Жұлдыздардағы ауыр элементтердің мөлшері мен химиялық құрамы

Кіріспе

Жұлдыздың немесе басқа астрономиялық объектінің ауыр элементтерге қатысты салыстырмалы мөлшері – химиялық элементтердің металдық құрамы.

Астрономияда металдық құрам – сутек пен гелийден ауыр элементтердің мөлшері. Көбінесе, ғаламдағы қалыпты (яғни, қара материя емес) материяның көп бөлігі сутек немесе гелий болып табылады, сондықтан астрономдар "металдар" терминін "сутек пен гелийден басқа барлық элементтер" деген ыңғайлы қысқарту ретінде пайдаланады. Бұл терминдік қолданыс, металдың электр тогын өткізетін қатты дене ретіндегі дәстүрлі химиялық немесе физикалық анықтамасынан өзгеше. Астрофизикалық тұрғыдан алғанда, ауыр элементтердің салыстырмалы түрде көп мөлшерін қамтитын жұлдыздар мен тұмандықтар "металдарға бай" деп аталады, тіпті олардың көп бөлігі химиялық тұрғыдан металл емес болса да.

Шығу тегі

Ауыр элементтердің болуы жұлдыздық нуклеосинтез нәтижесінде пайда болады, онда ғаламдағы сутегі мен гелийден ауыр элементтердің көпшілігі (әрі қарай металдар деп аталады) жұлдыздардың эволюция барысында олардың ядроларында түзіледі. Уақыт өте келе, жұлдыздық желдер мен жарылыстар (суперновалар) металдарды айналағы кеңістікке таратып, жұлдызаралық ортаны байытады және жаңа жұлдыздардың пайда болуы үшін материалдық базаны қамтамасыз етеді. Осыдан металдарға қанағаттанбаған ерте ғаламда пайда болған жұлдыздардың ескі буындары, металдарға толырақ ғаламда пайда болған жас буындарына қарағанда, әдетте, төмен металдыққа ие екендігі анық көрінеді.

Жұлдыздар популяциясы

Кейіннен металдыққа байланысты деп түсіндірілген спектрлік ерекшеліктерге негізделген әртүрлі жұлдыздардың химиялық құрамындағы байқалған өзгерістер 1944 жылы астроном Уолтер Баадеге жұлдыздардың екі түрлі тобы бар екенін ұсынды. Олар I (металға бай) және II (металға кедей) популяциясы жұлдыздары деп белгілі болды. Үшінші, ең ерте пайда болған жұлдыздар тобы 1978 жылы III популяциясы жұлдыздары деп аталды. Бұл "өте металға кедей" (XMP) жұлдыздардың Ғаламдағы алғашқы туған жұлдыздар болған деген теория бар.

Есептеудің ортақ әдістері

Астрономдар қолданылатын құралдар мен зерттелетін нысанға қарай металл мөлшерін сипаттау және бағалау үшін әртүрлі әдістерді пайдаланады. Кейбір әдістерге газға және металдарға жатқан массаның үлесін анықтау, немесе Күндегідей қатынастармен салыстырғанда екі түрлі элементтің атомдарының санының арақатынасын өлшеу кіреді.

Химиялық молдық қатынастары

Жалпы жұлдыздық металдық сутегінің жалпы мөлшерін пайдалану арқылы анықталады, себебі оның молылығы Әлемде салыстырмалы түрде тұрақты деп есептеледі, немесе жұлдыздың темір мөлшері, оның молылығы Әлемде әдетте уақыт өте сызықты түрде артады. Сондықтан темір ядролық синтездің хронологиялық көрсеткіші ретінде қолданылуы мүмкін. Жұлдыз спектріндегі темірді спектрлік байқаулар арқылы өлшеу оңай, себебі жұлдыз спектрінде көптеген темір сызықтары бар (оттегі ең көп таралған ауыр элемент болса да, төмендегі H аймақтарындағы металдықтарды қараңыз). Молылық қатынасы – жұлдыздың темір молылығының Күнмен салыстырылған қатынасының ондық логарифмі және былай есептеледі:

