CURRICULUM VITÆ ET STUDIORUM

CURRICULUM VITÆ ET STUDIORUM Nome Daniele Galli Nazionalità Italiana Luogo e data di nascita Pisa, 17 aprile 1960 Indirizzo INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri Largo Enrico Fermi 5 50125 Firenze Tel.: 055 2752249 email: galli@arcetri.astro.it Laurea in Fisica all Università di Pisa(15 ottobre 1986) con una tesi dal titolo Evoluzione chimica delle Galassie a spirale (relatore Prof. F. Ferrini, votazione 110/110 e lode). Vincitore di una borsa di studio per il Corso di Dottorato in Fisica presso l Università degli Studi di Milano (15 febbraio 1987, rinunciato) e di una borsa di studio per il Corso di Dottorato in Astronomia presso l Università degli Studi di Firenze (9 marzo 1987). Visiting fellow al Dipartimento di Astronomia dell Università della California a Berkeley dal novembre 1988 all ottobre 1989. Conseguimento del titolo di Dottore di Ricerca in Astronomia presso l Università degli Studi di Firenze (nomina 15 settembre 1990) con una tesi dal titolo Formazione stellare galattica ed extragalattica (supervisore: F. Palla). Post-dottorato presso il Dipartimento di Astronomia dell Università della California a Berkeley dal gennaio 1991 al dicembre 1992, sotto la supervisione del Prof. Frank Shu. Vincitore di concorso ad un posto di Ricercatore Astronomo presso INAF Osservatorio Astrofisico di Arcetri (1 novembre 1992). Vincitore di concorso ad un posto di Astronomo Associato presso INAF Osservatorio Astrofisico di Arcetri (1 dicembre 2003). Abilitato alle funzioni di Professore di I Fascia (27 dicembre 2013 27 dicembre 2019). 1

RELAZIONI SU INVITO A CONGRESSI 1. Circumstellar Disks, Outflows and Star Formation, Cozumel, Messico, 28 novembre 2 dicembre 1994 2. JENAM-95 Joint European and National Astronomy Meeting: Progress in European Astronomy, Catania, Italia, 25 29 settembre 1995 3. V Convegno Italiano di Cosmologia, Frascati, Italia, 16 18 dicembre 1996 4. Meeting of the American Physical Society Washington D.C., USA, 18 21 aprile 1997 5. Synthesis of Light Nuclei in the Early Universe, Trento, Italia, 23 giugno 4 luglio 1997 6. Molecular Hydrogen in the Early Universe, Firenze, Italia, 4 6 dicembre 1997 7. CITA Workshop on Gravitational Collapse, Toronto, Canada, 3 6 ottobre 1998 8. Deuterium in the Universe, Parigi, Francia, 25 27 giugno 2001 9. Star Formation 2002: Magnetohydrodynamics, Radiation Diagnostics and Chemistry, Taipei, Taiwan, 12 16 giugno 2002 10. Star Formation in the Interstellar Medium, Lake Tahoe, USA, 30 giugno 3 luglio 2003 11. Astronomical Molecules, Zwolle, Olanda, 18 20 febbraio 2002 12. Magnetic Fields in the Universe II, Cozumel, Mexico, 28 gennaio 1 febbraio 2008 13. Reconnection in Turbulent Fluids and Its Implications, Cracovia, Polonia, 10 12 ottobre 2008 14. The Infancy of Massive Stars, Morelia, Messico, 14 16 gennaio 2009 15. 52 nd Meeting of the Italian Astronomical Society, Teramo, Italia, 4 8 maggio 2008 16. Molecular Clouds as Probes of Cosmic-Ray Acceleration in Supernova Remnants, Palavas-les- Flots, Francia, 7 9 settembre 2009 17. Plasmas in the laboratory and in the Universe, Como, Italia, 1 4 dicembre 2009 18. Magnetic Fields: from Core Collapse to Young Stellar Objects, London, Canada, 17 19 maggio 2010 19. Molecular Networks connecting the Universe, Amsterdam, Olanda, 18 20 aprile 2011 20. Magnetohydrodynamics and Star Formation, Ann Arbor, USA, 18 19 giugno 2011 21. Negative Ions in Astrophysics, Göteborg, Svezia, 22 24 agosto 2011 22. Data and Models for the Chemistry of the Early Universe, Firenze, Italia, 6 7 febbraio 2012 23. CECAM Workshop on Theoretical and Computational Astrochemistry, Pisa, Italia, 30 agosto 1 settembre 2012 2

