Металличность

Информацию о металлических и неметаллических соединениях см. в разделе «Металл и неметаллический материал» .

Шаровое скопление М80 . Звезды в шаровых скоплениях — это в основном более старые, бедные металлами представители популяции II .

В астрономии тяжелее металличность — это обилие элементов , присутствующих в объекте, которые водорода и гелия . Большая часть обычно обнаруживаемой в настоящее время (т.е. не темной ) материи во Вселенной представляет собой либо водород, либо гелий, и астрономы используют слово «металлы» как удобное сокращение для «всех элементов, кроме водорода и гелия» . Это словоупотребление отличается от традиционного химического или физического определения металла как электропроводящего твердого тела. Звезды и туманности с относительно высоким содержанием более тяжелых элементов называются «богатыми металлами», когда речь идет о металличности, хотя многие из этих элементов в химии называются неметаллами .

Металлы в ранней спектроскопии

Солнечный спектр с линиями Фраунгофера, как он выглядит визуально.

В 1802 году Уильям Хайд Волластон. отметил появление ряда темных особенностей в солнечном спектре. В 1814 году Йозеф фон Фраунгофер независимо заново открыл линии и начал систематически изучать и измерять их длины волн , и теперь они называются линиями Фраунгофера . Он нанес на карту более 570 линий, обозначив наиболее заметные линии буквами от А до К, а более слабые линии другими буквами.

Примерно 45 лет спустя Густав Кирхгоф и Роберт Бунзен заметил, что несколько линий Фраунгофера совпадают с характерными эмиссионными линиями, выявленными в спектрах нагретых химических элементов. Они пришли к выводу, что темные линии в солнечном спектре вызваны поглощением химических элементов в солнечной атмосфере. Их наблюдения находились в видимом диапазоне, где самые сильные линии исходят от таких металлов, как Na, K, Fe. В ранних работах по химическому составу Солнца единственными элементами, которые были обнаружены в спектрах, были водород и различные металлы. при их описании часто используется термин «металлик» . В современном обиходе все дополнительные элементы, помимо водорода и гелия, называются металлическими.

Происхождение металлических элементов

Смотрите также: Звездный нуклеосинтез и нуклеосинтез Большого взрыва.

Присутствие более тяжелых элементов является результатом звездного нуклеосинтеза, при котором большинство элементов во Вселенной тяжелее водорода и гелия ( далее металлов ) образуются в ядрах звезд по мере их эволюции . Со временем звездные ветры и сверхновые относят металлы в окружающую среду, обогащая межзвездную среду и обеспечивая переработку материалов для рождения новых звезд . Отсюда следует, что более старые поколения звезд, которые сформировались в бедной металлами ранней Вселенной , обычно имеют более низкую металличность, чем звезды более молодых поколений, которые сформировались в более богатой металлами Вселенной.

Звездное население

Население I звезды Ригеля с отражательной туманностью IC 2118

Наблюдаемые изменения в химическом составе различных типов звезд, основанные на спектральных особенностях, которые позже были приписаны металличности, побудили астронома Вальтера Бааде в 1944 году предположить существование двух разных популяций звезд . Они стали широко известны как звезды населения I (богатые металлами) и населения II (бедные металлами). В 1978 году была выдвинута гипотеза о наличии третьего, самого раннего звездного населения , известного как население III звезд. Предполагается, что эти «чрезвычайно бедные металлами» (XMP) звезды были «первенцами» звезд, созданных во Вселенной.

Распространенные 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 разных элементов по сравнению с соотношениями, обнаруженными на Солнце .

