Metallicitet - Metallicity

Det globulära klustret M80 . Stjärnor i globulära kluster är främst äldre metallfattiga medlemmar i Population II .

Inom astronomi är metallicitet det överflöd av element som finns i ett föremål som är tyngre än väte och helium . Det mesta av det normala fysiska materialet i universum är antingen väte eller helium, och astronomer använder ordet "metaller" som en lämplig kort sikt för "alla element utom väte och helium" . Denna ordanvändning skiljer sig från den konventionella kemiska eller fysiska definitionen av en metall som ett elektriskt ledande fast ämne. Stjärnor och nebulosor med relativt stora mängder av tyngre grundämnen kallas "metallrika" i astrofysiska termer, även om många av dessa element är icke-metaller i kemi.

Närvaron av tyngre element kommer från stjärnnukleosyntes , där majoriteten av element som är tyngre än väte och helium i universum ( metaller , nedan) bildas i stjärnornas kärnor när de utvecklas . Med tiden sätter stjärnvindar och supernovor ner metaller i omgivningen, berikar det interstellära mediet och ger återvinningsmaterial för nya stjärnors födelse . Det följer att äldre generationer av stjärnor, som bildades i det metallfattiga tidiga universum , i allmänhet har lägre metalliciteter än de hos yngre generationer, som bildades i ett mer metallrikt universum.

Observerade förändringar i de kemiska överflödet av olika typer av stjärnor, baserat på de spektrala särdragen som senare tillskrevs metallicitet, ledde astronomen Walter Baade 1944 att föreslå existensen av två olika populationer av stjärnor . Dessa blev allmänt kända som Population I (metallrika) och Population II (metallfattiga) stjärnor. En tredje stjärnpopulation introducerades 1978, känd som Population III -stjärnor. Dessa extremt metallfattiga stjärnor teoretiserades att ha varit de "förstfödda" stjärnorna som skapades i universum.

Vanliga beräkningsmetoder

Astronomer använder flera olika metoder för att beskriva och approximera metallmängder, beroende på tillgängliga verktyg och föremål av intresse. Vissa metoder inkluderar att bestämma den bråkdel av massa som tillskrivs gas mot metaller, eller mäta förhållandena mellan antalet atomer för två olika element jämfört med förhållandena som finns i solen .

Massfraktion

Stellar kompositionen ofta helt enkelt definieras av parametrarna X , Y och Z . Här är X massfraktionen av väte , Y är massfraktionen av helium och Z är massfraktionen av alla återstående kemiska element. Således

${\ displaystyle X+Y+Z = 1}$

I de flesta stjärnor , nebulosor , H II -regioner och andra astronomiska källor är väte och helium de två dominerande elementen. Väte -massfraktionen uttrycks generellt som , var är systemets totala massa, och är massan av vätet som det innehåller. På samma sätt betecknas heliummassafraktionen som . Resten av elementen kallas kollektivt för "metaller", och metalliciteten - massfraktionen av element som är tyngre än helium - kan beräknas som ${\ displaystyle X \ equiv m _ {\ text {H}}/M}$${\ displaystyle M}$${\ displaystyle m _ {\ text {H}}}$${\ displaystyle Y \ equiv m _ {\ text {He}}/M}$

${\ displaystyle Z = \ sum _ {i> {\ text {He}}} {\ frac {m_ {i}} {M}} = 1-XY.}$

För solens yta mäts dessa parametrar för att ha följande värden:

Beskrivning	Solvärde
Väte massa fraktion	${\ displaystyle X _ {\ text {sun}} = 0,7381}$
Helium massfraktion	${\ displaystyle Y _ {\ text {sun}} = 0.2485}$
Metallicitet	${\ displaystyle Z _ {\ text {sun}} = 0.0134}$

På grund av effekterna av stjärnutvecklingen är varken den ursprungliga sammansättningen eller dagens masskomposition för solen densamma som dagens ytkomposition.

Kemiska överflödesförhållanden

Den övergripande stjärnmetalliciteten definieras konventionellt med hjälp av det totala väteinnehållet , eftersom dess överflöd anses vara relativt konstant i universum, eller järnhalten i stjärnan, som har ett överflöd som generellt ökar linjärt i universum. Järn är också relativt lätt att mäta med spektrala iakttagelser i stjärnans spektrum tanke på det stora antalet järnlinjer i stjärnans spektra (även om syre är den mest rikligt förekommande tungt element - se metallhalt i HII regioner nedan). Överflödeskvoten är den vanliga logaritmen för förhållandet mellan en stjärnas järnmängd jämfört med solens och beräknas på följande sätt:

