Yields

O yield estelar ´e definido como a fra¸c˜ao de massa expelida da estrela que polui o meio em seu entorno. Esse yield eventualmente ser´a usado na forma¸c˜ao de novas estrelas e por isso ´e importante para entendermos a evolu¸c˜ao gal´actica. Os yields estelares calculados `

a partir de modelos de evolu¸c˜ao estelar e suas respectivas nucleoss´ınteses s˜ao usados em modelos de evolu¸c˜ao qu´ımica da Gal´axia que nos ajudam a interpretar resultados obtidos por observa¸c˜oes.

A defini¸c˜ao de yield total adotada aqui ´e dada pela Equa¸c˜ao4.10(deKarakas e Lugaro,

2016;Karakas et al., 2018): Mi = Z τ 0 X(t)i dM dt dt, (4.10)

onde X(t)i ´e a fra¸c˜ao de massa de determinada esp´ecie i na superf´ıcie da estrela num

tempo t, dM

dt ´e a taxa de perda de massa estelar e τ ´e tempo de vida de uma estrela

espec´ıfica. Assim, Mi ´e massa total expelida da esp´ecie i no meio interestelar pela estrela

ao longo de toda sua vida (em massas solares), sempre positiva.

J´a o yield l´ıquido, quantidade de material i produzida ou destru´ıda pela estrela mais o volume da esp´ecie i j´a pr´e-existente na estrela, e que, portanto, pode adquirir valores negativos, ´e apresentado na Equa¸c˜ao 4.11 (de Karakas et al., 2018).

Mi = Z τ 0 [X(t)i− X(0)i] dM dt dt, (4.11)

onde X(t)i ´e a fra¸c˜ao de massa da esp´ecie i na superf´ıcie da estrela num tempo t, X(0)i

´

e a fra¸c˜ao de massa inicial dessa mesma esp´ecie, τ ´e o tempo de vida da estrela, dM_dt ´e a taxa de perda de massa estelar e Mi ´e o yield l´ıquido da esp´ecie i em massas solares.

O Apˆendice B cont´em um exemplo de tabela com os yields finais produzidos por um modelo estelar calculado durante esse trabalho.

A seguir apresentamos alguns yields l´ıquidos selecionados para exemplificar alguns re- sultados (Figuras 4.33 e4.34).

A Figura 4.33 apresenta os yields l´ıquidos para os elemento C, N e F. Os yields de C s˜ao altos para estrelas de baixa massa, pois o C produzido durante a queima parcial de He ´

e levado para a superf´ıcie pelos v´arios eventos de terceira dragagem, enquanto que estrelas mais massivas destroem o C durante o HBB na produ¸c˜ao de14N. O pico m´aximo do yield de C coincide aproximadamente com a massa dos modelos que apresentam maior massa dragada para a superf´ıcie devido a terceira dragagem (relacionado ao n´umero elevado de pulsos t´ermicos e a alta eficiˆencia da terceira dragagem). A maior parte do yield elemental de C vˆem do 12C, com pouca contribui¸c˜ao do 13C (Karakas, 2003). Podemos observar tamb´em que a massa que apresenta valor m´aximo para os yields de C dependem da metalicidade, assim como a quantidade total de massa dragada para a superf´ıcie para cada modelo de evolu¸c˜ao estelar tamb´em ´e vinculada a metalicidade. Os yields de mesma metalicidade e distintos [α/Fe] tˆem valores similares.

A Figura4.33mostra tamb´em os yields para o N, sendo sempre positivos pois h´a pouca destrui¸c˜ao desse elemento em estrelas no intervalo de massas aqui estudado. Estrelas de baixa massa tˆem o 14_{N secund´ario (N presente no g´as inicial que levou `a forma¸c˜ao dessas}

estrelas) levado para a superf´ıcie durante a primeira e a segunda dragagem, j´a estrelas de massa intermedi´aria produzem 14_{N durante o HBB, que ´e levado `a superf´ıcie estelar}

durante os eventos de terceira dragagem. Os yields apresentam muito 14N e pouqu´ıssimo

15_{N (destru´ıdo pelo HBB). Como esperado, os yields de N tˆem picos distintos para diferentes}

[Fe/H], no entanto, os yields de mesma metalicidade e distintos [α/Fe] tˆem valores similares (apesar de diferentes Z).

Os yields de F, encontrados no painel inferior esquerdo da Figura 4.33, mostram valor m´aximo no mesmo ponto (massa estelar) em que os yields de C, pois o produto fabricado na casca de He, entre as camadas de queima de H e de He, ´e transportado durante os sucessivos epis´odios de terceira dragagem com mais eficiˆencia para modelos com esses valores de massa, j´a em estrelas de massa intermedi´aria o F ´e destru´ıdo durante o HBB. Novamente, os yields de mesma metalicidade e distintos [α/Fe] tˆem valores similares.

