¿Es el oxígeno un elemento alfa?

Dos cosas.

1. La abundancia de oxígeno es algo difícil de medir en espectros ópticos, mucho más difícil que Mg, Ca y Si. Por lo tanto, estos últimos generalmente se usan para representar "los elementos alfa". Hay un triplete OI fuerte a 777 nm y una línea prohibida OI mucho más débil a 630 nm. Pero estos a menudo dan resultados contrarios porque se mezclan con otras líneas y sufren efectos NLTE inciertos (p. ej., Ting et al. 2018 ). Mg, Ca y Si, por el contrario, tienen muchas líneas de absorción fáciles de medir y comprender en los espectros estelares.

2. El oxígeno no solo se produce en las estrellas masivas y se expulsa en las supernovas (aunque esa es probablemente la principal causa del enriquecimiento galáctico temprano, por ejemplo, Meyer et al. 2008 ). El oxígeno también se forma en las zonas de combustión de He de las estrellas de menor masa a través de la captura de un núcleo de He por un$^{12}$núcleo C. La quema de helio eventualmente ocurre en todas las estrellas que han dejado la secuencia principal en nuestra galaxia. En particular, las estrellas asintóticas de rama gigante de masa$2<M/M_\odot<8$nunca explotarán como supernovas, pero son mucho más numerosas que las estrellas de gran masa y pueden distribuir algunos de los productos de su combustión interna de He en el medio interestelar a través de una mezcla convectiva profunda, pulsaciones y vientos: el llamado tercer dragado . (lo que trae más carbono que oxígeno en realidad). Pero esto sucederá más tarde y en entornos más ricos en metales porque la vida útil de las estrellas de menor masa es mucho más larga. Por lo tanto, aunque el oxígeno se produce por captura alfa, es posible que no se comporte como un "elemento alfa" típico en el sentido de que puede mostrar un enriquecimiento continuo más allá del producido por un estallido inicial de formación de estrellas masivas en poblaciones pobres en metales. La abundancia de oxígeno del medio interestelar (y las estrellas nacidas allí) podríacontinúan aumentando más lentamente gracias a las contribuciones de numerosas estrellas AGB de vida más larga, no solo a las supernovas más raras. Esta complicación está ausente para Mg, Ca y Si porque estos no se producen en estrellas AGB de menor masa.

Habiendo dicho eso, entiendo que la mayoría de los autores tratan el oxígeno como un elemento alfa y la contribución de las estrellas AGB no es suficiente para evitar que [O/Fe] se comporte de manera muy similar a [Mg/Fe], [Si/Fe] y [Ca /Fe] en poblaciones estelares (aunque con más ruido, porque es difícil de medir). El diagrama a continuación es de un artículo bien citado de Bensby et al. (2014) , y muestra claramente que [O/Fe] se comporta como los otros elementos alfa, aunque quizás haya signos de una disminución continua de [Fe/H]>0 que es más débil en los otros elementos alfa.