Please use this identifier to cite or link to this item: http://hdl.handle.net/10077/11562
Title: CHEMICAL EVOLUTION OF NEUTRON CAPTURE ELEMENTS IN OUR GALAXY AND IN THE DWARFS SPHEROIDAL GALAXIES OF THE LOCAL GROUP
Authors: CESCUTTI, GABRIELE
Issue Date: 2-Apr-2007
Publisher: Università degli studi di Trieste
Abstract: 
In questa tesi si è modellata l'evoluzione delle abbondanze di diversi elementi a cattura neutronica (Ba, Eu, La, Sr, Y e Zr) nella via Lattea ed inoltre si sono estese le nostre predizioni ad alcune galassie nane sferoidali del Gruppo Locale. Due meccanismi principali di cattura neutronica sono generalmente considerati: il processo lento (s-process) ed il processo rapido (r-process), ove lento e veloce è definito in base al tempo scala del decadimento β. I calcoli di nucleosintesi per l' r-process sono ancora pochi, a causa della difficoltà nel modellare la fisica del processo stesso e della scarsita di conoscenza sui siti di produzione di questi elementi. Per l' s-process invece alcuni calcoli sono disponibili ma i siti di produzioni sono anch'essi non del tutto ben determinati. Grazie all'adozione di un modello di evoluzione chimica per la via Lattea che già riproduce l'evoluzione di molti altri elementi (H, He, C, N, O, elementi α e elementi del picco del ferro), siamo in grado di comparare i nostri risultati con nuovi e accurati dati stellari di elementi a cattura neutronica e siamo in grado di porre forti vincoli sulla nucleosintesi degli elementi studiati. Possiamo quindi suggerire il sito stellare di produzione per ogni elemento. In particolare, l'eventuale componente derivatante dall'r-process é prodotta in un intervallo di massa da 10 a 30 Mʘ, mentre la componente derivante dall's-process viene prodotta dal stelle in un intervallo di massa da l a 3 Mʘ. Usando lo stesso modello di evoluzione chimica, esteso a differenti distanze dal centro della Galassia, abbiamo ottenuto risultati sui gradienti radiali nella via Lattea. Abbiamo confrontato i risultati del modello non solo per gli elementi a cattura neutronica, ma anche per gli elementi α e gli elementi del picco del ferro, con nuovi dati di stelle cefeidi. Per la prima volta con questi dati é possibile verificare le predizioni riguardanti i gradienti di elementi molto pesanti. Abbiamo concluso che il modello, con uno scenario inside-out per la costruzione del disco e una distribuzione costante di densita del gas durante la fase di alone, può essere considerato molto soddisfacente; in effetti, per quasi tutti gli elementi considerati con le nostre prescrizioni di nucleosintesi, il modello riproduce bene i gradienti di abbondanza osservati. Abbiamo dato una possibile spiegazione. alla notevole dispersione nelle abbondanze degli elementi a cattura neutronica osservati nelle stelle a bassa metallicita nelle vicinanze solari, paragonata alla piccola dispersione fra stella e stella per quel che riguarda gli elementi α. Abbiamo infatti sviluppato un modello di evoluzione chimica stocastico, nel quale l'assunzione principale una formazione casuale di nuove stelle, soggetta però alla condizione che la distribuzione totale di massa segua la funzione iniziale di massa. Col nostro modello siamo in grado di riprodurre le diverse caratteristiche degli elementi a cattura neutronica e degli elementi α. La ragione di questo, si basa nella nascita casuale di stelle accoppiata ai differenti intervalli di massa delle stelle che producono gli elementi a cattura neutronica e gli elementi α. In particolare, il sito di produzione degli elementi α e composto da tutte le stelle massicce, mentre l'intervallo di produzione dei elementi a cattura neutronica ha un limite superiore a 30 Mʘ . Abbiamo infine testata le prescrizioni a cattura neutronica anche per le galassie nane sferoidali del Gruppo Locale. Abbiamo usato un modello di evoluzione chimica che gia in grado di riprodurre le abbondanze per gli elementi α in questi sistemi. Abbiamo concluso che le stesse prescrizioni usate nella via Lattea riproducono le caratteritiche principali degli elementi a cattura neutronica anche nelle galassie nane sferoidali per cui abbiamo dati osservativi. Per quelle in cui non abbiamo dati ossevativi abbiamo dato soltanto delle predizioni. I risultati del nostro modello mostrano inoltre che l'evoluzione chimica di questi elementi nelle galassie nane sferoidali differente dall'evoluzione nelle vicinanze solari. Questo causato dalle loro differenti storie di formazione stellare rispetto a quella della nostra Galassia e indicano che le galassie nane sferoidali (almeno quelle che vediamo ai giorni nostri) non possono essere i costituenti elementari da cui si formata la nostra Galassia.

