Understanding the astrophysical origin of silver, palladium and other neutron-capture elements [Elektronische Ressource] / vorgelegt von Camilla Juul Hansen

Camilla Juul Hansen

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• Physik

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• Publié par: ludwig-maximilians-universitat_munchen
• Publié le: 01 janvier 2010
• Nombre de lectures: 8
• Langue: English
• Poids de l'ouvrage: 3 Mo

Extrait

Understanding the astrophysical origin
of silver, palladium and other
neutron-capture elements
Camilla Juul Hansen
Mu¨nchen 2010Understanding the astrophysical origin
of silver, palladium and other
neutron-capture elements
Camilla Juul Hansen
Dissertation
an der Fakult¨at fu¨r Physik
der Ludwig–Maximilians–Universit¨at
Mu¨nchen
vorgelegt von
Camilla Juul Hansen
aus Lillehammer, Norwegen
Mu¨nchen, den 20/12/2010Erstgutachter: Achim Weiss
Zweitgutachter: Joseph Mohr
Tag der mu¨ndlichen Pru¨fung: 22 M¨arz 2011Contents
1 Introduction 1
1.1 Evolution of the formation processes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.2 Neutron-capture processes: The historical perspective . . . . . . . . . . . . 5
1.3 Features and description of the neutron-capture processes . . . . . . . . . . 7
1.4 What is known from observations? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
1.5 Why study palladium and silver? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
1.6 A bigger picture . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
2 Data - Sample and Data Reduction 19
2.1 Composition of the sample . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
2.1.1 Sample biases . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
2.2 Data reduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
2.2.1 From raw to reduced spectra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
2.2.2 IRAF versus UVES pipeline . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
2.3 Merging . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
2.3.1 Radial velocity shift . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
3 Stellar Parameters 29
3.1 Methods for determining stellar parameters . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
3.2 Temperature . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
3.2.1 Comparing temperature scales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
3.3 Gravity . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
3.4 Metallicity . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
3.5 Microturbulence velocity, ξ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
3.6 Error estimation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
4 Abundance Analysis 43
4.1 The tools: MOOG and MARCS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
4.2 Stellar atmospheres and terminology . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
4.3 Compiling a line list . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
4.4 Calibrating the line list . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
4.4.1 Determining abundances . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
4.4.2 How Abundances and Stellar Parameters relate . . . . . . . . . . . 58vi Zusammenfassung
4.5 Error propagation for the abundances . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
4.6 From colour to abundances – a recipe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
5 Results 67
5.1 Abundances . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
5.2 Abundance trends . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
5.3 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86
5.4 Summary . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89
6 The r-process site 95
6.1 Comparison to supernova wind model predictions . . . . . . . . . . . . . . 95
6.2 Comparing to low mass SN yield predictions . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
6.3 Summary . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110
7 Discussion and Conclusion 113
7.1 Future . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117
Acknowledgements 120
A Appendix 123Zusammenfassung vii
Zusammenfassung
HauptinhaltderArbeitistdieUntersuchungvonschwerstenElementenimKosmos. Beson-
ders ihr Ursprung ist von großem Interesse. Elemente, die schwerer als Eisen sind, entste-
hen in der Regel bei so genannten Neutroneneinfang-Prozessen, die bis heute noch nicht
vollst¨andig erforscht sind. Trotzdem wurden in den letzten Jahren große Fortschritte
im Verst¨andnis dieser Prozesse erzielt. Vor allem die Fragen nach dem Entstehungsort
und Produktionsablauf schwerer Elemente stehen im Vordergrund dieser Forschungen.
Abh¨angigvonderNeutronendichteinihrerUmgebunglassensichNeutroneneinfangprozesse
