Металичност

от Уикипедия, свободната енциклопедия
Направо към навигацията Направо към търсенето
Кълбовидният звезден куп M80. Звездите в него са бедни на метали.

Металичността в астрономията описва изобилието на елементи в дадено тяло, които са по-тежки от водорода или хелия. Повечето от физическата материя във Вселената е под формата на водород или хелий, така че астрономите използват кратката дума „метал“ за назоваване на всички елементи, освен водород и хелий. Тази употреба е различна от стандартното физическо определение за твърд метал. Например, звездите и мъглявините с относително голямо изобилие на въглерод, азот, кислород и неон се определят като богати на метал в астрофизично отношение, дори тези елементи да не са метали в химията.

Наличието на по-тежки елементи се дължи на звезден нуклеосинтез – теорията, че повечето от елементите, по-тежки от водород и хелий („металите“), във Вселената са образувани в ядрата на звезди, които еволюират. С течение на времето, звездният вятър и свръхновите натрупват металите в околната среда, обогатявайки междузвездната среда и предоставяйки материал за образуването на нови звезди. От това следва, че по-старите звезди, образували се в бедната на метали ранна Вселена, като цяло имат по-малко съдържание на метали, отколкото по-младите поколения звезди.

Наблюдаваните разлики в химичното изобилие на различните видове звезди, въз основа на спектралните особености, които по-късно биват приписани на металичността, карат астрономът Валтер Бааде през 1944 г. да предположи съществуването на две различни популации звезди.[1] Те стават известни като Популация I (богати на метали) и Популация II (бедни на метали). През 1978 г. е въведена и Популация III, включваща звезди с изключително ниско съдържание на метали, едни от първите звезди във Вселената.[2][3][4]

Изчисляване[редактиране | редактиране на кода]

Астрономите използват няколко различни метода за описване и правене на приближение на металното изобилие, в зависимост от наличните инструменти и изучавания обект. Някои методи включват определянето на частта от масата, която се приписва на газовете, или измерването на съотношения на броя атоми на два различни елемента и сравняването им със съотношенията в Слънцето.

Масова част[редактиране | редактиране на кода]

Звездният състав често се определя от параметрите X, Y и Z, където X е масовата част на водорода, Y е масовата част на хелия, а Z е масовата част на всички останали елементи. Следователно:

В повечето звезди, мъглявини и други астрономически източници, водородът и хелият са двата преобладаващи елементи. Масовата част на водорода обикновено се изразява като , където е общата маса на системата, а е масовата част на съдържащия се в нея водород. По сходен начин, хелиевата масова част се обозначава като . Остатъкът от елементите се нарича колективно „метали“, а масовата част на тези по-тежки елементи може да се изчисли чрез:

За повърхността на Слънцето, за тези параметри са измерени следните стойности:[5]

Описание Слънчева стойност
Водородна масова част
Хелиева масова част
Металичност

Поради въздействието на звездната еволюция, нито първоначалният състав, нито днешният състав на Слънцето не е същия като текущия повърхностния състав на Слънцето.

Химично съотношение[редактиране | редактиране на кода]

Общата звездна металичност често се определя чрез общото съдържание на желязо в звездата, тъй като то е сред най-лесно измеримите елементи със спектрални наблюдения във видимия спектър (въпреки че кислородът е най-разпространеният тежък елемент). Съотношението на изобилието му се определя като логаритъм от съотношението на желязото спрямо това, наблюдавано при Слънцето:[6]

където и са съответно броят железни и водородни атоми на единица обем. Единицата, която често се използва за металичност, е dex – съкращение от децимална експонента. От тази формулировка следва, че звездите с по-висока металичност от Слънцето имат положителна логаритмична стойност, докато тези с по-ниска металичност от Слънцето имат отрицателна логаритмична стойност. Например, звезди с [Fe/H] стойност от +1 са 10 пъти по-металични от Слънцето (101).[7] Младите звезди от Популация I имат значително по-голямо съотношение на желязо към водород, отколкото старите звезди от Популация II. Първичните звезди от Популация III имат металичност под -6, тоест милион пъти по-малко желязо от Слънцето.

