Metalicita

Metalicita (v astrofyzice ) - relativní koncentrace prvků těžších než vodík a helium ve hvězdách nebo jiných astronomických objektech. Většina baryonské hmotyvyskytující se ve vesmíru ve formě vodíku a helia, a proto astronomové používají slovo „kovy“ jako vhodný termín pro všechny těžší prvky. Například hvězdy a mlhoviny s relativně vysokým množstvím uhlíku, dusíku, kyslíku a neonu se z astrofyzikálního hlediska nazývají „bohaté na kovy“. Navíc z hlediska chemie mnoho z těchto prvků (zejména uvedený uhlík, dusík, kyslík a neon) nejsou kovy. Metalicita se využívá např. k určení generace a stáří hvězd [1] .

Pozorované změny v chemickém složení různých typů hvězd, založené na spektrálních rysech, které byly později přisuzovány metalicitě, přiměly astronoma Waltera Baadeho v roce 1944 navrhnout existenci dvou různých populací hvězd [2] . Staly se 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 [3] [4] [5] . Teoreticky měly být tyto extrémně na kovy chudé hvězdy „původní“ hvězdy vytvořené ve vesmíru. Celková metalicita hvězdy se obvykle určuje pomocí celkového obsahu vodíku, protože jeho zastoupení je ve Vesmíru považováno za relativně konstantní, nebo obsahu železa ve hvězdě, jehož hojnost ve Vesmíru obvykle roste lineárně [6] .

Během primární nukleosyntézy , v prvních minutách života vesmíru , v něm vznikl vodík (75 %), helium (25 %) a také stopy lithia a berylia . První hvězdy , které vznikly později , takzvané hvězdy populace III , se skládaly pouze z těchto prvků a prakticky neobsahovaly kovy. Tyto hvězdy byly extrémně hmotné (a proto měly krátkou životnost). Během jejich života se v nich syntetizovaly prvky až po železo . Poté hvězdy zemřely v důsledku výbuchu supernovy a syntetizované prvky byly distribuovány po celém vesmíru. Doposud nebyly nalezeny žádné hvězdy tohoto typu.

Druhá generace hvězd ( populace II ) se zrodila z materiálu hvězd první generace a měla dosti nízkou metalicitu, i když vyšší než u hvězd první generace. Nízkohmotné hvězdy této generace mají dlouhou životnost (miliardy let) a nadále jsou přítomny mezi hvězdami naší i jiných galaxií. Masivnější hvězdy druhé generace se dokázaly vyvinout do závěrečných fází a vyvrhly plyn obohacený o kovy v důsledku hvězdné nukleosyntézy do mezihvězdného prostředí, ze kterého se vytvořily hvězdy třetí generace ( populace I ). Hvězdy třetí generace, včetně Slunce , obsahují nejvyšší množství kovů.

Každá další generace hvězd je tedy bohatší na kovy než ta předchozí, a to v důsledku obohacení kovů v mezihvězdném prostředí, ze kterého jsou tyto hvězdy tvořeny .

Přítomnost kovů v plynu, který tvoří hvězdu, vede ke snížení její průhlednosti a radikálně ovlivňuje všechny fáze vývoje hvězdy, od kolapsu plynového mračna na hvězdu až po pozdější fáze jejího spalování.

Z pozorování (z analýzy spekter hvězd ) lze nejčastěji získat pouze hodnotu [ ]:

Zde  je poměr koncentrace atomů železa k atomům vodíku na hvězdě a na Slunci. Předpokládá se, že hodnota [ ] charakterizuje relativní množství všech těžkých prvků (včetně ) na hvězdě a na Slunci. U velmi starých hvězd leží hodnota [ ] mezi −2 a −1 (to znamená, že obsah těžkých prvků v nich je 10–100krát menší než ve slunečním). Metalicita hvězd v galaktickém disku se obecně pohybuje od -0,3 do +0,2, je vyšší ve středu a klesá směrem k okrajům.