inzwei Arten unterteilen. Ist diese Dichte hoch, kannderProzess dementsprechend schnell
ablaufen und man spricht von einem r-Prozess (aus dem engl. rapid). Das Gegenstu¨ck
stellt der s-Prozess dar (engl. slow), der wiederum in zwei Unterprozesse aufgeteilt werden
kann. Im”Hauptprozess” werden schwere Isotope(wie z.B.Barium; 90≤A≤209)gebildet,
w¨ahrend der ”schwache Prozess” die leichteren Isotope (z. B. Strontium; 56≤A≤90) pro-
duziert. Diese s-Prozesse laufen haupts¨achlich in Sternen ab, die sich im Hertzsprung-
Russell Diagramm auf dem Asymptotischen Riesenast befinden. Durch die detaillierte
Untersuchung der Elemente Pd und Ag in der vorliegende Arbeit finden sich auch fu¨r den
r-Prozess Hinweise auf zwei Unterprozesse. Im Gegensatz zu leichteren Elementen wie
Sauerstoff oder Magnesium waren Silber und Palladium vorher kaum untersucht worden,
und stellten daher neben vielen anderen schweren Elementen nach wie vor weiße Flecken
im Periodensystem dar. Diese Arbeit versucht nun erstmals ein paar dieser Fragen zu
beantworten und das Verst¨andnis des r-Prozesses zu verbessern. Um detaillierte Informa-
tionen der Elementh¨aufigkeiten in Sternen der Elemente Silber und Palladium zu erhalten,
wurden hochaufgel¨oste Spektren mit hohem Signal-zu-Rauschverh¨altniss fu¨r Sterne in ver-
schiedenen Entwicklungsstadien gewonnen. DieSpektren, aufgenommen mit UVES, einem
Echelle Spektrograf im ultravioletten und sichtbaren Wellenl¨angenbereich, sowie mit dem
hochaufl¨osendem Echelle Spektrograf HIRES, wurden sorgfa¨ltig reduziert, so dass die stel-
laren Parameter und die Elementh¨aufigkeiten mit großer Genauigkeit bestimmt werden
konnten. Dies geschah durch Anwendung von 1D Modelatmospha¨ren in Verbindung mit
synthetischen Spektren unter der Annahme lokalen thermodynamischen Gleichgewichts.
Vergleicht man nun beide Elemente, kann man aus ihrem Verh¨altnis zueinander Schlu¨sse
u¨ber ihre Entstehungsprozesse ziehen. Sind die Elemente miteinander korreliert, so be-
deutet dies, dass sie aus dem gleichen Prozess hervorgehen. Eine Antikorrelation hingegen
deutet auf verschiedene Entstehungsprozesse der beiden Elemente hin. Mit diesen Infor-
mationenistesm¨oglich, dieBildungsprozesse allerElemente vonInteresse (Strontium(Sr),
Yttrium (Y), Zirconium (Zr), Palladium (Pd), Silber (Ag), Barium (Ba) and Europium
(Eu)) zu analysieren. Der Vergleich der H¨aufigkeiten mittels Vorhersagen von nukleosyn-
thetischen Modellen erlaubt es, die Vielzahl m¨oglicher Entstehungsorte dieser Elemente
einzud¨ammen und zu verstehen. Die Modelle beschr¨anken sich auf zwei vorgeschlagene
Szenarien: starke Winde nach Supernova Typ II Explosionen und massearme (schwache)
Kernkollaps-Supernovae. Durch Untersuchung von Sternen mit nur einem Promille des
Eisenanteils der Sonne bis hin zu den Sternen, deren Eisenvorkommen dem der Sonne sehr
¨ahnlich ist, konnte die Entwicklung der schweren Elemente gut verfolgt werden. W¨ahrendviii Zusammenfassung
der Analyse dieser unterschiedlichen Sterne wurden vier verschiedene Neutroneneinfang-
prozesse identifiziert. Des Weiteren wurde nachgewiesen, dass ein zweiter schwacher r-
Prozess ben¨otigt wird, um die Menge an beobachtetem Ag und Pd zu erkl¨aren. Dennoch
mu¨ssen noch weitere metallarme Sterne untersucht werden, um diese Aussage zu festigen
und sie auf die fru¨hen Entwicklungsphasen der Milchstrße ausweiten zu k¨onnen. Der Ver-
gleich der Elementh¨aufigkeiten mit den Vorhersagen von Modellen hat außerdem gezeigt,
dass entweder die astrophysikalischen Objekten z.B. sehr verschiedene Entropien haben
mu¨ssen, oder dass zwei verschiedene Entstehungsorte fu¨r schwere Elemente existieren.Zusammenfassung ix
Abstract
Understanding the creation of the heaviest elements is the focus of this work. Elements
heavier than iron are produced by the yet not fully understood neutron-capture processes.
However, in recent years significant progress in understanding how and where these pro-
cesses take place has been achieved. The neutron-capture processes are comprised of
two different mechanisms, namely the slow and rapid neutron-capture process (the s- and
r-process, respectively) which reflect both the duration and the neutron density of the
processes. The s-process is subdivided into two channels, a main and a weak process,
each responsible for creating heavy (90≤A≤209) and light (56≤A≤90) isotopes respec-
tively (Heil et al. 2009). They are tied to asymptotic and red giant branch stars. For the
r-process, there exists some observational proof of such a branching into main and weak
processes. Detailed abundance analysis of elements like silver and palladium confirmed
this. Until now these elements have not b