Металличность

редактировать
О металличности химических элементов см. Свойства металлов, металлоидов и неметаллов. Шаровое скопление M80. Звезды в шаровых скоплениях - это в основном пожилые бедные металлами члены популяции II.

В астрономии, Металличность является обилие элементов, присутствующих в объекте, которые тяжелее водорода и гелия. Большая часть нормальной физической материи во Вселенной состоит из водорода или гелия, и астрономы используют слово «металлы» как удобный краткий термин для «всех элементов, кроме водорода и гелия». Это слово отличается от обычного химического или физического определения металла как электропроводящего твердого тела. Звезды и туманности с относительно высоким содержанием тяжелых элементов называются «богатыми металлами» в астрофизических терминах, хотя многие из этих элементов не являются металлами в химии.

Присутствие более тяжелых элементов происходит от звездного нуклеосинтеза, где большинство элементов во Вселенной тяжелее водорода и гелия (в дальнейшем металлы) образуются в ядрах звезд по мере их эволюции. Со временем звездные ветры и сверхновые выделяют металлы в окружающую среду, обогащая межзвездную среду и обеспечивая переработку материалов для рождения новых звезд. Отсюда следует, что старшие поколения звезд, которые сформировались в бедной металлами ранней Вселенной, обычно имеют более низкую металличность, чем у более молодых поколений, которые сформировались в более богатой металлами Вселенной.

Наблюдаемые изменения в химическом составе различных типов звезд, основанные на спектральных особенностях, которые позже были приписаны металличности, привели астронома Вальтера Бааде в 1944 году к предположению о существовании двух разных популяций звезд. Они стали широко известны как звезды населения I (богатые металлами) и населения II (бедные металлами). Третье звездное население было введено в 1978 году, известное как звезды населения III. Теоретически эти чрезвычайно бедные металлом звезды были «первородными» звездами, созданными во Вселенной.

СОДЕРЖАНИЕ

  • 1 Общие методы расчета
    • 1.1 Массовая доля
    • 1.2 Соотношения химического содержания
    • 1.3 Фотометрические цвета
  • 2 Металличность в различных астрофизических объектах
    • 2.1 Звезды
      • 2.1.1 Связь между звездной металличностью и планетами
    • 2.2 HII регионы
  • 3 См. Также
  • 4 ссылки
  • 5 Дальнейшее чтение

Общие методы расчета

Астрономы используют несколько различных методов для описания и приблизительного определения содержания металлов в зависимости от доступных инструментов и интересующего объекта. Некоторые методы включают определение доли массы, приписываемой газу по сравнению с металлами, или измерение соотношения количества атомов двух различных элементов по сравнению с соотношениями, обнаруженными на Солнце.

Массовая доля

Звездная композиция часто просто определяется параметрами Х, Y и Z. Здесь X - массовая доля водорода, Y - массовая доля гелия, Z - массовая доля всех остальных химических элементов. Таким образом

Икс + Y + Z знак равно 1 {\ Displaystyle X + Y + Z = 1}

В большинстве звезд, туманностей, областей H II и других астрономических источников водород и гелий являются двумя доминирующими элементами. Массовая доля водорода обычно выражается как, где - общая масса системы, а - масса содержащегося в ней водорода. Точно так же массовая доля гелия обозначается как. Остальные элементы в совокупности называются «металлами», а металличность - массовая доля элементов тяжелее гелия - может быть рассчитана как Икс м ЧАС / M {\ Displaystyle X \ эквив м _ {\ текст {H}} / M} M {\ displaystyle M} м ЧАС {\ displaystyle m _ {\ text {H}}} Y м Он / M {\ Displaystyle Y \ эквив м _ {\ текст {He}} / M}

Z знак равно я gt; Он м я M знак равно 1 - Икс - Y . {\ displaystyle Z = \ sum _ {igt; {\ text {He}}} {\ frac {m_ {i}} {M}} = 1-XY.}

Для поверхности Солнца эти параметры измеряются и имеют следующие значения:

Описание Солнечная ценность
Массовая доля водорода Икс солнце знак равно 0,7381 {\ displaystyle X _ {\ text {солнце}} = 0,7381}
Массовая доля гелия Y солнце знак равно 0,2485 {\ displaystyle Y _ {\ text {солнце}} = 0,2485}
Металличность Z солнце знак равно 0,0134 {\ displaystyle Z _ {\ text {солнце}} = 0,0134}

Из-за эффектов звездной эволюции ни первоначальный состав, ни нынешний объемный состав Солнца не совпадают с его современным составом поверхности.