We model the evolution of the abundances of several neutron capture elements (Ba, Eu, La, Sr, Y and Zr) in the Milky Way and then we extend our predictions to some dwarf spheroidal galaxies of the Local Group. Two major neutron capture mechanisms on iron seeds are generally invoked: the slow process (s-process) and the rapid process (r-process), where the slow and the rapid are defined relative to the timescale of the β-decay. Nucleosynthesis calculations for r-process are very few, owing to the difficulties in modelling the physics the r-process and the lack of knowledge about the sites of productions of these elements. For s-process elements instead some calculations are available but the sites of production are also uncertain. By adopting a chemical evolution model for the Milky Way already reproducing the evolution of several chemical elements (H, He, C, N, O, α-elements and iron peak elements), we compare our theoretical results with accurate and new stellar data of neutron capture elements and we are able to impose strong constraints on the nucleosynthesis of the studied elements. We can suggest the stellar sites .of production for each element. In particular, the r-process component of each element (if any) is produced in the mass range from 10 to 30 Mʘ, whereas the s-process component arises from stars in the range from l to 3 Mʘ. Using the same chemical evolution model, extended to different galactocentric distances, we obtain results on the radial gradients of the Milky Way. We compare the results of the model not only for the neutron capture elements but also for α-elements and iron peak elements with new data of Cepheids stars. For the first time with these data, it is possible to verify the predictions for the gradients of very heavy elements. We conclude that the model, with an inside-out scenario for the building up of the disc and a constant density distribution of the gas for the halo phase, can be considered successful; in fact, for almost all the considered elements with our nucleosynthesis prescriptions, the model well reproduces the observed abundance gradients. We give a possible explanation to the considerable scatter of neutron capture elements observed in low metallicity stars in the solar vicinity, compared to the small star tostar scatter observed for the α-elements. In fact, we have developed a stochastic chemical evolution model, in which the main assumption is a random formation of new stars, subject to the condition that the cumulative mass distribution follows a given initial mass function. With our model we are able to reproduce the different features of neutron capture elements and α-elements. The reason for this resides in the random birth of stars coupled with different stellar mass ranges from where α-elements and neutron capture elements originate. In particular, the site of production of α-elements is the whole range of the massive stars, whereas the mass range of production for neutron capture elements has an upper limit of 30 Mʘ . Finally, we test the prescriptions for neutron capture elements also for the dwarf spheroidal galaxies of the Local Group. We use a chemical evolution model already able to reproduce the abundances for α-elements in these systems. We conclude that the same prescriptions used for the Milky Way well reproduce the main features of neutron capture elements also in the dwarf spheroidal galaxies for which we have observational data. In dwarf spheroidal galaxies for which we do not have observational data we only give predictions. We predict that the chemical evolution of these elements in dwarf spheroidal galaxies is different from the evolution in the solar vicinity. This is due to their different histories of star formation relative to our Galaxy and indicates that dwarf spheroidal galaxies (we see nowadays) cannot be the building blocks of our Galaxy.
Description: 
2005/2006
Type: Doctoral Thesis
URI: http://thesis2.sba.units.it/store/handle/item/12287
http://hdl.handle.net/10077/11562
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