metaliklik - Metallicity

Küresel küme M80 . Küresel kümelerdeki yıldızlar, çoğunlukla Popülasyon II'nin daha yaşlı, metal açısından fakir üyeleridir .

Olarak astronomi , metallik bir bolluk daha ağır olan bir nesne içinde mevcut elementlerin , hidrojen ve helyum . Evrendeki normal fiziksel maddenin çoğu ya hidrojen ya da helyumdur ve gökbilimciler "metaller" kelimesini " hidrojen ve helyum dışındaki tüm elementler" için uygun bir kısa terim olarak kullanırlar . Bu sözcük kullanımı, bir metalin elektriksel olarak iletken bir katı olarak geleneksel kimyasal veya fiziksel tanımından farklıdır . Nispeten yüksek miktarda ağır element içeren yıldızlar ve bulutsular , kimyada bu elementlerin çoğu metal olmayan olmasına rağmen, astrofiziksel anlamda "metal bakımından zengin" olarak adlandırılır.

Daha ağır elementlerin varlığı , Evrendeki hidrojen ve helyumdan daha ağır elementlerin ( bundan sonra metaller ) çoğunluğunun, evrimleştikçe yıldızların çekirdeklerinde oluştuğu yıldız nükleosentezi ile ortaya çıkar . Zamanla, yıldız rüzgarları ve süpernovalar , metalleri çevreleyen ortama bırakarak yıldızlararası ortamı zenginleştirir ve yeni yıldızların doğuşu için geri dönüşüm malzemeleri sağlar . Metal bakımından fakir erken Evren'de oluşan eski nesil yıldızların, genellikle daha metal bakımından zengin bir Evrende oluşan genç nesillerinkinden daha düşük metalikliğe sahip olduğu sonucu çıkar.

Daha sonra metalikliğe atfedilen tayfsal özelliklere dayalı olarak, farklı yıldız türlerinin kimyasal bolluklarında gözlemlenen değişiklikler, 1944'te gökbilimci Walter Baade'in iki farklı yıldız popülasyonunun varlığını önermesine yol açtı . Bunlar genellikle Popülasyon I (metal bakımından zengin) ve Popülasyon II (metal bakımından fakir) yıldızlar olarak bilinir hale geldi . Üçüncü bir yıldız popülasyonu 1978'de, Popülasyon III yıldızları olarak bilinen tanıtıldı . Bu son derece metal bakımından fakir yıldızların, Evrende yaratılan "ilk doğan" yıldızlar olduğu teorileştirildi.

Yaygın hesaplama yöntemleri

Gökbilimciler, mevcut araçlara ve ilgilenilen nesneye bağlı olarak, metal bolluklarını tanımlamak ve yaklaşık olarak belirlemek için birkaç farklı yöntem kullanır. Bazı yöntemler, gaza karşı metallere atfedilen kütle fraksiyonunun belirlenmesini veya Güneş'te bulunan oranlara kıyasla iki farklı elementin atom sayısının oranlarının ölçülmesini içerir .

kütle kesri

Yıldız bileşimi genellikle basitçe X , Y ve Z parametreleriyle tanımlanır . Burada X , hidrojenin kütle kesridir , Y , helyumun kütle kesridir ve Z , kalan tüm kimyasal elementlerin kütle kesridir. Böylece

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

Çoğunda yıldızlı , bulutsu , Hu bölgeleri ve diğer astronomik kaynakları, hidrojen ve helyum iki baskın unsurlardır. Hidrojen kütle fraksiyonu, genel olarak , sistemin toplam kütlesi ve içerdiği hidrojenin kütlesi olarak ifade edilir . Benzer şekilde, helyum kütle oranı olarak gösterilir . Elementlerin geri kalanı topluca "metaller" olarak adlandırılır ve metaliklik - helyumdan daha ağır elementlerin kütle oranı - şu şekilde hesaplanabilir: ${\displaystyle X\eşdeğer m_{\metin{H}}/M}$${\görüntüleme stili M}$${\displaystyle m_{\metin{H}}}$${\displaystyle Y\eşdeğer m_{\metin{O}}/M}$

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

Güneş'in yüzeyi için bu parametreler aşağıdaki değerlere sahip olacak şekilde ölçülür:

Açıklama	güneş değeri
Hidrojen kütle oranı	${\displaystyle X_{\text{güneş}}=0.7381}$
Helyum kütle fraksiyonu	${\displaystyle Y_{\text{güneş}}=0.2485}$
metaliklik	${\displaystyle Z_{\text{güneş}}=0.0134}$

Yıldız evriminin etkileri nedeniyle , Güneş'in ne ilk bileşimi ne de bugünkü kütle bileşimi, bugünkü yüzey bileşimi ile aynı değildir.

