Ist Sauerstoff ein Alpha-Element?

Supernovae vom Typ II (Kernkollaps) treten kurz nach der Sternentstehung auf und reichern eine Galaxie an a Elemente wie O , C , NE , Mg , Ca und Si . Auf der anderen Seite treten Supernovae vom Typ Ia auf einer verzögerteren Zeitskala auf und produzieren hauptsächlich Fe und schwerere Elemente und vernachlässigbare Mengen an a Elemente. Es besteht großes Interesse daran, die [ a /Fe]-Verhältnis von Galaxien, da dies etwas über die Geschwindigkeit aussagt, mit der Sterne in der Galaxie als Funktion des kosmischen Alters entstanden.

Ich habe normalerweise gesehen, dass Studien sich auf die Messung der Häufigkeit von Mg, Si und Ca im Verhältnis zu Fe beziehen, aber nicht auf Sauerstoff. Als Referenz sagt die Wikipedia-Seite für den Alpha-Prozess

Sauerstoff wird von manchen Autoren als Alpha-Element betrachtet, von anderen nicht. Sauerstoff ist sicherlich ein Alpha-Element in Population-II-Sternen mit geringer Metallizität . Es wird in Typ-II-Supernovas produziert und seine Verstärkung korreliert gut mit einer Verstärkung anderer Alpha-Prozesselemente.

Warum sollte Sauerstoff nicht ein sein a Element in Umgebungen mit hoher Metallizität, obwohl es von Typ-II-Supernovae produziert wird?

Bevorzugen Studien [Mg/Fe], [Ca/Fe] und [Si/Fe] als Stellvertreter für [ a /Fe] anstelle von [O/Fe] aus astrophysikalischen Gründen, oder einfach weil die spektralen Eigenschaften von Mg, Ca und Si einfacher zu messen sind als O?

Zu "Supernovae vom Typ Ia treten auf einer verzögerteren Zeitskala auf und produzieren hauptsächlich Fe und schwerere Elemente" (meine Betonung): Sollte "hauptsächlich produzieren" nicht "auch produzieren" (oder ähnlich) sein ? Aus einer Supernova vom Typ Ia (meine Hervorhebung): "In der Nähe der Zeit der maximalen Leuchtkraft enthält das Spektrum Linien von Elementen mittlerer Masse von Sauerstoff bis Kalzium; dies sind die Hauptbestandteile der äußeren Schichten des Sterns." . Vielleicht das Verhältnis zwischen den Elementen quantifizieren?

Antworten (1)

Zwei Dinge.

  1. Die Menge an Sauerstoff ist in optischen Spektren schwer zu messen – viel schwieriger als Mg, Ca und Si. Daher werden diese letzteren normalerweise verwendet, um "die Alpha-Elemente" darzustellen. Es gibt ein starkes OI-Triplett bei 777 nm und eine viel schwächere verbotene OI-Linie bei 630 nm. Diese liefern aber oft gegensätzliche Ergebnisse, weil sie mit anderen Linien vermischt sind und unter unsicheren NLTE-Effekten leiden (z. B. Ting et al. 2018 ). Im Gegensatz dazu haben Mg, Ca und Si viele leicht messbare und gut verständliche Absorptionslinien in Sternspektren.

  2. Sauerstoff wird nicht nur in massereichen Sternen produziert und in Supernovae ausgespuckt (obwohl dies wahrscheinlich die Hauptursache für die frühe galaktische Anreicherung ist - zB Meyer et al. 2008 ). Sauerstoff wird auch in den He-Brennzonen masseärmerer Sterne durch den Einfang eines He-Kerns durch a gebildet 12 C-Kern. Die Heliumverbrennung findet schließlich in allen Sternen statt, die die Hauptreihe in unserer Galaxie verlassen haben. Insbesondere asymptotische Riesenzweigsterne mit Masse 2 < M / M ⊙ < 8 werden nie als Supernovae explodieren, sind aber viel zahlreicher als massereiche Sterne und können einen Teil der Produkte ihres inneren He-Brennens durch tiefe konvektive Vermischung, Pulsationen und Winde im interstellaren Medium verteilen - dem sogenannten dritten Dredge- up (was tatsächlich mehr Kohlenstoff als Sauerstoff nach oben bringt). Dies wird jedoch später und in metallreicheren Umgebungen geschehen, da die Lebensdauer von Sternen mit geringerer Masse viel länger ist. Obwohl Sauerstoff durch Alpha-Einfang produziert wird , verhält es sich daher möglicherweise nicht wie ein typisches "Alpha-Element", da es eine kontinuierliche Anreicherung über die hinaus zeigen kann, die durch einen anfänglichen Ausbruch massiver Sternentstehung in metallarmen Populationen erzeugt wird. Der Sauerstoffreichtum des interstellaren Mediums (und der darin geborenen Sterne) könntedank der Beiträge zahlreicher langlebigerer AGB-Sterne, nicht nur der selteneren Supernovae, weiterhin langsamer steigen. Diese Komplikation fehlt für Mg, Ca und Si, da diese nicht in AGB-Sternen mit geringerer Masse produziert werden.

Allerdings ist mein Verständnis, dass die meisten Autoren Sauerstoff als Alpha-Element behandeln und der Beitrag von AGB-Sternen nicht ausreicht, um zu verhindern, dass sich [O/Fe] sehr ähnlich wie [Mg/Fe], [Si/Fe] und [Ca] verhält /Fe] in Sternpopulationen (allerdings mit mehr Rauschen, weil es schwer zu messen ist). Das folgende Diagramm stammt aus einer vielzitierten Arbeit von Bensby et al. (2014) und zeigt deutlich, dass sich [O/Fe] wie die anderen Alpha-Elemente verhält, obwohl es möglicherweise Anzeichen für einen anhaltenden Rückgang für [Fe/H]>0 gibt, das bei den anderen Alpha-Elementen schwächer ist.

Alpha/Fe vs. [Fe/H] von Bensby et al. (2014)

Wow, danke für die super klare und schnelle Antwort! In Bezug auf Ihren ersten Punkt, für die Messung der stellaren Sauerstoffhäufigkeit, verstehe ich, dass wir durch die Seltenheit und das Rauschen von Sauerstoffabsorptionslinien eingeschränkt sind . Aber was ist mit der Messung des Sauerstoffgehalts für das interstellare Gas? Es scheint, dass dies routinemäßig durchgeführt wird, da Sie Sauerstoffionen- Emissionslinien in der Optik (3727AA, 5007AA usw.) leicht erkennen können. Gibt es angesichts so vieler markanter Gasemissionslinien Schwierigkeiten, [alpha/Fe] von interstellarem Gas einzuschränken und zu interpretieren?
@quantumflash Ich denke, die Messung von Fe im ISM ist schwierig. Aber was würden Sie versuchen zu zeigen? Das ISM ist gut gemischt, also sieht man nicht, wie sich [O/Fe] entwickelt hat; du siehst es so wie es jetzt ist. Der springende Punkt bei der Messung von [O/Fe] in Sternen ist, dass es sich um einen fossilen Nachweis des ISM handelt, als sie geboren wurden.
Amüsanterweise habe ich dafür gerade das Bronze- Tag-Abzeichen "Stellare Astrophysik" erhalten !
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