Metallisuus

In astrophysics , metal- olevan taivaankappale on osa sen massasta , joka ei koostuu vedystä tai heliumia . Metallisuus määrittelee nukleosynteettisten prosessien merkityksen tarkasteltavan kohteen muodostavan materiaalin alkuperässä ( tähti , tähtienvälinen väliaine , galaksi , kvasaari ). Metal- indeksi (jota kutsutaan usein yksinkertaisesti metal- ), [M / H] tai [Fe / H] , kuljet- olennaisesti samat tiedot toisessa muodossa.

Nimi metallisuus johtuu siitä, että astrofysiikassa me luokitellaan metalleiksi (tai raskaiksi alkuaineiksi) kaikki kemialliset alkuaineet "raskaammiksi" kuin helium (alkuaineet, joiden atomiluku on suurempi kuin 2). Kiinnostus on esitetty näiden elementtien tulee siitä, että toisaalta, ne eivät ole kovin runsas asteikolla ja Universe (yhdestä muutamaan painoprosenttia , vastaan 74% vetyä ja 23-25% heliumin) , toisaalta ne muodostuivat eri tavoin ( tähtien nukleosynteesi ).

Metallisuus on yleensä merkitty Z: llä . Massaosuudet vedyn ja heliumin on merkitty X ja Y , nämä kolme numeroa tarkistaa suhde X + Y + Z = 1 .

Metallisuusindeksi

Hakemisto [M / H]

Metallisuuden sijasta käytämme usein metallisuusindeksiä (jota kutsutaan usein yksinkertaisesti metalliseksi ), joka perustuu vertailuun Aurinkoon : $Z$ ${\ displaystyle \ mathrm {[M / H]}}$

{\ displaystyle \ mathrm {[M / H]} = \ log _ {10} {\ frac {N _ {\ mathrm {M}} / N _ {\ mathrm {H}}} {(N _ {\ mathrm {M}} / N _ {\ mathrm {H}}) _ {\ odot}}}}

jossa tarkoittaa suhde atomi runsaus metallien ja vedyn esine pidetään, ja arvo tämän suhteen, että auringon photosphere . ${\ displaystyle N _ {\ mathrm {M}} / N _ {\ mathrm {H}}}$ ${\ displaystyle (N _ {\ mathrm {M}} / N _ {\ mathrm {H}}) _ {\ odot}}$

Kuten massaosuudet ovat huomattavasti suhteessa atomien fraktiot ja runsaasti vetyä muuttuu vain vähän suhteellisen arvon, metal- indeksi liittyy suhde metallicities kohteen pitää ja Sun:

{\ displaystyle \ mathrm {[M / H]} \ simeq \ log _ {10} {\ frac {Z / H} {(Z / H) _ {\ odot}}} \ simeq \ log _ {10} { \ frac {Z} {Z _ {\ odot}}}}

Auringon metallisuus on Z ☉ = 0,0134. Indeksi [M / H], joka on yhtä suuri kuin +1 tai −1, osoittaa metallisuus Z: n kymmenen kertaa suuremman tai kymmenen kertaa pienemmän kuin Z ☉ .

Indeksi [Fe / H]

Hämärästi valaistujen esineiden kohdalla tiedämme usein vähän kemiallisten alkuaineiden yksityiskohtaisesta runsaudesta. Sitten perustamme tietyt erityiset elementit, erityisesti rauta :

{\ displaystyle \ mathrm {[Fe / H]} = \ log _ {10} {\ frac {N _ {\ mathrm {Fe}} / N _ {\ mathrm {H}}} {(N _ {\ mathrm {Fe}} / N _ {\ mathrm {H}}) _ {\ odot}}} \ simeq \ log _ {10} {\ frac {N _ {\ mathrm {Fe}}} {(N _ {\ mathrm {Fe}}) _ {\ odot}}}}

jossa raudan atomirikkaus korvaa kaikkien metallien . ${\ displaystyle N _ {\ mathrm {Fe}}}$ ${\ displaystyle N _ {\ mathrm {M}}}$

Muut vihjeet

Keskustellaksemme tarkemmin erilaisten nukleosynteettisten prosessien merkityksestä kohteen aineen alkuperässä käytämme muita samalla tavalla rakennettuja indeksejä. Tahansa elementti X voidaan näin luonnehtia sen rikastus (tai ehtyminen) suhteessa rauta vertaamalla suhde sen runsaasti kuin raudan ja sama suhde aurinko photosphere : ${\ displaystyle N _ {\ mathrm {X}}}$

{\ displaystyle \ mathrm {[X / Fe]} = \ log _ {10} {\ frac {N _ {\ mathrm {X}} / N _ {\ mathrm {Fe}}} {(N _ {\ mathrm {X}} / N _ {\ mathrm {Fe}}) _ {\ odot}}}}

. Esimerkiksi prosessin r suhteellisen tärkeyden kvantifioimiseksi voimme käyttää indeksiä:

