Fémesség

Metallicitás (az asztrofizikában ) - a hidrogénnél és a héliumnál nehezebb elemek relatív koncentrációja csillagokban vagy más csillagászati ​​objektumokban. A világegyetem barionos anyagának nagy része hidrogén és hélium formájában van, ezért a csillagászok a „fémek” szót kényelmes kifejezésként használják az összes nehezebb elemre. Például a viszonylag nagy mennyiségű szén-, nitrogén-, oxigén- és neontartalmú csillagokat és ködöket asztrofizikai értelemben "fémben gazdagnak" nevezik. Sőt, kémiai szempontból ezen elemek közül sok (különösen a felsorolt ​​szén, nitrogén, oxigén és neon) nem fém. A fémességet például a csillagok generációjának és korának meghatározására használják [1] .

A különböző típusú csillagok kémiai összetételében megfigyelt változások a később fémességnek tulajdonított spektrális jellemzők alapján arra késztették Walter Baade csillagászt 1944-ben, hogy két különböző csillagpopuláció létezését feltételezze [2] . Közismert nevén Population I (fémben gazdag) és Population II (fémszegény) csillagokká váltak. A harmadik csillagpopulációt 1978-ban vezették be, III. populáció csillagként [3] [4] [5] . Elméletileg ezek a rendkívül fémszegény csillagok az univerzumban létrejött "eredeti" csillagok. A csillagok teljes fémességét általában a teljes hidrogéntartalom segítségével határozzák meg, mivel az Univerzumban viszonylag állandónak számít a bősége, vagy egy olyan csillag vastartalma, amelynek mennyisége az Univerzumban általában lineárisan növekszik [6] .

Az elsődleges nukleoszintézis során az Univerzum életének első perceiben hidrogén (75%), hélium (25%), valamint nyomokban lítium és berillium keletkezett benne . A később keletkezett első csillagok , az úgynevezett III. populáció csillagok csak ezekből az elemekből álltak, és gyakorlatilag nem tartalmaztak fémeket. Ezek a csillagok rendkívül nagy tömegűek voltak (és ezért rövid élettartamúak). Életük során a vasig terjedő elemek szintetizálódtak bennük . Aztán a csillagok meghaltak egy szupernóva-robbanás következtében, és a szintetizált elemek szétszóródtak az Univerzumban. Eddig nem találtak ilyen típusú csillagokat.

A csillagok második generációja ( II. populáció ) az első generáció csillagainak anyagából született, és meglehetősen alacsony fémességgel rendelkezett, bár magasabb volt, mint az első generáció csillagaié. Ennek a generációnak a kis tömegű csillagainak élettartama hosszú (több milliárd év), és továbbra is jelen vannak a mi és más galaxisok csillagai között. A nagyobb tömegű második generációs csillagoknak sikerült kifejlődniük a végső stádiumba, és a csillagok nukleoszintézisének eredményeként fémekben dúsított gázt löktek ki a csillagközi közegbe, amelyből a harmadik generációs ( I. populáció ) csillagok keletkeztek. A harmadik generációs csillagok, köztük a Nap , tartalmazzák a legtöbb fémet.

Így a csillagok minden következő generációja gazdagabb fémekben, mint az előző, a fémek feldúsulásának eredményeképpen a csillagközi közegben, amelyből ezek a csillagok keletkeznek .

A fémek jelenléte a csillagot alkotó gázban az átlátszóság csökkenéséhez vezet, és radikálisan befolyásolja a csillag fejlődésének minden szakaszát, a gázfelhő csillaggá összeomlásától kezdve az égés későbbi szakaszaiig.

A megfigyelésekből ( csillagok spektrumának elemzéséből ) legtöbbször csak a [ ] értéket kaphatjuk meg:

Itt  látható a vasatomok és a hidrogénatomok koncentrációjának aránya a csillagon, illetve a Napon. Úgy gondolják, hogy a [ ] érték jellemzi az összes nehéz elem (beleértve a ) viszonylagos mennyiségét a csillagon és a Napon. Nagyon régi csillagok esetében a [ ] értéke –2 és –1 között van (vagyis a nehéz elemek tartalmuk 10-100-szor kisebb, mint a napelemben). A galaktikus korongban lévő csillagok fémessége általában –0,3 és +0,2 között változik, középen magasabban, a szélek felé csökkenve.

