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
