THE MONASH CHEMICAL YIELDS PROJECT (Mon  ey)

Carolyn DohertyJ. Lattanzio, G. Angelou, S.W. Campbell, 

R. Church, T. Constantino, S. Cristallo, P. Gil­Pons, A. Karakas,  M. Lugaro, R. Stancliffe 

χ

   

Element productionLow­ and intermediate stars are important for galactic chemical evolution as they enrich the environment with C, N, F, and ~ ½ of all of the elements past Fe via the s­process

Goal: to produce a large and homogeneous set of (single star) nucleosynthetic yields for low and intermediate mass stars

   

Overview* Low & intermediate mass star evolution (AGB stars)

* Evolution Code – Overview 

* Nucleosynthesis Code ­ overview

* Proton ingestion episodes 

● * Our computational grid

* Low metallicity models

* Mon  ey Online 

* Summary & Conclusions

χ

   

AGB Star Recap Stars in the mass range     ~ 0.8 – 10 Msun 

After core H & He (& C) burning  they enter the thermally pulsing AGB phase which consists of alternating H & He shell burning phases

Strong mass loss erodes the envelope to leave a CO (or ONe) white dwarf  Lugaro 2005

TP­AGB nucleosynthesis : Third dredge up events                                                            Hot Bottom burning

   

Evolution Program (MONSTAR)

Monash version of Mount Stromlo stellar program

Recent code developments

* Low temperature variable composition opacities from ÆSOPUS (Marigo & Aringer 2009 ) & updated equation of state  to OPAL & Helmholtz  (see Constantino et al. 2014).

* Refined carbon burning, updated electron screening & neutrino losses (Doherty et al. 2010)

* “Extra­mixing” non canonical mixing  ­ thermohaline (Angelou et al. 2011, 2012)

* Addition of species 7Be, 7Li, 13C  for 13C (a,n)

   

Nucleosynthesis Program (MONTAGE)

Modified Monash nucleosynthesis code (Church et al. 2009)

A lower network to Ca  Solves mixing and burning simultaneous  

● Upper network (from Cristallo et al. 2009) is decoupled with 2 step 

● *burn ­ neutrons passed to network and then *mix.

●

● Upper Network 1 – includes only neutron capture reactions and beta decays ­ 389 species (475)

●

●

● Upper Network 2 – 631 (717 total) species,  inc.  species further from beta stability – for very               high neutron densities                 

       Hybrid code is  MUCH FASTER

       Results compare very well with brute force method

Spatial coverageHow fine an initial mass spacing is required?

IMF Weighted yields (from our light element compilations) 

Some isotopes are only produced in narrow mass range – we want to capture these peaks

~ 0.1, 0.25  or 0.5 Msun divisions

Doherty et al. 2014a (inc Karakas 2010)

Z =0.02Z=0.008Z=0.004

Initial Mass (Msun)

Metallicity coverageHow to choose which metallicities?  e.g.  * Presolar grains      * Globular clusters  * CEMP ­s stars (Fe/H ­3.5 to ­2)* First Stars ­ Z=0 * Super­solar 

Harris 1996

Busso et al. 2001

Proton ingestion episodes (PIEs)Campbell 2007

Low Z, low mass AGB stars  Convective He burning region  comes in contact with H rich regionProtons are ingested (PIE) where it has high temp and density  Production of 13C from 12C and then activation of the 13C(a,n)16O neutron source e.g. Fujimoto et al. 1990,Lau et al. 2009  Campbell et al. 2008/10, Herwig 2011, Bertolli et al 2013 etcALSO ­ Dredge­out event in massive Super­AGB stars

 High neutron densities          (~ 1015 n cm­3 ) 

Doherty et al. 2015

s/r or i process nucleosynthesis

Stable isotopes

r-process code from Petermann et al. 20121-zone trajectories

i process path

Stable isotopes

s processr process

With the high neutron densities the abundances can venture far from beta stabilityi­process (Cowen & Rose 1977)

PIE MODELS NEED OUR LARGER NETWORK

   

Met

allic

ity

Key areasHeavy element yield predictions for: 

* Super­AGB stars

* Low­Z AGB stars

* Super­solar Z stars

● * PIES

 Extra­mixing  (thermohaline)

 Uncertainty parameter space

13C Pockets

Proton ingestion               episodes (PIES)

We insert a partially mixed zone (PMZ) for 13C pocket

Uncertainties – parameter spaceAGB stellar modeling involve many uncertainties For the evolution, in particular the:

* Mass loss rate ­ AGB phase                      ­ RGB phase

* Mixing length theory value (MLT) of FST etc?Our standards * Reimers 1975 eta= 0.4 (RGB) and Vassiliadis and Wood 1993 (modified Wood 2007) (AGB)BUT test grids will be performed for a substantial subset

For the nucleosynthesis some main uncertainties are: * 13C pocket – size, which mass etc * Nuclear reaction rates

With the speed of our nucleosythesis calculations we      can compute subgrids with different 13C pocket sizes, profiles to provide robust uncertainty bounds 

   

Low metallicity AGB stars Update to the light element, low mass, low Z AGB star yields

Inclusion of low temp molecular opacity  shortens duration of the TP­AGB phase and reduces HBB temperatures

● Our preliminary calculations show greatly reduced 3DU/HBB products     and also a quite different white dwarf mass distribution 

 Constantino et al. 2014 (+ works Marigo & collaborators)   

Tem

pera

ture

 (MK

)

Campbell & Lattanzio 2008

   

Monχey online – coming soon EVOLUTION

* Stellar tracks 

* Thermally pulsing evolutionary properties

NUCLEOSYNTHESIS

* Surface compositions

* Internal chemical compositions

* Neutron densitiesYIELDS

* Stellar Yields

* Weighted element/isotopic yields scaled by a range of IMFs

* Uncertainty estimates for each element/isotope

AGB STAR TUTORIAL

PLOTTING INTERFACE 

Summary and Conclusions● Low and intermediate mass star nuceleosynthetic calculations 

and stellar yields have a large range of applications from Galactic Chemical evolution, presolar grain abundances,  planetary nebula studies, CEMP­s stars etc. 

Computations for the Mon eyχ  project are well underwayWe expect a release of the first  results later this year

We are currently working on the web interface – any requests for functionality, or specific outputs are very welcome !

"Everybody's Got Something To Hide.... *EXCEPT* for me and my MonKey"           John Lennon and Paul McCartney