La composizione chimica degli ammassi aperti molto giovani

Open clusters (OCs) are excellent tracers of the chemical properties and their evolution of the Galactic disc. These systems represent the concept of single stellar population well, that is, a group of coeval, (initially) chemically homogeneous stars. They cover a wide range in metallicity and age; crucially they are almost ubiquitous in the Galactic disc. Therefore, OCs allow us to investigate several aspects, such as e.g., stellar evolution and nucleosynthesis models, galactic chemical evolution, gradients, migration processes, and star-planet connections. However, at variance with intermediate-age and old OCs, for which a significant number of studies is now available, clusters younger than the Hyades (~600 Myr) have been mostly overlooked in terms of their chemical composition (with few exceptions). Previous investigations seem to indicate an anomalous behaviour of the youngest systems (open clusters, associations, and moving groups), and three main observational issues have been identified. (i) There is a lack of super-solar composition systems in the solar neighbourhood, at odds with predictions of the Galactic evolution models. (ii) Young and relatively cool (temperatures lower than 5400 K) stars exhibit over-abundance of different atomic species, derived either from ionised and/or from high-excitation potential lines. Finally, (iii) we detected the (in-)famous barium (Ba) puzzle: extreme, unexpectedly high Ba enhancements are found at young ages, with values up to +0.7 dex at 30 Myr. Regarding the behaviour of the other s-process elements like yttrium (Y), zirconium (Zr), lanthanum (La), and cerium (Ce), there is general disagreement in the literature. Several authors claim that they follow the same trend as Ba, while others find solar abundances at all ages. Lately, different studies agree that stellar activity (stronger at young ages than for OCs older than 600 Myr) can alter the formation of moderate and strong spectral lines (and/or it can influence the structure of the stellar atmosphere). As a consequence, lines forming in the upper layers of the photosphere are systematically stronger in young stars than in old ones (assuming the stars to have similar fundamental parameters). Our working hypothesis is that the local anaemia, the over-abundance of ionised atoms, and the Ba puzzle could be due to limitations of the standard abundance analysis when applied to young, active stars. The goal of my Thesis is to expand our understanding of this topic from an observational point of view. During the 3 years of my Ph.D., I have analysed high-resolution, high S/N spectra of solar-type stars observed by the Gaia-ESO survey and by the Global Architecture of Planetary Systems -GAPS- consortium and belonging to several young stellar systems (open clusters, moving groups and associations). My investigation points to the need to revising the spectroscopic techniques when applied to very young stars. While waiting for a theoretical explanation, we can overcome these issues by adopting new approaches or with strategic choices of the spectral lines to use. In particular, I developed a new spectroscopic method that is based mostly on the use of Ti lines: with this, the Galactic metallicity distribution in the solar surroundings is restored and we don't have to call for complex, ad hoc explanations. The correlation of the stellar parameter with activity is also explored, as well as the dependency of over-abundances. Finally, the Ba puzzle seems to be far more complex than we expected. Both form a spectral and a nucleosynthesis point of view, a solution is still missing. This Thesis deals with the spectroscopic issues of the abundance analysis of very young stars.

Gli ammassi aperti (OC) sono eccellenti traccianti delle proprietà chimiche e della loro evoluzione del disco Galattico. Questi sistemi rappresentano bene il concetto di popolazione stellare singola, cioè un gruppo di stelle coeve, (inizialmente) chimicamente omogenee. Essi coprono un'ampia gamma di metallicità e di età; soprattutto sono quasi onnipresenti nel disco Galattico. Pertanto, gli OC ci permettono di indagare diversi aspetti, come ad esempio l'evoluzione stellare e i modelli di nucleosintesi, l'evoluzione chimica galattica, i gradienti, i processi di migrazione e le connessioni stella-pianeta. Tuttavia, in contrasto con gli ammassi aperti di età intermedia e vecchia, per i quali è ora disponibile un numero significativo di studi, gli ammassi più giovani delle Iadi (~600 Myr) sono stati per lo più trascurati in termini di composizione chimica (con poche eccezioni). Le indagini precedenti sembrano indicare un comportamento anomalo dei sistemi più giovani (ammassi aperti, associazioni e gruppi), e sono stati identificati tre principali problemi osservativi. (i) C'è una mancanza di sistemi di metallicità super-solare nel vicinato solare, in contrasto con le previsioni dei modelli di evoluzione Galattica. (ii) Le stelle giovani e relativamente fredde (sotto 5400 K) mostrano una sovrabbondanza di diverse specie atomiche, derivate da righe spettrali di ionizzate e/o ad alta eccitazione. Infine, (iii) abbiamo rilevato il (in-)famoso puzzle del bario (Ba): estremi, inaspettatamente alti potenziamenti di Ba si trovano a giovani età, con valori fino a +0.7 dex a 30 Myr. Per quanto riguarda il comportamento degli altri elementi del processo s come ittrio (Y), zirconio (Zr), lantanio (La) e cerio (Ce), c'è un disaccordo generale in letteratura. Diversi autori sostengono che seguono la stessa tendenza del Ba, mentre altri trovano abbondanze solari a tutte le età. Ultimamente, diversi studi concordano sul fatto che l'attività stellare (più forte nelle giovani età che per gli OC più vecchi di 600 Myr) può alterare la formazione di righe spettrali moderate e forti (e/o può influenzare la struttura dell'atmosfera stellare). Di conseguenza, le righe che si formano negli strati superiori della fotosfera sono sistematicamente più forti nelle stelle giovani che in quelle vecchie (assumendo che le stelle abbiano parametri fondamentali simili). La nostra ipotesi di lavoro è che l'anemia locale, la sovrabbondanza di atomi ionizzati e l'enigma del Ba potrebbero essere dovuti alle limitazioni dell'analisi di abbondanza standard quando applicata a stelle giovani e attive. L'obiettivo della mia Tesi è di espandere la nostra comprensione di questo argomento da un punto di vista osservativo. Durante i 3 anni del mio dottorato, ho analizzato spettri ad alta risoluzione e alto S/N di stelle di tipo solare osservate dalla Gaia-ESO survey e dal consorzio Global Architecture of Planetary Systems -GAPS- e appartenenti a diversi sistemi stellari giovani (ammassi aperti, gruppi e associazioni). La mia indagine indica la necessità di rivedere le tecniche spettroscopiche applicate alle stelle molto giovani. In attesa di una spiegazione teorica, possiamo superare questi problemi adottando nuovi approcci o con scelte strategiche delle righe spettrali da utilizzare. Ho sviluppato un nuovo metodo spettroscopico che si basa principalmente sull'uso di righe del Ti: con questo, la distribuzione della metallicità galattica nell'ambiente solare viene ripristinata e non dobbiamo ricorrere a complesse spiegazioni ad hoc. Viene anche esplorata la correlazione del parametro stellare con l'attività, così come la dipendenza delle sovrabbondanze. Infine, il puzzle del Ba sembra essere molto più complesso di quanto ci aspettassimo. Sia da un punto di vista spettrale che di nucleosintesi, manca ancora una soluzione. Questa Tesi si occupa delle questioni spettroscopiche dell'analisi dell'abbondanza di stelle molto giovani.