Forbidden oxygen in the Milky Way disk

Oxygen is produced inside massive stars and dispersed into the interstellar medium mainly through type II supernovae explosions. This element, which is the third most abundant one in the Universe, plays an important role in tracing the Galactic chemical history and evolution. This study aims at determining oxygen abundances from a sample of 714 F and G dwarf stars located in the solar neighborhood, from the oxygen forbidden line located at 630 nm, which is very weak and blended with a nickel line. This sample has been already used for a similar study (Bensby 2014), but abundances were determined via the triplet oxygen lines found at 777,4 nm, which are strong but formed under Non-Local Thermodynamic Equilibrium (NLTE) conditions. However, these departures were corrected for with empirical methods. Therefore, the resulting oxygen abundances from the forbidden line were compared to those obtained from the triplets, to test the reliability of this indicator within the sample of 714 stars. High-resolution spectra of these stars were obtained with high signal-to-noise, from observations conducted at some of the World's largest telescopes. Abundances for oxygen were calculated by spectral fitting of the observed and synthetic spectra using LTE model atmospheres obtained from MARCS. We find that the forbidden line was not a reliable indicator for determining oxygen abundances from the 714 stars sample, in comparison with the 777,4 nm.Syre är det tredje vanligaste grund ämnet i rymden efter väte och helium. Det förekommernaturligt i tre stabila isotoper; nämligen syre 16,17 och18. Syre 16 är den dominerandesyre isotopen och den huvudsakliga produkten vid kärnbr änning av helium och neon. Dessareaktioner kan ta mellan 3 och 106 år och sker vanligen i det inre omr ådet av massiva stjärnor med exempelvis åtta gånger solens massa. Syre anses vara ett viktigt spår ämne för vintergatan kemiska evolution då dess förekomstkan mätas på olika platser med hjälp av en mängd olika metoder. Detta kan i sin tur användas för att best ämma den kemiska uppbyggnaden av gaser som återfinns i en stjärnasatmosf är (Amarsi et al. 2016). Att best ämma förekomsten av syre på olika områden ivår galaxär alltså en mycket intressant uppgift då denna information kan hjälpa oss förståstjärnpopulationens evolution och historia. Dessutom kan syreförekomsten hjälpa oss att bättre förstå tidsförloppet vid supernovor. Exempelvis har thin disk stjärnor med högametalliciteter lågt syre och tros vara värd till fler supernovae av typ Ia, vilka bidrar tillrymdmateria med få alpha-element (ex. O ,Mg, Si, S,Ca och Ti) och mycket järn. Tillskillnad från dessa är thick disk stjärnor med låg metal- icitet rika på syre och tros därförvara värd till fler supernovae av typ II. Dessa producerar med alpha element och mindrejärn. Vidare kan vi, med hjälp av bra m ̈atningar av syref örekomst i metallfattiga kärnor, ge ett bättre estimat av dessas ålder. Denna typ av stjärnor tillhör thick disk regionen. Enmetod att analysera syreförekomsten i solarlika stjärnor är att unders öka spektralinjerna770 nm triplett som är starka och fria från överlapp från andra ämnen. 770 nm triplettlinjerna formas dock bara under extrema f öruts ättningar som skiljer sig markant från denlokala thermodynamiska jämnvikten. En annan metod för att best ämma syref örekomstär att unders öka den förbjudna linjen vid 630 nm som är svag och överlappar en delmed en spektrallinje från nickel. Denna linjen formas under den lokala thermodynamiskajämnvikten och valdes att unders ökas i detta projekt på grund av denna viktiga egenskap. Det dataset som användes innehåller 714 högkvalitativa stellarspektra från typ F och G stjärnor i vår omgivning. Denna data har använts tidigare för undersökning av syref örekomst men då inte med 630 nm linjen (Bensby et al. 2014). Detta projektet ämnar undersöka trovärdigheten av 630 nm linjen som indikator av syreförekomst för det ovanämndadataset. Detta görs genom jämf örelse med resultat från 770 nm tripplet linjerna. Syreförekomsten ber äknades genom spektralanpassning av det observerade och det syntetiskaspektra. Det syntetiska spektrat producerades med hjälp av en mjukvara vid namn SME(spectroscopy made easy)