A Figura 4.34 exibe os yields l´ıquidos para alguns elementos produzidos pelo processo- s: Sr (painel superior esquerdo), Y (painel superior direito), Ba (painel intermedi´ario esquerdo), La (painel intermedi´ario direito) e Pb (painel inferior esquerdo).

Se¸c˜ao 4.2. Nucleoss´ıntese 163

Figura 4.33: Yields l´ıquidos elementais para o C (painel superior esquerdo), N (painel superior direito) e F (painel inferior esquerdo), para [Fe/H] = −1.8 escalonado para o padr˜ao solar (c´ırculos e ponto e linha azuis), [Fe/H] = −1.8 e [α/Fe] ≈ 0.30 (quadrados e linha pontilhada laranjas), e [Fe/H] = −1.0 e [α/Fe] ≈ 0.30 (triˆangulos e linha s´olida roxos).

Os elementos leves produzidos pelo processo-s, Sr e Y, apresentam maior contribui¸c˜ao em estrelas de baixa massa (para todas as metalicidades) devido ao fluxo de nˆeutrons produzidos pela rea¸c˜ao13_{C(α, n)}16_{O, mas tamb´em mostram uma quantidade razo´avel pro-}

duzida pela fonte de nˆeutrons22_{Ne(α, n)}25_{Mg em estrelas de massa intermedi´aria. Os yields}

l´ıquidos dessas esp´ecies s˜ao bem diferentes entre os distintos [Fe/H], e muito similares entre os casos de mesmo [Fe/H] e diferentes [α/Fe].

J´a os elementos mais pesados produzidos pelo processo-s, Ba, La e Pb tˆem yields l´ıquidos somente onde a fonte de nˆeutrons vem de 13C(α, n)16O (estrelas de baixa massa onde n˜ao h´a HBB); estrelas de massa intermedi´aria que experienciam HBB tˆem como fonte de nˆeutrons somente a rea¸c˜ao22Ne(α, n)25Mg, que ´e incapaz de produzir esp´ecies em torno do pico de Pb. Novamente, os yields l´ıquidos desses elementos s˜ao bem diferentes dependo da metalicidade, mas muito semelhantes entre os casos de mesmo [Fe/H] e diferentes [α/Fe]. Em todos os casos, os valores de massa para o pico m´aximo dos yields l´ıquidos est˜ao relacionados ao pico de eficiˆencia da terceira dragagem (maior quantidade de massa dra- gada, Figura 4.12). No geral, podemos perceber que os yields dependem fortemente da metalicidade adotada; no entanto, h´a pouca diferen¸ca entre os casos de mesmo [Fe/H] mas diferentes [α/Fe] (e portanto, diferentes Z).

A seguir comparamos yields totais, dados pela Equa¸c˜ao 4.10, para alguns elementos selecionados para os modelos de [Fe/H] = −1.8 escalonado para o padr˜ao solar e tamb´em com enriquecimento-α (Z = 0.00022 e Z = 0.00066, respectivamente) em compara¸c˜ao a dados da literatura, com modelos de metalicidade pr´oximas `as calculadas aqui, deKarakas

(2010) (quando dispon´ıvel, Z = 0.0001), Ritter et al. (2018) (Z = 0.0001 e [α/Fe] = 0.5) e resultados compilados da base de dados fruity (Z = 0.0001 e [α/Fe] = 0.5; Straniero et al., 2006;Cristallo et al., 2007, 2009,2011; Piersanti et al.,2013; Straniero et al.,2014;

Cristallo et al., 2015, 2016).

A Figura 4.35 apresenta os yields totais dos elementos C, N, O e F. Para o C, somente os dados fruity apresentam maior produ¸c˜ao para modelos com M & 4.0 M, enquanto os

yields de C de Karakas (2010) s˜ao aproximadamente 2.5 vezes maiores do que o restante dos dados para M ≈ 2.5 M. Todos os yields do N come¸cam crescer para M & 3.0 M,

com a maior produ¸c˜ao apresentada novamente pelo estudo de Karakas (2010). J´a os yields de O s˜ao similares entre os nossos resultados e os de Karakas (2010_{) e de fruity,}

Se¸c˜ao 4.2. Nucleoss´ıntese 165

Figura 4.34: Yields l´ıquidos elementais para o Sr (painel superior esquerdo), Y (painel superior direito), Ba (painel intermedi´ario esquerdo), La (painel intermedi´ario direito) e Pb (painel inferior esquerdo), para [Fe/H] = −1.8 escalonado para o padr˜ao solar (c´ırculos e ponto e linha azuis), [Fe/H] = −1.8 e [α/Fe] ≈ 0.30 (quadrados e linha pontilhada laranjas), e [Fe/H] = −1.0 e [α/Fe] ≈ 0.30 (triˆangulos e linha s´olida roxos).