${\ displaystyle [{\ text {Fe}}/{\ text {H}}] = \ log _ {10} {\ left ({\ frac {N _ {\ text {Fe}}} {N _ {\ text { H}}}} \ höger) _ {\ text {stjärna}}}-\ log _ {10} {\ vänster ({\ frac {N _ {\ text {Fe}}} {N _ {\ text {H}} }} \ höger) _ {\ text {sun}}},}$

var och är antalet järn- och väteatomer per volymenhet respektive. Enheten som ofta används för metallicitet är dex , sammandragning av "decimal exponent". Med denna formulering har stjärnor med en högre metallicitet än solen en positiv gemensam logaritm , medan de som mer domineras av väte har ett motsvarande negativt värde. Stjärnor med ett [Fe/H] -värde på +1 har till exempel 10 gånger solens metallicitet (10 ¹ ); omvänt har de med ett [Fe/H] -värde −1 1 ⁄ 10 , medan de med ett [Fe/H] -värde 0 har samma metallicitet som solen osv. Young Population I-stjärnor har betydligt högre järn-till-väte-förhållanden än äldre Population II-stjärnor. Urpopulation III -stjärnor beräknas ha metallicitet mindre än −6, en miljonedel av järnmängden i solen. Samma beteckning används för att uttrycka variationer i överflöd mellan andra enskilda element jämfört med solproportioner. Till exempel representerar beteckningen "[O/Fe]" skillnaden i logaritmen för stjärnans syreöverflöd kontra dess järnhalt jämfört med solens. I allmänhet förändrar en given stjärnnukleosyntetisk process proportionerna av endast ett fåtal element eller isotoper, så ett stjärna- eller gasprov med vissa [/Fe] -värden kan mycket väl indikera en associerad, studerad kärnprocess. ${\ displaystyle N _ {\ text {Fe}}}$${\ displaystyle N _ {\ text {H}}}$

Fotometriska färger

Astronomer kan uppskatta metalliciteter genom uppmätta och kalibrerade system som korrelerar fotometriska mätningar och spektroskopiska mätningar (se även spektrofotometri ). Till exempel, de Johnson UVB-filter kan användas för att detektera en ultraviolett (UV) överskott i stjärnor, där en mindre UV-överskott indikerar en större närvaro av metaller som absorberar UV-strålning , varigenom stjärn synas "rödare". UV-överskottet, δ (U − B), definieras som skillnaden mellan en stjärnas U- och B- bandstorlekar , jämfört med skillnaden mellan U- och B-bandstorleken hos metallrika stjärnor i Hyades-klustret . Tyvärr är δ (U − B) känslig för både metallicitet och temperatur : om två stjärnor är lika metallrika, men en är svalare än den andra, kommer de sannolikt att ha olika δ (U − B) -värden (se även Blanketing-effekt ). För att mildra denna degeneration kan en stjärnas B -V -färg användas som en indikator för temperatur. Dessutom kan UV -överskottet och B -V -färgen korrigeras för att relatera δ (U -B) -värdet till järnmängder.

Andra fotometriska system som kan användas för att bestämma metalliciteter hos vissa astrofysiska föremål inkluderar Strӧmgren -systemet, Genèvesystemet, Washington -systemet och DDO -systemet.

Metalliciteter i olika astrofysiska objekt

Stjärnor

Vid en viss massa och ålder blir en metallfattig stjärna något varmare. Population II -stjärnornas metallicitet är ungefär 1/1000 till 1/10 av solens ([Z/H] =−3.0 till −1.0 ), men gruppen verkar svalare än Population I totalt sett, eftersom tunga Population II -stjärnor sedan länge har dött. Över 40 solmassor påverkar metalliciteten hur en stjärna kommer att dö: utanför fönstret för parinstabilitet kommer lägre metallicitetsstjärnor att kollapsa direkt till ett svart hål, medan högre metallicitetsstjärnor genomgår en Supernova av typ Ib/c och kan lämna en neutronstjärna .

Förhållandet mellan stjärnmetallicitet och planeter

En stjärnans metallicitet mätning är en parameter som avgör om en stjärna kan ha en jätte planet , eftersom det finns ett direkt samband mellan metallicitet och närvaron av en gigantisk planet. Mätningar har visat sambandet mellan en stjärnas metallicitet och gasjätteplaneter , som Jupiter och Saturnus . Ju fler metaller i en stjärna och därmed dess planetsystem och proplyd , desto mer sannolikt kan systemet ha gasjätteplaneter. Nuvarande modeller visar att metalliciteten tillsammans med rätt planetsystemtemperatur och avstånd från stjärnan är nyckeln till planet- och planetesimal bildning. För två stjärnor som har samma ålder och massa men olika metallicitet är den mindre metalliska stjärnan blåare . Bland stjärnor med samma färg avger mindre metallstjärnor mer ultraviolett strålning. Den Sun , med 8 planeter och 5 kända dvärgplaneter , används som referens, med en [Fe / H] av 0,00.

