Uma contribuição ao estudo do enriquecimento químico do universo

• Main Author: Marcela Vitti
• Other Authors: André de Castro Milone
• Language: Portuguese
• Published: Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE) 2012
• Online Access: http://urlib.net/sid.inpe.br/mtc-m19/2012/12.14.18.33

O objetivo deste trabalho é o de inferir a evolução da metalicidade do Universo desde \textit{redshift z} $\sim$ 20 até o presente. O estudo foi feito por meio do acoplamento de um modelo de evolução química ao código de formação de estruturas desenvolvido por Pereira e Miranda (2010). Usa-se o oxigênio como elemento chave por ser o metal mais abundante no Universo e, também, porque é produzido prioritariamente por estrelas massivas. Esse código, baseado no cenário hierárquico de formação de estruturas e usando o formalismo Press e Schechter (1974), permite obter de forma auto-consistente a taxa cósmica de formação estelar como função do \textit{redshift}. Esperamos com este trabalho contribuir com uma melhor caracterização da formação estelar ao final da chamada \textquotedblleft{era cosmológica das trevas}\textquotedblright, bem como obter o espectro de massa das estrelas de População III, a partir da metalicidade do Universo a alto \textit{redshift}. Os dados produzidos por nosso trabalho são confrontados com as metalicidades inferidas para diferentes DLAs (\textit{Damped Lyman} $\alpha$) e sub-DLAs observados a diversos \textit{redshifts}. Foram usados tanto \textit{yields} da População III como da População II para comparação. Além do oxigênio foram feitos modelos com o zinco, pois este não sofre tanta depleção por poeira quanto o oxigênio e por fim foi traçada também a evolução temporal da \textit{metalicidade} cósmica em estruturas. Como resultado obtivemos uma melhor aproximação das predições do modelo teórico aos dados de abundâncias de DLAs e sub-DLAs usando apenas \textit{yields} de População III, quando consideramos uma distribuição de halos com massa mínima de M = 10$^{6}$ M$\odot$, valores da escala característica de formação estelar, $\tau$ = 2 Gyr e $\tau$ = 3 Gyr, e a Função de Massa Inicial (IMF) do tipo Salpeter com expoente x = 1,35. Também podemos ver que estrelas entre 140 até 260 M$\odot$ reproduzem de forma satisfatória a abundância de oxigênio até \textit{z} $\sim$ 2. === The aim of this work is to infer the metallicity evolution of the Universe from redshift \textit{z} $\sim$ 20 up to the present. The study has been done through the coupling of a chemical evolution model to the code of structure formation developed by Pereira e Miranda (2010). Oxygen has been adopted as a key element because it is the most abundant metal in the Universe as well as it is basically synthesized by massive stars. This code, based on the hierarchical scenario of structure formation and using the Press e Schechter (1974) formalism, allows a self-consistent way of obtaining the cosmic star formation rate as a function of the redshift. We expect this work to contribute with a better characterization of the star formation at the end of the dark ages of the Universe, as well as to obtain the mass spectrum of Population In stars from the metallicity of the Universe at high redshift. The data produced in our work are compared with the element abundances inferred from different DLAs (Damped Lyman $\alpha$) and sub-DLAs observed at several redshifts. In this study, yields of Population In and Population II stars have been used for comparison purpose. In addition to oxygen, models considering zinc have been also computed because this element does not suffer much dust depletion as oxygen as well as the evolution of cosmic metallicity has been predicted. As major results, we have had a better theoretical modelling to reproduce the DLAs/sub-DLAs abundance data with the Population In yields only, considering a halo mass distribution with minimum mass of M = 10$^{6}$ M$\odot$;), a characteristic time scale of star formation ranging from $\tau$ = 2 Gyr and $\tau$ = 3 Gyr, and Salpeter-like initial mass function with Salpeter exponent \textit{x} = 1,35. Furthermore, we could also conclude that stars with masses in the range from 140 to 260 M$\odot$;) may reproduce well the oxygen abundance until \textit{z} $\sim$ 2.