Please use this identifier to cite or link to this item: http://hdl.handle.net/10077/11596
Title: DYNAMICAL AND CHEMICAL EVOLUTION IN BLUE COMPACT DWARF GALAXIES
Authors: RECCHI, SIMONE
Issue Date: 17-Jan-2002
Publisher: Università degli studi di Trieste
Abstract: Questo lavoro di tesi si basa sullo studio dell'evoluzione dinamica e chimica del mezzo interstellare(ISM) in galassie Nane Blu Compatte (BCD) a seguito di episodi singoli o ripetuti di formazione stellare. A seguito di star bursts singoli o multipli, le stelle rilasciano energia nell'ISM attraverso venti stellari ed esplosioni di Super novae. Questa energia può provocare la formazione di un vento galattico e quindi espellere molto del gas presente nella galassia. Lo sviluppo di venti galattici dipende fortemente dalla frazione di energia meccanica dell'esplosione disponibile per riscaldare l'ISM e quindi provocare la formazione del vento galattico (un parametro spesso chiamato efficienza di termalizzazione). Durante l'espansione del Resto di Supernova, possono avvenire perdite radiative, quindi gran parte dell'energia dell'onda d'urto può essere persa.Questo è un punto controverso, perciò abbiamo dedicato parte del nostro lavoro alla determinazione dell'efficienza di termalizzazione ed abbiamo trovato che questa efficienza è bassa per le super nova e di tipo II, mentre ci aspettiamo efficienze di termalizzazione più alte in super novae di tipo la, poiché questo tipo di esplosioni avviene in un mezzo già scaldato e diluito dalla precedente azione delle super novae di tipo II. Noi abbiamo dunque usato sia modelli di evoluzione puramente chimica, che codici idrodinamici2-D, associati con dettagliati yields chimici, originati in super novae di tipo II, la ed in stelle singole di massa intermedia, per simulare l'evoluzione dinamica e chimica di questo tipo di oggetti. Ci sono molte simulazioni idrodinamiche nella letteratura corrente, riguardanti l'evoluzione dell'ISMin galassie nane dopo un episodio di star burst (vedi per esempio MacLow & Ferrara 1999; D'Ercole & Brighenti 1999; Silich & Tenorio-Tagle 1998). Queste simulazioni in genere concordano nel fatto che l'ISM è piuttosto robusto e solo una piccola frazione dell'ISM è gettata fuori dalla galassia a seguito di un singolo burst di formazione stellare. Comunque, nessuno di questi lavori considera l'effetto dell'esuper novae di tipo la, il cui ruolo è di certo fondamentale nella evoluzione successiva di questo tipo dioggetti. Data l'importanza di questo tipo di super novae per i nostri modelli, una parte significativa di questo lavoro è stata dedicata a questo argomento. Abbiamo trovato soluzioni analitiche per il tasso di esplosioni di SNela per differenti regimi di formazione stellare ed assumendo i più popolari modelli di progenitori ed abbiamo applicato questi risultati allo studio dell'evoluzione chimica nei dintorni solari. Abbiamo trovato che la migliore prescrizione per ottenere tassi di SNela in accordo con le osservazioni sembra essere il cosiddetto modello Singolo Degenere. In questo scenario, si ritiene che le SNela abbiano origine della deflagrazione termonucleare di una Nana Bianca, che raggiunge la massa di Chandrasekhar per accrescimento di massa da parte di una stella compagna non-degenere. Abbiamo anche trovato che il tempo-scala tipico per arricchimento chimico da parte delle SNe di tipo la, spesso assunto in letteratura uguale ad l Gyr, dipende fortemente dalla storia di formazione stellare della galassia, passando da 40 - 50 Myr per le galassie BCD a 4 - 5Gyr per le galassie spirali, come la Via Lattea.Abbiamo poi eseguito numerose simulazioni idrodinamiche dell'evoluzione dell'ISM in galassie BCDa seguito di star bursts istantanei singoli o ripetuti. Gli scopi di questo tipo di studio sono:• valutare l'impatto di star bursts istantanei singoli o ripetuti sull'evoluzione dinamica dell'ISM e studiare in quali condizioni si sviluppa un vento galattico.• Seguire l'evoluzione, nello spazio e nel tempo, di alcuni elementi chimici di particolare interesse a strofisico (cioè H, He, C, N, O, Mg, Si, Fe). La maggior parte dei modelli di evoluzione chimica non prendono in considerazione l'evoluzione dinamica, perciò valutano la massa del gas che sfugge dalla galassia in modo estremamente semplificato. Coi nostri modelli siamo invece in grado di seguire l'evoluzione dinamica della concentrazione di molti elementi chimici, prendendo inconsiderazione evoluzione stellare, prescrizioni nucleo sintetiche e tempi di vita stellari. Inoltre, la massa del gas espulso dalla galassia sotto forma dei vari elementi chimici è calcolato in dettaglio.