Коэффициенты химического содержания

Общая металличность звезды обычно определяется с использованием общего содержания водорода, поскольку его содержание считается относительно постоянным во Вселенной, или содержания железа в звезде, содержание которого обычно линейно увеличивается во Вселенной. Железо также относительно легко измерить с помощью спектральных наблюдений в спектре звезды, учитывая большое количество линий железа в спектрах звезды (даже несмотря на то, что кислород является наиболее распространенным тяжелым элементом - см. Металличность в областях HII ниже). Коэффициент содержания - это десятичный логарифм отношения содержания железа в звезде к содержанию железа на Солнце и рассчитывается следующим образом:

[ Fe / ЧАС ] знак равно бревно 10 ( N Fe N ЧАС ) звезда - бревно 10 ( N Fe N ЧАС ) солнце , {\ displaystyle [{\ text {Fe}} / {\ text {H}}] = \ log _ {10} {\ left ({\ frac {N _ {\ text {Fe}}} {N _ {\ text { H}}}} \ right) _ {\ text {star}}} - \ log _ {10} {\ left ({\ frac {N _ {\ text {Fe}}}} {N _ {\ text {H}} }} \ right) _ {\ text {солнце}}},}

где и - количество атомов железа и водорода в единице объема соответственно. Единицей, часто используемой для определения металличности, является dex, сокращение от «десятичной экспоненты». Согласно этой формулировке звезды с более высокой металличностью, чем Солнце, имеют положительный десятичный логарифм, тогда как звезды с более высоким содержанием водорода имеют соответствующее отрицательное значение. Например, звезды со значением [Fe / H] +1 имеют в 10 раз большую металличность Солнца (10 1); и наоборот, те, у которых значение [Fe / H] равно -1, имеют 1 ⁄ 10, тогда как те, у которых значение [Fe / H] равно 0, имеют такую ​​же металличность, как Солнце, и так далее. Молодые звезды населения I имеют значительно более высокое отношение железа к водороду, чем более старые звезды населения II. Звезды Primordial Population III, по оценкам, имеют металличность менее −6, что составляет миллионную часть содержания железа на Солнце. Такие же обозначения используются для выражения вариаций содержания между другими отдельными элементами по сравнению с солнечными пропорциями. Например, обозначение «[O / Fe]» представляет собой разницу в логарифме содержания кислорода в звезде по сравнению с содержанием в нем железа по сравнению с Солнцем. В общем, данный звездный процесс нуклеосинтеза изменяет пропорции только нескольких элементов или изотопов, поэтому образец звезды или газа с определенными значениями [/ Fe] вполне может указывать на связанный, изученный ядерный процесс. N Fe {\ displaystyle N _ {\ text {Fe}}} N ЧАС {\ displaystyle N _ {\ text {H}}}

Фотометрические цвета

Астрономы могут оценивать металличность с помощью измеренных и откалиброванных систем, которые коррелируют фотометрические измерения и спектроскопические измерения (см. Также Спектрофотометрия ). Например, фильтры Johnson UVB могут использоваться для обнаружения избытка ультрафиолета (УФ) в звездах, где меньший избыток ультрафиолета указывает на большее присутствие металлов, которые поглощают ультрафиолетовое излучение, тем самым заставляя звезду казаться «более красной». Ультрафиолетовый избыток, δ (U-B), определяется как разница между звездными величинами в полосах U и B по сравнению с разницей между величинами звезд в полосах U и B богатых металлами звезд в скоплении Гиады. К сожалению, δ (U − B) чувствительно как к металличности, так и к температуре : если две звезды одинаково богаты металлами, но одна холоднее другой, они, вероятно, будут иметь разные значения δ (U − B) (см. Также эффект Бланкетинга. ). Чтобы смягчить это вырождение, цвет звезды B − V может использоваться в качестве индикатора температуры. Кроме того, УФ-избыток и цвет B-V можно скорректировать, чтобы связать значение δ (U-B) с содержаниями железа.

Другие фотометрические системы, которые могут быть использованы для определения металличности некоторых астрофизических объектов, включают систему Стремгрена, Женевскую систему, Вашингтонскую систему и систему DDO.

Металличности в различных астрофизических объектах

Звезды

При данной массе и возрасте звезда с низким содержанием металлов будет немного теплее. Металличность звезд населения II составляет примерно от 1/1000 до 1/10 солнечной ([Z / H] =От −3,0 до −1,0), но группа кажется более прохладной, чем население I в целом, поскольку тяжелые звезды населения II давно умерли. При массе Солнца выше 40 металличность влияет на то, как звезда умирает: за пределами окна парной нестабильности звезды с более низкой металличностью схлопываются прямо в черную дыру, в то время как звезды с более высокой металличностью претерпевают сверхновую типа Ib / c и могут покинуть нейтронную звезду.