Kimyasal bolluk oranları

Genel yıldız metalikliği, geleneksel olarak toplam hidrojen içeriği kullanılarak tanımlanır , çünkü bolluğunun Evrende nispeten sabit olduğu veya Evrende genellikle doğrusal olarak artan bir bolluğa sahip olan yıldızın demir içeriğinin olduğu kabul edilir . Demir nispeten kolay çok sayıda belirli bir yıldızın spektrumunda spektral gözlemlerle ölçmek için aynı zamanda , demir (oksijen olduğu halde yıldızın spektrumunda hatları en bol ağır element - bakınız H II bölgelerinde metallicities altında). Bolluk oranı, bir yıldızın demir bolluğunun Güneş'e oranla oranının ortak logaritmasıdır ve şu şekilde hesaplanır:

${\displaystyle [{\text{Fe}}/{\text{H}}]=\log _{10}{\left({\frac {N_{\text{Fe}}}{N_{\text{) H}}}}\sağ)_{\text{yıldız}}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\text{Fe}}}}{N_{\text{H}} }}\sağ)_{\metin{güneş}}},}$

burada ve sırasıyla birim hacim başına demir ve hidrojen atomlarının sayısıdır. Metallik için sıklıkla kullanılan birim , "ondalık üs" in daralması olan dex'tir . Bu formülasyonla, Güneş'ten daha yüksek bir metalliğe sahip yıldızlar pozitif bir ortak logaritmaya sahipken, hidrojenin daha baskın olduğu yıldızlar buna karşılık gelen bir negatif değere sahiptir. Örneğin, [Fe/H] değeri +1 olan yıldızlar, Güneş'in (10 ¹ ) 10 katı metalikliğe sahiptir ; tersine, [Fe/H] değeri −1 olanlar 1 ⁄ 10'a sahipken, [Fe/H] değeri 0 olanlar Güneş ile aynı metalliğe sahiptir, vb. Genç Popülasyon I yıldızları, eski Popülasyon II yıldızlarından önemli ölçüde daha yüksek demir-hidrojen oranlarına sahiptir. İlkel Nüfus III yıldızlarının, Güneş'teki demir bolluğunun milyonda biri olan -6'dan daha az metalliğe sahip oldukları tahmin edilmektedir. Aynı gösterim, güneş oranlarına kıyasla diğer bireysel elementler arasındaki bolluk değişimlerini ifade etmek için kullanılır. Örneğin, "[O/Fe]" gösterimi, yıldızın oksijen bolluğuna karşı Güneş'inkiyle karşılaştırıldığında demir içeriğinin logaritmasındaki farkı temsil eder. Genel olarak, belirli bir yıldız nükleosentetik işlemi, yalnızca birkaç element veya izotopun oranlarını değiştirir, bu nedenle belirli [/Fe] değerlerine sahip bir yıldız veya gaz numunesi, ilişkili, çalışılmış bir nükleer işlemin göstergesi olabilir. ${\displaystyle N_{\text{Fe}}}$${\displaystyle N_{\metin{H}}}$