Массовая доля

часто просто определяется параметрами X , Y и Z. Звездный состав Здесь X представляет собой массовую долю водорода , Y — массовую долю гелия , а Z — массовую долю всех остальных химических элементов. Таким образом

$$X+Y+Z=1$$

У большинства звезд , туманностей , H ^II регионах и других астрономических источниках, водород и гелий являются двумя доминирующими элементами. Массовая доля водорода обычно выражается как $\ X\equiv {\tfrac {m_{\mathsf {H}}}{M}}\ ,$ где M — полная масса системы, а $\ m_{\mathsf {H}}\$ - масса содержащегося в нем водорода. Аналогично массовая доля гелия обозначается как $\ Y\equiv {\tfrac {m_{\mathsf {He}}}{M}}~.$ Остальные элементы вместе называются «металлами», а металличность - массовая доля элементов тяжелее гелия - рассчитывается как

$$Z=\sum _{e>{\mathsf {He}}}{\tfrac {m_{e}}{M}}=1-X-Y~.$$

Для поверхности Солнца ( символ $\odot$), эти параметры измеряются и имеют следующие значения:

Описание	Солнечная ценность
Массовая доля водорода	$\ X_{\odot }=0.7381\$
Массовая доля гелия	$\ Y_{\odot }=0.2485\$
Металличность	$\ Z_{\odot }=0.0134\$

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

Соотношения химического содержания

Общая металличность звезды традиционно определяется с использованием общего содержания водорода, поскольку его содержание считается относительно постоянным во Вселенной, или содержания железа в звезде, содержание которого во Вселенной обычно линейно увеличивается во времени. Следовательно, железо можно использовать как хронологический индикатор нуклеосинтеза. Железо относительно легко измерить с помощью спектральных наблюдений в спектре звезды, учитывая большое количество линий железа в спектрах звезды (хотя кислород является наиболее распространенным тяжелым элементом - см. Металличность в H ^II регионы ниже). Отношение содержания представляет собой десятичный логарифм отношения содержания железа в звезде к содержанию железа на Солнце и рассчитывается следующим образом:

$$\left[{\frac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}\right]~=~\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathsf {Fe}}}{N_{\mathsf {H}}}}\right)_{\star }}-~\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathsf {Fe}}}{N_{\mathsf {H}}}}\right)_{\odot }}\ ,$$

где $\ N_{\mathsf {Fe}}\$ и $\ N_{\mathsf {H}}\$ – количество атомов железа и водорода на единицу объема соответственно, $\odot$ является стандартным символом Солнца, и $\star$ для звезды (часто опускается ниже). Единицей измерения металличности часто является dex , сокращение «десятичного показателя». 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 с $\ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\$ значение +1 имеют металличность Солнца в 10 раз (10 ⁺¹ ); и наоборот, те, у кого $\ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\$ значение −1 имеет ⁠ 1/10 а те , ⁠ , у кого $\ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\$ значение 0 имеют ту же металличность, что и Солнце, и так далее.

Молодые звезды населения I имеют значительно более высокое соотношение железа и водорода, чем более старые звезды населения II. По оценкам, металличность первичного населения III звезд составляет менее -6, что составляет миллионную долю содержания железа на Солнце. Те же обозначения используются для выражения изменений в содержании других отдельных элементов по сравнению с солнечными пропорциями. Например, обозначение $\ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {O}}{\mathsf {Fe}}}{\bigr ]}\$ представляет собой разницу в логарифме содержания кислорода в звезде и содержания железа по сравнению с содержанием на Солнце. В общем, данный звездный процесс нуклеосинтеза изменяет пропорции лишь нескольких элементов или изотопов, поэтому образец звезды или газа с определенными $\ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {?}}{\mathsf {Fe}}}{\bigr ]}_{\star }\$ значения вполне могут указывать на связанный, изученный ядерный процесс.

