L'instabilità di Coppia Durante l'Evoluzione delle Stelle Molto Massicce: Meccanismo Fisico e Scenari Evolutivi

This thesis focuses on the physical mechanism and evolutionary effects of the Pair Instability, which manifests during the evolution of massive and very massive stars (Very Massive Stars, VMS). Examining the evolution of these stars, the physical conditions leading to the dynamic instability caused by the creation of particle-antiparticle pairs in the stellar core are studied in detail. This mechanism gives rise to the term "Pair Instability." Two potential evolutionary scenarios due to pair instability, which can occur during the final stages of these stars' evolution, are explored: the Pulsational Pair Instability Supernova (PPISN) and the Pair Instability Supernova (PISN). PPISNe are distinguished by pulsations of moderate energy, leading to the ejection of mass layers ,leaving the core intact until its eventual collapse. In contrast, PISNe are characterized by a single, highly violent pulsation that completely destroys the star, preventing the formation of any compact object, such as black holes. The absence of compact remnant formation following a PISN gives rise to a gap in the theoretical spectrum of stellar black hole masses. The robustness of the boundaries of this gap is examined in detail, considering variations in parameters such as metallicity, stellar winds, the rate of specific nuclear reactions (e.g.12C(α,γ)O16), the presence of a hydrogen envelope, and convective mixing. The final chapter discusses the tension between the mass gap predicted by theory and the most recent observations made by the LIGO and Virgo detectors, with particular focus on the black hole merger event GW190521. This divergency between theory and observations has led to the development of new ideas and hypotheses regarding the formation of stellar-mass black holes.

La tesi si focalizza sul meccanismo fisico e sugli effetti evolutivi della Pair Instability (PI), che si manifesta durante l'evoluzione delle stelle molto massicce (Very Massive Stars,VMS). Analizzando l'evoluzione di queste stelle, vengono approfondite le condizioni fisiche che comportano l'instabilità dinamica causata dalla creazione di coppie di particelle e antiparticelle nel core stellare. Da questo meccanismo ha origine il termine ``Instabilità di coppia''. Si esaminano due scenari evolutivi dovuti all'instabilità di coppia che possono verificarsi nelle fasi finali dell'evoluzione di queste stelle: la Pair Instability Supernova (PISN) e la Pulsational Pair Instability Supernova (PPISN). Nelle PISNe, l'instabilità dinamica causa un collasso con brusco aumento di temperatura, seguito da una esplosione termonucleare in grado di disintegrare la stella. Di conseguenza, questo impedisce la formazione di qualsiasi oggetto compatto, come ad esempio i buchi neri. Al contrario, nelle PPISNe il rilascio di energia è insufficiente a disintegrare la stella, ma provoca l'espulsione massa dagli strati stellari esterni. Il core rimane così intatto e la stella si riporta all'equilibrio termico, ma può andare incontro ad instabilità di coppia nuovamente, con ripetute ``pulsazioni'' ed espulsioni di massa. L'evoluzione convergerà a quella tipica di una stella massiccia, terminando con una Core-Collapse Supernova (CCSN). La mancata formazione di oggetti compatti a seguito di una PISN dà origine a un gap nello spettro teorico delle masse dei buchi neri stellari. Sulla base di recenti studi, in questa tesi si esamina la dipendenza dei limiti di tale gap al variare di diversi parametri come la metallicità, l'efficienza della perdita di massa per venti stellari, il tasso di alcune reazioni nucleari, e.g. $^{12}$C($\alpha$, $\gamma$)O$^{16}$, la presenza di un inviluppo di idrogeno e l'efficienza del mescolamento convettivo. Nel capitolo finale si discute la discrepanza tra il “PI mass-gap'' previsto dalla teoria e le recenti osservazioni effettuate dai rilevatori LIGO e Virgo, con particolare attenzione all'evento GW190521 associato alla fusione di due buchi neri. Questo disaccordo tra teoria e osservazioni porta allo sviluppo di nuove idee ed ipotesi sulla formazione di buchi neri di massa stellare.