A fémesség befolyásolja a csillag/ barna törpe minimális tömegét is , amelynél bizonyos termonukleáris reakciók megindulnak. Egy rendkívül alacsony fémtartalmú barna törpe az SDSS J0104+1535 . Ugyanez az objektum a legnagyobb tömegű ismert barna törpe is [7] .

A fémesség függése a bolygók jelenlététől

Az Egyesült Államok, Brazília és Peru csillagászai kísérleti bizonyítékot szereztek arra vonatkozóan, hogy egy gázóriás jelenléte a rendszerben hatással lehet az anyacsillag kémiai összetételére. Elméletileg a gázóriás szerepének felméréséhez kettős csillagra van szükség , mivel a kettős csillagok ugyanabból a gázfelhőből jönnek létre , és ennek eredményeként rendkívül hasonló kémiai összetételűek. A bolygó jelenléte azonban az egyik társban magyarázhatja a kémiai összetételbeli különbséget, hiszen a csillagok és a bolygók szinte egyszerre keletkeznek, ami a kialakulási folyamataik összekapcsolódásához vezet. A gyakorlatban a 16 Cygnus rendszert választották a vizsgálat tárgyául, amely egy kettős csillag, a 16 Cygnus B b gázóriás pedig a B kísérő körül kering. Mindkét kísérő a Nap analógja [8] . Kiszámították 25 különböző kémiai elem relatív mennyiségét a csillagok fotoszférájában . Ennek eredményeként kiderült, hogy a 16 Cygnus A fémtartalom tekintetében meghaladja a 16 Cygnus B -t (lásd a Cygnus csillagkép csillagainak listáját ), és magyarázatként egy B gázóriás kísérő jelenléte [9] .

Lásd még

Jegyzetek

  1. ↑ McWilliam, Andrew Abundance Ratios and Galactic Chemical Evolution: Age-Metallicity Relation  ( 1997. január 1.). Letöltve: 2015. január 13. Az eredetiből archiválva : 2015. március 30.
  2. ↑ Baade, Walter (1944). „A Messier 32, NGC 205 és az Androméda-köd központi régiójának felbontása ” Astrophysical Journal . 100 , 121-146. Bibcode : 1944ApJ...100..137B . DOI : 10.1086/144650 .
  3. ↑ Rees, MJ (1978). „A pregalaktikus mikrohullámú háttér eredete”. természet . 275 (5675): 35-37. Bibcode : 1978Natur.275...35R . DOI : 10.1038/275035a0 . S2CID  121250998 .
  4. ↑ Fehér, SDM; Rees, MJ (1978). „Magkondenzáció nehéz fényudvarban – Kétlépcsős elmélet a galaxisok kialakulásához és klaszterezéséhez”. A Royal Astronomical Society havi közleményei . 183 (3): 341-358. Irodai kód : 1978MNRAS.183..341W . DOI : 10.1093/mnras/183.3.341 .
  5. ↑ JL Puget; J. Heyvaerts (1980). „A III. populáció csillagai és a kozmológiai fekete test sugárzás alakja”. Csillagászat és asztrofizika . 83 (3): L10-L12. Iratszám : 1980A&A....83L..10P .
  6. ↑ Hinkel, Natalie; Timmes, Frank; Young, Patrick; Pagano, Michael; Turnbull, Maggie (2014. szeptember). "Csillagbőség a szoláris szomszédságban: A Hypatia katalógus" . Csillagászati ​​folyóirat . 148 (3) : 33.arXiv : 1405.6719 . DOI : 10.1088/0004-6256/148/3/54 . Archiválva az eredetiből, ekkor: 2022-03-06 . Letöltve: 2022-04-03 . Elavult használt paraméter |deadlink=( súgó )
  7. ↑ Rekordméretű barna törpét fedeztek fel tömeg és kémiai tisztaság tekintetében - Naked Science . naked-science.ru. Letöltve: 2017. március 29. Az eredetiből archiválva : 2017. március 26..
  8. ↑ Dmitrij Szafin. A bolygók elvehetik a fémeket a csillagaiktól (elérhetetlen link – történelem ) . Compulenta (2011. augusztus 3.). - A Universe Todayből adaptálva . Letöltve: 2012. február 15.  
  9. ↑ I. Ramirez, J. Melendez, D. Cornejo, IU Roederer, JR Fish. (2011), Elemental abundance differents in the 16 Cygni binary system: a signature of gas giant planet formation?, arΧiv : 1107.5814 [astro-ph.SR]. (Angol)  

Linkek