Металічність

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Схематичний розподіл поколінь зірок у нашій Галактиці.

Металічність — відношення вмісту елементів, важчих за гелій (їх в астрономії заведено називати металами, M), до вмісту гідрогену (H) в зорі порівняно з таким же відношенням для атмосфери Сонця[1]. Металічність позначається символом Z, та вимірюється у співвідношенні кількості атомних ядер важчих та легших елементів,
 \mathrm{Z} = \lg{\left(\frac{N_{\mathrm{M}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{star}} - \lg{\left(\frac{N_{\mathrm{M}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{\bigodot}} .
найчастіше за залізом та гідрогеном. Є показником, який дозволяє визначати час утворення та вік зоряних систем чи окремих зір[Джерело?].

Під час первинного нуклеосинтезу у перші хвилини життя Всесвіту, у ньому утворилися водень (75 %), гелій (25 %), а також сліди літію та берилію. Перші зорі, що утворились згодом, так звані зорі популяції III, складались лише з цих елементів і практично не містили металів. Ці зорі були надзвичайно масивними, і під час їхнього існування в них синтезувались елементи аж до заліза. Потім зорі гинули внаслідок вибуху наднових, і синтезовані елементи розповсюджувались у Всесвіті. На сьогодні жодної зорі цього типу не знайдено. Друге покоління зір (популяція II) народилась з речовини, яка була збагачена продуктами термоядерного синтезу зір першого покоління та мала відносно малу металічність. Кожне наступне покоління зір є багатшим на метали, ніж попереднє. Наймолодші зорі, на зразок Сонця, які є зорями третього покоління (популяція I), містять найбільшу кількість металів.

Визначення[ред.ред. код]

У більшості зір, галактичних туманностей та інших астрономічних об'єктів, водень і гелій є двома домінантними елементами. Для обчислення фізичних параметрів середовища (тиску, швидкості звуку, тощо) склад об'єкта достатньо описати трьома величинами: X, Y і Z, де X — частка водню (за масою), Y — частка гелію і Z - частка всіх інших хімічних елементів. Значення X, Y і Z нормується умовою[2]:

 X + Y + Z = 1



Вважається, що для Сонця ці параметри мають такі приблизні значення[3]:

Опис Значення для Сонця
Масова частка водню X_\mathrm{sun} = 0.73
Масова частка гелію Y_\mathrm{sun} = 0.25
Вміст металів Z_\mathrm{sun} = 0.02

хоча нещодавні дослідження показують, що менші значення для Z_\mathrm{sun} можуть бути більш прийнятними[4][5].

Металічність астрономічних об'єктів не можна визначити безпосередньо. Натомість використовують непрямі методи. Наприклад, спостерігач може безпосередньо виміряти вміст заліза в галактиці (наприклад, використовуючи яскравість емісійної лінії), тоді порівняти це значення з моделями, щоб оцінити загальну металічність.

Обчислення[ред.ред. код]

Повна металічність зорі часто визначається через вміст заліза "[Fe/H]". Залізо не дуже поширений елемент, але його вміст легко виміряти за спектральними даними у видимому діапазоні. Співвідношення поширеності виміряється як логарифм відношення поширеності заліза в зорі в порівнянні з його поширеністю на Сонці:

 [\mathrm{Fe}/\mathrm{H}] = \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_\mathrm{star}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_\mathrm{sun}}

де N_{\mathrm{Fe}} і N_{\mathrm{H}} це кількості заліза і водню на одиницю об'єму. Одиниця виміру яку часто використовують для металічності — це «декс» (англ. dex), що є (наразі нерекомендованим) скороченням для 'десяткова експонента'.[6] Із цим визначенням, зорі з більшим вмістом металів, ніж Сонце, мають додатні значення металічності, а ті, у яких вміст металів менший, мають від'ємні значення. Основою логарифма є 10; зорі з металічністю +1 містять у десять разів більше важких елементів, ніж Сонце(101). І навпаки, якщо у зорі металічність -1, то вона має вдесятеро меншу частку металів (10−1), а якщо -2 (10−2), то в сто разів меншу і т.д.[7] Молоді зорі Популяції І мають значно більший вміст металів, ніж старіші зорі Популяції ІІ. Зорі зародкової Популяції ІІІ мають металічність меншу, ніж -6, тобто частка заліза в мільйон разів менша, ніж на Сонці.[Джерело?]

Подібний запис використовується і для окремих елементів. Наприклад, запис «[O/Fe]» є різницею логарифму вмісту кисню в зорі в порівнянні з його вмістом на Сонці і такого ж логарифму для заліза:

 [\mathrm{O}/\mathrm{Fe}] = \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{O}}}{N_{\mathrm{Fe}}}\right)_\mathrm{star}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{O}}}{N_{\mathrm{Fe}}}\right)_\mathrm{sun}}

= \left[\log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{O}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_\mathrm{star}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{O}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_\mathrm{sun}}\right] -
\left[\log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_\mathrm{star}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_\mathrm{sun}}\right].

Сенс цього запису у тому, що якщо маса газу розбавлена чистим воднем, тоді значення [Fe/H] зменшиться (бо стане менше атомів заліза на кожен атом водню), але для всіх інших елементів X, співвідношення [X/Fe] залишаться незмінними. І навпаки, якщо газова маса отримала певну кількість кисню, тоді її [Fe/H] залишиться незмінним, а [O/Fe] збільшиться. Загалом, певний процес зоряного нуклеосинтезу змінює пропорції лише кількох елементів або ізотопів, отже зразок газу з ненульовими значеннями [X/Fe] може сигналізувати про певний ядерний процес.

Див. також[ред.ред. код]

Посилання[ред.ред. код]

  1. Металічність зорі // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 281. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031).
  2. Вміст хімічних елементів // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 81—82. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031).
  3. A. Unsöld; B. Baschek; R.C. Smith; C.A. Hein (1983). The New Cosmos. Springer New York. doi:10.1007/978-1-4757-1791-4. ISBN 978-0-387-90886-1. 
  4. The new solar abundances - Part I: the observations. Communications in Asteroseismology. January 2006. Процитовано 2013-06-25. 
  5. Solar Heavy-Element Abundance: Constraints from Frequency Separation Ratios of Low-Degree p-Modes. The Astrophysical Journal. November 2007. Процитовано 2013-06-30. 
  6. R. Rowlett (July 2005). How Many? A Dictionary of Units of Measurement. University of North Carolina. Процитовано 3 February 2015. 
  7. John C. Martin. What we learn from a star's metal content. New Analysis RR Lyrae Kinematics in the Solar Neighborhood. Процитовано September 7, 2005.