• Applicare queste simulazioni ad un modello di galassia i cui parametri strutturali siano simili adIZw18, la galassia nana più povera di metalli conosciuta localmente, in modo da porre vincoli sulla sua età e sulla sua storia di formazione stellare.I principali risultati di questo tipo di lavoro possono essere riassunti come segue:• a seguito dell'energia prodotta durante l'attività di formazione stellare (bursts istantanei di formazione stellare sia singoli che multipli), si sviluppa un vento galattico. Questo vento galattico è differenziale, nel senso che i metalli formati di recente sono espulsi dalla galassia più facilmente del gas originario. In particolare, metalli prodotti dalle super novae di tipo la sono gettati fuori dalla galassia più facilmente di quelli prodotti dalle super novae di tipo II, poiché questo tipo di esplosioni avviene in un mezzo già riscaldato e diluito dalla precedente azione delle SNeii. Come conseguenza, si trova che i rapporti di abbondanza [a/Fe] fuori dalla galassia sono minori dei rapporti all'interno della galassia e questa è una predizione importante per modelli di evoluzione galattica.• Siamo capaci di riprodurre le abbondanze chimiche riscontrate in letteratura per IZw18, sia con un singolo star burst, sia con due bursts separati da un periodo di inattività. L'età predetta per il modello con un burst singolo è 1'-.J 30 Myr, ma troviamo un migliore accordo per modelli con due bursts di formazione stellare, il primo con un età di 300 - 500 Myr ed il secondo con un eta compresa tra 4 e 70 Myr, a seconda di quale IMF e quali prescrizioni nucleo sintetiche si assumono. Un primo burst con una età di 300 Myr ed un altro, più intenso, con una età di pochi Myr, è particolarmente invitante perché è consistente con le età derivate da studi di popolazioni stellari(Aloisi et al. 1999; Òstlin 2000) e con la distribuzione spettrale di energia di questa galassia(Mas-Hesse & Kunth 1999).• Abbiamo trovato che la maggior parte dei metalli sono in una fase fredda, specialmente peril modello con un singolo burst. Questo è dovuto al fatto che la maggior parte dell'energiaprodotta dalle super novae è irradiata rapidamente, perciò la bolla calda di gas creata dopo lostar burst (la cosiddetta super bubble) evolve lentamente, avendo dunque tempo di raffreddare significativamente prima che si formi il vento galattico. Questo risultato è il primo di questo tipo,poiché in lavori precedenti si tendeva a ritenere che la maggior parte dei metalli fosse in una fase calda, virtualmente irrilevabile con la spettroscopia ottica. Alcuni studi recenti del diagramma Colore-Magnitudine in galassie BCD sembrano indicare che questi oggetti hanno avuto episodi di formazione stellare di durata non trascurabile. Non siamo in grado al momento di simulare questo tipo di regime di formazione stellare col nostro codice chemio dinamico,perciò abbiamo eseguito simulazioni numeriche per mezzo di un codice di evoluzione puramente chimica. Abbiamo assunto l'ipotesi del 'vento differenziale', cioè, quando si sviluppa un vento galattico, esso espelle principalmente metalli. La frazione dei vari elementi chimici considerati espulsa dalla galassia è assunta in accordo con i risultati delle nostre simulazioni chemio dinamiche. I risultati principali di questo tipo di simulazioni sono che modelli di bursts di formazione stellare con durata più piccola di 100 Myr non sviluppano venti galattici. Ci siamo concentrati principalmente sul comportamento dell'azoto. E' stata osservata una forte dispersione di valori di N /0 in funzione di0/H in un grande campione di galassie BCD, mentre per un ristretto sotto campione di BCD povere dimetalli (cioè con log(O/H) < -4.5), il rapporto di abbondanza N/0 sembra essere quasi costante (Izotov& Thuan 1999). Possiamo spiegare la dispersione di valori nel diagramma N/0 vs. 0/H come dovuta a diverse efficienze di formazione stellare, che vuol dire anche diverse efficienze per il vento differenziale,diverse età del burst o differenze nella durata dei bursts. Gli andamenti circa piatto di N/0 a bassi0/H (se vero) può essere spiegato da produzione primaria di N in stelle massive (un suggerimento già introdotto da Matteucci & Greggio 1986), o in alternativa da due bursts separati da un breve periodo di inattività, o infine da un burst più esteso, in cui si sviluppa un vento differenziale e, nell'evoluzione successiva, sia l'abbondanza di O che il rapporto di abbondanza N/0 decrescono col tempo.