Связь звездной металличности и планет

Измерение металличности звезды - это один из параметров, который помогает определить, может ли звезда иметь планету- гигант, поскольку существует прямая корреляция между металличностью и наличием планеты-гиганта. Измерения продемонстрировали связь между металличностью звезды и газовыми планетами-гигантами, такими как Юпитер и Сатурн. Чем больше металлов в звезде и, следовательно, его планетарной системы и proplyd, тем более вероятно, система может иметь газовые гигантские планеты. Современные модели показывают, что металличность, а также правильная температура планетной системы и расстояние от звезды являются ключевыми для формирования планет и планетезималей. Для двух звезд с одинаковым возрастом и массой, но с разной металличностью, менее металлическая звезда будет более синей. Среди звезд одного цвета менее металлические звезды излучают больше ультрафиолетового излучения. Солнце, с 8 планет и 5 известных карликовых планет, используется в качестве ссылки, с [Fe / H] из 0.00.

HII регионы

Молодые, массивные и горячие звезды (обычно спектральных классов O и B ) в областях H II излучают УФ-фотоны, которые ионизируют атомы водорода в основном состоянии, выбивая электроны и протоны ; этот процесс известен как фотоионизация. Свободные электроны могут столкнуться с другими атомами поблизости, возбуждая связанные металлические электроны в метастабильное состояние, которые в конечном итоге распадаются обратно в основное состояние, испуская фотоны с энергиями, соответствующими запрещенным линиям. Посредством этих переходов астрономы разработали несколько методов наблюдений для оценки содержания металлов в областях HII, где чем сильнее запрещенные линии в спектроскопических наблюдениях, тем выше металличность. Эти методы зависят от одного или нескольких из следующих факторов: разнообразия асимметричных плотностей внутри областей HII, различных температур встроенных звезд и / или плотности электронов в ионизированной области.

Теоретически, чтобы определить общее содержание одного элемента в области HII, необходимо наблюдать и просуммировать все линии перехода. Однако это может быть затруднено наблюдением из-за разницы в силе лески. Некоторые из наиболее распространенных запрещенных линий, используемых для определения содержания металлов в областях HII, относятся к кислороду (например, [O II] λ = (3727, 7318, 7324) Å и [O III] λ = (4363, 4959, 5007) Å.), азот (например, [NII] λ = (5755, 6548, 6584) Å) и сера (например, [SII] λ = (6717,6731) Å и [SIII] λ = (6312, 9069, 9531) Å) в оптическом спектре и линии [OIII] λ = (52, 88) мкм и [NIII] λ = 57 мкм в инфракрасном спектре. Кислород имеет некоторые из более сильных и более широких линий в областях HII, что делает его основной целью для оценок металличности в этих объектах. Для расчета содержания металлов в областях HII с использованием измерений потока кислорода астрономы часто используют метод R 23, в котором

р 23 знак равно [ O II ] 3727   Å + [ O III ] 4959   Å + 5007   Å ЧАС β , {\ displaystyle R_ {23} = {\ frac {[{\ text {O II}}] _ {3727 ~ \ mathrm {\ AA}} + [{\ text {O III}}] _ {4959 ~ \ mathrm {\ AA} + 5007 ~ \ mathrm {\ AA}}} {{\ text {H}} _ {\ beta}}},}

где - сумма потоков от эмиссионных линий кислорода, измеренных на длинах волн покоя λ = (3727, 4959 и 5007) Å, деленная на поток от эмиссионной линии H β на длине волны покоя λ = 4861 Å. Это отношение хорошо определяется с помощью моделей и наблюдательных исследований, но следует проявлять осторожность, так как отношение часто бывает вырожденным, что дает решение как с низкой, так и с высокой металличностью, которое может быть нарушено дополнительными измерениями линий. Точно так же можно использовать другие отношения строгих запрещенных линий, например, для серы, где [ O II ] 3727   Å + [ O III ] 4959   Å + 5007   Å {\ displaystyle [{\ text {O II}}] _ {3727 ~ \ mathrm {\ AA}} + [{\ text {O III}}] _ {4959 ~ \ mathrm {\ AA} + 5007 ~ \ mathrm {\ AA}}}

S 23 знак равно [ S II ] 6716   Å + 6731   Å + [ S III ] 9069   Å + 9532   Å ЧАС β . {\ displaystyle S_ {23} = {\ frac {[{\ text {S II}}] _ {6716 ~ \ mathrm {\ AA} + 6731 ~ \ mathrm {\ AA}} + [{\ text {S III }}] _ {9069 ~ \ mathrm {\ AA} + 9532 ~ \ mathrm {\ AA}}} {{\ text {H}} _ {\ beta}}}.}.

Содержание металлов в регионах HII обычно составляет менее 1%, причем процентное содержание в среднем уменьшается с удалением от центра Галактики.

Смотрите также

использованная литература

дальнейшее чтение

Последняя правка сделана 2024-01-02 08:28:11
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте