Metalicitatea

Metalicitatea (în astrofizică ) - concentrația relativă a elementelor mai grele decât hidrogenul și heliul în stele sau alte obiecte astronomice. Cea mai mare parte a materiei barionice din univers este sub formă de hidrogen și heliu, așa că astronomii folosesc cuvântul „metale” ca termen convenabil pentru toate elementele mai grele. De exemplu, stelele și nebuloasele cu cantități relativ mari de carbon, azot, oxigen și neon sunt numite „bogate în metale” în termeni astrofizici. Mai mult, din punct de vedere al chimiei, multe dintre aceste elemente (în special carbonul, azotul, oxigenul și neonul enumerate) nu sunt metale. Metalicitatea este folosită, de exemplu, pentru a determina generația și vârsta stelelor [1] .

Modificările observate în compoziția chimică a diferitelor tipuri de stele, bazate pe caracteristicile spectrale care au fost atribuite ulterior metalității, l-au determinat pe astronomul Walter Baade în 1944 să sugereze existența a două populații diferite de stele [2] . Au devenit cunoscute în mod obișnuit ca stele Populația I (bogate în metale) și Populația II (sărace în metale). O a treia populație stelară a fost introdusă în 1978, cunoscută sub numele de populația III stele [3] [4] [5] . Teoretic, aceste stele extrem de sărace în metal trebuiau să fie stele „originale” create în univers. Metalicitatea totală a unei stele este de obicei determinată folosind conținutul total de hidrogen, deoarece abundența sa este considerată a fi relativ constantă în Univers, sau conținutul de fier într-o stea, a cărui abundență în Univers crește de obicei liniar [6] .

În timpul nucleosintezei primare , în primele minute ale vieții Universului , în el au apărut hidrogen (75%), heliu (25%), precum și urme de litiu și beriliu . Primele stele care s- au format mai târziu , așa-numitele stele populației III , au fost formate doar din aceste elemente și practic nu au conținut metale. Aceste stele erau extrem de masive (și, prin urmare, aveau o viață scurtă). În timpul vieții lor, în ele au fost sintetizate elemente până la fier . Apoi stelele au murit în urma exploziei unei supernove, iar elementele sintetizate au fost distribuite în tot Universul. Până acum nu au fost găsite vedete de acest tip.

A doua generație de stele ( populația II ) s-a născut din materialul stelelor din prima generație și avea o metalicitate destul de scăzută, deși mai mare decât cea a stelelor din prima generație. Stelele cu masă mică ale acestei generații au o viață lungă (miliarde de ani) și continuă să fie prezente printre stelele galaxiilor noastre și ale altor galaxii. Stele mai masive din a doua generație au reușit să evolueze până la etapele finale și au ejectat gaz îmbogățit în metale ca urmare a nucleosintezei stelare în mediul interstelar, din care s- au format stele de a treia generație ( populația I ). Stelele din a treia generație, inclusiv Soarele , conțin cea mai mare cantitate de metale.

Astfel, fiecare generație următoare de stele este mai bogată în metale decât cea anterioară, ca urmare a îmbogățirii metalelor în mediul interstelar din care sunt formate aceste stele .

Prezența metalelor în gazul care alcătuiește o stea duce la o scădere a transparenței acesteia și afectează radical toate etapele evoluției unei stele, de la prăbușirea unui nor de gaz într-o stea până la etapele ulterioare ale arderii acesteia.

Din observații (din analiza spectrelor stelelor ), cel mai adesea puteți obține doar valoarea [ ]:

Aici  , este raportul dintre concentrația atomilor de fier și a atomilor de hidrogen de pe stea și, respectiv, de pe Soare. Se crede că valoarea [ ] caracterizează abundența relativă a tuturor elementelor grele (inclusiv ) pe stele și pe Soare. Pentru stelele foarte vechi, valoarea lui [ ] se află între −2 și −1 (adică conținutul de elemente grele din ele este de 10-100 de ori mai mic decât cel solar). Metalicitatea stelelor de pe discul galactic variază în general de la -0,3 la +0,2, fiind mai mare în centru și scăzând spre margini.

