Металичност
Металичността е величина, с която в астрофизиката се описва изобилието на елементи в дадена звезда или друго космическо тяло, които са по-тежки от водорода и хелия. Повечето от физическата материя във Вселената е под формата на водород или хелий, така че астрономите използват за по-кратко, макар и неточно понятието „метал“ за назоваване на всички елементи, освен водород и хелий. Тази употреба е различна от стандартното физическо и химическо определение за 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 термоядрен синтез – 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
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
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
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]
![{\displaystyle [{\text{Fe}}/{\text{H}}]=\log _{10}{\left({\frac {N_{\text{Fe}}}{N_{\text{H}}}}\right)_{\text{звезда}}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\text{Fe}}}{N_{\text{H}}}}\right)_{\text{Слънце}}},}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/5a0cfa0ee654488272ce7238afdab92bd3fc7d7d)
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
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
- ↑ 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.
- ↑ M. J. Rees. Origin of pregalactic microwave background // Nature 275 (5675). 1978. DOI:10.1038/275035a0. с. 35 – 37.
- ↑ 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.
- ↑ J. L. Puget. Population III stars and the shape of the cosmological black body radiation // Astronomy and Astrophysics 83 (3). 1980. с. L10–L12.
- ↑ 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.
- ↑ Matteucci, Francesca. The Chemical Evolution of the Galaxy. Т. 253. Springer Science & Business Media, 2001. ISBN 978-0792365525. с. 7.
- ↑ John C. Martin. What we learn from a star's metal content // Архивиран от оригинала на 2016-06-29. Посетен на 7 септември 2005.
- ↑ 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.
- ↑ Roman, Nancy G. A Catalogue of High-Velocity Stars // The Astrophysical Journal Supplement Series 2. декември 1955. DOI:10.1086/190021. с. 195.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ Schwarzschild, M. и др. On the Colors of Subdwarfs // The Astrophysical Journal 122. септември 1955. DOI:10.1086/146094. с. 353.
- ↑ 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.