a seconda dell’esigenza dell’utente.
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[1] S. Cristallo, et al., 2011, ApJS, 197, 2
[2] O. Straniero, et al., 2006, Nuclear Physics A,777, 311
[3] S. Cristallo, et al., 2007, ApJ, 667, 489
[4] S. Cristallo, et al., 2009, ApJ, 696, 797
[5] S. Cristallo, et al., 2015, ApJS, 219, 21
[6] L. Piersanti, et al., 2013, ApJ, 774, 98