Диаграмма зависимости (α/Fe) от (Fe/H)

Диаграмма зависимости [α/Fe] от [Fe/H] — это тип графика, обычно используемый в звездной и галактической астрофизике. Он показывает логарифмическое соотношение числовых плотностей диагностических элементов в звездных атмосферах по сравнению с солнечным значением. Ось X представляет содержание железа (Fe) по сравнению с водородом (H), то есть [Fe/H]. Ось y представляет собой комбинацию одного или нескольких элементов альфа-процесса ( O , Ne , Mg , Si , S , Ar , Ca и Ti ) по сравнению с железом (Fe), обозначаемым как [α/Fe].

Эти диаграммы позволяют оценить каналы нуклеосинтеза и галактическую эволюцию в выборках звезд в первом приближении. Они являются одними из наиболее часто используемых инструментов для анализа населения Галактики Млечного Пути. На диаграммах используются коэффициенты численности, нормированные по Солнцу (Солнце помещается на диаграмме в точку (0,0). Эта нормализация позволяет легко идентифицировать звезды в галактическом звездном диске с высоким альфа (исторически известном как толстый звездный диск Галактики ), обычно усиленном в [α/Fe], и звезды в галактическом звездном диске с низким альфа (исторически известном как Галактики как тонкий звездный диск ), с такими же низкими значениями [α/Fe], как у Солнца. Кроме того, диаграммы облегчают идентификацию звезд, которые, вероятно, родились во времена или в условиях, значительно отличающихся от звездного диска. Сюда входят звезды с низким содержанием металлов (с низким значением [Fe/H] < -1), которые, вероятно, принадлежат звездному гало или аккрецированным образованиям. ^{[ 1 ]}

История

Джордж Валлерстайн и Беатрис Тинсли были первыми пользователями диаграмм [α/Fe] и [Fe/H]. В 1962 году Джордж Валлерстайн на основе анализа выборки из 34 звезд галактического поля отметил, что «распределение [α/Fe], по-видимому, состоит из нормального распределения около нуля плюс семь звезд с [α/Fe] > 0,20. Их можно назвать звездами, богатыми [α/Fe]». ^{[ 2 ]}

В 1979 году Беатрис Тинсли использовала интерпретацию этих наблюдений вместе с теорией на протяжении всей своей работы о времени жизни звезд и соотношениях численности в химической эволюции . Обсуждая кислород как один из элементов альфа-процесса, она написала: «Как и ожидалось, наблюдаемый избыток [O/Fe] в бедных металлами звездах может быть качественно объяснен, если большая часть железа поступает из SN I. [... ] Важным ингредиентом для объяснения избытка [O/Fe] является то, что значительная часть кислорода должна поступать из звезд с более коротким сроком жизни, чем те, которые производят большую часть железа». ^{[ 3 ]} В 1980 году в книге «Эволюция звезд и газа в галактиках» она сказала: «Относительное содержание элементов тяжелее гелия дает информацию как о нуклеосинтезе, так и об эволюции галактик [...]». ^{[ 4 ]}

Эта относительная численность и диаграммы, изображающие различную относительную численность, сейчас являются одними из наиболее часто используемых диагностических инструментов галактической археологии. Бенсби и др. (2014) использовали их для исследования диска Млечного Пути в окрестностях Солнца. ^{[ 5 ]} Хайден и др. (2015) использовали их для работы над химической картографией диска Млечного Пути. ^{[ 6 ]} Было предложено назвать диаграмму в честь Тинсли и Валлерстайна. ^{[ 7 ]}

Обозначения

На диаграмме изображены две астрофизические величины звезд: содержание железа в них по отношению к водороду [Fe/H] — индикатору металличности звезд — и обогащение элементами альфа-процесса по отношению к железу [α/Fe].

Содержание железа обозначается как логарифм отношения содержания железа в звезде к содержанию железа на Солнце:

$[{\text{Fe}}/{\text{H}}]=\log _{10}{\left({\frac {N_{\text{Fe}}}{N_{\text{H}}}}\right)_{\text{star}}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\text{Fe}}}{N_{\text{H}}}}\right)_{\text{sun}}}$ ,

где $N_{\text{Fe}}$ и $N_{\text{H}}$ – количество атомов железа и водорода на единицу объема соответственно.

