Metallicity

Metallicity

V astronomii , metallicity je hojnost prvků přítomných v objektu, které jsou těžší než vodík a hélium . Většina normální fyzické hmoty ve vesmíru je buď vodík, nebo helium a astronomové používají slovo „kovy“ jako vhodný krátký termín pro „všechny prvky kromě vodíku a hélia“ . Toto slovo se liší od konvenční chemické nebo fyzikální definice kovu jako elektricky vodivé pevné látky. Hvězdy a mlhovinys relativně velkým množstvím těžších prvků se z astrofyzikálního hlediska nazývají "bohaté na kovy", i když mnoho z těchto prvků jsou v chemii nekovy.

Přítomnost těžších prvků pochází z hvězdné nukleosyntézy , kde se většina prvků těžších než vodík a helium ve vesmíru ( dále kovy ) tvoří v jádrech hvězd, jak se vyvíjejí . Postupem času hvězdné větry a supernovy ukládají kovy do okolního prostředí, obohacují mezihvězdné médium a poskytují recyklační materiály pro zrod nových hvězd . Z toho vyplývá, že starší generace hvězd, které se vytvořily v raném vesmíru chudém na kovy , mají obecně nižší metalicitu než ty mladší generací, které se zformovaly ve vesmíru bohatším na kovy.

Pozorované změny v chemickém množství různých typů hvězd, založené na spektrálních zvláštnostech, které byly později přisuzovány metalicitě, vedly astronoma Waltera Baadeho v roce 1944 k návrhu existence dvou různých populací hvězd . Tyto hvězdy se staly běžně známými jako hvězdy Populace I (bohaté na kovy) a Populace II (chudé na kovy). Třetí hvězdná populace byla představena v roce 1978, známá jako hvězdy populace III . Tyto extrémně na kov chudé hvězdy byly teoretizovány jako "prvorozené" hvězdy vytvořené ve vesmíru.

Běžné metody výpočtu

Astronomové používají několik různých metod k popisu a aproximaci množství kovů v závislosti na dostupných nástrojích a předmětu zájmu. Některé metody zahrnují stanovení podílu hmoty, který je přisuzován plynu oproti kovům, nebo měření poměrů počtu atomů dvou různých prvků ve srovnání s poměry nalezenými na Slunci .

Hmotnostní zlomek

Složení hvězd je často jednoduše definováno parametry X , Y a Z . Zde X je hmotnostní zlomek vodíku , Y je hmotnostní zlomek helia a Z je hmotnostní zlomek všech zbývajících chemických prvků. Tím pádem

U většiny hvězd , mlhovin , oblastí H II a dalších astronomických zdrojů jsou dva dominantní prvky vodík a helium. Hmotnostní zlomek vodíku se obecně vyjadřuje jako, kde  je celková hmotnost systému a je hmotnost vodíku, který obsahuje. Podobně je hmotnostní zlomek helia označen jako. Zbývající prvky se souhrnně označují jako „kovy“ a metalicita – hmotnostní zlomek prvků těžších než helium – lze vypočítat jako

Poměry chemické abundanceKvůli účinkům hvězdné evoluce není ani počáteční složení, ani dnešní objemové složení Slunce stejné jako jeho současné povrchové složení.

Celková metalicita hvězdy je konvenčně definována pomocí celkového obsahu vodíku , protože jeho hojnost je ve Vesmíru považována za relativně konstantní, nebo obsahu železa ve hvězdě, jehož hojnost se ve vesmíru obecně lineárně zvyšuje. Železo je také relativně snadno měřitelné pomocí spektrálních pozorování ve spektru hvězdy vzhledem k velkému počtu železných čar ve spektrech hvězdy (i když kyslík je nejhojnějším těžkým prvkem – viz metalicita v oblastech HII níže). Poměr hojnosti je společný logaritmuspoměru množství železa hvězdy ve srovnání s množstvím Slunce a vypočítá se takto:

kde a jsou počet atomů železa a vodíku na jednotku objemu. Jednotkou často používanou pro metalicitu je dex , kontrakce "desetinného exponentu". Podle této formulace mají hvězdy s vyšší metalicitou než Slunce kladný společný logaritmus , zatímco hvězdy s převahou vodíku mají odpovídající zápornou hodnotu. Například hvězdy s hodnotou [Fe/H] +1 mají 10krát větší metalicitu než Slunce (10 ¹ ); naopak ty s hodnotou [Fe/H] −1 mají 1 ⁄ 10 , zatímco ty s hodnotou [Fe/H] 0 mají stejnou metalicitu jako Slunce a tak dále. ^[8]Mladé hvězdy Populace I mají výrazně vyšší poměr železa k vodíku než starší hvězdy Populace II. Odhaduje se, že hvězdy primordial Population III mají metallicitu menší než -6, což je miliontina množství železa ve Slunci. Stejná notace se používá k vyjádření odchylek v množství mezi ostatními jednotlivými prvky ve srovnání se slunečními proporcemi. Například zápis „[O/Fe]“ představuje rozdíl v logaritmu množství kyslíku ve hvězdě oproti obsahu železa v porovnání s obsahem Slunce. Obecně platí, že daná hvězdná nukleosyntetika proces mění proporce pouze několika prvků nebo izotopů, takže vzorek hvězdy nebo plynu s určitými hodnotami [/Fe] může dobře indikovat související, studovaný jaderný proces.