This thesis work is based on the study of the dynamical and chemical evolution of the interstellar medium (ISM) in Blue Compact Dwarf (BCD) galaxies as a consequence of single or multiple episodes of star formation. After single or multiple star bursts, stars release energy into the ISM through stellar winds and supernova explosions. This energy can drive a galactic wind and thus eject most of gas out of the parent galaxy. The development of galactic winds strongly depends on what fraction of the mechanical energy released by the supernova is available to thermalize the ISM and thus power the galactic wind (a parameter often called Thermalization efficiency). During the expansion of the Supernova Remnant, radiati ve losses can occur, thus most of the initial blast wave energy can be lost. This is a controversia! point, thus we dedicateci part of our work to the determination of the Thermalization efficiency and we found that this efficiency is low for Type II SNe, whereas we expect higher thermalization efficiencies in Type la SNe, because this kind of explosions occur in a medium already heated and diluted by the previous activity of Type II SNe. We then used both purely chemical evolution models and a 2-D hydrodynamical code, coupled with detailed chemical yields, originating from Supernovae of Type II and Type la and from single intermediate-mass stars, to simulate the dynamical and chemical evolution of this kind of objects. There are a lot of hydrodynamical simulations concerning the evolution of the ISM in dwarf galaxies after a starburst episode in the current literature (see e.g. MacLow & Ferrara 1999; D'Ercole & Brighenti 1999; Silich & Tenorio-Tagle 1998). These simulations generally agree on the fact that the ISM is rather robust and only a tiny fraction of the ISM is expelled as a consequence of the galactic wind. However, none of these works consider the effect of Type la, whose role is certainly fundamental in the late evolution of these objects. Given the importance of this kind of Supernovae for our models, a significant part of this work has been devoted to this topic. We found analytical solutions for the rate of Type la SNe under different star formation regimes and for the most popular progenitor models, and we applied these results on the study of the chemical evolution in the salar neighbourhood. We found that the best prescription to obtain SNela rates in agreement with the observations seems to be the so-called single-degenerate scenario. In this scenario, SNela are thought to originate from the thermonuclear deflagration of a White Dwarf reaching the Chandrasekhar mass after accretion of mass from a non-degenerate companion star. We found also that the typical time-scale for chemical enrichment from Type la SNe, often claimed in literature to be of the arder of l Gyr, strongly depends on the star formation history of the galaxy, ranging from 40 -50 Myr for BCD galaxies and 4 - 5 Gyr for spirai galaxies, like the Milky Way. We then performed numerica! hydrodynamical simulations of the evolution of the ISM in BCD galaxies as a consequence of single or multiple instantaneous star bursts. The aims of this kind of study are: • evaluate the impact of a single or multiple instantaneous star bursts on the dynamics of the ISM and study under what conditions a galactic wind could develop. • Follow the evolution, in space and time, of some chemical elements of particular astrophysical interest (namely H, He, C, N, O, Mg, Si, Fe). Most of chemical evolution models do not take into account a dynamical treatment, thus evaluating the mass of gas which escapes from the parent galaxy in a simplistic manner. With our model instead we are ab le t o follow the dynamical evolution of the concentration of several chemical elements, by taking into account stellar