Это прослеживание вклада галактической химической эволюции в нуклеосинтез железа. Они различаются в зависимости от среды рождения звезд в зависимости от их истории звездообразования и силы звездных вспышек. Основными каналами синтеза железа являются сверхновые Ia и II. ^{[ 8 ]}

Отношение элементов альфа-процесса к железу, также известное как альфа-усиление, записывается как логарифм элементов альфа-процесса O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca и Ti к Fe по сравнению с содержанием элементов альфа-процесса к железу. Солнце:

$[\alpha /{\text{Fe}}]=\langle {\text{[X/Fe]}}\rangle =\langle \log _{10}{\left({\frac {N_{\text{X}}}{N_{\text{Fe}}}}\right)_{\text{star}}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\text{X}}}{N_{\text{Fe}}}}\right)_{\text{sun}}}\rangle {\text{, where X}}\in {\text{[O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, Ti]}}$ и

где $N_{\text{X}}$ и $N_{\text{Fe}}$ количество элементов альфа-процесса ${\text{X}}$ и атомы железа на единицу объема соответственно.

На практике не все из этих элементов можно измерить в звездных спектрах, и поэтому об альфа-усилении обычно сообщают как простое или взвешенное по ошибке среднее содержание отдельных элементов альфа-процесса. ^{[ нужна ссылка ]}

Ссылки

^ Хокинс, К.; Жофре, П.; Массерон, Т.; Гилмор, Г. (2015). «Использование химической метки для переопределения границы между галактическим диском и гало». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 453 (1): 758–774. arXiv : 1507.03604 . Бибкод : 2015MNRAS.453..758H . дои : 10.1093/mnras/stv1586 . ISSN 0035-8711 . {{cite journal}}: CS1 maint: неотмеченный бесплатный DOI ( ссылка )
^ Валлерстайн, Джордж (1962). «Распространенность G-карликов. VI. Обзор полевых звезд». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 6 : 407. Бибкод : 1962ApJS....6..407W . дои : 10.1086/190067 . ISSN 0067-0049 .
^ Тинсли, Б.М. (1979). «Время жизни звезд и соотношение их численности в химической эволюции». Астрофизический журнал . 229 : 1046–1056. Бибкод : 1979ApJ...229.1046T . дои : 10.1086/157039 . ISSN 0004-637X .
^ Тинсли, Б.М. (1980). «Эволюция звезд и газа в галактиках». Основы космической физики . 5 : 287–388. arXiv : 2203.02041 . Бибкод : 1980FCPh....5..287T .
^ Бенсби, Т.; Фельцинг, С.; Ой, М.С. (2014). «Исследование звездного диска Млечного Пути. Подробное исследование содержания элементов в 714 звездах-карликах F и G в окрестностях Солнца». Астрономия и астрофизика . 562 : А71. arXiv : 1309.2631 . Бибкод : 2014A&A...562A..71B . дои : 10.1051/0004-6361/201322631 . ISSN 0004-6361 . S2CID 118786105 .
^ Хайден, Майкл Р.; Бови, Джо; Хольцман, Джон А.; Нидевер, Дэвид Л.; Берд, Джонатан К.; Вайнберг, Дэвид Х.; Эндрюс, Бретт Х.; Маевски, Стивен Р.; Альенде Прието, Карлос; Андерс, Фридрих; Бирс, Тимоти К. (2015). «Химическая картография с APOGEE: функции распределения металличности и химическая структура диска Млечного Пути». Астрофизический журнал . 808 (2): 132. arXiv : 1503.02110 . Бибкод : 2015ApJ...808..132H . дои : 10.1088/0004-637X/808/2/132 . ISSN 0004-637X . S2CID 116981222 .
^ Будер, Свен; Шарма, Санджиб; Кос, Янез; Марш, Аниш М.; Нортлендер, Томас; Линд, Карен ; Мартелл, Сара Л.; Асплунд, Мартин; Бланд-Боярышник, Джосс; Кейси, Эндрю Р.; Де Сильва, Гаянди М. (2021). «Опрос GALAH+: Третий выпуск данных». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 506 : 150–201. arXiv : 2011.02505 . дои : 10.1093/mnras/stab1242 . ISSN 0035-8711 . {{cite journal}}: CS1 maint: неотмеченный бесплатный DOI ( ссылка )
^ Бербидж, Э. Маргарет; Бербидж, Греция; Фаулер, Уильям А.; Хойл, Ф. (1957). «Синтез элементов в звездах» . Обзоры современной физики . 29 (4): 547–650. Бибкод : 1957РвМП...29..547Б . дои : 10.1103/RevModPhys.29.547 . ISSN 0034-6861 .

