Википедија

Металичност

У астрономији и физичкој космологији, металицитет или З, је пропорција материје која сачињава хемијске елементе звезда или других астрономских објеката, искључујујући њихов водоник (X) и хелијум (Y).[1][2] Већина физичке материје у свемиру је у облику водоника и хелијума, тако да астрономи повољно користе кровни појам „метали” када указују на све остале елементе.[3] На пример, звезде или маглине које су релативно богате угљеником, азотом, кисеоником и неоном ће бити „богате металом” у астрофизичким појмовима, чак иако су ови елементи неметали у хемији. Овај израз се не треба мешати са уобичајеном дефиницијом чврстих метала.

Глобуларни кластер М80. Звезде у глобуларним кластерима су углавном старије, металима сиромашне чланице Популације II.

Присутност тежих елемената потиче из звездане нуклеосинтезе, према теорији да је већина елемената тежих од водоника и хелијума у свемиру („метала”, у даљем тексту) формирана у језграма звезда током њихове еволуције. Током времена, звездани ветрови и супернове су депоновали метале у окружење, обогаћујући међузвездани медијум и обезбеђујући материјале за рециклажу при рођењу нових звезда. Из тога следи да старије генерације звезда, које су настале у раном свемиру сиромашном металима, генерално имају ниже металичности од звезда млађе генерације, које су формиране у свемиру богатијем металима.

Уочене промене у хемијској заступљености различитих типова звезда, на основу спектралних особености које су касније приписане металности, навеле је астронома Волтера Бада да 1944. године предложи концепт постојања две различите популације звезда.[4] Оне су постале познате као звезде Популације I (богате металом) и Популације II (сиромашне металом). Трећа звездана популација је уведена 1978. година, као звезде Популације III.[5][6][7] За ове екстремно металом сиромашне звезде се претпоставља да су биле „прворођене” звезде у свемиру.

Уобичајене методе прорачуна уреди

Астрономи користе неколико различитих метода за описивање и процењивање металне заступљености, у зависности од доступних алата и објекта од интереса. Неке методе укључују одређивање фракције масе која се приписује гасу наспрам метала, или мерење односа броја атома два различита елемента у поређењу са односима нађеним у Сунцу.

Масени удео уреди

Стеларна композиција се често једноставно дефинише параметерима X, Y и Z. Овде је X масена фракција водоника, Y је масена фракција хелијума, и Z је масена фракција свих преосталих хемијских елемената. Стога је

 

У већини звезда, маглина, H II региона, и других астрономских извора, водоник и хелијум су два доминантна елемента. Водонична масена фракција се генерално изражава као  , где је   укупна маса система, и   је фракциона маса водоника који он садржи. Слично томе, хелијумска масена фракција се означава као  . Преостали елементи се колективно наводе као „метали”, и металичност — масена фракција елементата тежих од хелијума — може се израчунати као

 

За површину Сунца је утврђено да ови параметри имају следеће вредности:[8]

Опис Соларна вредност
Водонична масена фракција  
Хелијумска масена фракција  
Металичност  

Услед ефеката звездане еволуције, ни почетна композиција нити композиција садашње масе Сунца нису исте као њен данашњи површински састав.

Односи хемијске заступљености уреди

Свеукупна звездана металичност се често дефинише користећи укупни садржај гвожђа звезде, јер је гвожђе међу најлакшим елементима за мерење са спектралним опзервацијама у видљивом спектру (мада је кисеоник најзаступљенији тешки елемент – погледајте металичности у HII регионима испод). Однос обилности је дефинисан као логаритам односа звездане заступљености гвожђа у поређењу са његовом заступљености у Сунцу и изражава се на следећи начин:[9]

 

где су   и   број атома гвожђа и водоника по јединици запремине респективно. Јединица која се често користи за металичности је декс, контракција „децималног експонента”. По овој формулацији, звезде са већом металичношћу од Сунца имају позитивну логаритамску вредност, док оне са нижом металичношћу од Сунца имају негативну вредност. На пример, звезде са [Fe/H] вредношћу од +1 имају 10 пута металичност Сунца (101); насупрот томе, оне са [Fe/H] вредношћу од −1 имају 1/10, док оне са [Fe/H] вредности од 0 имају металичност попут Сунца, и тако даље.[3]

Фотометријске боје уреди

Астрономи могу да процене металичност помоћу измерених и калибрисаних система који повезују фотометријска и спектроскопска мерења (погледајте такође спектрофотометрију). На пример, Џонсонови УВБ филтери се могу користити за детекцију ултраљубичастог (УВ) вишка у звездама,[10] при чему већи УВ вишак представља индикацију већег присуства метала који апсорбују УВ радијацију, што узрокује да звезда изгледа „црвеније”.[11][12][13] УВ вишак, δ(U−B), се дефинише као разлика између звезданог У и Б опсега магнитуда, у поређењу са разликом између У и Б опсега магнитуда металом богатих звезда у Хијадском кластеру.[14] Нажалост, δ(U−B) је сензитивно за металичност и температуру: ако су две звезде у једнакој мери богате металом, али је једна хладнија од друге, оне ће вероватно имати различите δ(U−B) вредности[14] (погледајте такође учинак затварања[15][16]). Како би се ублажила та дегенерација, звездана Б−В боја се може користити као индикатор за температуру. Штавише, УВ вишак и Б-V боја се могу кориговати повезивањем са сродном δ(У−Б) вредношћу за заступљеност гвожђа.[17][18][19]