evolution and nucleo synthesis prescriptions as well as stellar lifetimes. Moreover, the mass of gas ejected from the galaxy in the form of the various chemical elements is computed in detail. • Apply these simulations to a galaxy model whose structural parameters are similar to IZw18, the most metal-poor galaxy locally known, in arder to put constraints on its age and its past star formation history. Main results of this kind of work can be summarized as follows: • As a consequence of the energy injected during the star formation activity ( either single or multiple instantaneous starbursts), a galactic wind develops. This galactic wind is differential, in the sense t ha t the newly formed metals are ejected more easily t han the pristine gas. In particular, metals produced by Type la supernovae are ejected more easily than those produced by SNeii, because this kind of explosions occurs in a medium already heated and diluted by the previous activity of Type II SNe. As a consequence of this, the [a/Fe] abundance ratios outside the galaxy are found to be lower than inside, an important prediction for galactic evolutionary models. • We are able to reproduce the chemical abundances found in literature for IZw18, either with a single burst or with two instantaneous bursts, separated by a quiescent period. The predicted age for the single-burst model is rv 30 Myr, but we found better agreement for models with two bursts of star formation, the first with an age of 300-500 Myr and the second with an age between 4 and 70 Myr, depending on the adopted IMF and nucleo synthesis prescriptions. A first burst with an age of 300 Myr and a second, more intense o ne, with an age of few Myr, is particularly appealing since it agrees with the derived ages from stellar population studies (Aloisi et al. 1999; Òstlin 2000) and with the spectral energy distribution of this galaxy (Mas-Hesse & Kunth 1999). • W e find t ha t the majority of metals are in a col d phase, especially for the single-burst model. This is due to the fact that most of energy produced by the supernovae is quickly radiated away, thus the hot hubble of gas created after the star burst (the so-called super bubble) evolves slowly, having time to significantly cool before break-aut. This result is the first of this kind, since in previous works i t was concluded that most of the metals should reside in a hot gas phase, virtually undetectable with the optical spectroscopy. Some recent studies of Color-Magnitude diagrams in BCD galaxies seem to indicate that these objects experienced star formation episodes of non-negligible duration. We are not able at the moment to simulate this kind of star formation regimes with our chemo-dynamical code, thus we ran simulations by means of a purely chemical evolution code. We assumed the hypothesis of the "Differential wind", namely, when a galactic wind develops, it expel mostly metals. The fraction of various chemical elements ejected by the parent galaxy are assumed in agreement with the results of our chemo-dynamical simulations. Main results of this kind of simulations are that models of bursts of star formation with duration shorter than 100 Myr do not develop a galactic wind. We then concentrate mainly on the be haviour of nitrogen. A large spread of N/0 as a function of 0/H is observed in a large sample of BCD galaxies, whereas for a small subsample of metal-poor BCD (i.e. with log(O/H) < -4.5) the N/0 abundance ratio seems to be almost constant (Izotov & Thuan 1999). W e can explain the spread in the N/ O vs. O /H diagram as due to different star formation efficiencies, which means also different wind efficiencies, different burst ages or differences in the burst durations. The nearly flat trend of N/0 at low 0/H (if true) could be explained by primary production of N in massive stars (a suggestion already introduced by Matteucci & Greggio 1986), or alternatively by a couple of bursts separated by a short quiescent period, or more extended burst, in which a differential wind develops and, in the following evolution, both the O abundance and the N/0 abundance ratio decrease with time.
Description: 2000/2001
URI: http://thesis2.sba.units.it/store/handle/item/12573
http://hdl.handle.net/10077/11596
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