24. The Low Metallicity Universe, Göttingen, Germania, 8 12 ottobre 2012 25. Magnetic Fields in the Universe IV, Playa del Carmen, Messico, 3 8 febbraio 2013 26. Cosmic Rays and their Interstellar Medium Environment, Montpellier, Francia, 24 27 giugno 2014 27. Cosmic Rays from MeV to TeV Energies, Parigi, Francia, 13 14 novembre 2014 SEMINARI 1. 21.3.1988 INAF Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Firenze: L evoluzione termica e chimica del gas primordiale 2. 16.5.1990 Scuola Normale Superiore, Pisa: Un modello di protostella ruotante 3. 12.12.1990 NASA Ames Research Center, Moffett Field, California: Ekman pumping in a rotating protostar 4. 24.4.1992 Nasa Ames Research Center, Moffett Field, California: Star formation and magnetic fields 5. 28.9.1992 Livermore National Laboratories, Livermore, California: Gravitational collapse and magnetic reconnection 6. 15.10.1992 Astronomy Department, University of Berkeley, California: Numerical and analytical models of star formation in magnetized molecular clouds 7. 13.5.1994 Osservatorio Astronomico di Lisbona, Portogallo: The evolution of the light elements 8. 22.2.1996 Dipartimento di Fisica, Università di Firenze: La nucleosintesi degli elementi leggeri 9. 17.8.1996 Institute for Nuclear Physics, Università di Seattle, USA: The problem of 3 He 10. 17.4.1998 INAF Osservatorio Astronomico di Roma: Evoluzione chimica galattica di D e 3 He 11. 18.2.1999 INAF Osservatorio Astrofisico di Arcetri: Collasso gravitazionale e formazione stellare 12. 23.10.2008 INAF Osservatorio Astrofisico di Arcetri: The importance of being dissipated 13. 11.12.2008 INAF Osservatorio Astronomico di Bologna: Il ruolo del campo magnetico galattico nella formazione stellare 3

14. 22.5.2012 Dipartimento di Fisica, Università degli Studi di Bari: La nascita delle stelle 15. 23.5.2012 Dipartimento di Fisica, Università di Bari: Evoluzione chimica dell Universo 16. 15.5.2013 Centro de Radioastronomía y Astrofisíca, Morelia, Messico: Magnetic braking and disk formation 17. 17.3.2015 Dipartimento di Fisica, Università degli Studi di Pisa: Raggi cosmici: ionizzazione e riscaldamento delle nubi molecolari 18. 17.4.2015 Dublin Institute for Advanced Studies, Dublino, Irlanda: Magnetic braking and the formation of protostellar disks 19. 29.4.2015 INAF Osservatorio Astronomico di Capodimonte: Alle origini dell astrofisica italiana LEZIONI 1. 10.5 15.5.1994, Dipartimento di Fisica, Università di Lisbona, Portogallo: ciclo di lezioni su Galactic and Extragalactic Magnetic Fields. 2. 9.10 14.10.1995, Scuola Nazionale di Astrofisica, Asiago: ciclo di lezioni su Formazione stellare. 3. 10.10 15.10.2005, Scuola Nazionale di Astrofisica, Volterra: ciclo di lezioni su Formazione stellare. 4. 1.2 10.2.2008, Università di Firenze, Corso di Laurea in Astronomia: ciclo di lezioni su Turbolenza e campi magnetici nel mezzo interstellare. 5. 20.5 6.6.2011, Corso di Dottorato in Astronomia, Università di Firenze: ciclo di lezioni su Magnetoidrodinamica e collasso gravitazionale. 6. 17.9 19.9.2014, First KROME School, Göttingen: ciclo di lezioni su Gas-phase chemical reactions in the interstellar medium. 7. 20.7 24.7.2015, Second KROME School, Copenhagen: ciclo di lezioni su Cosmic-ray induced chemistry in the interstellar medium (da svolgere). 4

TESI DI LAUREA 1. Elena Bougleux, L idruro di litio nell Universo primordiale, Università degli Studi di Firenze, 5 luglio 1995 (relatore). 2. Cecilia Pinto, Magnetoidrodinamica di sistemi a tre fluidi in astrofisica, Università degli Studi di Firenze, 5 luglio 2004 (relatore). 3. Marco Padovani, Effetti dei raggi cosmici sulla ionizzazione del mezzo interstellare, Università degli Studi di Firenze, 9 giugno 2006 (relatore). 4. Claudia Toci, Scale-free equilibria of polytropic self-gravitating clouds with poloidal and toroidal magnetic fields, Università degli Studi di Firenze, 8 aprile 2013 (relatore). 5. Giovanni Mizzi, Vibrational non-equilibrium of molecular hydrogen in primordial shocks, Università degli Studi di Bari, 23 aprile 2013 (correlatore). TESI DI DOTTORATO 1. Claudia Travaglio, Galactic chemical evolution of heavy elements, Università degli Studi di Firenze, 11 dicembre 1999 (supervisore), premio Gratton 2001. 2. José Gonçalves, Continuum radiative transfer in molecular cloud cores, Università di Lisbona, 11 luglio 2006, (co-supervisore). 