Metalicitate - Metallicity

Roiul globular M80 . Stelele din grupurile globulare sunt în principal membri mai vechi ai populației a II-a .

În astronomie , metalicitatea este abundența elementelor prezente într-un obiect care sunt mai grele decât hidrogenul și heliul . Cea mai mare parte a materiei fizice normale din Univers este fie hidrogen, fie heliu, iar astronomii folosesc cuvântul „metale” ca termen scurt convenabil pentru „toate elementele, cu excepția hidrogenului și heliului” . Această utilizare a cuvântului este distinctă de definiția chimică sau fizică convențională a unui metal ca un solid care conduce electric. Stelele și nebuloasele cu abundențe relativ mari de elemente mai grele sunt numite „bogate în metale” în termeni astrofizici, chiar dacă multe dintre aceste elemente sunt nemetale în chimie.

Prezența elementelor mai grele provine din nucleosinteza stelară , unde majoritatea elementelor mai grele decât hidrogenul și heliul din Univers ( metale , în continuare) se formează în nucleele stelelor pe măsură ce evoluează . În timp, vânturile stelare și supernovele depun metalele în mediul înconjurător, îmbogățind mediul interstelar și oferind materiale de reciclare pentru nașterea noilor stele . Rezultă că generațiile mai vechi de stele, care s-au format în Universul timpuriu sărac în metal , au în general metalicități mai mici decât cele ale generațiilor mai tinere, care s-au format într-un Univers mai bogat în metale.

Schimbările observate în abundența chimică a diferitelor tipuri de stele, bazate pe particularitățile spectrale care au fost atribuite ulterior metalicității, l-au determinat pe astronomul Walter Baade în 1944 să propună existența a două populații diferite de stele . Acestea au devenit cunoscute în mod obișnuit ca stele ale Populației I (bogate în metale) și ale Populației II (sărace în metal). O a treia populație stelară a fost introdusă în 1978, cunoscută sub numele de stele ale populației III . Aceste stele extrem de sărace în metal au fost teoretizate că ar fi fost stelele „prim-născute” create în Univers.

Metode comune de calcul

Astronomii folosesc mai multe metode diferite pentru a descrie și aproxima abundențele de metale, în funcție de instrumentele disponibile și de obiectul de interes. Unele metode includ determinarea fracției de masă care este atribuită gazului față de metale sau măsurarea raporturilor numărului de atomi din două elemente diferite în comparație cu raporturile găsite în Soare .

Fractiune in masa

Compoziția Stellar este adesea pur și simplu definită de parametrii X , Y și Z . Aici X este fracția de masă a hidrogenului , Y este fracția de masă a heliului și Z este fracția de masă a tuturor elementelor chimice rămase. Prin urmare

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

În cele mai multe stele , nebuloase , regiuni H II și alte surse astronomice, hidrogenul și heliul sunt cele două elemente dominante. Fracția de masă a hidrogenului este exprimată în general ca , unde este masa totală a sistemului și este masa hidrogenului pe care îl conține. In mod similar, fracțiunea de masă de heliu este notată . Restul elementelor sunt denumite colectiv „metale”, iar metalicitatea - fracția de masă a elementelor mai grele decât heliul - poate fi calculată ca ${\ displaystyle X \ equiv m _ {\ text {H}} / M}$${\ displaystyle M}$${\ displaystyle m _ {\ text {H}}}$${\ displaystyle Y \ equiv m _ {\ text {He}} / M}$

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

Pentru suprafața Soarelui , acești parametri sunt măsurați pentru a avea următoarele valori:

Descriere	Valoarea solară
Fracția de masă a hidrogenului	${\ displaystyle X _ {\ text {sun}} = 0,7381}$
Fracția de masă de heliu	${\ displaystyle Y _ {\ text {sun}} = 0.2485}$
Metalicitate	${\ displaystyle Z _ {\ text {sun}} = 0,0134}$

Datorită efectelor evoluției stelare , nici compoziția inițială, nici compoziția vracului actual al Soarelui nu este aceeași cu compoziția sa actuală de suprafață.