HII -regioner

Unga, massiva och heta stjärnor (typiskt av spektral typer O och B ) i regioner H II emitterar UV fotoner som joniserade grundtillstånd väteatomer, knackar elektroner och protoner fritt; denna process är känd som fotojonisering . De fria elektronerna kan slå andra atomer i närheten, spännande bundna metalliska elektroner till ett metastabilt tillstånd , som så småningom förfaller tillbaka till ett marktillstånd och avger fotoner med energier som motsvarar förbjudna linjer . Genom dessa övergångar har astronomer utvecklat flera observationsmetoder för att uppskatta metallmängder i HII -regioner, där ju starkare de förbjudna linjerna i spektroskopiska observationer är, desto högre metallicitet. Dessa metoder är beroende av ett eller flera av följande: variationen av asymmetriska densiteter inne i HII -regioner, de inbäddade stjärnornas varierade temperaturer och/eller elektrontätheten inom det joniserade området.

Teoretiskt, för att bestämma det totala överflödet av ett enda element i en HII -region, bör alla övergångslinjer observeras och summeras. Detta kan dock vara observationsmässigt svårt på grund av variation i linjestyrka. Några av de vanligaste förbjudna linjerna som används för att bestämma metallmängder i HII -regioner är från syre (t.ex. [O II] λ = (3727, 7318, 7324) Å, och [O III] λ = (4363, 4959, 5007) Å ), kväve (t.ex. [NII] λ = (5755, 6548, 6584) Å) och svavel (t.ex. [SII] λ = (6717,6731) Å och [SIII] λ = (6312, 9069, 9531) Å) i det optiska spektrumet, och [OIII] λ = (52, 88) μm och [NIII] λ = 57 μm linjer i det infraröda spektrumet. Syre har några av de starkare, rikligare linjerna i HII -regioner, vilket gör det till ett huvudmål för metallicitetsuppskattningar inom dessa objekt. Att beräkna metall abundances i HII regioner med användning av syreflödesmätningar, astronomer använder ofta R ₂₃ metoden, i vilken

${\ displaystyle R_ {23} = {\ frac {[{\ text {O II}}] _ {3727 ~ \ mathrm {\ AA}}+[{\ text {O III}}] _ {4959 ~ \ mathrm {\ AA} +5007 ~ \ mathrm {\ AA}}} {{\ text {H}} _ {\ beta}}},}$

där är summan av flödena från syreemissionslinjer uppmätt på resten ramen λ = (3727, 4959 och 5007) Å våglängder, dividerat med flödet från H _β emissionslinje vid resten ramen λ = 4861 Å våglängd. Detta förhållande är väl definierat genom modeller och observationsstudier, men försiktighet bör iakttas, eftersom förhållandet ofta är urartat, vilket ger både en låg och hög metallicitetslösning, som kan brytas med ytterligare linjemätningar. På samma sätt kan andra starka förbjudna linjeförhållanden användas, t.ex. för svavel, där ${\ displaystyle [{\ text {O II}}] _ {3727 ~ \ mathrm {\ AA}} +[{\ text {O III}}] _ {4959 ~ \ mathrm {\ AA} +5007 ~ \ mathrm {\ AA}}}$

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

Metallmängder inom HII -regioner är vanligtvis mindre än 1%, där andelen i genomsnitt minskar med avståndet från Galactic Center .

Se även

Referenser

• Salvaterra, R .; Ferrara, A .; Schneider, R. (2004). "Inducerad bildning av ursprungliga lågmassestjärnor". Ny astronomi . 10 (2): 113–120. arXiv : astro-ph/0304074 . Bibcode : 2004NyA ... 10..113S . CiteSeerX  10.1.1.258.923 . doi : 10.1016/j.newast.2004.06.003 . S2CID  15085880 .
• A. Heger; SE Woosley (2002). "Den nukleosyntetiska signaturen för befolkningen III". Astrofysisk tidskrift . 567 (1): 532–543. arXiv : astro-ph/0107037 . Bibcode : 2002ApJ ... 567..532H . doi : 10.1086/338487 . S2CID  16050642 .

Vidare läsning

• Sida 593-In Quest of the Universe Fjärde upplagan Karl F. Kuhn Theo Koupelis. Jones och Bartlett Publishers Canada. 2004. ISBN  0-7637-0810-0
• Bromm, Volker; Larson, Richard B. (2004). "De första stjärnorna". Årlig översyn av astronomi och astrofysik . 42 (1): 79–118. arXiv : astro-ph/0311019 . Bibcode : 2004ARA & A..42 ... 79B . doi : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134034 . S2CID  119371063 .