3. Cecilia Pinto, Three-fluid non-ideal magnetohydrodynamics in star formation, Università degli Studi di Firenze, 5 ottobre 2008 (supervisore). 4. Marco Padovani, Physical and chemical properties of prestellar cores, Università degli Studi di Firenze, 1 dicembre 2009 (supervisore). 5. CarlaMariaCoppola, Vibrational distribution function of H 2 and H 2 + Università degli Studi di Bari, 17 febbraio 2010 (co-supervisore). in the primordial Universe, 6. Miguel Moreira, Filamentary dark clouds: structure, kinematics, and star formation, Università di Lisbona, 17 luglio 2012 (co-supervisore). 7. Claudia Toci, Magnetohydrodynamical turbulence in collapsing clouds, Università degli Studi di Firenze, in corso. POSTDOCS 1. Laura Magrini, 1 gennaio 2006 31 luglio 2008, Evoluzione chimica delle galassie. 5

PARTECIPAZIONE A COMMISSIONI UNIVERSITARIE 1. Commissione di Laurea (membro, candidato Elena Bougleux), Università degli Studi di Firenze, 5 luglio 1995. 2. Commissione di Dottorato (membro, candidato Claudia Travaglio), Università di Firenze, 11 dicembre 1999. 3. Commissione di Laurea (membro, candidato Cecilia Pinto), Università degli Studi di Firenze, 5 luglio 2004. 4. Commissione di Laurea (membro, candidato Marco Padovani)Università degli Studi di Firenze, 9 giugno 2006. 5. Commissione di PhD(membro, candidato José Gonçalves), Università di Lisbona, 11 luglio 2006. 6. Commissione di Dottorato (membro, candidato Cecilia Pinto), Università degli Studi di Firenze, 5 ottobre 2008. 7. Commissione di PhD (pre-esaminatore, candidato Veli-Matti Pelkonen), Università di Helsinki, 24 agosto 2009. 8. Commissione di Dottorato (membro, candidato Marco Padovani), Università degli Studi di Firenze, 1 dicembre 2009. 9. Commissione di Habilitation à Diriger des Recherches (rapporteur, candidato Patrick Hennebelle), Ecole Normale Supérieure, Parigi, 17 marzo 2010. 10. Commissione di PhD (presidente di commissione, candidato Felipe de Olivera Alves), Università di Barcellona, 3 marzo 2011. 11. Commissione di Dottorato (membro, candidato Stefano Bovino), Università degli Studi di Roma La Sapienza, 21 dicembre 2011. 12. Commissione di PhD(presidente di commissione, candidato Pau Frau), Università di Barcellona, 12 giugno 2012. 13. Commissione di PhD (membro, candidato Miguel Moreira), Università di Lisbona, 17 luglio 2012. 14. Commissione di Laurea (membro, candidato Claudia Toci), Università degli Studi di Firenze, 8 aprile 2013. 15. Commissione di Laurea (membro, candidato Giovanni Mizzi, Università degli Studi di Bari, 23 aprile 2013. 16. Commissione di PhD (examinateur, candidato Pedro Manzoni Palmeirim), Université Paris Diderot (Paris VII), 29 settembre 2014. 6

PARTECIPAZIONE A COMMISSIONI DI CONCORSO 1. Membro della Commissione di concorso a 1 posto di Ricercatore III livello presso INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri, 17 giugno 2008. COORDINAMENTO DI GRUPPI DI RICERCA 1. Coordinatore di Unità di Ricerca nel Progetto di Ricerca Cofinanziato Gli ultimi stadi dell evoluzione stellare: implicazioni per l evoluzione chimica della Galassia e la cosmologia, P.I. J. Danziger, 1998 2000. 2. Coordinatore di Unità di Ricerca nel Progetto di Ricerca Cofinanziato Nucleosintesi, stadi finali dell evoluzione stellare ed evoluzione chimica delle galassie di tipo avanzato, P.I. J. Danziger, 2000 2002. 3. Coordinatore di Unità di Ricerca nella Marie Curie Action Research Training Network The Formation and Evolution of Young Stellar Clusters, contract number RTN1-1999-00436, P.I. M. McCaughrean, 15 giugno 2000 14 giugno 2003. 4. Coordinatore di Unità di Ricerca nella Marie Curie Action Research Training Network Constellation: the Formation of Stellar Masses, contract number MRTN-CT-2006-035890, P.I. M. Mc- Caughrean, 1 dicembre 2006 30 novembre 2010. 5. Responsabile nazionale del Progetto The formation and evolution of circumstellar disks, Programma Esecutivo di Cooperazione Scientifica e Tecnologica tra la Repubblica Italiana e gli Stati Uniti Messicani, 1 gennaio 2011 31 dicembre 2013. COMITATI SCIENTIFICI 1. SOC di Molecular Hydrogen in the Universe, 4 6 dicembre 1997, Firenze (anche editor degli atti della conferenza). 