Metallicitet

Metallicitet (inom astrofysik ) - den relativa koncentrationen av element tyngre än väte och helium i stjärnor eller andra astronomiska objekt. Det mesta av baryonmateriafinns i universum i form av väte och helium, vilket är anledningen till att astronomer använder ordet "metaller" som en lämplig term för alla tyngre grundämnen. Till exempel kallas stjärnor och nebulosor med relativt höga mängder kol, kväve, syre och neon "metallrika" i astrofysiska termer. Dessutom, ur kemisynpunkt, är många av dessa element (särskilt det listade kolet, kvävet, syre och neon) inte metaller. Metallicitet används till exempel för att bestämma generering och ålder av stjärnor [1] .

Observerade förändringar i den kemiska sammansättningen av olika typer av stjärnor, baserade på spektrala egenskaper som senare tillskrevs metallicitet, fick astronomen Walter Baade 1944 att antyda existensen av två olika populationer av stjärnor [2] . De blev allmänt kända som Population I (metallrika) och Population II (metallfattiga) stjärnor. En tredje stjärnpopulation introducerades 1978, känd som population III-stjärnor [3] [4] [5] . Teoretiskt sett skulle dessa extremt metallfattiga stjärnor vara "ursprungliga" stjärnor skapade i universum. Den totala metalliciteten hos en stjärna bestäms vanligtvis med hjälp av den totala vätehalten, eftersom dess förekomst anses vara relativt konstant i universum, eller järnhalten i en stjärna, vars förekomst i universum vanligtvis ökar linjärt [6] .

Under primär nukleosyntes , under de första minuterna av universums liv , uppstod väte (75%), helium (25%), såväl som spår av litium och beryllium i det . De första stjärnorna som bildades senare , de så kallade population III-stjärnorna , bestod endast av dessa element och innehöll praktiskt taget inga metaller. Dessa stjärnor var extremt massiva (och hade därför korta livslängder). Under deras livstid syntetiserades element upp till järn i dem . Sedan dog stjärnorna som ett resultat av en supernovaexplosion och de syntetiserade elementen fördelades över hela universum. Än så länge har inga stjärnor av denna typ hittats.

Den andra generationen stjärnor ( population II ) föddes från materialet från stjärnorna i den första generationen och hade en ganska låg metallicitet, även om den var högre än den för stjärnorna i den första generationen. Lågmassastjärnor av denna generation har en lång livslängd (miljarder år) och fortsätter att finnas bland stjärnorna i vår och andra galaxer. Mer massiva andra generationens stjärnor lyckades utvecklas till slutskedet och sprutade ut gas anrikad på metaller som ett resultat av stjärnnukleosyntesen in i det interstellära mediet, från vilket tredje generationens ( population I ) stjärnor bildades. Tredje generationens stjärnor, inklusive solen , innehåller den största mängden metaller.

Således är varje nästa generation av stjärnor rikare på metaller än den föregående, som ett resultat av anrikningen av metaller i det interstellära medium från vilket dessa stjärnor bildas .

Närvaron av metaller i gasen som utgör en stjärna leder till en minskning av dess transparens och påverkar radikalt alla stadier av en stjärnas utveckling, från kollapsen av ett gasmoln till en stjärna till de senare stadierna av dess förbränning.

Från observationer (från analysen av stjärnornas spektra ) kan du oftast bara få värdet [ ]:

Här  är förhållandet mellan koncentrationen av järnatomer och väteatomer på stjärnan respektive på solen. Man tror att värdet [ ] kännetecknar den relativa förekomsten av alla tunga grundämnen (inklusive ) på stjärnan och på solen. För mycket gamla stjärnor ligger värdet på [ ] mellan −2 och −1 (det vill säga innehållet av tunga grundämnen i dem är 10–100 gånger mindre än i solcells). Metalliciteten hos stjärnorna i den galaktiska skivan varierar i allmänhet från -0,3 till +0,2, är högre i mitten och minskar mot kanterna.