Rapoarte de abundență chimică

Metalicitatea stelară generală este definită în mod convențional utilizând conținutul total de hidrogen , deoarece abundența sa este considerată relativ constantă în Univers sau conținutul de fier al stelei, care are o abundență care, în general, crește liniar în Univers. Fierul este, de asemenea, relativ ușor de măsurat cu observații spectrale în spectrul stelei, având în vedere numărul mare de linii de fier din spectrele stelei (chiar dacă oxigenul este cel mai abundent element greu - vezi metalicitățile din regiunile HII de mai jos). Raportul abundenței este logaritmul comun al raportului abundenței de fier a unei stele în comparație cu cel al Soarelui și se calculează astfel:

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

unde și sunt numărul de atomi de fier și respectiv de hidrogen pe unitate de volum. Unitatea folosită adesea pentru metalicitate este dex , contracția „exponentului zecimal”. Prin această formulare, stelele cu o metalicitate mai mare decât Soarele au un logaritm comun pozitiv , în timp ce cele mai dominate de hidrogen au o valoare negativă corespunzătoare. De exemplu, stelele cu o valoare [Fe / H] de +1 au de 10 ori metalicitatea Soarelui (10 ¹ ); dimpotrivă, cei cu o valoare [Fe / H] -1 au 1 ⁄ 10 , în timp ce cei cu o valoare [Fe / H] 0 au aceeași metalicitate ca Soarele și așa mai departe. Stelele tinere ale populației I au raporturi fier-hidrogen semnificativ mai mari decât stelele mai vechi ale populației II. Se estimează că stelele Primordiale ale Populației III au metalicitate mai mică de -6, o milionime din abundența de fier din Soare. Aceeași notație este utilizată pentru a exprima variații ale abundențelor între alte elemente individuale în comparație cu proporțiile solare. De exemplu, notația „[O / Fe]” reprezintă diferența în logaritmul abundenței de oxigen a stelei față de conținutul său de fier comparativ cu cel al Soarelui. În general, un proces nucleosintetic stelar dat modifică proporțiile doar a câtorva elemente sau izotopi, astfel încât o probă de stele sau gaze cu anumite valori [/ Fe] poate fi indicativă a unui proces nuclear asociat, studiat. ${\ displaystyle N _ {\ text {Fe}}}$${\ displaystyle N _ {\ text {H}}}$

Culori fotometrice

Astronomii pot estima metalicitățile prin sisteme măsurate și calibrate care corelează măsurătorile fotometrice și măsurătorile spectroscopice (vezi și Spectrofotometrie ). De exemplu, filtrele Johnson UVB pot fi utilizate pentru a detecta un exces ultraviolet (UV) în stele, unde un exces UV mai mic indică o prezență mai mare a metalelor care absorb radiația UV , făcând astfel steaua să pară „mai roșie”. Excesul de UV, δ (U − B), este definit ca diferența dintre magnitudinile benzii U și B ale unei stele , comparativ cu diferența dintre magnitudinile benzii U și B ale stelelor bogate în metale din grupul Hyades . Din păcate, δ (U − B) este sensibil atât la metalicitate, cât și la temperatură : dacă două stele sunt la fel de bogate în metal, dar una este mai rece decât cealaltă, vor avea probabil valori δ (U − B) diferite (vezi și Efectul de acoperire ). Pentru a atenua această degenerescență, culoarea B-V a unei stele poate fi utilizată ca indicator al temperaturii. Mai mult, excesul de UV și culoarea B − V pot fi corectate pentru a corela valoarea δ (U − B) cu abundența fierului.

Alte sisteme fotometrice care pot fi utilizate pentru a determina metalicitatea anumitor obiecte astrofizice includ sistemul Strӧmgren, sistemul Geneva, sistemul Washington și sistemul DDO.

Metalicități în diferite obiecte astrofizice

Stele

La o anumită masă și vârstă, o stea săracă în metal va fi puțin mai caldă. Metalicitatea stelelor populației II este de aproximativ 1/1000 până la 1/10 din soarele ([Z / H] =−3,0 la −1,0 ), dar grupul pare mai rece decât populația I în general, deoarece stelele grele ale populației II au murit de mult. Peste 40 de mase solare , metalicitatea influențează modul în care o stea va muri: în afara ferestrei de instabilitate a perechii , stelele cu metalicitate mai mică se vor prăbuși direct într-o gaură neagră, în timp ce stelele cu metalicitate mai mare suferă o supernovă de tip Ib / c și pot lăsa o stea de neutroni .

Relația dintre metalicitatea stelară și planete

Măsurarea metalicității unei stele este un parametru care ajută la determinarea dacă o stea poate avea o planetă gigantică , deoarece există o corelație directă între metalicitate și prezența unei planete gigant. Măsurătorile au demonstrat legătura dintre metalicitatea unei stele și planetele gigantice gazoase, cum ar fi Jupiter și Saturn . Cu cât sunt mai multe metale într-o stea și, prin urmare, sistemul său planetar și proplyd , cu atât este mai probabil ca sistemul să aibă planete gigantice gazoase. Modelele actuale arată că metalicitatea, împreună cu temperatura corectă a sistemului planetar și distanța față de stea sunt cheia formării planetei și planetezimale . Pentru două stele care au vârsta și masa egale, dar metalicitate diferită, steaua mai puțin metalică este mai albastră . Dintre stelele de aceeași culoare, stelele mai puțin metalice emit mai multă radiație ultravioletă. Sun , cu 8 planete si 5 cunoscute planete pitice , este folosită ca referință, cu un [Fe / H] de 0,00.