Същата нотация се използва за изразяване на вариации в изобилието между други индивидуални елементи. Например, нотацията [O/Fe] обозначава логаритмичната разлика в съотношението между кислорода и желязото в дадена звезда спрямо това на Слънцето. По принцип, процесът на звезднен нуклеосинтез променя пропорциите само на няколко елемента (или изотопа).

Фотометрия[редактиране | редактиране на кода]

Астрономите могат да направят оценка на металичността чрез калибрирани системи, които съотнасят фотометричните измервания със спектроскопските измервания. Например, могат да се използват филтри, които да засичат ултравиолетовото лъчение в звезди,[8] при които прекалено голямото излъчване подсказва за наличието на повече метали, които абсорбират ултравиолетовите лъчи и карат излъчването на звездата да е повече към червения край на спектъра.[9][10][11] Излишъкът на ултравиолетови лъчи δ(U−B) се определя като разликата между U и B величините в спектъра на звездата, сравнена със същата разлика при металичните звезди в купа Хиади.[12] Недостатък на този метод е, че е чувствителен както към металичност, така и към ефективна температура – ако две звезди са еднакво металични, но едната е по-хладна от другата, те вероятно ще имат различни δ(U−B) стойности.[12][13][14]

Източници[редактиране | редактиране на кода]

  1. W. Baade. The Resolution of Messier 32, NGC 205, and the Central Region of the Andromeda Nebula. // Astrophysical Journal 100. 1944. DOI:10.1086/144650. с. 121 – 146.
  2. M. J. Rees. Origin of pregalactic microwave background. // Nature 275 (5675). 1978. DOI:10.1038/275035a0. с. 35 – 37.
  3. S. D. M. White. Core condensation in heavy halos – A two-stage theory for galaxy formation and clustering. // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 183 (3). 1978. DOI:10.1093/mnras/183.3.341. с. 341 – 358.
  4. J. L. Puget. Population III stars and the shape of the cosmological black body radiation. // Astronomy and Astrophysics 83 (3). 1980. с. L10–L12.
  5. Asplund, Martin и др. The Chemical Composition of the Sun. // Annual Review of Astronomy & Astrophysics 47 (1). 2009. DOI:10.1146/annurev.astro.46.060407.145222. с. 481 – 522.
  6. Matteucci, Francesca. The Chemical Evolution of the Galaxy. Т. 253. Springer Science & Business Media, 2001. ISBN 978-0792365525. с. 7.
  7. John C. Martin. What we learn from a star's metal content. // Посетен на 7 септември 2005.
  8. Johnson, H. L. и др. Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas. // The Astrophysical Journal 117. май 1953. DOI:10.1086/145697. с. 313.
  9. Roman, Nancy G.. A Catalogue of High-Velocity Stars. // The Astrophysical Journal Supplement Series 2. декември 1955. DOI:10.1086/190021. с. 195.
  10. Sandage, A. R. и др. On the Existence of Subdwarfs in the (MBol, log Te)-Diagram. // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 119 (3). 1 юни 1959. DOI:10.1093/mnras/119.3.278. с. 278 – 296.
  11. Wallerstein, George и др. Letter to the Editor: on the Ultraviolet Excess in G Dwarfs. // The Astrophysical Journal 132. септември 1960. DOI:10.1086/146926. с. 276.
  12. а б Wildey, R. L. и др. On the Effect of Fraunhofer Lines on u, b, V Measurements. // The Astrophysical Journal 135. януари 1962. DOI:10.1086/147251. с. 94.
  13. Schwarzschild, M. и др. On the Colors of Subdwarfs. // The Astrophysical Journal 122. септември 1955. DOI:10.1086/146094. с. 353.
  14. M., Cameron, L.. Metallicities and Distances of Galactic Clusters as Determined from UBV Data – Part Three – Ages and Abundance Gradients of Open Clusters. // Astronomy and Astrophysics 147. June 1985.