2. SOC di Chemical Abundances and Mixing in Stars in the Milky Way and its Satellites, 13 17 settembre 2004, Castiglione della Pescaia. 3. SOC di Cosmic Rays and the Interstellar Medium, 26 giugno 1 luglio 2010, Montpellier, Francia. 4. SOC di Data and Models for the Chemistry of the Early Universe, 6 7 febbraio 2012, Firenze. 5. SOC di The low Metallicity Universe, 8 12 ottobre 2012, Göttingen, Germania. 6. SOC di The Lin-Shu Symposium: 50 years of Spiral Density Wave, 24 28 giugno 2013, Pechino, Cina. 7. KIDA expert nel gruppo di sviluppo di KIDA (A KInetic Database for Astrochemistry). 7

ATTIVITÀ DI REFEREE 1. Referee per Starting Grant Application European Commission. 2. Referee per Grant Application University of Western Ontario, Canada. 3. Referee per Grant Application University of Virginia, USA. 4. Referee per Astrophysical Journal, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Astronomy & Astrophysics. 8

DESCRIZIONE DELL ATTIVITÀ DI RICERCA L attività di ricerca qui descritta è dedicata allo studio dell evoluzione dinamica, chimica, e termica della materia interstellare nelle galassie e nell Universo primordiale. La linea di ricerca principale è rivolta allo studio, da un punto di vista teorico, della formazione stellare nella Galassia, e in particolare della dinamica del collasso gravitazionale di nubi molecolari in presenza del campo magnetico interstellare. L evoluzione chimica della materia interstellare nella Galassia e nelle galassie del Gruppo Locale è stata studiata con particolare attenzione ai meccanismi di produzione e distruzione di elementi di interesse cosmologico (da H a Li) ed elementi prodotti da processi di cattura neutronica (da Ba a Eu). Molti di questi argomenti sono stati esaminati in dettaglio in articoli di rassegna pubblicati dal 1993 a oggi (ref. [82], [83], [84], [85]). I processi fisici alla base della formazione stellare sono state analizzati in due articoli di review della serie Protostars and Planets pubblicati nel 1993 e 2007 (referenze [82] e [83]) che hanno rappresentato, negli anni immediatamente successivi alla loro pubblicazione, due studi di riferimento rispettivamente sul collasso gravitazionale e sui dischi circumstellari. Gli sviluppi più recenti riguardo a quest ultimo argomento sono descritti nell articolo di review [85] pubblicato quest anno. La formazione stellare nell Universo primordiale, e in particolare le condizioni fisiche e chimiche dell Universo dopo la ricombinazione, sono state analizzate dapprima in un lavoro su rivista (ref. [15]) che è stato largamente utilizzato in numerosi studi successivi, e, in maniera più ampia e completa, in un recente articolo di rassegna (ref. [84]) pubblicato su Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics. 1. FORMAZIONE STELLARE GALATTICA 1.1 Le condizioni iniziali L attività di ricerca in questo campo è dedicata principalmente allo studio del collasso gravitazionale, ovvero il processo dinamico che trasforma una condensazione (o core prestellare) di una nube molecolare in una stella di pre-sequenza principale, o in un sistema binario/multiplo, o in un ammasso stellare. Lo studio del collasso gravitazionale richiede una conoscenza approfondita delle cosiddette condizioni iniziali della formazione stellare, ovvero le condizioni fisico-chimiche della materia interstellare nelle sue componenti di gas e polveri, precedentemente alla fase di collasso. Dal punto di vista di un fisico teorico, studiare le condizioni iniziali della formazione stellare equivale a studiare le proprietà di un plasma debolmente ionizzato e magnetizzato, caratterizzato da un β dell ordine dell unità e in presenza di una turbolenza magnetoidrodinamica generalmente subsonica e subalfvenica (ref. [43]). In questo tipo di plasmi, il processo diffusivo dominante è rappresentato dalla diffusione ambipolare, seguito dalla diffusione Hall e dalla dissipazione Ohmica, quest ultima importante solo alle densità raggiunte durante il collasso (ref. [36]). È quindi necessario