fotometrik renkler

Gökbilimciler, fotometrik ölçümleri ve spektroskopik ölçümleri ilişkilendiren ölçülmüş ve kalibre edilmiş sistemler aracılığıyla metaliklikleri tahmin edebilir (ayrıca bkz . Spektrofotometri ). Örneğin, Johnson UVB filtreleri , yıldızlardaki bir ultraviyole (UV) fazlalığını tespit etmek için kullanılabilir ; burada daha küçük bir UV fazlalığı, UV radyasyonunu emen daha büyük bir metal varlığına işaret eder ve böylece yıldızın "daha kırmızı" görünmesini sağlar. UV fazlalığı, δ(U−B), Hyades kümesindeki metal bakımından zengin yıldızların U ve B bant büyüklükleri arasındaki farkla karşılaştırıldığında, bir yıldızın U ve B bant büyüklükleri arasındaki fark olarak tanımlanır . Ne yazık ki, δ (u-B) metallik ve her iki karşı duyarlıdır sıcaklığı : iki yıldız eşit maden açısından zengin olan, fakat eğer bir başka daha soğuk olan, muhtemelen farklı Í sahip olacaktır (u-B) değerleri (aynı zamanda bakınız etkisi Yastıklama ). Bu yozlaşmayı azaltmaya yardımcı olmak için, bir yıldızın B-V rengi sıcaklık göstergesi olarak kullanılabilir. Ayrıca, UV fazlalığı ve B−V rengi, δ(U−B) değerini demir bolluğuyla ilişkilendirmek için düzeltilebilir.

Belirli astrofiziksel nesnelerin metalikliklerini belirlemek için kullanılabilecek diğer fotometrik sistemler arasında Strӧmgren sistemi, Cenevre sistemi, Washington sistemi ve DDO sistemi bulunur.

Çeşitli astrofiziksel nesnelerde metaliklikler

Yıldızlar

Belirli bir kütle ve yaşta, metalden fakir bir yıldız biraz daha sıcak olacaktır. Popülasyon II yıldızlarının metallikleri, kabaca Güneş'inkinin 1/1000 ila 1/10'u kadardır ([Z/H] =−3.0 ila −1.0 ), ancak ağır Popülasyon II yıldızları çoktan ölmüş olduğundan, grup genel olarak Popülasyon I'den daha soğuk görünüyor . 40 güneş kütlesinin üzerinde , metaliklik bir yıldızın nasıl öleceğini etkiler: çift-kararsızlık penceresinin dışında , daha düşük metalikliğe sahip yıldızlar doğrudan bir kara deliğe çökerken, daha yüksek metalikliğe sahip yıldızlar Tip Ib/c süpernovaya uğrar ve bir nötron yıldızı bırakabilir .

Yıldız metalikliği ve gezegenler arasındaki ilişki

Bir yıldızın metaliklik ölçümü, bir yıldızın dev bir gezegene sahip olup olmadığını belirlemeye yardımcı olan bir parametredir , çünkü metaliklik ile dev bir gezegenin varlığı arasında doğrudan bir ilişki vardır. Ölçümler, bir yıldızın metalikliği ile Jüpiter ve Satürn gibi gaz devi gezegenler arasındaki bağlantıyı göstermiştir . Bir yıldızın daha metaller ve böylece gezegen sistemi ve proplyd , daha büyük olasılıkla sistem gaz devi gezegen olabilir. Mevcut modeller, doğru gezegen sistemi sıcaklığı ve yıldızdan uzaklık ile birlikte metalikliğin , gezegen ve gezegenimsi oluşum için anahtar olduğunu göstermektedir . Eşit yaş ve kütleye sahip ancak farklı metalikliğe sahip iki yıldız için, daha az metalik olan yıldız daha mavidir . Aynı renkteki yıldızlar arasında daha az metalik yıldızlar daha fazla morötesi radyasyon yayar. 8 gezegeni ve bilinen 5 cüce gezegeni olan Güneş , [Fe/H] 0,00 ile referans olarak kullanılır.