[1] Хокинс, К.; Жофре, П.; Массерон, Т.; Гилмор, Г. (2015). «Использование химической метки для переопределения границы между галактическим диском и гало». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 453 (1): 758–774. arXiv : 1507.03604 . Бибкод : 2015MNRAS.453..758H . дои : 10.1093/mnras/stv1586 . ISSN 0035-8711 . {{cite journal}}: CS1 maint: неотмеченный бесплатный DOI ( ссылка )

[2] Валлерстайн, Джордж (1962). «Распространенность G-карликов. VI. Обзор полевых звезд». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 6 : 407. Бибкод : 1962ApJS....6..407W . дои : 10.1086/190067 . ISSN 0067-0049 .

[:0-3] Тинсли, Б.М. (1979). «Время жизни звезд и соотношение их численности в химической эволюции». Астрофизический журнал . 229 : 1046–1056. Бибкод : 1979ApJ...229.1046T . дои : 10.1086/157039 . ISSN 0004-637X .

[4] Тинсли, Б.М. (1980). «Эволюция звезд и газа в галактиках». Основы космической физики . 5 : 287–388. arXiv : 2203.02041 . Бибкод : 1980FCPh....5..287T .

[5] Бенсби, Т.; Фельцинг, С.; Ой, М.С. (2014). «Исследование звездного диска Млечного Пути. Подробное исследование содержания элементов в 714 звездах-карликах F и G в окрестностях Солнца». Астрономия и астрофизика . 562 : А71. arXiv : 1309.2631 . Бибкод : 2014A&A...562A..71B . дои : 10.1051/0004-6361/201322631 . ISSN 0004-6361 . S2CID 118786105 .

[6] Хайден, Майкл Р.; Бови, Джо; Хольцман, Джон А.; Нидевер, Дэвид Л.; Берд, Джонатан К.; Вайнберг, Дэвид Х.; Эндрюс, Бретт Х.; Маевски, Стивен Р.; Альенде Прието, Карлос; Андерс, Фридрих; Бирс, Тимоти К. (2015). «Химическая картография с APOGEE: функции распределения металличности и химическая структура диска Млечного Пути». Астрофизический журнал . 808 (2): 132. arXiv : 1503.02110 . Бибкод : 2015ApJ...808..132H . дои : 10.1088/0004-637X/808/2/132 . ISSN 0004-637X . S2CID 116981222 .

[7] Будер, Свен; Шарма, Санджиб; Кос, Янез; Марш, Аниш М.; Нортлендер, Томас; Линд, Карен ; Мартелл, Сара Л.; Асплунд, Мартин; Бланд-Боярышник, Джосс; Кейси, Эндрю Р.; Де Сильва, Гаянди М. (2021). «Опрос GALAH+: Третий выпуск данных». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 506 : 150–201. arXiv : 2011.02505 . дои : 10.1093/mnras/stab1242 . ISSN 0035-8711 . {{cite journal}}: CS1 maint: неотмеченный бесплатный DOI ( ссылка )

[8] Бербидж, Э. Маргарет; Бербидж, Греция; Фаулер, Уильям А.; Хойл, Ф. (1957). «Синтез элементов в звездах» . Обзоры современной физики . 29 (4): 547–650. Бибкод : 1957РвМП...29..547Б . дои : 10.1103/RevModPhys.29.547 . ISSN 0034-6861 .

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]