Metallicitet påverkar också minimimassan hos en stjärna/ brun dvärg , vid vilken vissa termonukleära reaktioner börjar. En brun dvärg med extremt låg metallicitet är SDSS J0104+1535 . Samma föremål är också den mest massiva kända bruna dvärgen [7] .

Beroende av metallicitet på närvaron av planeter

Astronomer från USA, Brasilien och Peru har fått experimentella bevis för att närvaron av en gasjätte i systemet kan påverka moderstjärnans kemiska sammansättning. I teorin, för att bedöma rollen av en gasjätte, behövs en dubbelstjärna , eftersom dubbelstjärnor bildas från samma gasmoln och som ett resultat borde ha extremt liknande kemisk sammansättning. Men närvaron av en planet i en av följeslagarna kan förklara skillnaden i kemisk sammansättning, eftersom stjärnor och planeter bildas nästan samtidigt, vilket leder till sammankopplingen av deras bildningsprocesser. I praktiken valdes systemet 16 Cygnus som studieobjekt, som är en dubbelstjärna, där gasjätten 16 Cygnus B b kretsar kring följeslagaren B. Båda följeslagarna är analoger till solen [8] . Den relativa förekomsten av 25 olika kemiska grundämnen i stjärnfotosfären beräknades . Som ett resultat visade det sig att 16 Cygnus A överstiger 16 Cygnus B (se Lista över stjärnor i stjärnbilden Cygnus ) när det gäller metallinnehåll, och som en förklaring, närvaron av en gasjättekompanjon B [9] .

Se även

Anteckningar

  1. ↑ McWilliam, Andrew Överflödskvoter och galaktisk kemisk utveckling: Ålder-metallicitetsförhållande  ( 1 januari 1997). Hämtad 13 januari 2015. Arkiverad från originalet 30 mars 2015.
  2. ↑ Baade, Walter (1944). "Upplösningen av Messier 32, NGC 205 och den centrala delen av Andromeda-nebulosan" . Astrofysisk tidskrift . 100 : 121-146. Bibcode : 1944ApJ...100..137B . DOI : 10.1086/144650 .
  3. ↑ Rees, MJ (1978). "Ursprunget till pregalaktisk mikrovågsbakgrund". naturen . 275 (5675): 35-37. Bibcode : 1978Natur.275...35R . DOI : 10.1038/275035a0 . S2CID  121250998 .
  4. ↑ Vit, SDM; Rees, MJ (1978). "Kärnkondensation i tunga halos - En tvåstegsteori för galaxbildning och klustring". Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society . 183 (3): 341-358. Bibcode : 1978MNRAS.183..341W . DOI : 10.1093/mnras/183.3.341 .
  5. ↑ JL Puget; J. Heyvaerts (1980). "Population III-stjärnor och formen på den kosmologiska svartkroppsstrålningen". Astronomi och astrofysik . 83 (3): L10-L12. Bibcode : 1980A&A....83L..10P .
  6. ↑ Hinkel, Natalie; Timmes, Frank; Young, Patrick; Pagano, Michael; Turnbull, Maggie (september 2014). "Stellar Abundances in the Solar Neighborhood: The Hypatia Catalog" . Astronomisk tidskrift . 148 (3) : 33.arXiv : 1405.6719 . DOI : 10.1088/0004-6256/148/3/54 . Arkiverad från originalet 2022-03-06 . Hämtad 2022-04-03 . Utfasad parameter används |deadlink=( hjälp )
  7. ↑ Rekordbrytande brun dvärg upptäckt när det gäller massa och kemisk renhet - Naked Science . naked-science.ru. Hämtad 29 mars 2017. Arkiverad från originalet 26 mars 2017.
  8. ↑ Dmitry Safin. Planeter kan ta metaller från sina stjärnor (otillgänglig länk- historia ) . Compulenta (3 augusti 2011). - Anpassad från Universe Today . Hämtad: 15 februari 2012.  
  9. ↑ I. Ramirez, J. Melendez, D. Cornejo, IU Roederer, JR Fish. (2011), Elementära överflödsskillnader i det 16 Cygni binära systemet: en signatur för gasjätteplanetbildning?, arΧiv : 1107.5814 [astro-ph.SR]. (Engelsk)  

Länkar