Википедија

Metaličnost

U astronomiji i fizičkoj kosmologiji, metalicitet ili Z, je proporcija materije koja sačinjava hemijske elemente zvezda ili drugih astronomskih objekata, isključujujući njihov vodonik (X) i helijum (Y).[1][2] Većina fizičke materije u svemiru je u obliku vodonika i helijuma, tako da astronomi povoljno koriste krovni pojam „metali” kada ukazuju na sve ostale elemente.[3] Na primer, zvezde ili magline koje su relativno bogate ugljenikom, azotom, kiseonikom i neonom će biti „bogate metalom” u astrofizičkim pojmovima, čak iako su ovi elementi nemetali u hemiji. Ovaj izraz se ne treba mešati sa uobičajenom definicijom čvrstih metala.

Globularni klaster M80. Zvezde u globularnim klasterima su uglavnom starije, metalima siromašne članice Populacije II.

Prisutnost težih elemenata potiče iz zvezdane nukleosinteze, prema teoriji da je većina elemenata težih od vodonika i helijuma u svemiru („metalа”, u daljem tekstu) formirana u jezgrama zvezda tokom njihove evolucije. Tokom vremena, zvezdani vetrovi i supernove su deponovali metale u okruženje, obogaćujući međuzvezdani medijum i obezbeđujući materijale za reciklažu pri rođenju novih zvezda. Iz toga sledi da starije generacije zvezda, koje su nastale u ranom svemiru siromašnom metalima, generalno imaju niže metaličnosti od zvezda mlađe generacije, koje su formirane u svemiru bogatijem metalima.

Uočene promene u hemijskoj zastupljenosti različitih tipova zvezda, na osnovu spektralnih osobenosti koje su kasnije pripisane metalnosti, navele je astronoma Voltera Bada da 1944. godine predloži koncept postojanja dve različite populacije zvezda.[4] One su postale poznate kao zvezde Populacije I (bogate metalom) i Populacije II (siromašne metalom). Treća zvezdana populacija je uvedena 1978. godina, kao zvezde Populacije III.[5][6][7] Za ove ekstremno metalom siromašne zvezde se pretpostavlja da su bile „prvorođene” zvezde u svemiru.

Uobičajene metode proračuna

уреди

Astronomi koriste nekoliko različitih metoda za opisivanje i procenjivanje metalne zastupljenosti, u zavisnosti od dostupnih alata i objekta od interesa. Neke metode uključuju određivanje frakcije mase koja se pripisuje gasu naspram metala, ili merenje odnosa broja atoma dva različita elementa u poređenju sa odnosima nađenim u Suncu.

Maseni udeo

уреди

Stelarna kompozicija se često jednostavno definiše parameterima X, Y i Z. Ovde je X masena frakcija vodonika, Y je masena frakcija helijuma, i Z je masena frakcija svih preostalih hemijskih elemenata. Stoga je

 

U većini zvezda, maglina, H II regiona, i drugih astronomskih izvora, vodonik i helijum su dva dominantna elementa. Vodonična masena frakcija se generalno izražava kao  , gde je   ukupna masa sistema, i   je frakciona masa vodonika koji on sadrži. Slično tome, helijumska masena frakcija se označava kao  . Preostali elementi se kolektivno navode kao „metali”, i metaličnost — masena frakcija elementata težih od helijuma — može se izračunati kao

 

Za površinu Sunca je utvrđeno da ovi parametri imaju sledeće vrednosti:[8]

Opis Solarna vrednost
Vodonična masena frakcija  
Helijumska masena frakcija  
Metaličnost  

Usled efekata zvezdane evolucije, ni početna kompozicija niti kompozicija sadašnje mase Sunca nisu iste kao njen današnji površinski sastav.

Odnosi hemijske zastupljenosti

уреди

Sveukupna zvezdana metaličnost se često definiše koristeći ukupni sadržaj gvožđa zvezde, jer je gvožđe među najlakšim elementima za merenje sa spektralnim opzervacijama u vidljivom spektru (mada je kiseonik najzastupljeniji teški element – pogledajte metaličnosti u HII regionima ispod). Odnos obilnosti je definisan kao logaritam odnosa zvezdane zastupljenosti gvožđa u poređenju sa njegovom zastupljenosti u Suncu i izražava se na sledeći način:[9]

 

gde su   i   broj atoma gvožđa i vodonika po jedinici zapremine respektivno. Jedinica koja se često koristi za metaličnosti je deks, kontrakcija „decimalnog eksponenta”. Po ovoj formulaciji, zvezde sa većom metaličnošću od Sunca imaju pozitivnu logaritamsku vrednost, dok one sa nižom metaličnošću od Sunca imaju negativnu vrednost. Na primer, zvezde sa [Fe/H] vrednošću od +1 imaju 10 puta metaličnost Sunca (101); nasuprot tome, one sa [Fe/H] vrednošću od −1 imaju 1/10, dok one sa [Fe/H] vrednosti od 0 imaju metaličnost poput Sunca, i tako dalje.[3]

