The first stars are something many scientists are curious about. How did they formand how did the universe look like at that time? These stars however probably died along time ago, or are at a distance too far away from us to be observable. If these starsexploded and formed supernovae there might be stars observable today that formed fromthe ejecta of these supernovae. Models of nucleosynthesis in the first stars may potentiallybe used to infer parameters of progenitor supernovae from chemical abundances in old,metal-poor stars. This thesis aim is to find out how precise these abundances need to beto achieve a certain precision in the supernova parameters. This is done by perturbingthe abundances for one element at a time in four different stars and see how the recoveredsupernova parameters change. The first conclusion is that it isn’t necessarily the sameelements that are important for determining the supernova parameters in all stars, andif there is one thing that decides which elements are important it would be the star’smetallicity. The stars HE1327-2326 and HE0107-5240 metallicites are close to each other,with [Fe/H] < -5.0 and [Fe/H] = -5.3 respectively, and behaved similarly, the elementmost important in both stars was nitrogen. The star SMSS0313-6708, [Fe/H] < -7.3, hadmore elements that changed the parameters, the most important beeing C, O and Ca.The star CS 31028-001, [Fe/H] = -2.9, also had many elements that were important, andsome of them are Na, K and Ni. / De första stjärnorna är någonting många forskare är nyfikna på. Hur formades deoch hur såg universum ut vid den tiden? Dessa stjärnor dog antagligen länge sedan,eller så är de på ett avstånd för långt bort från oss för att kunna observeras. Om dessastjärnor exploderade och bildade supernovor är det möjligt att det finns stjärnor som gåratt observera som bildades ur dessa supernovor. Modeller av nukleosyntes i dessa förstastjärnor kan potentiellt användas för att anta parametrar för de föregående supernovorur den kemiska sammansättningen för gamla, metalfattiga stjärnor. Målet för dennauppsats är att ta reda på hur exakta värden som behövs på dessa kemiska sammansättningarför att nå en viss säkerhet på supernovaparametrarna. Det görs genom att ändraämneshalten för ett ämne i taget i fyra olika stjärnor och se hur de beräknade supernovamodellsparametrarnaändras. Den första slutsatsen är att det inte nödvändigtvis ärsamma ämnen som är viktiga för att bestämma supernovaparametrarna i varje stjärna,och om det är en sak som bestämmer vilket ämne som är viktigt skulle det vara stjärnansmetallicitet. Stjärnorna HE1327-2326 och HE0107-5240 har metalliciteter som är näravarandra, med respektive [Fe/H] < -5.0 och [Fe/H] = -5.3, och betedde sig snarlikt, så vardet kväve som var det viktigaste ämnet i dessa två stjärnor. Stjärnan SMSS0313-6708,[Fe/H] < -7.3, hade fler ämnen som ändrade parametrarna och de viktigaste var C, O ochCa. Stjärnan CS 31028-001, [Fe/H] = -2.9, hade också många ämnen som var viktiga ochnågra av dem var Na, K och Ni.
| Identifer | oai:union.ndltd.org:UPSALLA1/oai:DiVA.org:uu-326091 |
| Date | January 2017 |
| Creators | Bengtz, Oskar |
| Publisher | Uppsala universitet, Institutionen för fysik och astronomi |
| Source Sets | DiVA Archive at Upsalla University |
| Language | English |
| Detected Language | Swedish |
| Type | Student thesis, info:eu-repo/semantics/bachelorThesis, text |
| Format | application/pdf |
| Rights | info:eu-repo/semantics/openAccess |
| Relation | FYSAST ; FYSKAND1076 |
Page generated in 0.0017 seconds