{\ displaystyle \ mathrm {[Eu / Fe]} = \ log _ {10} {\ frac {N _ {\ mathrm {Eu}} / N _ {\ mathrm {Fe}}} {(N _ {\ mathrm {Eu}} / N _ {\ mathrm {Fe}}) _ {\ odot}}}}

missä tarkoittaa euriumin atomirikkautta . ${\ displaystyle N _ {\ mathrm {Eu}}}$

Nukleosynteesi ja metallisuus

Universumin ( alkuräjähdys ) muodostumisen teoria osoittaa, että vety ja helium ilmestyivät yhdessä joidenkin kevytmetallien (erityisesti litiumin ) kanssa tapahtuman aikana, jota kutsutaan alkeelliseksi nukleosynteesiksi . Kaikki muut alkuaineet syntetisoitiin sen jälkeen , lähinnä tähtien nukleosynteesillä , ja vapautettiin tähtienväliseen väliaineeseen räjähdyksen aikana ( supernova ), jolla tähtien evoluutio , jonka alkumassa on yli 9 aurinkomassaa, päättyy . Tämän väliaineen metallisuus on siis lisääntynyt ajan myötä, kun massiivisia tähtiä muodostuu ja tuhoutuu.

Photosphere tähti perii metal- väliaineen (yleensä molekyylipilvi ), josta se on muodostunut. Auringoa vanhemmilla tähdillä on siten vähemmän metallia, ja uudemmilla tähdillä on suurempi metallisuus. Hyvin vanhojen tähtien (tyypillisesti yli 12 Ga: n vanhemmat ) indeksi [Fe / H] on siten pienempi kuin −2, joten metallisuus on alle 1% Auringon metallista. Nämä tähdet löytyy runsain mitoin Halo on galaksimme yhtä hyvin kuin sen kääpiö satelliitti galakseja .

Noin puolet rautaa raskaammista kemiallisista alkuaineista tuotetaan r-prosessilla , joka vaatii hyvin neutronirikkaan ympäristön (suuruusluokkaa 10 20 / cm 3 ). Tällainen ympäristö löytyy supernovista, mutta myös kahden neutronitähden ( kilonova ) sulautumisesta . Vanhojen tähtien, joiden metallipitoisuus on hyvin alhainen, noin 3 - 5% on enemmän tai vähemmän voimakkaasti rikastettu r-prosessista johtuvilla alkuaineilla ( [Eu / Fe] > 0 tai jopa> 1). Tämä rikastuminen johtuu epäilemättä neutronitähtien fuusiotapahtumista, joiden oletetaan olevan yleisiä galaksien evoluution alussa. Nämä tapahtumat voivat itse asiassa olla tärkeimmät r-prosessin alkuaineiden tarjoajat kuin supernovat.

Tähtien populaatio niiden metallisuuden mukaan

Väestö I

Metalleja sisältäviä tähtiä kutsutaan populaatio I -tähteiksi (lyhyesti Pop I). Nämä tähdet ovat yleisiä spiraaligalaksien käsivarressa kuten meidän galaksissamme ; Sun on esimerkki.
Pop I: n metallisuus on lähellä aurinkoa verrattuna Pop II: een, jossa on vähän metalleja, jopa kertoimeksi 1000 tai enemmän. Pop I: n ikä vaihtelee noin 0: sta 9 miljardiin vuoteen.

Väestö II

Metalleiltaan köyhiä tähtiä kutsutaan II populaatiotähdiksi . Ne ovat yleensä hyvin vanhoja (yli 8 miljardia vuotta vanhoja) ja niitä esiintyy pallomaisissa ryhmissä ja galaksien halossa.

Tunnetuimpia II populaation tähtiä ( galaksimme halosta ) ovat:

HE 1327-2326 : metallisuus [Fe / H] = -5,6, yli 200 000 kertaa vähemmän kuin aurinko;
HE 0107-5240 : metallisuus [Fe / H] = -5,3;
HE 1523-0901 : metallisuus [Fe / H] = -2,95.

Metallihuonoista tähdistä erotetaan seuraavat luokat:

Tähdet, jotka ovat yksinkertaisesti huonoja metallien suhteen (MP " Metal Poor "): -2 ≤ [Fe / H] ≤ -1
Tähdet, joissa on erittäin huono metallien määrä (VMP " erittäin metallihuonoille "): -3 ≤ [Fe / H] ≤ -2
Tähdet, joissa on erittäin huono metallien määrä (EMP " erittäin metallihuonoille "): -4 ≤ [Fe / H] ≤ -3
Huippumetallitähdet (UMP " Ultra Metal Poor "): -5 ≤ [Fe / H] ≤ -4
Hypermetallien huono tähti (HMP " Hyper Metal Poor "): -6 ≤ [Fe / H] ≤ -5

Nykyiset tutkimukset ovat tunnistaneet 10000 metallik köyhää tähteä galaksissamme . Tähtiä voidaan analysoida yli 15 k bp: n etäisyydellä auringosta , jonka alapuolella halon populaatio hallitsee. Linnunradan muodostumisteorioissa oletetaan, että tähtien metallisuus halon sisällä on suurempi kuin ulkona olevien tähtien metallisuus.

