In this work we present a semi-analytical Chemical Evolution Model in the Cosmological Framework for 11 elements, taking into account the evolution of Population III and II stars and the transition between metallicities Z = 0 and 10$^{−6}$, 10$^{−4}$, 10$^{−3}$, 4.10$^{−3}$, 8.10$^{−3}$ and 2.10$^{−2}$ Z$_{\odot}$. We calculate the star formation rate in the framework of hierarchical structure formation (PEREIRA; MIRANDA, 2010) coupled with chemical evolution equations for Oxygen (\emph{O}), Iron (\emph{Fe}), Zinc (\emph{Zn}), Nickel (\emph{Ni}), Silicon (\emph{Si}), Magnesium (\emph{Mg}), Aluminum (\emph{Al}), Carbon (\emph{C}), Nitrogen (\emph{N}), Phosphorus (\emph{P}) and Sulphur (\emph{S}). The best results are reached when considering a Press-Schechter-like formalism, a Salpeter IMF (x = 1.35) and \emph{T}$_{s}$ = 2Gyr as time-scale for star formation (VITTI, 2012). We compare data generated by the model with chemical abundances in the gas-phase from Damped Lyman-$\alpha$ Systems (DLAs). Zn is underabundant probably due to the lack of Hypernovae (HNe) yields in the code, while P and Ni are underabundant probably because Supernovae type Ia (SNe Ia) yields are not taken into account. Al and Mg are discussed to be underabundant because of chemical abundances measurement problems in DLAs (such as blending with the Ly-$\alpha$ Forest) while \emph{Fe} and \emph{Si} are thought to be overabundant because of dust depletion effects on these systems. \emph{C}, \emph{N} and \emph{O} are unexpectedly overabundant and although \emph{C} and \emph{O} are used as fuel in SNe Ia, this mechanism is probably not enough to remove significant amount of these elements from the Intergalactic Medium (IGM), leaving the possibility for further studies on the influence of Carbon-enhanced Metal-Poor stars (CEMPs), Carbon planets formation in the early Universe and the appearance of life on the Chemical Cosmic Evolution (LOEB, 2016).
Neste trabalho apresentamos um modelo semi-analítico de Evolução Química no Contexto Cosmológico para 11 elementos, considerando a evolução das estrelas de População III e II e a transição entre as metalicidades Z = 0, 10$^{−6}$, 10$^{−4}$, 10$^{−3}$, 4.10$^{−3}$, 8.10$^{−3}$ e 2.10$^{−2}$ Z$_{\odot}$. Calculamos a taxa de formação estelar no cenário hierárquico de formação de estruturas (PEREIRA; MIRANDA, 2010) acoplado à equações de evolução química para o Oxigênio (\emph{O}), Ferro (\emph{Fe}), Zinco (\emph{Z}n), Níquel (\emph{Ni}), Silício (\emph{Si}), Magnésio (\emph{Mg}), Alumínio (\emph{Al}), Carbono (\emph{C}), Nitrogênio (\emph{N}), Fósforo (\emph{P}) e Enxofre (\emph{S}). Os melhores resultados são atingidos considerando-se um formalismo do tipo Press-Schechter, uma função de massa inicial (IMF) do tipo Salpeter e \emph{T}$_{s}$ = 2Gyr para a escala de tempo da formação estelar (VITTI, 2012). Comparamos os dados gerados pelo modelo com abundâncias químicas na fase do gás de Damped Lyman-$\alpha$ Systems (DLAs). Resultados mostram subabundância para o \emph{Zn} provavelmente pela falta de yields de Hypenovae no código, enquanto \emph{P} e \emph{Ni} estão subabundantes provavalmente pelo fato de que yields de Supernovar tipo Ia (SNe Ia) não são considerados. Devido à problemas em medidas de DLAs, (como por exemplo ${''}$blendind${''}$ com as linhas da Floresta Ly-$\alpha$), \emph{Al} e \emph{Mg} estão subabundantes enquanto \emph{Fe} e \emph{Si} estão sobreabundantes probavelmente devido à influência de depleção por poeira na determinação das abundâncias nos dados observacionais nos DLAs. \emph{C}, \emph{N} and \emph{O} aparecem inesperadamente sobreabundantes, e embora C e O sejam usados como combustível em SNe Ia, esse mecanismo provavelmente não é suficiente para retirar quantidades significativas destes elementos do Meio Intergalático (IGM), abrindo a possibilidade para futuros estudos sobre a influência das Carbon-enhanced Metal-Poor stars (CEMPs), planetas de Carbono no Universo Primordial e do aparecimento de vida na Evolução Química Cósmica (LOEB, 2016).