calcolare i coefficienti dissipativi delle equazioni magnetoidrodinamiche (ref. [44]) per le condizioni specifiche dei cores prestellari, costruire un modello per la penetrazione dei raggi cosmici responsabili della ionizzazione (ref. [51]) e del riscaldamento del gas (ref. [68]), e infine studiare la propagazione e lo smorzamento di una sovrapposizione di onde di Alfvén di piccola ampiezza (ref. [67]) come rappresentazione della turbolenza magnetoidrodinamica. Questa modellistica richiede, fra l altro, lo sviluppo di networks astrochimici in grado di fornire la composizione della materia interstellare e la frazione di specie cariche (elettroni, ioni, grani di polvere) in funzione della densità, temperatura e altre carat- 9

teristiche fisiche del gas. In questa direzione si colloca la partecipazione al gruppo di sviluppo del database astrochimico KIDA, KInetic Database for Astrochemistry (ref. [65], [81]). Simultaneamente alla comprensione dei processi elencati sopra, lo studio delle condizioni iniziali richiede lo sviluppo di modelli in grado di descrivere la struttura globale (principalmente i profili di densità e temperatura) di un fluido autogravitante e magnetizzato. A questo scopo sono stati sviluppati modelli di nubi molecolari sostenute dalla pressione del gas e dalla pressione e tensione del campo magnetico interstellare, includendo, attraverso l equazione di stato, l effetto della pressione generata da moti del gas associati ad una sovrapposizione di onde magnetoidrodinamiche (ref. [17]), e l effetto del riscaldamento della polvere dovuto al campo di radiazione interstellare (ref. [26], [28], [29]). È interessante notare in questi modelli l evoluzione dalle geometrie oblate favorite negli anni 90 (ref. [17]) alle geometrie cilindriche (ref. [79], [80]) attualmente considerate più realistiche, dopo che il satellite Herschel ha rivelato la struttura complessa di tipo filamentare delle nubi molecolari. Oltre ad essere utilizzati per la predizione di caratteristiche osservative dei cores prestellari come l emissione infrarossa della polvere (ref. [22]) e la sua polarizzazione (ref. [31], [47]), i modelli magnetostatici di cores prestellari si sono dimostrati importanti da un punto di vista teorico, perché permettono l uso di tecniche perturbative per determinare le condizioni di soglia per l instabilità gravitazionale (ref. [19]) e la frammentazione (ref. [21]). In particolare, in ref. [19] e ref. [21] sono state esaminate le proprietà di stabilità di una classe di configurazioni di equilibrio magnetizzate e ruotanti bidimensionali, denominate dischi isopedici (cioè caratterizzati da un rapporto massa/flusso magnetico spazialmente uniforme) che rappresentano in maniera idealizzata la struttura di un core prestellare appiattito nella direzione del campo magnetico. Un aspetto originale di questi lavori consiste nell aver considerato configurazioni e perturbazioni non assisimmetriche, aprendo la strada allo studio della eventuale presenza di oscillazioni o pulsalzioni non radiali nei cores prestellari, in modo analogo a quanto avviene nel Sole e nelle stelle. Questa possibilità, favorita da varie osservazioni, è stata esplorata in dettaglio in maniera analitica rigorosa in ref. [33]. 1.2 Il collasso gravitazionale Grazie ai avori fondamentali di L. Mestel e L. Spitzer degli anni 50 60, successivamente ripresi e sviluppati negli anni 80 90 da F. Shu e numerosi collaboratori all Università di Berkeley, è stato individuato nel campo magnetico galattico un agente fondamentale nel processo di formazione stellare, in particolare per la sua influenza sulla dinamica del collasso gravitazionale, la frammentazione e la formazione dei dischi circumstellari. In questo filone si inseriscono i modelli semi-analitici 2D di collasso magnetico (ref. [5], [6]), i quali hanno avuto il merito di mettere in evidenza più di altri studi precedenti il ruolo del campo magnetico nella formazione di concentrazioni di densità di forma discoidale di dimensioni pari a qualche migliaio di AU (denominate pseudo dischi ) intorno a