Является ли кислород альфа-элементом?

Сверхновые типа II (коллапс ядра) возникают вскоре после звездообразования и обогащают галактику α элементы , такие как O , C , NE , Mg , Ca и Si . С другой стороны, сверхновые типа Ia возникают в более позднем временном масштабе и производят в основном Fe и более тяжелые элементы, а также незначительное количество α элементы. Существует большой интерес к ограничению [ α /Fe] отношение галактик, так как это кое-что говорит вам о скорости образования звезд в галактике в зависимости от космического возраста.

Я обычно видел исследования, основанные на измерении содержания Mg, Si и Ca по отношению к Fe, но не кислорода. Для справки, страница Википедии для альфа-процесса говорит

Что касается кислорода, то одни авторы считают его альфа-элементом, другие — нет. Кислород, несомненно, является альфа-элементом в звездах с низкой металличностью населения II . Он образуется в сверхновых типа II, и его усиление хорошо коррелирует с усилением других элементов альфа-процесса.

Почему кислород не может быть α элемент в средах с высоким содержанием металлов, даже если он производится сверхновыми типа II?

Предпочитают ли исследования [Mg/Fe], [Ca/Fe] и [Si/Fe] в качестве прокси для [ α /Fe] вместо [O/Fe] по астрофизическим причинам или просто потому, что спектральные характеристики Mg, Ca и Si легче измерить, чем O?

Что касается «сверхновых типа Ia, которые возникают в более позднем временном масштабе и производят в основном Fe и более тяжелые элементы» (выделено мной): не должно ли « производить в основном» «также производить» (или подобное)? От сверхновой типа Ia (курсив мой): «Приблизительно во время максимальной светимости спектр содержит линии элементов промежуточной массы от кислорода до кальция; это основные составляющие внешних слоев звезды». . Возможно, количественно определить соотношение между элементами?

Ответы (1)

Две вещи.

  1. Обилие кислорода трудно измерить в оптических спектрах — гораздо труднее, чем Mg, Ca и Si. Таким образом, эти последние обычно используются для представления «альфа-элементов». Имеется сильный триплет OI на 777 нм и гораздо более слабая запрещенная линия OI на 630 нм. Но они часто дают противоположные результаты, потому что они смешиваются с другими линиями и страдают от неопределенных эффектов NLTE (например, Ting et al. 2018 ). Mg, Ca и Si, напротив, имеют много легко измеряемых и понятных линий поглощения в звездных спектрах.

  2. Кислород образуется не только в массивных звездах и извергается сверхновыми (хотя это, вероятно, основная причина раннего галактического обогащения — например, Мейер и др., 2008 ). Кислород также образуется в зонах горения гелия звезд с меньшей массой в результате захвата ядра гелия 12 ядро С. Горение гелия в конечном итоге происходит во всех звездах, покинувших главную последовательность в нашей галактике. В частности, асимптотические звезды гигантской ветви массы 2 < М / М ⊙ < 8 никогда не взорвутся как сверхновые, но они гораздо более многочисленны, чем звезды с большой массой, и могут распространять некоторые продукты своего внутреннего горения гелия в межзвездную среду посредством глубокого конвективного перемешивания, пульсаций и ветров - так называемая третья вытяжка . (что на самом деле приносит больше углерода, чем кислорода). Но это произойдет позже и в более богатой металлами среде, потому что время жизни звезд с меньшей массой намного больше. Таким образом, даже если кислород образуется в результате альфа-захвата, он может вести себя не как типичный «альфа-элемент» в том смысле, что он может демонстрировать продолжающееся обогащение сверх того, которое было вызвано первоначальным всплеском массивного звездообразования в популяциях с низким содержанием металлов. Содержание кислорода в межзвездной среде (и рожденных в ней звездах) можетпродолжают расти медленнее благодаря вкладу многочисленных долгоживущих звезд AGB, а не только более редких сверхновых. Это осложнение отсутствует для Mg, Ca и Si, потому что они не образуются в звездах AGB с меньшей массой.

Сказав это, я понимаю, что большинство авторов рассматривают кислород как альфа-элемент, и вклад звезд AGB недостаточен, чтобы остановить поведение [O/Fe], очень похожее на [Mg/Fe], [Si/Fe] и [Ca /Fe] в звездном населении (хотя и с большим шумом, потому что его трудно измерить). График ниже взят из хорошо цитируемой статьи Bensby et al. (2014) и ясно показывает, что [O/Fe] ведет себя как другие альфа-элементы, хотя, возможно, есть признаки продолжающегося снижения для [Fe/H]>0, которое слабее у других альфа-элементов.

Альфа/Fe против [Fe/H] от Bensby et al. (2014)

Вау, спасибо за супер четкий и быстрый ответ! Что касается вашего первого пункта, для измерения звездного изобилия кислорода, я понимаю, что мы ограничены редкостью и шумом линий поглощения кислорода . А как насчет измерения содержания кислорода в межзвездном газе? Кажется, что это обычно делается, потому что вы можете легко обнаружить эмиссионные линии ионов кислорода в оптике (3727AA, 5007AA и т. д.). Есть ли трудности с ограничением и интерпретацией [альфа/Fe] межзвездного газа, учитывая так много заметных линий эмиссии газа?
@quantumflash Я думаю, что измерить Fe в ISM сложно. Но что бы вы хотели показать? ISM хорошо перемешан, поэтому вы не видите, как эволюционировало [O/Fe]; вы видите его таким, какой он есть сейчас. Суть измерения [O/Fe] в звездах заключается в том, что это летопись окаменелостей ISM, когда они рождались.
Забавно, но я только что получил за это бронзовый значок «Звездная астрофизика» !
Является ли кислород альфа-элементом?
СпросиСетьПолитика конфиденциальности1y, 0v