Detailed chemical abundances of neutron-capture elements - from 523 local giant stars

Abstract

Purpose: The purpose of this work is to determine the abundances of neutron-capture elements in solar neighborhood giant stars. This enables constraints to be put on the the cosmic origin of these elements. I have determined abundances of elements produced in both the weak s-process (Cu), the first and second s-process peaks (Y, Zr and La, Ce, Pr, Nd, respectively) and the r-process (Eu, Gd). The weak s-process is predicted to take place in the interior of massive stars, whereas the main s-process takes place in low-mass AGB stars. There are still several possibilities for production sites of the r-process. Comparing the abundances of these elements for a range of stellar metallicities can increase the understanding of their production
sites and give clues to the evolution of the Galaxy.

Method: The stellar sample consists of 523 giant stars in the local disk, all observed with the optical high-resolution spectrograph FIES at the Nordic Optical Telescope, on La Palma. The abundance determination is done by synthesising line profiles and comparing them to observed data. The use of giant stars in this work prepares for further and deeper probing of the Galaxy and its components. In addition, I can minimise the possible systematic uncertainties that comes with analysing giant stars. The stellar sample is divided into separate stellar populations, primarily based on chemistry and secondarily on kinematics.

Results: The abundances determined are of high accuracy and compare well with previous
work done on dwarf stars. This high quality allows outliers in the data to be found in addition to tracing the disk populations. In general I find that the thin disk is enriched in s-process-dominated elements, whilst the thick disk is enriched in r-process-dominated elements. The time delay of AGB stars becomes very clear in my results as well as allowing for detailed investigation of the first and second s-process peaks. I also note that the r-process-dominated elements have similar features as that of α-elements.

Conclusions: With careful spectral analysis, detailed abundance determination of giant stars is possible, allowing measurements of distant stars at high resolution to be made. This is important for constraining models of the Galactic evolution and permits accurate abundance determinations of the neutron-capture elements.

Popular Abstract (Swedish)

Grundämnena, som bygger upp komplexa molekyler som vårt DNA, är samma material som
stjärnor består av. Faktum är att vi människor består till 93 % av så kallat sjärnstoft, eller sjärndamm. De simplaste ämnena, väte och helium, skapades i Big Bang, för ungefär 13,7 miljarder år sedan. De resterande 90 ämnena i periodiska systemet bildas i olika typer av stjärnor och i detta arbete har jag tagit fram fler ledtrådar till var, och hur, några av de tyngsta grundämnena skapas.

Precis som människor finns det stjärnor som är unga, gamla, lite mindre och lite större. Inuti stjärnor pågår fusion, sammanslagning av grundämnen till tyngre sådana, vilket frigör den energi som ger uppehov till stjärnors sken. Denna process pågår tills dess att fusion inte längre kan frigöra mer energi, vilket sker när hela stjärnans kärna består av renaste järn. När energi slutar att flöda ut ur stjärnan, börjar materia istället flöda inåt mot stjärnans mitt. Slutligen blir kärnan så pass massiv att atomerna inte kan hålla emot det gravitationella trycket vilket leder till en kollaps. Kollapsen resulterar i en explosion (en så kallad supernova) som lämnar efter sig ett svart hål, eller den lite mindre massiva varianten, en neutronstjärna.

Stjärnans massa avgör dess livsöde. Desto mer massa, desto snabbare går hela utvecklingsprocessen. Mer massa innebär också högre temperatur – som att en varmare ugn skulle bränna upp din mat snabbare än en svalare. Med snabbare talar vi om miljoner år, till skillnad från de mindre och lättare stjärnorna, så som solen, som kan brinna i miljarder år. De mest massiva stjärnorna väger som 100 solar. De mindre stjärnorna (mindre än 10 solmassor), med lägre temperaturer, fusionerar endast upp till grundämnen som kol och syre innan de långsamt tynar bort till vita dvärgar.

Hur bildas de resterande två tredjedelar av grundämnderna, de som är tyngre än järn? Själva produktionen sker genom att neutroner tränger in i atomkärnan vilket skapar tyngre isotoper som sönderfaller till tyngre grundämnen. Beroende på mängden neutroner kan olika grundämnen skapas. Vi kallar dessa ämnen för neutroninfångarämnen, vilket är ämnerna som jag undersökt i detta arbete.

Ungefär hälften av grundämnerna tynge än järn i det periodiska systemet skapas under slutsprocessen hos de lättare stjärnorna, innan de blir vita dvärgar. Under några miljoner år sväller dessa stjärnor och blir jättestjärnor. I detta stadie finns neutroner tillgängliga i stjärnans inre, vilket skapar neutroninfångarämnen.
Dock har denna neutronmängd visat sig inte vara tillräcklig för att skapa de allra tyngsta grundämnderna. Här är vi astronomer faktiskt inte riktigt säkra på vilken mekanism i universum som kan förklara förekommsten av ämnena, men den extremt höga tillgängligheten av neutroner som krävs begränsar möjliga produktionsplatser till explosiva miljöer, så som supernovor eller krockar mellan neutronstjärnor.

Genom att försöka svara på frågorna kring grundämnenas uppkomst kan astronomer även få
ledtrådar i pusslet för att förstå hur vår galax, Vintergatan, har skapats. Vintergatan består av flera hundra miljarder stjärnor, där de flesta stjärnor finns i galaxens skiva. Halterna av ämnen bildade genom neutroninfångning i både gamla och unga stjärnor i Vintergatans skiva ger oss en bättre uppfattning om hur den såg ut när dessa stjärnor skapades. Detta låter oss tyda vilka processer som krävs och hur Vintergatan har utvecklats med tiden. Frågor som "Fanns det många tunga ämnen redan i ett tidigt stadie av galaxens utveckling?" och "Har något tillkommit eller förändrats i Galaxen som resulterat i en högre produktion av grundämnen?" har jag undersökt genom att samla in spektroskopisk data, alltså ljus, från stjärnor som är närliggande vår egna sol i galaxskivan. Ljuset är som ett fingeravtryck som avslöjar vilka ämnen stjärnan innehåller, där jättestjärnor har visat sig bevara sin initialla halt av grundämnen bäst i sin atmosfär.

Jättestjärnor är väldigt ljusstarka vilket innebär att de kan observeras på långt avstånd, något som är fördelaktigt när större delar av galaxen, så som dess mittersta, eller yttersta, delar ska utforskas. Då analysen av jättestjärnors fingeravtryck är komplex har den största delen av detta arbete ägnats åt att noggrannt överkomma dessa svårigheter och utveckla en fungerande metod som kan användas för framtida forskning inom samma fält.

Jag analyserar nio stycken ämnen bildade genom neutroninfångning i mitt arbete, ämnen
som återfinns här på jorden och i våra kroppar. Denna uppsats är en djupdykning i Galaxens historia och bekräftar ännu en gång att vi alla faktiskt är stjärdamm.

• author: Forsberg, Rebecca
• supervisor: Henrik Jönsson
• organization: Lund Observatory - Undergoing reorganization
• course: ASTM31 20191
• year: 2019
• type: H2 - Master's Degree (Two Years)
• subject: Physics and Astronomy
• keywords: The Milky Way galaxy, Abundances, High-resolution spectroscopy, Neutron-capture elements
• publication/series: Lund Observatory Examensarbeten
• report number: 2019-EXA147
• language: English
• id: 8978303
• date added to LUP: 2019-06-04 11:31:35
• date last changed: 2019-06-04 11:31:35