Näistä 10 000 tähdistä, köyhimpien metallien joukossa (EMP, UMP ja HMP), on alaluokka, jota kutsutaan hiilellä rikastetuiksi tähdiksi , joka tunnetaan nimellä CEMP (" Carbon Enhanced Metal Poor "). Näille tähdille tyypillisesti [C / Fe] = 1

Väestö III

Tällä hetkellä etsimme edelleen väestön III tähtiä, jotka koostuisivat vain vedystä ja heliumista, pettäen siten ensimmäisen muodostuksen Suuren räjähdyksen jälkeen . Näillä tähdillä on erityispiirteitä siitä, että niiden metallisuus on nolla (Z = 0, [M / H] = - ∞), ja siksi niillä on spektri, jossa vain vedyn ja heliumin absorptioviivat näkyisivät, lukuun ottamatta kaikkia muita .

Tällä hetkellä kaikkein tunnetuin metallipuutteinen tähti (klo 18. elokuuta 2005) Sisältää noin 200 000 kertaa vähemmän "metallia" kuin aurinko . Tähtiä, jonka metallisuus olisi nolla, ei ole löytynyt vuodesta 2008 . On todennäköistä, että nämä tähdet olivat hyvin massiivisia ja kehittyivät siksi hyvin nopeasti katoamaan hyvin varhaisessa vaiheessa maailmankaikkeuden elämässä. II tähtijoukolla, jota havaitsemme tänään, kaukaisen menneisyyden todistajina, kaikilla on massa pienempi kuin Auringon massa, mikä takaa heille vähimmäiskäyttöiän maailmankaikkeuden ikään .

Huomautuksia ja viitteitä

Huomautuksia

Epäsuhde on vieläkin suurempi atomifraktiossa : alle 1% metalleja 92% vetyä ja 8% heliumia vastaan.
Muistutettakoon, massaosuuksien vedyn ja heliumin auringon photosphere ovat X ☉ = 0,7381 ja Y ☉ = 0,2485.
Kuten [M / H], [Fe / H] -indeksiä kutsutaan usein yksinkertaisesti metalliseksi .
Tähden fotosfääri ei ole tarpeeksi kuuma ydinfuusioprosessien toteuttamiseksi . Siksi tähden syvemmissä kerroksissa käynnissä oleva nukleosynteesi ei vaikuta siihen.
Tiedämme useita kymmeniä tuhansia.
Mikä tarkoittaa, että hiili- ja rautatomien lukumäärän suhde näissä tähdissä on 10 kertaa suurempi kuin tämä sama suhde, joka mitataan auringossa.

Viitteet

(in) Daniel Kunth ja Göran Östlin, " Useimmat metalliköyhät galaksit " , The Astronomy and Astrophysics Review , voi. 10, n luu 1-2,Kesäkuu 2000( DOI 10.1007 / s001590000005 , lue verkossa ).
(in) " raskas elementti " ["raskas elementti"] [php] julkaisussa Mohammad Heydari-Malayeri , Astronomian ja astrofysiikan etymologinen sanakirja : englanti-ranska-persia ["Astronomian ja astrofysiikan etymologinen sanakirja: englanti-ranska- Persialainen]], Pariisi, Observatoire de Paris , 2005-2015, php ( lue verkossa ).
(in) Anna Frebel ja Timothy C. Beers, " Raskaimpien elementtien muodostuminen " , Physics Today , Voi. 71, n o 1,tammikuu 2018, s. 30-37 ( DOI 10.1063 / PT.3.3815 ).
(in) Anna Frebel ja John E. Norris, " Lähikentän kosmologia erittäin metallihuonoilla tähdillä " , Annual Review of Astronomy and Astrophysics , voi. 53,elokuu 2015, s. 631-688 ( DOI 10.1146 / annurev-astro-082214-122423 ).
(in) John Cowan ja Friedrich-Karl Thielemann, " R-prosessin nukleosynteesi in Supernovae " , Physics Today , Voi. 57, n ° 10,lokakuu 2004, s. 47–54 ( DOI 10.1063 / 1.1825268 ).
(sisään) SE Mink K.Belczynski, " Kaksinkertaisten neutronitähtien ja tähtimäisten mustien reikien sulautumisaste: Alkuperäisten olosuhteiden vaikutukset ovat binaarisen evoluution ennusteita " , The Astrophysical Journal , voi. 814, n ° 1,20. marraskuuta 2015( DOI 10.1088 / 0004-637X / 814/1/58 ).

Katso myös

Aiheeseen liittyvät artikkelit

Ulkoiset linkit

(en) Timothy C. Beers , " The Observations of Very Metal-Poor Stars in the Galaxy " , AIP Conference Proceedings , voi. 1016,21. toukokuuta 2008, s. 29-36 ( DOI 10.1063 / 1.2943589 , yhteenveto , lue verkossa ).