protostelle in fase di accrescimento. La natura e le caratteristiche fisiche di queste strutture sono nettamente distinte da quelle dei classici dischi di accrescimento circumstellari. Lo pseudo disco rappresenta un modello plausibile per l interpretazione di osservazioni di strutture estese ed appiattite intorno a stelle giovani, che, nonostante la morfologia, non possono essere interpretate come dischi circumstellari propriamente detti (ovvero in rotazione intorno alla stella centrale). L esistenza di pseudo-dischi è stata confermata da osservazioni a lunghezze d onda millimetriche, da osservazioni polarimetriche nel vicino infrarosso, e, più recentemente, da osservazioni ad alta sensibilità a lunghezze d onda inferiori a 10 µm, dove gli pseudo dischi si rivelano in assorbimento rispetto all emissione di background. Per questo tipo di osservazioni, le referenze [5] e [6] continuano 10

a fornire il quadro fisico-teorico necessario per l interpretazione dei dati, sebbene i codici MHD attualmente disponibili (ref. [74]) permettano oggi una migliore risoluzione spaziale e temporale rispetto ai modelli semi-analitici sviluppati negli anni 90. Grazie all alta risoluzione spaziale raggiunta dall array interferometrico millimetrico ALMA, si presenta oggi per la prima volta la possibilità di discriminare da un punto di vista osservativo le diverse varianti dei modelli di collasso di cores magnetizzati, utilizzando la polarizzazione dell emissione termica della polvere come tracciante del campo magnetico. Lo studio descritto nella ref. [60] rappresenta un primo passo in questa direzione, volto ad offrire una scelta di templates modellistici (già convoluti con la risposta strumentale di ALMA) da confrontare con le future osservazioni polarimetriche. 1.3 La formazione di dischi circumstellari A causa della conservazione del momento angolare durante il collasso e della (piccola) velocità di rotazione del core prestellare, il prodotto del collasso gravitazionale descritto sopra è un sistema stella + disco circumstellare. Sebbene l evidenza osservativa confermi ampiamente questo quadro, la situazione in realtà non è così semplice come potrebbe sembrare, in quanto il momento angolare non si conserva in presenza di un campo magnetico che accoppia il core all ambiente circostante. Lo studio presentato in ref. [35] dimostra in maniera analitica, rigorosa e riproducibile, che la formazione di un disco circumstellare supportato dalla rotazione è impossibile finché il campo magnetico rimane congelato nel gas che partecipa al collasso. Questo risultato, denominato in ref. [35] frenamento magnetico catastrofico, rappresenta a tutt oggi uno dei principali problemi irrisolti della formazione stellare. Essohadatoorigineadunbuonnumerodilavori dapartedidiversi gruppi,volti aindividuare possibili soluzioni e/o alternative in grado di salvare la formazione dei dischi circumstellari. Una delle possibilità maggiormente esplorate è la riduzione dell accoppiamento gas-campo magnetico nelle zone interne del collasso a causa di una ridotta penetrazione dei principali agenti ionizzanti, i raggi cosmici di bassa energia (ref. [74], [77]). Sulla base dei modelli descritti sopra è possibile predire la frazione di flusso magnetico del core prestellare che rimane congelata nel disco di accrescimento intorno alla protostella (ref. [36]). Questa magnetizzazione residua ha conseguenze cruciali per la dinamica e l evoluzione dei dischi circumstellari: (a) fornisce la necessaria viscosità turbolenta attraverso l instabilità magnetorotazionale per spiegare i tassi di accrescimento osservati (ref. [41]), (b) riduce la capacità del disco di lanciare un vento magnetocentrifugo a causa della rotazione sub-kepleriana (ref. [45]), (c) aumenta la stabilità del disco rispetto all instabilità gravitazionale e quindi alla formazione di pianeti giganti (ref. [57]). Queste predizioni teoriche devono essere validate mediante un costante confronto con i dati osservativi, sia mediante misure di polarizzazione nel submillimetrico (ref. [47, 60]), sia grazie a osservazioni nel radio di transizioni molecolari in grado di tracciare la cinematica del gas (ref. [53], [71], [75], [78]). 11