Fotometrické barvy

Astronomové mohou odhadovat metalicity pomocí měřených a kalibrovaných systémů, které korelují fotometrická měření a spektroskopická měření (viz také Spektrofotometrie ). Například Johnsonovy UVB filtry mohou být použity k detekci ultrafialového (UV) přebytku ve hvězdách, kde menší UV přebytek indikuje větší přítomnost kovů, které absorbují UV záření , čímž se hvězda jeví „červenější“.Přebytek UV záření, δ(U−B), je definován jako rozdíl mezi velikostí pásem U a B hvězdy., ve srovnání s rozdílem mezi magnitudami U a B pásem hvězd bohatých na kovy v hvězdokupě Hyády .Bohužel δ(U−B) je citlivý jak na metalicitu, tak na teplotu : pokud jsou dvě hvězdy stejně bohaté na kov, ale jedna je chladnější než druhá, budou mít pravděpodobně různé hodnoty δ(U−B) (viz také Efekt zakrytí ). Ke zmírnění této degenerace lze barvu hvězdy B−V použít jako indikátor teploty. Kromě toho lze korigovat přebytek UV záření a barvu B−V tak, aby se hodnota δ(U−B) vztahovala k množství železa.

Mezi další fotometrické systémy, které lze použít k určení metalicity určitých astrofyzikálních objektů, patří systém Strӧmgren, Ženevský systém,  Washingtonský systém, a DDO systém.

Metalicita v různých astrofyzikálních objektech 

Hvězdy 

Při dané hmotnosti a věku bude hvězda chudá na kov mírně teplejší. Metalicita hvězd populace II je zhruba 1/1000 až 1/10 Slunce ([Z/H] =−3,0 až −1,0 ), ale skupina se zdá být celkově chladnější než populace I , protože těžké hvězdy populace II již dávno zemřely. Nad 40 hmotností Slunce metalicita ovlivňuje to, jak hvězda zemře: mimo okno párové nestability se hvězdy s nižší metalicitou zhroutí přímo do černé díry, zatímco hvězdy s vyšší metalicitou podstoupí supernovu typu Ib/c a mohou zanechat neutronovou hvězdu .

Vztah mezi hvězdnou metalicitou a planetami 

Měření metalicity hvězdy je jedním parametrem, který pomáhá určit, zda hvězda může mít obří planetu , protože existuje přímá korelace mezi metalicitou a přítomností obří planety. Měření ukázala spojení mezi metalicitou hvězdy a plynnými obřími planetami, jako je Jupiter a Saturn . Čím více kovů ve hvězdě a tím i jejím planetárním systému a proplynuto , tím pravděpodobněji může mít systém plynné obří planety. Současné modely ukazují, že metalicita spolu se správnou teplotou planetárního systému a vzdáleností od hvězdy jsou klíčem k planetě a planetesimále.formace. U dvou hvězd, které mají stejný věk a hmotnost, ale různou metalicitu, je méně kovová hvězda modřejší . Mezi hvězdami stejné barvy emituje méně kovových hvězd více ultrafialového záření. Jako referenční je použito Slunce s 8 planetami a 5 známými trpasličími planetami s [Fe/H] 0,00. 

HII regiony 

Mladé, hmotné a horké hvězdy (typicky spektrálních typů O a B ) v oblastech H II emitují UV fotony, které ionizují atomy vodíku v základním stavu a uvolňují elektrony a protony ; tento proces je známý jako fotoionizace . Volné elektrony mohou zasáhnout další atomy v okolí, vzbudit vázané kovové elektrony do metastabilního stavu , který se nakonec rozpadne zpět do základního stavu a emituje fotony s energiemi, které odpovídají zakázaným čarám.. Prostřednictvím těchto přechodů astronomové vyvinuli několik pozorovacích metod k odhadu množství kovů v oblastech HII, kde čím silnější jsou zakázané čáry ve spektroskopických pozorováních, tím vyšší je metalicita.Tyto metody jsou závislé na jednom nebo více z následujících: rozmanitost asymetrických hustot uvnitř oblastí HII, různé teploty vnořených hvězd a/nebo hustota elektronů v ionizované oblasti.

Teoreticky by pro určení celkového množství jednoho prvku v oblasti HII měly být pozorovány a sečteny všechny přechodové čáry. To však může být z hlediska pozorování obtížné kvůli kolísání síly čáry. Některé z nejběžnějších zakázaných čar používaných k určení abundance kovů v oblastech HII pocházejí z kyslíku (např. [O II] λ = (3727, 7318, 7324) Å a [O III] λ = (4363 , 4959, 5007) Å), dusík (např. [NII] λ = (5755, 6548, 6584) Å) a síra (např. [SII] λ = (6717,6731) Å a [SIII] λ = (6312, 9069, 9531) Å) v optickém spektru a čáry [OIII] λ = (52, 88) μm a [NIII] λ = 57 μm v infračerveném spektru. Kyslíkmá některé ze silnějších a hojnějších linií v oblastech HII, což z něj činí hlavní cíl pro odhady metalicity v těchto objektech. K výpočtu množství kovů v oblastech HII pomocí měření toku kyslíku astronomové často používají metodu R ₂₃ , ve které

kde je součet toků z emisních čar kyslíku naměřených na klidovém rámci vlnových délek λ = (3727, 4959 a 5007) Å, dělený tokem z emisní čáry H _β v klidovém rámci λ = 4861 Å vlnové délky. Tento poměr je dobře definován pomocí modelů a pozorovacích studií, ale je třeba postupovat opatrně, protože poměr je často degenerovaný a poskytuje řešení s nízkou i vysokou metalicitou, které lze rozbít další měření čar. Podobně lze použít i jiné silné poměry zakázaných čar, např. pro síru, kde 

Množství kovů v oblastech HII je obvykle menší než 1 %, přičemž procento v průměru klesá se vzdáleností od galaktického středu .