Regiuni HII

Stelele tinere, masive și fierbinți (de obicei de tip spectral O și B ) din regiunile H II emit fotoni UV care ionizează atomii de hidrogen din starea fundamentală , lăsând electronii și protonii liberi; acest proces este cunoscut sub numele de fotoionizare . Electronii liberi pot lovi alți atomi din apropiere, excitând electronii metalici legați într-o stare metastabilă , care în cele din urmă se descompun înapoi la o stare de bază, emitând fotoni cu energii care corespund liniilor interzise . Prin aceste tranziții, astronomii au dezvoltat mai multe metode de observație pentru a estima abundența metalelor în regiunile HII, unde cu cât liniile interzise în observațiile spectroscopice sunt mai puternice, cu atât metalicitatea este mai mare. Aceste metode depind de una sau mai multe dintre următoarele: varietatea densităților asimetrice din interiorul regiunilor HII, temperaturile variate ale stelelor încorporate și / sau densitatea electronilor din regiunea ionizată.

Teoretic, pentru a determina abundența totală a unui singur element într-o regiune HII, toate liniile de tranziție ar trebui să fie observate și însumate. Cu toate acestea, acest lucru poate fi dificil din punct de vedere observațional datorită variației rezistenței liniei. Unele dintre cele mai comune linii interzise utilizate pentru a determina abundența metalelor în regiunile HII provin din oxigen (de exemplu [O II] λ = (3727, 7318, 7324) Å și [O III] λ = (4363, 4959, 5007) Å ), azot (de ex. [NII] λ = (5755, 6548, 6584) Å) și sulf (de exemplu [SII] λ = (6717,6731) Å și [SIII] λ = (6312, 9069, 9531) Å) în spectrul optic și liniile [OIII] λ = (52, 88) μm și [NIII] λ = 57 μm din spectrul infraroșu . Oxigenul are unele dintre liniile mai puternice și mai abundente din regiunile HII, făcându-l o țintă principală pentru estimările metalicității în cadrul acestor obiecte. Pentru a calcula abundențele de metale în regiunile HII folosind măsurători ale fluxului de oxigen , astronomii folosesc adesea metoda R ₂₃ , în care

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

unde este suma fluxurilor de la liniile de emisie de oxigen măsurate la cadrul de repaus λ = (3727, 4959 și 5007) Å lungimi de undă, împărțit la fluxul de la linia de emisie H _β la cadrul de repaus λ = 4861 Å lungime de undă. Acest raport este bine definit prin modele și studii de observație, dar ar trebui să se ia precauție, deoarece raportul este adesea degenerat, oferind atât o soluție de metalicitate scăzută, cât și ridicată, care poate fi ruptă prin măsurători de linie suplimentare. În mod similar, pot fi utilizate și alte rapoarte interzise puternice, de exemplu pentru sulf, unde ${\ displaystyle [{\ text {O II}}] _ {3727 ~ \ mathrm {\ AA}} + [{\ text {O III}}] _ {4959 ~ \ mathrm {\ AA} + 5007 ~ \ mathrm {\ AA}}}$

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

Abundențele de metale din regiunile HII sunt de obicei mai mici de 1%, procentul scăzând în medie cu distanța față de centrul galactic .

Vezi si

Referințe

• Salvaterra, R .; Ferrara, A .; Schneider, R. (2004). „Formarea indusă de stele primordiale cu masă mică”. Noua astronomie . 10 (2): 113-120. arXiv : astro-ph / 0304074 . Bibcode : 2004NewA ... 10..113S . CiteSeerX  10.1.1.258.923 . doi : 10.1016 / j.newast.2004.06.003 . S2CID  15085880 .
• A. Heger; SE Woosley (2002). „Semnătura nucleosintetică a populației III”. Jurnal astrofizic . 567 (1): 532-543. arXiv : astro-ph / 0107037 . Bibcode : 2002ApJ ... 567..532H . doi : 10.1086 / 338487 . S2CID  16050642 .

Lecturi suplimentare

• Pagina 593-În căutarea universului Ediția a patra Karl F. Kuhn Theo Koupelis. Jones și Bartlett Publishers Canada. 2004. ISBN  0-7637-0810-0
• Bromm, Volker; Larson, Richard B. (2004). „Primele stele”. Revizuirea anuală a astronomiei și astrofizicii . 42 (1): 79-118. arXiv : astro-ph / 0311019 . Bibcode : 2004ARA & A..42 ... 79B . doi : 10.1146 / annurev.astro.42.053102.134034 . S2CID  119371063 .