2. FORMAZIONE STELLARE NELL UNIVERSO PRIMORDIALE La formazione della prima generazione di stelle (le cosiddette stelle di Pop III) rappresenta in un certo senso un affascinante caso particolare dei processi descritti in precedenza che caratterizzano la formazione stellare nella nostra e nelle altre Galassie. Le differenze fondamentali con la formazione stellare attuale sono rappresentate dall assenza di metalli e grani di polvere nel gas primordiale, e da un probabile ruolo minore giocato dal campo magnetico cosmologico (ma si veda la ref. [52]) e dalla turbolenza. Da qui la maggiore importanza data ai processi termodinamici del gas primordiale, in particolare ai meccanismi di raffreddamento e alla chimica in fase gassosa in assenza di catalizzatori solidi. L attività di ricerca in quest area è diretta principalmente a definire le condizioni iniziali per la formazione delle prime strutture nel quadro fornito dal modello Λ-CDM e dal modello standard della nucleosintesi cosmologica. In particolare è stata studiata in dettaglio la composizione chimica e l evoluzione termica della materia successivamente all epoca della ricombinazione cosmologica (ref. [10], [14], [15], [84]), includendo anche l effetto del campo magnetico primordiale (ref. [52]). Un ruolo chiave nell evoluzione dell Universo a redshift 10 < z < 1000 è rappresentato dalla formazione di molecole quali H 2 e HD (ref. [15]), e, in misura minore, di molecole quali H + 3, HeH+, LiH e LiH + (ref. [61], [62], [66]). Sebbene prodotte in quantità minima, le molecole primordiali permettono il raffreddamento del gas privo di metalli, influenzandone le proprietà termodinamiche e quindi determinando le caratteristiche del processo di frammentazione e la massa tipica delle prime stelle (o buchi neri, ref. [73]). Allo studio di questi processi è dedicata una serie di lavori originata dalla ref. [15], che dal 1998 a oggi ha rappresentato un riferimento importante per molti studi nel settore, come testimoniato dalle numerose citazioni ricevute. Uno dei meriti principali della ref. [15] è stato quello di aver fornito, oltre ad un minimal network di circa 100 reazioni necessarie per calcolare la formazione e la distruzione (includendo l effetto della radiazione cosmica di fondo) di circa 20 specie atomiche, ioniche e molecolari composte da H, D, He, e Li, anche una semplice ma efficace parametrizzazione della funzione di raffreddamento del gas primordiale che è stata largamente utilizzata in molti codici numerici e simulazioni cosmologiche. Questa linea di ricerca ha portato successivamente allo studio delle distorsioni spaziali e/o spettrali prodotte dalle molecole primordiali nella radiazione cosmica di fondo (ref. [13], [64], [72]), che risultano essere ad un livello poco al di sotto della soglia di sensibilità attualmente raggiungibile degli strumenti a bordo del satellite Planck (ref. [46]), ma potenzialmente osservabili in futuro. La natura interdisciplinare di questa ricerca ha stimolato la nascita di collaborazioni con esperti di spettroscopia di laboratorio (ref. [7]) e di chimica quantistica (ref. [61], [62], [66]) che hanno portato in molti casi ad un accurata determinazione di parametri molecolari e tassi di reazione precedentemente sconosciuti o incerti. L intero corpus di risultati ottenuti in quest area è stato recentemente analizzato in dettaglio in un articolo di review (ref. [84]) pubblicato su Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics. Il confronto tra i risultati raccolti e discussi in questa review e il quadro presentato 15 anni prima nella ref. [15] permette di valutare il rapido sviluppo di quest area di ricerca, non solo per quanto riguarda l accuratezza dei parametri cosmologici fondamentali, ma anche per la progressiva riduzione delle incertezze teoriche e/o sperimentali sulle reazioni chimiche più importanti e sui possibili scenari di formazione delle prime strutture cosmiche. 12