Fotometrijske boje

уреди

Astronomi mogu da procene metaličnost pomoću izmerenih i kalibrisanih sistema koji povezuju fotometrijska i spektroskopska merenja (pogledajte takođe spektrofotometriju). Na primer, Džonsonovi UVB filteri se mogu koristiti za detekciju ultraljubičastog (UV) viška u zvezdama,[10] pri čemu veći UV višak predstavlja indikaciju većeg prisustva metala koji apsorbuju UV radijaciju, što uzrokuje da zvezda izgleda „crvenije”.[11][12][13] UV višak, δ(U−B), se definiše kao razlika između zvezdanog U i B opsega magnituda, u poređenju sa razlikom između U i B opsega magnituda metalom bogatih zvezda u Hijadskom klasteru.[14] Nažalost, δ(U−B) je senzitivno za metaličnost i temperaturu: ako su dve zvezde u jednakoj meri bogate metalom, ali je jedna hladnija od druge, one će verovatno imati različite δ(U−B) vrednosti[14] (pogledajte takođe učinak zatvaranja[15][16]). Kako bi se ublažila ta degeneracija, zvezdana B−V boja se može koristiti kao indikator za temperaturu. Štaviše, UV višak i B-V boja se mogu korigovati povezivanjem sa srodnom δ(U−B) vrednošću za zastupljenost gvožđa.[17][18][19]

Drugi fotometrijski sistemi koji se mogu koristiti za određivanje mataličnosti pojedinih astrofizičkih objekata obuhvataju Stremgrenov sistem,[20][21] Ženevski sistem,[22][23] Vašingtonski sistem,[24][25] i DDO sistem.[26][27]