demais para quase todas as massas, o que ´e estranho pois estrelas AGB n˜ao produzem tanto oxigˆenio. Para o F, mais uma vez o trabalho de Karakas (2010) apresenta valores maiores em compara¸c˜ao aos demais yields, j´_{a os dados de fruity e} Ritter et al. (2018) s˜ao menores que os encontrados no nosso trabalho. Como esperado, por se tratar de yields com Z diferentes dos adotados no nosso estudo e calculados a partir de outros c´odigos de evolu¸c˜ao estelar e nucleoss´ıntese, nossos resultados diferem um pouco dos resultados encontrados na literatura, mas mesmo assim, os padr˜oes observados nos nossos yields, para cada um desses elementos, s˜ao qualitativamente similares `a maioria dos dados de yields da literatura mostrados aqui.

A Figura 4.36 apresenta a compara¸c˜ao dos nossos yields totais e alguns dados da li- teratura para os elementos Y, Ba, La e Pb. De acordo com o trabalho de Ritter et al.

(2018), quase n˜ao h´a produ¸c˜ao dos elementos Ba, La e Pb para nenhuma massa; e pouca produ¸c˜_{ao de Y para M . 6 M}em compara¸c˜ao aos nossos dados e os de fruity. O pico da

produ¸c˜ao de Y n˜_{ao coincide quando comparamos nossos resultados aos do grupo fruity;} apresentamos maior produ¸c˜ao de Y `_{a baixas massas (1.0 . M/M . 3.0), enquanto os da-} dos de fruity indicam maior produ¸c˜ao em torno de 5 M para essa metalicidade. Nossos

modelos produzem muito mais Ba (at´_{e ∼ 4 vezes mais para 1.0 . M/M . 3.0) do que} os modelos fruity, que tˆem a produ¸c˜ao desse elemento mais distribu´ıda em massa. O mesmo ocorre para o elemento La. J´a o pico da produ¸c˜ao de Pb ´e similar entre os nossos resultados e os de fruity (M ∼ 2.0 − 2.5 M); no entanto, nesse pico, temos ∼ 5 vezes

mais material ejetado ao meio interestelar do que os resultados de fruity mostram. Po- demos observar tamb´em que no nosso trabalho a produ¸c˜ao de Pb cessa para M ≥ 4.0 M

por causa do HBB, enquanto que para os modelos fruity isso s´o ocorre para M & 6 M.

Como podemos perceber, os yields de grupos de pesquisa distintos, que usam diferen- tes modelos de evolu¸c˜ao estelar e nucleoss´ıntese, diferem entre si, principalmente para os elementos mais pesados. No entanto, com os resultados do nosso trabalho, aumentamos a grade de modelos existentes na literatura com dados de Z in´editos. Nossos yields v˜ao aju- dar a complementar um espa¸co de parˆametros pouco explorado, e isso ´e muito importante para a discuss˜ao sobre a f´ısica e a produ¸c˜ao qu´ımica no interior estelar.

Se¸c˜ao 4.2. Nucleoss´ıntese 167

Figura 4.35: Yields totais elementais para o C (painel superior esquerdo), N (painel superior direito), O (painel inferior esquerdo) e F (painel inferior direito), para [Fe/H] = −1.8 escalonado para o padr˜ao solar (Z = 0.00022, c´ırculos e linha s´olida azuis), [Fe/H] = −1.8 e [α/Fe] ≈ 0.30 (Z = 0.00066, quadrados e linha pontilhada vinho), em compara¸c˜ao aos trabalhos deKarakas(2010) (triˆangulos e linha tracejada verdes),

Ritter et al. (2018_{) (losangos e ponto e linha roxos) e dados do grupo fruity representados por estrelas}

Figura 4.36: Yields totais elementais para o Y (painel superior esquerdo), Ba (painel superior direito), La (painel inferior esquerdo) e Pb (painel inferior direito), para [Fe/H] = −1.8 escalonado para o padr˜ao solar (Z = 0.00022, c´ırculos e linha s´olida azuis), [Fe/H] = −1.8 e [α/Fe] ≈ 0.30 (Z = 0.00066, quadrados e linha pontilhada vinho), em compara¸c˜ao ao trabalho deRitter et al. (2018) (losangos e ponto e linha roxos) e dados do grupo fruity representados por estrelas e dois pontos e linha cinzas (devidamente referenciados no texto).