Фотометрические цвета

Астрономы могут оценивать металличность с помощью измеренных и откалиброванных систем, которые коррелируют фотометрические измерения и спектроскопические измерения (см. Также Спектрофотометрия ). Например, UVB-фильтры Johnson можно использовать для обнаружения избытка ультрафиолета (УФ) в звездах. где меньший избыток УФ-излучения указывает на большее присутствие металлов, которые поглощают УФ-излучение, в результате чего звезда кажется «более красной». Избыток УФ-излучения, δ полос U и B звезды (U-B), определяется как разница между величинами по сравнению с разницей между величинами полос U и B у богатых металлами звезд в скоплении Гиады . К сожалению, δ (U−B) чувствителен как к металличности, так и к температуре : если две звезды одинаково богаты металлами, но одна холоднее другой, они, вероятно, будут иметь разные δ (U−B). значения (см. также Эффект покрытия ). звезды B-V Чтобы смягчить это вырождение, показатель цвета можно использовать в качестве индикатора температуры. Кроме того, избыток УФ-излучения и индекс B-V можно скорректировать, чтобы связать значение δ (U-B) с содержанием железа.

Другие фотометрические системы , которые можно использовать для определения металличности некоторых астрофизических объектов, включают систему Стрэмгрена, Женевская система, система Вашингтона, и система DDO.

Металличность в различных астрофизических объектах

Звезды

При данной массе и возрасте звезда с низким содержанием металлов будет немного теплее. населения II Металличность звезд примерно равна ⁠ ​ 1/1000 ​ ⁠ до ⁠ 1/10 ⁠ ​ ​ Солнца $\left(\ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}\ ={-3.0}\ ...\ {-1.0}\ \right)\ ,$ но группа в целом кажется холоднее, чем популяция I , поскольку тяжелые звезды популяции II уже давно умерли. При массе выше 40 солнечных масс металличность влияет на смерть звезды: за пределами окна парной нестабильности звезды с более низкой металличностью коллапсируют непосредственно в черную дыру, тогда как звезды с более высокой металличностью подвергаются сверхновой типа Ib/c и могут покинуть нейтронную звезду .

Связь между металличностью звезд и планетами

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, в ее планетной системе и протопланетном диске , тем больше вероятность того, что в системе могут быть газовые планеты-гиганты. Современные модели показывают, что металличность наряду с правильной температурой планетной системы и расстоянием от звезды являются ключом к формированию планет и планетезималей . Для двух звезд, имеющих одинаковый возраст и массу, но разную металличность, менее металлическая звезда имеет более синий цвет . Среди звезд одного цвета менее металлические звезды испускают больше ультрафиолетового излучения. Солнце с восемью планетами и девятью карликовыми планетами . В качестве эталона используется $\ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}\$ 0,00.

ЧАС ^II регионы

Молодые, массивные и горячие звезды (обычно спектральных классов O и B ) в H ^II области испускают УФ-фотоны , которые ионизируют в основном состоянии атомы водорода , выбивая электроны и протоны ; этот процесс известен как фотоионизация . Свободные электроны могут ударять другие атомы поблизости, переводя связанные металлические электроны в метастабильное состояние , которые в конечном итоге распадаются обратно в основное состояние, испуская фотоны с энергиями, соответствующими запрещенным линиям . Благодаря этим переходам астрономы разработали несколько наблюдательных методов для оценки содержания металлов в H. ^II области, где чем сильнее запрещенные линии в спектроскопических наблюдениях, тем выше металличность. Эти методы зависят от одного или нескольких из следующих факторов: разнообразие асимметричных плотностей внутри H; ^II областей, различные температуры внедренных звезд и/или плотность электронов в ионизированной области.

Теоретически, чтобы определить общее содержание одного элемента в H ^II области все линии перехода должны наблюдаться и суммироваться. Однако это может быть сложно с точки зрения наблюдения из-за разницы в силе линии. Некоторые из наиболее распространенных запрещенных линий, используемых для определения содержания металлов в H ^II области состоят из кислорода (например, [O ^II ] λ = (3727, 7318, 7324) Å и [O ^III ] λ = (4363, 4959, 5007) Å), азот (например, [N ^II ] λ = (5755, 6548, 6584) Å) и сера (например, [S ^II ] λ = (6717, 6731) Å и [S ^III ] λ = (6312, 9069, 9531) Å) в оптическом спектре, а [O ^III ] λ = (52, 88) мкм и [N ^III ] λ = 57 мкм линии в инфракрасном спектре. У кислорода есть одни из более сильных и обильных линий в H. ^II регионов, что делает его основным объектом оценки металличности внутри этих объектов. Для расчета содержания металлов в H ^II регионах, использующих измерения потока кислорода , астрономы часто используют метод R ₂₃ , в котором