HII bölgeleri

H II bölgelerindeki genç, büyük kütleli ve sıcak yıldızlar (tipik olarak O ve B tayf tiplerinden ), temel haldeki hidrojen atomlarını iyonize eden , elektronları ve protonları serbest bırakan UV fotonları yayar ; bu süreç fotoiyonizasyon olarak bilinir . Serbest elektronlar yakındaki diğer atomlara çarpabilir , bağlı metalik elektronları yarı kararlı bir duruma uyarabilir , bu da sonunda bir temel duruma bozunarak yasak çizgilere karşılık gelen enerjilere sahip fotonlar yayar . Bu geçişler aracılığıyla, gökbilimciler, spektroskopik gözlemlerde yasaklı çizgiler ne kadar güçlüyse, metalikliğin o kadar yüksek olduğu HII bölgelerinde metal bolluklarını tahmin etmek için birkaç gözlemsel yöntem geliştirdiler. Bu yöntemler aşağıdakilerden bir veya daha fazlasına bağlıdır: HII bölgeleri içindeki asimetrik yoğunlukların çeşitliliği, gömülü yıldızların değişen sıcaklıkları ve/veya iyonize bölge içindeki elektron yoğunluğu.

Teorik olarak, bir HII bölgesindeki tek bir elementin toplam bolluğunu belirlemek için tüm geçiş çizgileri gözlemlenmeli ve toplanmalıdır. Bununla birlikte, hat gücündeki değişiklik nedeniyle bu gözlemsel olarak zor olabilir. HII bölgelerinde metal bolluğunu belirlemek için kullanılan en yaygın yasak çizgilerden bazıları oksijendendir (örn. [O II] λ = (3727, 7318, 7324) Å ve [O III] λ = (4363, 4959, 5007) Å ), nitrojen (örn. [NII] λ = (5755, 6548, 6584) Å) ve kükürt (örn. [SII] λ = (6717,6731) Å ve [SIII] λ = (6312, 9069, 9531) Å) içerisinde optik spektrumu ve [OIII] λ = (52, 88) um ve [NIII] λ = 57 um hatları kızılötesi spektrumu. Oksijen , HII bölgelerinde daha güçlü, daha bol çizgilerden bazılarına sahiptir, bu da onu bu nesnelerdeki metaliklik tahminleri için ana hedef haline getirir. Oksijen akışı ölçümlerini kullanarak HII bölgelerindeki metal bolluklarını hesaplamak için , gökbilimciler genellikle R ₂₃ yöntemini kullanırlar.

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

nerede dinlenme çerçevesi λ = (3727, 4959 ve 5007) Å dalga boylarında ölçülen oksijen emisyon hatlarından gelen akıların toplamı , dinlenme karesi λ = 4861 Å dalga boyunda H _β emisyon hattından gelen akıya bölünür . Bu oran, modeller ve gözlemsel çalışmalar yoluyla iyi tanımlanmıştır, ancak oran genellikle dejenere olduğundan, ek hat ölçümleriyle kırılabilen hem düşük hem de yüksek metaliklik çözümü sağladığından dikkatli olunmalıdır. Benzer şekilde, örneğin kükürt için diğer güçlü yasaklı çizgi oranları kullanılabilir. ${\displaystyle [{\text{O II}}]_{3727~\mathrm {\AA} }+[{\text{O III}}]_{4959~\mathrm {\AA} +5007~\mathrm {\AA} }}$

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

HII bölgelerindeki metal bolluğu tipik olarak %1'den azdır ve yüzde ortalama olarak Galaktik Merkezden uzaklaştıkça azalır .

Ayrıca bakınız

Referanslar

• Salvaterra, R.; Ferrara, A.; Schneider, R. (2004). "İlkel düşük kütleli yıldızların indüklenmiş oluşumu". Yeni Astronomi . 10 (2): 113–120. arXiv : astro-ph/03304074 . 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). "Nüfus III'ün Nükleosentetik İmzası". Astrofizik Dergisi . 567 (1): 532–543. arXiv : astro-ph/017037 . Bibcode : 2002ApJ...567..532H . doi : 10.1086/338487 . S2CID  16050642 .

daha fazla okuma

• Sayfa 593-In Quest of the Universe Dördüncü Baskı Karl F. Kuhn Theo Koupelis. Jones ve Bartlett Yayıncıları Kanada. 2004. ISBN  0-7637-0810-0
• Brom, Volker; Larson, Richard B. (2004). "İlk Yıldızlar". Astronomi ve Astrofizik Yıllık İnceleme . 42 (1): 79–118. arXiv : astro-ph/0311019 . Bibcode : 2004ARA&A..42...79B . doi : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134034 . S2CID  119371063 .