3. EVOLUZIONE CHIMICA DEL GAS INTERSTELLARE NELLE GALASSIE Quest area di ricerca è associata alle due descritte in precedenza, in quanto si è sviluppata a partire dall esigenza (a) di includere nei modelli di evoluzione galattica prescrizioni più realistiche per la formazione stellare (vedi Sez. 1), e (b) di ridurre le incertezze sulle abbondanze primordiali degli elementi leggeri D, 3 He e Li (i cosidetti elementi bariometri, vedi Sez. 2) in modo da vincolare i modelli di nucleosintesi cosmologica. L evoluzione di questi elementi chimici nel gas interstellare è stata calcolata con un codice numerico (ref. [1] e [2]) elaborato continuamente nel corso degli anni fino ad includere anche elementi quali Ba, La, Ce, Pr, Nd, Sm, ed Eu prodotti dai processi di cattura neutronica s e r durante la fase di AGB (ref. [16]), ed elementi quali Li, Be e B prodotti da processi di nucleosintesi stellare (ref. [23]) e di spallazione da parte dei raggi cosmici galattici (ref. [24]). La ref. [16], che costituisce il contributo più significativo a quest ultimo argomento, presenta i risultati ottenuti nella tesi di dottorato di C. Travaglio, insignita nel 2001 del Premio Gratton. Oltre questi modelli di evoluzione chimica galattica tipo deterministico, sono stati elaborati e utilizzati anche modelli di tipo stocastico (ref. [20], [32]), che permettono di analizzare in maniera quantitativa l aspetto interessante ma spesso ignorato della dispersione intrinseca delle abbondanze chimiche misurate per via spettroscopica in stelle di Popolazione II. Recentemente questa modellistica è stata estesa allo studio di campioni di galassie nell Universo locale a basso redshift, al fine di studiare relazioni di scala globali tra le variabili fondamentali dell evoluzione galattica quali il tasso di formazione stellare, la massa stellare e la metallicità (ref. [69], [70]). Da un punto di vista osservativo, è stata testata con successo la possibilità di usare l abbondanza di Be in ammassi globulari (ref. [30], [38]) e stelle di alone (ref. [34], [42], [50]) come indicatore di età, e l abbondanza di Ba in ammassi aperti per vincolare le caratteristiche fisiche del processo s di nucleosintesi stellare (ref. [49], [56]). Un risultato interessante in questo ambito è stato la determinazione dell evoluzione temporale dei gradienti radiali di metallicità nella Galassia (ref. [48]) in M33 (ref. [40], [54]), e M81 (ref. [55]) ottenuta analizzando la distribuzione di metallicità di popolazioni stellari formate ad epoche diverse. Per quanto riguarda gli elementi di interesse cosmologico, gli studi in quest area hanno evidenziato da una parte un ottimo accordo tra modelli e osservazioni per quanto riguarda l abbondanza di D (ref. [9] e [10]), e dall altra la scarsa comprensione dei meccanismi che regolano l abbondanza di 3 He (ref. [8] e [9]), il cui valore attuale secondo le previsioni dei modelli standard risulta essere superiore a quello misurato per un fattore 10 50. Dopo questi studi, il termine problema dell 3 He per indicare la discrepanza tra modelli e osservazioni è entrato nell uso corrente nella letteratura sull argomento. La ricerca di una possibile soluzione al problema dell 3 He ha condotto ad un analisi dei possibili meccanismi che possono alterare l abbondanza di 3 He e altri isotopi, come 13 C, durante l evoluzione di post-sequenza principale di stelle di massa solare. È stato esaminato dapprima l effetto di una possibile risonanza nella sezione d urto nucleare della reazione 3 He( 3 He, 2p) 4 He (ref. [8]), e, in seguito, la possibile esistenza di un meccanismo di rimescolamento nella regione radiativa di stelle di piccola massa non previsto dalle teorie evolutive standard (ref. [11]). Quest ultima ipotesi è stata confermata da osservazioni a lunghezze d onda millimetriche (effettuate con il radiotelescopio IRAM 30-m, ref. [18]) e ultraviolette (ottenute utilizzando lo spettroscopio STIS a bordo dello Hubble Space Telescope, ref. [25]). 13

In fede, Daniele Galli Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Firenze, 18 maggio 2015 14