Reference

уреди
  1. ^ Kunth, D. & G. Östlin (2000). „The Most Metal-poor Galaxies”. 10 (1). The Astronomy and Astrophysics Review. Приступљено 3. 2. 2015. 
  2. ^ Sutherland, W. (26. 3. 2013). „The Galaxy. Chapter 4. Galactic Chemical Evolution” (PDF). Архивирано из оригинала (PDF) 26. 01. 2020. г. Приступљено 13. 1. 2015. 
  3. ^ а б Martin, John C. „What we learn from a star's metal content”. New Analysis RR Lyrae Kinematics in the Solar Neighborhood. Архивирано из оригинала 29. 6. 2016. г. Приступљено 7. 9. 2005. 
  4. ^ Baade, W. (1944). „The Resolution of Messier 32, NGC 205, and the Central Region of the Andromeda Nebula”. Astrophysical Journal. 100: 121—146. Bibcode:1944ApJ...100..137B. doi:10.1086/144650. 
  5. ^ Rees, M. J. (1978). „Origin of pregalactic microwave background”. Nature. 275 (5675): 35—37. Bibcode:1978Natur.275...35R. doi:10.1038/275035a0. 
  6. ^ S. D. M. White, M. J.; Rees (1978). „Core condensation in heavy halos - A two-stage theory for galaxy formation and clustering”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 183 (3): 341—358. Bibcode:1978MNRAS.183..341W. doi:10.1093/mnras/183.3.341. 
  7. ^ Puget, J.; Heyvaerts (1980). „Population III stars and the shape of the cosmological black body radiation”. Astronomy and Astrophysics. 83 (3): L10—L12. Bibcode:1980A&A....83L..10P. 
  8. ^ Asplund, Martin; Grevesse, Nicolas; Sauval, A. Jacques; Scott, Pat (2009). „The Chemical Composition of the Sun”. Annual Review of Astronomy & Astrophysics. 47 (1): 481—522. Bibcode:2009ARA&A..47..481A. arXiv:0909.0948  . doi:10.1146/annurev.astro.46.060407.145222. 
  9. ^ Matteucci, Francesca (2001). The Chemical Evolution of the Galaxy. Astrophysics and Space Science Library. 253. Springer Science & Business Media. стр. 7. ISBN 978-0792365525. 
  10. ^ Johnson, H. L.; Morgan, W. W. (maj 1953). „Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas”. The Astrophysical Journal (на језику: енглески). 117: 313. Bibcode:1953ApJ...117..313J. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/145697. 
  11. ^ Roman, Nancy G. (decembar 1955). „A Catalogue of High-Velocity Stars”. The Astrophysical Journal Supplement Series (на језику: енглески). 2: 195. Bibcode:1955ApJS....2..195R. ISSN 0067-0049. doi:10.1086/190021. 
  12. ^ Sandage, A. R.; Eggen, O. J. (1. 6. 1959). „On the Existence of Subdwarfs in the (MBol, log Te)-Diagram”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (на језику: енглески). 119 (3): 278—296. Bibcode:1959MNRAS.119..278S. ISSN 0035-8711. doi:10.1093/mnras/119.3.278. 
  13. ^ Wallerstein, George; Carlson, Maurice (septembar 1960). „Letter to the Editor: on the Ultraviolet Excess in G Dwarfs”. The Astrophysical Journal (на језику: енглески). 132: 276. Bibcode:1960ApJ...132..276W. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/146926. 
  14. ^ а б Wildey, R. L.; Burbidge, E. M.; Sandage, A. R.; Burbidge, G. R. (januar 1962). „On the Effect of Fraunhofer Lines on u, b, V Measurements”. The Astrophysical Journal (на језику: енглески). 135: 94. Bibcode:1962ApJ...135...94W. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/147251. 
  15. ^ Schwarzschild, M.; Searle, L.; Howard, R. (septembar 1955). „On the Colors of Subdwarfs”. The Astrophysical Journal (на језику: енглески). 122: 353. Bibcode:1955ApJ...122..353S. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/146094. 
  16. ^ Cameron, L. M. (jun 1985). „Metallicities and Distances of Galactic Clusters as Determined from UBV Data – Part Three – Ages and Abundance Gradients of Open Clusters”. Astronomy and Astrophysics (на језику: енглески). 147. Bibcode:1985A&A...147...47C. ISSN 0004-6361. 
  17. ^ Sandage, A. (decembar 1969). „New subdwarfs. II. Radial velocities, photometry, and preliminary space motions for 112 stars with large proper motion”. The Astrophysical Journal (на језику: енглески). 158: 1115. Bibcode:1969ApJ...158.1115S. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/150271. 
  18. ^ Carney, B. W. (oktobar 1979). „Subdwarf ultraviolet excesses and metal abundances”. The Astrophysical Journal (на језику: енглески). 233: 211. Bibcode:1979ApJ...233..211C. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/157383. 
  19. ^ Laird, John B.; Carney, Bruce W.; Latham, David W. (jun 1988). „A survey of proper-motion stars. III - Reddenings, distances, and metallicities”. The Astronomical Journal (на језику: енглески). 95: 1843. Bibcode:1988AJ.....95.1843L. ISSN 0004-6256. doi:10.1086/114782. 
  20. ^ Strömgren; Bengt (1963). „Quantitative Classification Methods”. Basic Astronomical Data: Stars and Stellar Systems (на језику: енглески): 123. Bibcode:1963bad..book..123S. 
  21. ^ Crawford, D. L. (1966). „Photo-Electric Hbeta and U V B Y Photometry”. Spectral Classification and Multicolour Photometry (на језику: енглески). 24: 170. Bibcode:1966IAUS...24..170C. 
  22. ^ N., Cramer; A., Maeder (oktobar 1979). „Luminosity and T EFF determinations for B-type stars”. Astronomy and Astrophysics (на језику: енглески). 78. Bibcode:1979A&A....78..305C. ISSN 0004-6361. 
  23. ^ D., Kobi; P., North (novembar 1990). „A new calibration of the Geneva photometry in terms of Te, log g, (Fe/H) and mass for main sequence A4 to G5 stars”. Astronomy and Astrophysics Supplement Series (на језику: енглески). 85: 999. Bibcode:1990A&AS...85..999K. ISSN 0365-0138. 
  24. ^ Geisler, D. (1986). „The empirical abundance calibrations for Washington photometry of population II giants”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific (на језику: енглески). 98 (606): 762. Bibcode:1986PASP...98..762G. ISSN 1538-3873. doi:10.1086/131822. 
  25. ^ Geisler, Doug; Claria, Juan J.; Minniti, Dante (novembar 1991). „An improved metal abundance calibration for the Washington system”. The Astronomical Journal (на језику: енглески). 102: 1836. Bibcode:1991AJ....102.1836G. ISSN 0004-6256. doi:10.1086/116008. 
  26. ^ Claria, Juan J.; Piatti, Andres E.; Lapasset, Emilio (maj 1994). „A revised effective-temperature calibration for the DDO photometric system”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific (на језику: енглески). 106: 436. Bibcode:1994PASP..106..436C. ISSN 0004-6280. doi:10.1086/133398. 
  27. ^ James, K. A. (maj 1975). „Cyanogen Strengths, Luminosities, and Kinematics of K Giant Stars”. The Astrophysical Journal Supplement Series (на језику: енглески). 29: 161. Bibcode:1975ApJS...29..161J. ISSN 0067-0049. doi:10.1086/190339. 

Literatura

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