Други фотометријски системи који се могу користити за одређивање маталичности појединих астрофизичких објеката обухватају Стремгренов систем,[20][21] Женевски систем,[22][23] Вашингтонски систем,[24][25] и ДДО систем.[26][27]

Референце уреди

  1. ^ Кунтх, D. & Г. Öстлин (2000). „Тхе Мост Метал-поор Галаxиес”. 10 (1). Тхе Астрономy анд Астропхyсицс Ревиеw. Приступљено 3. 2. 2015. 
  2. ^ Сутхерланд, W. (26. 3. 2013). „Тхе Галаxy. Цхаптер 4. Галацтиц Цхемицал Еволутион” (ПДФ). Архивирано из оригинала (ПДФ) 26. 01. 2020. г. Приступљено 13. 1. 2015. 
  3. ^ а б Мартин, Јохн C. „Wхат wе леарн фром а стар'с метал цонтент”. Неw Аналyсис РР Лyрае Кинематицс ин тхе Солар Неигхборхоод. Архивирано из оригинала 29. 6. 2016. г. Приступљено 7. 9. 2005. 
  4. ^ Бааде, W. (1944). „Тхе Ресолутион оф Мессиер 32, НГЦ 205, анд тхе Централ Регион оф тхе Андромеда Небула”. Астропхyсицал Јоурнал. 100: 121—146. Бибцоде:1944АпЈ...100..137Б. дои:10.1086/144650. 
  5. ^ Реес, M. Ј. (1978). „Оригин оф прегалацтиц мицроwаве бацкгроунд”. Натуре. 275 (5675): 35—37. Бибцоде:1978Натур.275...35Р. дои:10.1038/275035а0. 
  6. ^ С. D. M. Wхите, M. Ј.; Реес (1978). „Цоре цонденсатион ин хеавy халос - А тwо-стаге тхеорy фор галаxy форматион анд цлустеринг”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy. 183 (3): 341—358. Бибцоде:1978МНРАС.183..341W. дои:10.1093/мнрас/183.3.341. 
  7. ^ Пугет, Ј.; Хеyваертс (1980). „Популатион III старс анд тхе схапе оф тхе цосмологицал блацк бодy радиатион”. Астрономy анд Астропхyсицс. 83 (3): Л10—Л12. Бибцоде:1980А&А....83Л..10П. 
  8. ^ Асплунд, Мартин; Гревессе, Ницолас; Саувал, А. Јацqуес; Сцотт, Пат (2009). „Тхе Цхемицал Цомпоситион оф тхе Сун”. Аннуал Ревиеw оф Астрономy & Астропхyсицс. 47 (1): 481—522. Бибцоде:2009АРА&А..47..481А. арXив:0909.0948  . дои:10.1146/аннурев.астро.46.060407.145222. 
  9. ^ Маттеуцци, Францесца (2001). Тхе Цхемицал Еволутион оф тхе Галаxy. Астропхyсицс анд Спаце Сциенце Либрарy. 253. Спрингер Сциенце & Бусинесс Медиа. стр. 7. ИСБН 978-0792365525. 
  10. ^ Јохнсон, Х. L.; Морган, W. W. (мај 1953). „Фундаментал стеллар пхотометрy фор стандардс оф спецтрал тyпе он тхе ревисед сyстем оф тхе Yеркес спецтрал атлас”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал (на језику: енглески). 117: 313. Бибцоде:1953АпЈ...117..313Ј. ИССН 0004-637X. дои:10.1086/145697. 
  11. ^ Роман, Нанцy Г. (децембар 1955). „А Цаталогуе оф Хигх-Велоцитy Старс”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал Супплемент Сериес (на језику: енглески). 2: 195. Бибцоде:1955АпЈС....2..195Р. ИССН 0067-0049. дои:10.1086/190021. 
  12. ^ Сандаге, А. Р.; Егген, О. Ј. (1. 6. 1959). „Он тхе Еxистенце оф Субдwарфс ин тхе (МБол, лог Те)-Диаграм”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy (на језику: енглески). 119 (3): 278—296. Бибцоде:1959МНРАС.119..278С. ИССН 0035-8711. дои:10.1093/мнрас/119.3.278. 
  13. ^ Wаллерстеин, Георге; Царлсон, Маурице (септембар 1960). „Леттер то тхе Едитор: он тхе Ултравиолет Еxцесс ин Г Дwарфс”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал (на језику: енглески). 132: 276. Бибцоде:1960АпЈ...132..276W. ИССН 0004-637X. дои:10.1086/146926. 
  14. ^ а б Wилдеy, Р. L.; Бурбидге, Е. M.; Сандаге, А. Р.; Бурбидге, Г. Р. (јануар 1962). „Он тхе Еффецт оф Фраунхофер Линес он у, б, V Меасурементс”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал (на језику: енглески). 135: 94. Бибцоде:1962АпЈ...135...94W. ИССН 0004-637X. дои:10.1086/147251. 
