Nr wniosku: 200932, nr raportu: 12668. Kierownik (z rap.): dr

Nr wniosku: 200932, nr raportu: 12668. Kierownik (z rap.): dr Rodolfo Henrique Silva Smiljanic
Gwiazdy nie żyją wiecznie, ostatecznie one również umierają. W czasie pomiędzy swoimi narodzinami a śmiercią
gwiazdy ewoluują, zmieniają rozmiary, skład chemiczny i tracą część swojej masy, wyrzucając ją z powrotem do ośrodka
międzygwiazdowego. Reakcje jądrowe, które zachodzą głęboko w ich wnętrzach, dostaczają im energii do świecenia.
Jednak gwiazdy produkują również nowe, cięższe pierwiastki chemiczne z pierwiastków, jakie były obecne w gwieździe
wcześniej.
Podczas ewolucji wzdłuż ciągu głównego, najdłuższego etapu ewolucyjnego gwiazdy, reakcje jądrowe głównie produkują
hel z wodoru. Jednak reakcje produkujące hel mogą również zmieniać względną ilość innych pierwiastków chemicznych
w jądrze gwiazdy. W szczególności mogą mieć wpływ na takie pierwiastki jak węgiel, azot, tlen, sód.
Kiedy gwiazda ewoluuje z ciągu głównego i staje się czerwonym olbrzymem, powstaje głęboka warstwa konwektywna.
Jest ona tak głęboka, że sięga do jądra gwiazdy, gdzie wodór zamieniony był w hel, i przenosi ten materiał na
powierzchnię. Wtedy możliwe staje się zaobserwowanie, że skład chemiczny gwiazdy ulega zmianie. Jednak konwekcja
jest tylko jednym z wielu mechanizmów, które działają jednocześnie w tej fazie ewolucji, zmieniając obserwowany skład
chemiczny gwiazdy. Niektóre z takich mechanizmów są wciąż niezidentyfikowane, a inne czekają na dokładniejszy opis
zachodzących w nich procesów fizycznych.
W tym projekcie badaliśmy skład chemiczny setek czerwonych olbrzymów. Głównym celem było wyznaczenie obfitości
węgla, azotu, tlenu i sodu, które mogą się istotnie zmieniać w czasie ewolucji gwiazdy. Zmierzyliśmy obfitości tych
pierwiastków i porównaliśmy je do modeli, w których uwzględnione są różne mechanizmy fizyczne. Wnioskiem z
przeprowadzonych badań jest to, że do wyjaśnienia obfitości sodu i stosunku obfitości izotopów węgla potrzebne są
modele uwzględniające efekty turbulencji wywołanej przez rotację gwiazdy. Jednak stosunek C/N jest dobrze wyjaśniony
przez modele bez rotacji. Ten ważny wynik otwiera drogę do ulepszenia modeli ewolucji gwiazd i lepszego opisu
mechanizmów fizycznych potrzebnych do wyjaśnienia obserwacji.