Metalicita také ovlivňuje minimální hmotnost hvězdy/ hnědého trpaslíka , při které začínají určité termonukleární reakce. Hnědý trpaslík s extrémně nízkou metalicitou je SDSS J0104+1535 . Stejným objektem je také nejhmotnější známý hnědý trpaslík [7] .

Závislost metalicity na přítomnosti planet

Astronomové ze Spojených států, Brazílie a Peru získali experimentální důkazy, že přítomnost plynného obra v systému může ovlivnit chemické složení mateřské hvězdy. Teoreticky je k posouzení role plynného obra potřeba dvojitá hvězda , protože dvojhvězdy jsou tvořeny ze stejného plynového mračna a v důsledku toho by měly mít extrémně podobné chemické složení. Přítomnost planety v jednom ze souputníků by však mohla vysvětlit rozdíl v chemickém složení, protože hvězdy a planety vznikají téměř současně, což vede k propojení jejich formačních procesů. V praxi byla jako objekt studia vybrána soustava 16 Cygnus , což je dvojhvězda, s plynným obrem 16 Cygnus B b obíhajícím kolem souputníka B. Oba souputníci jsou analogy Slunce [8] . Bylo vypočteno relativní množství 25 různých chemických prvků ve hvězdné fotosféře . Ve výsledku se ukázalo, že 16 Labuť A převyšuje 16 Labuť B (viz Seznam hvězd v souhvězdí Labutě ) z hlediska obsahu kovů a jako vysvětlení přítomnost plynného obra společníka B [9] .

Viz také

Poznámky

  1. ↑ McWilliam, Andrew Poměry hojnosti a galaktická chemická evoluce: Vztah věk-metallicita  ( 1. ledna 1997). Získáno 13. ledna 2015. Archivováno z originálu 30. března 2015.
  2. ↑ Baade, Walter (1944). „Rozlišení Messier 32, NGC 205 a centrální oblast mlhoviny Andromeda“ . Astrofyzikální časopis . 100 : 121-146. Bibcode : 1944ApJ...100..137B . DOI : 10.1086/144650 .
  3. ↑ Rees, MJ (1978). „Původ pregalaktického mikrovlnného pozadí“. příroda . 275 (5675): 35-37. Bibcode : 1978Natur.275...35R . DOI : 10.1038/275035a0 . S2CID  121250998 .
  4. ↑ Bílá, SDM; Rees, MJ (1978). „Kondenzace jádra v těžkých halo – Dvoustupňová teorie pro tvorbu a shlukování galaxií“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti . 183 (3): 341-358. Bibcode : 1978MNRAS.183..341W . DOI : 10.1093/mnras/183.3.341 .
  5. ↑ JL Puget; J. Heyvaerts (1980). „Hvězdy z populace III a tvar záření kosmologického černého tělesa“. Astronomie a astrofyzika . 83 (3): L10-L12. Bibcode : 1980A&A....83L..10P .
  6. ↑ Hinkel, Natalie; Timmes, Frank; Mladý, Patrik; Pagano, Michael; Turnbull, Maggie (září 2014). „Hvězdné hojnosti ve slunečním sousedství: Katalog Hypatia“ . Astronomický časopis . 148 (3) : 33.arXiv : 1405,6719 . DOI : 10.1088/0004-6256/148/3/54 . Archivováno z originálu dne 2022-03-06 . Získáno 2022-04-03 . Použitý zastaralý parametr |deadlink=( nápověda )
  7. ↑ Objevený rekordní hnědý trpaslík z hlediska hmotnosti a chemické čistoty - Nahá věda . naked-science.ru. Získáno 29. března 2017. Archivováno z originálu dne 26. března 2017.
  8. ↑ Dmitrij Safin. Planety mohou brát kovy ze svých hvězd (nedostupný odkaz - historie ) . Compulenta (3. srpna 2011). - Adaptováno z Universe Today . Staženo: 15. února 2012.  
  9. ↑ I. Ramirez, J. Melendez, D. Cornejo, IU Roederer, JR Fish. (2011), Elementární rozdíly v abundanci v 16 Cygni binárním systému: signatura vzniku plynných obřích planet?, arΧiv : 1107.5814 [astro-ph.SR]. (Angličtina)  

Odkazy