$$R_{23}={\frac {\ \left[\ {\mathsf {O}}^{\mathsf {II}}\right]_{3727~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\mathsf {O}}^{\mathsf {III}}\right]_{4959~\mathrm {\AA} +5007~\mathrm {\AA} }\ }{{\Bigl [}\ {\mathsf {H}}_{\mathsf {\beta }}{\Bigr ]}_{4861~\mathrm {\AA} }}}\ ,$$

где $\ \left[\ {\mathsf {O}}^{\mathsf {II}}\right]_{3727~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\mathsf {O}}^{\mathsf {III}}\right]_{4959~\mathrm {\AA} +5007~\mathrm {\AA} }\$ представляет собой сумму потоков эмиссионных линий кислорода , измеренных в кадре покоя с длиной волны λ = (3727, 4959 и 5007) Å, деленную на поток серии Бальмера эмиссионной линии H _β в кадре покоя с длиной волны λ = 4861 Å. Это соотношение четко определяется с помощью моделей и наблюдательных исследований. но следует соблюдать осторожность, поскольку соотношение часто ухудшается, обеспечивая решение как с низкой, так и с высокой металличностью, которое можно нарушить с помощью дополнительных линейных измерений. Аналогичным образом можно использовать и другие коэффициенты сильных запрещенных линий, например, для серы, где

$$S_{23}={\frac {\ \left[\ {\mathsf {S}}^{\mathsf {II}}\right]_{6716~\mathrm {\AA} +6731~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\mathsf {S}}^{\mathsf {III}}\right]_{9069~\mathrm {\AA} +9532~\mathrm {\AA} }\ }{{\Bigl [}\ {\mathsf {H}}_{\mathsf {\beta }}{\Bigr ]}_{4861~\mathrm {\AA} }}}~.$$

Содержание металлов в H ^II регионах обычно составляет менее 1%, причем этот процент в среднем снижается по мере удаления от галактического центра .

См. также

• Cosmos Redshift 7 , галактика, которая, как сообщается, содержит звезды населения III.
• Формирование и эволюция галактик
• GRB 090423 , самый далекий из наблюдаемых, предположительно от прародителя с низкой металличностью.
• Функция распределения металличности

Ссылки

• Сальватерра, Р.; Феррара, А.; Шнайдер, Р. (2004). «Индуцированное образование первичных звезд малой массы». Новая астрономия . 10 (2): 113–120. arXiv : astro-ph/0304074 . Бибкод : 2004NewA...10..113S . CiteSeerX   10.1.1.258.923 . дои : 10.1016/j.newast.2004.06.003 . S2CID   15085880 .
• Хегер, А.; Вусли, SE (2002). «Нуклеосинтетическая подпись популяции III». Астрофизический журнал . 567 (1): 532–543. arXiv : astro-ph/0107037 . Бибкод : 2002ApJ...567..532H . дои : 10.1086/338487 . S2CID   16050642 .

Дальнейшее чтение

• Кун, Карл Ф.; Купелис, Тео (2004). В поисках Вселенной (Четвертое изд.). Канада: Джонс и Бартлетт. п. 593. ИСБН  0-7637-0810-0 .
• Бромм, Волкер; Ларсон, Ричард Б. (2004). «Первые звезды». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 42 (1): 79–118. arXiv : astro-ph/0311019 . Бибкод : 2004ARA&A..42...79B . дои : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134034 . S2CID   119371063 .