Metalicitatea afectează și masa minimă a unei stele/ pitic maro , la care încep anumite reacții termonucleare. O pitică maro cu metalitate extrem de scăzută este SDSS J0104+1535 . Același obiect este și cea mai masivă pitică brună cunoscută [7] .

Dependența metalicității de prezența planetelor

Astronomii din Statele Unite, Brazilia și Peru au obținut dovezi experimentale că prezența unui gigant gazos în sistem poate afecta compoziția chimică a stelei părinte. În teorie, pentru a evalua rolul unui gigant gazos, este nevoie de o stea dublă , deoarece stelele binare sunt formate din același nor de gaz și, ca urmare, ar trebui să aibă o compoziție chimică extrem de similară. Cu toate acestea, prezența unei planete într-unul dintre însoțitori ar putea explica diferența de compoziție chimică, deoarece stelele și planetele se formează aproape simultan, ceea ce duce la interconectarea proceselor lor de formare. În practică, ca obiect de studiu a fost ales sistemul 16 Cygnus , care este o stea dublă, gigantul gazos 16 Cygnus B b rotindu-se în jurul companionului B. Ambii companioni sunt analogi ai Soarelui [8] . A fost calculată abundența relativă a 25 de elemente chimice diferite în fotosfera stelară . Ca urmare, s-a dovedit că 16 Cygnus A depășesc 16 Cygnus B (vezi Lista stelelor din constelația Cygnus ) în ceea ce privește conținutul de metal și, ca explicație, prezența unui companion gigant gazos B [9] .

Vezi și

Note

  1. ↑ McWilliam, Andrew Abundance Raties and galactic Chemical Evolution: Age-Metallicity Relation  ( 1 ianuarie 1997). Consultat la 13 ianuarie 2015. Arhivat din original la 30 martie 2015.
  2. ↑ Baade, Walter (1944). „Rezoluția lui Messier 32, NGC 205 și regiunea centrală a Nebuloasei Andromeda” . Jurnal de astrofizică . 100 : 121-146. Cod biblic : 1944ApJ ...100..137B . DOI : 10.1086/144650 .
  3. ↑ Rees, MJ (1978). „Originea fundalului pregalactic cu microunde”. natura . 275 (5675): 35-37. Bibcode : 1978Natur.275...35R . DOI : 10.1038/275035a0 . S2CID  121250998 .
  4. ↑ Alb, SDM; Rees, MJ (1978). „Condensarea miezului în halouri grele – O teorie în două etape pentru formarea și gruparea galaxiilor”. Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie . 183 (3): 341-358. Cod biblic : 1978MNRAS.183..341W . DOI : 10.1093/mnras/183.3.341 .
  5. ↑ JL Puget; J. Heyvaerts (1980). „Stelele din populația III și forma radiației cosmologice ale corpului negru”. Astronomie și Astrofizică . 83 (3): L10-L12. Cod biblic : 1980A &A....83L..10P .
  6. ↑ Hinkel, Natalie; Timmes, Frank; Tânăr, Patrick; Pagano, Michael; Turnbull, Maggie (septembrie 2014). „Abundențe stelare în vecinătatea solară: Catalogul Hypatia” . Jurnalul Astronomic . 148 (3) : 33.arXiv : 1405.6719 . DOI : 10.1088/0004-6256/148/3/54 . Arhivat din original pe 06.03.2022 . Extras 2022-04-03 . Parametrul depreciat folosit |deadlink=( ajutor )
  7. ↑ Pitică brună de record, descoperită în ceea ce privește masa și puritatea chimică - Naked Science . naked-science.ru. Preluat la 29 martie 2017. Arhivat din original la 26 martie 2017.
  8. ↑ Dmitri Safin. Planetele pot lua metale din stelele lor (link inaccesibil - istorie ) . Compulenta (3 august 2011). - Adaptat după Universul de azi . Preluat: 15 februarie 2012.  
  9. ↑ I. Ramirez, J. Melendez, D. Cornejo, IU Roederer, JR Fish. (2011), Diferențele de abundență elementară în sistemul binar 16 Cygni: o semnătură a formării planetelor gigantice gazoase?, arΧiv : 1107.5814 [astro-ph.SR]. (Engleză)  

Link -uri