Supernovor bidrar med anrikningen

Supernovor bidrar med anrikningen En stjärnas ”liv” och öde är helt beroende på dess ursprungliga massa. En stjärna med liten massa M ≤ 2Msol, där Msol är solmassan, lever ett långt och stillsamt liv för att i slutändan dra ihop sig till en så kallad vit dvärg, medan en stjärna med stor massa M ≥ 10Msol troligtvis avslutar sitt liv i en explosion kallad supernova. När stjärnan exploderar som en supernova slungas stjärnans yttre gaslager ut i rymden och supernovan bidrar därmed till anrikningen av ISM med tyngre grundämnen som skapats i stjärnans inre under dess livstid. Stjärnor med massor 2 Msol ≤ M ≤ 10 Msol slungar ut sitt material genom bl.a. stjärnvindar och så småningom slutar de sina liv stillsamt som vita dvärgar. De finns olika typer av supernovor och de olika supernovorna bidrar med olika grundämnen. De som anses vara viktiga för detta arbete är supernovor av typ Ia och typ II. Supernova Ia anses härstamma från ett binärt stjärnsystem där minst en av de två komponenterna är en vit dvärg, och i detta system sker massöverföring mellan de två stjärnorna så att den vita dvärgen så småningom överstiger en kritisk massgräns kallad Chandrasekhar- gränsen och exploderar. Livstiden för dessa ligger mellan ~ 0.6 och ~ 15 miljarder och de ämnen som produceras av supernovor Ia är bl.a. Fe, Cr, Ca och Ni. Supernova typ II är massiva stjärnor vari fusionen i kärnan upphör och stjärnan kan därmed inte hålla emot sin egen gravitation och drar därför ihop sig. Resultatet av denna hopdragning blir att de yttre gaslagren faller in mot stjärnans kompakta kärna och ``studsar'' mot den så att materian slungas ut. Supernovor av typ II har betydligt kortare livslängd än typ Ia, 106 - 107 år, och därför kommer ISM att anrikas tidigare av typ II än av typ I, d.v.s att ämnena som härstammar ur typ II kommer att finnas i större mängd hos äldre stjärnor. Man vet t.ex. att de så kallade α ämnena, speciellt syre produceras vid supernovor av typ II men även andra ämnen som t.ex. Fe har sitt ursprung i supernovor av typ II. Detta arbete har för avsikt att bestämma halterna av kobolt (Co) och mangan (Mn) hos 72 F och G dvärgar, som har en stor sannolikhet att tillhöra antingen tunna eller tjocka disken, och ur detta försöka avgöra under vilka omständigheter dessa grundämnen produceras. Observerade spektran har anpassats till syntetiska spektran där hänsyn tagits till olika breddningsmekanismer såsom rotationsbreddning,

instrumentbreddning samt breddningar orsakade av mikro- och makro- turbulens i stjärnans atmosfär. Resultatet i denna studie visar att Co produceras både i Supernova Ia och supernova II, medan ursprunget för Mn är mer osäkert. Att Co produceras både i supernova typ Ia och typ II kan man se i ett [Co/Ca] vs. [Ca/H] diagram där värdet för [Co/Ca] är konstant, och eftersom det är känt att α ämnet Ca produceras i båda typer av supernovor är denna tolkningen den mest troliga tolkningen. För Mn krävs djupare undersökning, men i studien föreslås att Mn antingen produceras i supernovor av typ Ia, eller att Mn produceras i supernovor av typ II där mängden Mn är beroende av metalliciteten hos stjärnorna.

Sammanfattning I Big Bang för ca 13 miljarder år sedan skapades de lättaste grundämnena såsom H, He och en liten mängd Li. De första stjärnorna bestod därför endast av lätta grundämnen, men fusion av lätta grundämnen till tyngre i stjärnors inre bidrog till att det interstellära mediet (ISM) anrikades med allt tyngre ämnen (metaller) under tidens gång genom bl.a. stjärnvindar och supernovor. Denna anrikning medförde i sin tur att nästföljande generation stjärnor kom att födas med en något högre metallhalt än den föregående. Det är då naturligt att tänka sig en relation mellan metallhalten hos en stjärna och dess ålder, där de äldsta stjärnorna har en lägre metallhalt än de yngsta stjärnorna. En sådan relation är till dagens datum ej fastställd med säkerhet även om det forskas mycket kring ämnet. Vintergatan består av fyra urskiljbara komponenter som är halon, centrala ansvällningen, tunna och tjocka disken. I halon rör sig de metallfattiga och gamla stjärnorna slumpmässigt kring Vintergatans centrum. De har ofta excentriska banor och likt kometer befinner de sig för det mesta långt bort från Vintergatans centrum, men när de väl befinner sig i solens närhet kan de identifieras som höghastighetsstjärnor. Den centrala ansvällningen består även den av gamla och metallfattiga stjärnor, men till skillnad från halon så roterar den centrala ansvällningen. Det finns även indikationer på att det existerar mer än en typ av stjärnpopulation i den centrala ansvällningen.

I den tunna disken pågår det än idag stjärnbildning och därmed hittar man unga och metallrika stjärnor i den tunna disken. Stjärnorna i den tunna disken skiljer sig från de i halon och centrala ansvällningen i att de inte har en slumpartad rörelse kring Vintergatans centrum utan rör sig i en disk med en skalhöjd på ~ 300pc1. Den tjocka disken består av något äldre stjärnor som är mer metallfattiga än de i den tunna disken. Skalhöjden för tjocka disken är omdiskuterad men värden mellan ~ 640 och ~ 500pc har föreslagits.

Författare: Magnus Fohlman Handledare: Sofia Feltzing Examensarbete 20 poäng Institutionen för astronomi Lunds universitet, oktober 2005 1

Skalhöjden är det avståndet man måste röra sig vinkelrätt i förhållande till disken för att densiteten skall minska med en faktor e.

Abstract I present Co and Mn abundances for 72 F- and G dwarfs in the solar neighbourhood with metallicities in the range -1 ≤ [Fe/H] ≤ 0.5. The stars are selected purely on kinematical criteria so that they have a high probability of belonging either to the thin or thick galactic disk. The sample contains 21 thick disk stars and 52 thin disk stars and an integrated solar spectrum is also included in the sample. The spectra have a S/N ratio of ~ 150 and a resolving power of R ~ 48000. Six additional stars have S/N ~ 250 and R ~ 80000. The abundances were determined from three Co and four Mn lines by synthesizing each line separately. The abundance trends of Co show that Co most probable is produced both by supernovae Ia and supernovae II while the trends for Mn is more uncertain showing signs of production in supernovae Ia or that the yield of supernovae II is metallicity dependent. The tight abundance trends indicate that internal errors are small.

Author: Magnus Fohlman Supervisor: Sofia Feltzing Master`s thesis 20 credits Lund Observatory Lund University, October 2005