  15. ^ Сцхwарзсцхилд, M.; Сеарле, L.; Хоwард, Р. (септембар 1955). „Он тхе Цолорс оф Субдwарфс”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал (на језику: енглески). 122: 353. Бибцоде:1955АпЈ...122..353С. ИССН 0004-637X. дои:10.1086/146094. 
  16. ^ Цамерон, L. M. (јун 1985). „Металлицитиес анд Дистанцес оф Галацтиц Цлустерс ас Детерминед фром УБВ Дата – Парт Тхрее – Агес анд Абунданце Градиентс оф Опен Цлустерс”. Астрономy анд Астропхyсицс (на језику: енглески). 147. Бибцоде:1985А&А...147...47Ц. ИССН 0004-6361. 
  17. ^ Сандаге, А. (децембар 1969). „Неw субдwарфс. II. Радиал велоцитиес, пхотометрy, анд прелиминарy спаце мотионс фор 112 старс wитх ларге пропер мотион”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал (на језику: енглески). 158: 1115. Бибцоде:1969АпЈ...158.1115С. ИССН 0004-637X. дои:10.1086/150271. 
  18. ^ Царнеy, Б. W. (октобар 1979). „Субдwарф ултравиолет еxцессес анд метал абунданцес”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал (на језику: енглески). 233: 211. Бибцоде:1979АпЈ...233..211Ц. ИССН 0004-637X. дои:10.1086/157383. 
  19. ^ Лаирд, Јохн Б.; Царнеy, Бруце W.; Латхам, Давид W. (јун 1988). „А сурвеy оф пропер-мотион старс. III - Редденингс, дистанцес, анд металлицитиес”. Тхе Астрономицал Јоурнал (на језику: енглески). 95: 1843. Бибцоде:1988АЈ.....95.1843Л. ИССН 0004-6256. дои:10.1086/114782. 
  20. ^ Стрöмгрен; Бенгт (1963). „Qуантитативе Цлассифицатион Метходс”. Басиц Астрономицал Дата: Старс анд Стеллар Сyстемс (на језику: енглески): 123. Бибцоде:1963бад..боок..123С. 
  21. ^ Цраwфорд, D. L. (1966). „Пхото-Елецтриц Хбета анд У V Б Y Пхотометрy”. Спецтрал Цлассифицатион анд Мултицолоур Пхотометрy (на језику: енглески). 24: 170. Бибцоде:1966ИАУС...24..170Ц. 
  22. ^ Н., Црамер; А., Маедер (октобар 1979). „Луминоситy анд Т ЕФФ детерминатионс фор Б-тyпе старс”. Астрономy анд Астропхyсицс (на језику: енглески). 78. Бибцоде:1979А&А....78..305Ц. ИССН 0004-6361. 
  23. ^ D., Коби; П., Нортх (новембар 1990). „А неw цалибратион оф тхе Генева пхотометрy ин термс оф Те, лог г, (Фе/Х) анд масс фор маин сеqуенце А4 то Г5 старс”. Астрономy анд Астропхyсицс Супплемент Сериес (на језику: енглески). 85: 999. Бибцоде:1990А&АС...85..999К. ИССН 0365-0138. 
  24. ^ Геислер, D. (1986). „Тхе емпирицал абунданце цалибратионс фор Wасхингтон пхотометрy оф популатион II гиантс”. Публицатионс оф тхе Астрономицал Социетy оф тхе Пацифиц (на језику: енглески). 98 (606): 762. Бибцоде:1986ПАСП...98..762Г. ИССН 1538-3873. дои:10.1086/131822. 
  25. ^ Геислер, Доуг; Цлариа, Јуан Ј.; Миннити, Данте (новембар 1991). „Ан импровед метал абунданце цалибратион фор тхе Wасхингтон сyстем”. Тхе Астрономицал Јоурнал (на језику: енглески). 102: 1836. Бибцоде:1991АЈ....102.1836Г. ИССН 0004-6256. дои:10.1086/116008. 
  26. ^ Цлариа, Јуан Ј.; Пиатти, Андрес Е.; Лапассет, Емилио (мај 1994). „А ревисед еффецтиве-температуре цалибратион фор тхе ДДО пхотометриц сyстем”. Публицатионс оф тхе Астрономицал Социетy оф тхе Пацифиц (на језику: енглески). 106: 436. Бибцоде:1994ПАСП..106..436Ц. ИССН 0004-6280. дои:10.1086/133398. 
  27. ^ Јамес, К. А. (мај 1975). „Цyаноген Стренгтхс, Луминоситиес, анд Кинематицс оф К Гиант Старс”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал Супплемент Сериес (на језику: енглески). 29: 161. Бибцоде:1975АпЈС...29..161Ј. ИССН 0067-0049. дои:10.1086/190339. 

Литература уреди

Преузето из „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Metaličnost&oldid=27675466”