мұндағы және – көлем бірлігіне шаққандағы темір және сутек атомдарының саны, – Күн үшін стандартты белгі, ал – жұлдыз үшін (көбінесе төменде көрсетілмейді). Металдық өлшемінің жиі қолданылатын бірлігі – «ондық көрсеткіштің» қысқартылған түрі – декс. Осы формула бойынша, Күннен жоғары металдыққа ие жұлдыздардың оң ондық логарифмі болады, ал сутек басым жұлдыздардың теріс мәні болады. Мысалы, мәні +1 болған жұлдыздардың металдығы Күннен 10 есе артық; керісінше, -1 мәні бар жұлдыздардың металдығы Күннен 10 есе кем, ал 0 мәні бар жұлдыздардың металдығы Күнге тең және т.б. Сол белгілеу күннің пропорцияларымен салыстырғанда басқа жеке элементтердің молылығындағы өзгерістерді көрсету үшін де қолданылады. Мысалы, жазуы жұлдыздың оттегі молылығының логарифміндегі және оның темір құрамындағы айырмашылықты Күнмен салыстырғанда көрсетеді. Жалпы алғанда, берілген жұлдыздық нуклеосинтез процесі бірнеше элементтің немесе изотоптардың пропорцияларын өзгертеді, сондықтан белгілі бір мәндері бар жұлдыз немесе газ үлгісі зерттелген ядролық процестің көрсеткіші болуы мүмкін.

Жұлдыздар

Белгілі бір масса мен жаста металға кедей жұлдыз сәл жылырақ болады. II популяция жұлдыздарының металдық мөлшері шамамен Күннің металдық мөлшерінің 1/10-дан 1/2-сіне дейін, бірақ бұл топ жалпы алғанда I популяциясынан салқын көрінеді, себебі ауыр II популяция жұлдыздары көп бұрын өліп қалған. 40 күн массасынан жоғары болғанда, металдық мөлшері жұлдыздың қалай өлетініне әсер етеді: жұп тұрақсыздық терезесінен тыс, металдық мөлшері төмен жұлдыздар тікелей қара тесікке құлайды, ал металдық мөлшері жоғары жұлдыздар Ib/c типіндегі жарылысқа ұшырап, нейтрон жұлдызын қалдыруы мүмкін.

Жұлдыздық металлдық пен планеталар арасындағы байланыс

Жұлдыздың металдық құрамын өлшеу – жұлдызда алып планета бар-жоқ екенін анықтауға көмектесетін параметрлердің бірі, себебі металдық пен алып планетаның болуы арасында тікелей байланыс бар. Өлшемдер жұлдыздың металдық құрамы мен Юпитер және Сатурн сияқты газды алып планеталар арасындағы байланысты көрсетті. Жұлдыздағы металлдардың мөлшері неғұрлым көп болса, оның планеталық жүйесі мен протопланеталық дискісі де соғұрлым көп металлға ие болады, демек жүйеде газды алып планеталардың болу ықтималдығы артады. Қазіргі модельдер планеталық жүйе температурасы мен жұлдыздан қашықтығы планеталар мен планетезимальдардың қалыптасуының кілті екенін көрсетеді. Жасы мен массасы бірдей, бірақ металдық құрамы әртүрлі екі жұлдыздың арасында, металдық құрамы төмен жұлдыз көк түсті болады. Бір түсті жұлдыздардың арасында металдық құрамы аз жұлдыздар көбірек ультракүлгін сәуле шығарады. Сегіз планетасы және тоғыз мойындық планетасы бар Күн 0,00 металдық құрамымен эталон ретінде қолданылады.

H аймақтары

Жас, ірі және ыстық жұлдыздар (әдетте O және B спектрлік типтері) H аймақтарында негіздік күйдегі сутек атомдарын иондайтын УФ фотондарды шығарады, бұл процесс фотоионизация деп аталады. Босатылған электрондар жақын маңдағы басқа атомдарға соқтығысып, байланысты металл электрондарын метатұрақ күйге қозғайды, олар ақырында негізгі күйге оралып, тыйым салынған сызықтарға сәйкес келетін энергиясы бар фотондарды шығарады. Осы ауысулар арқылы астрономдар H аймақтарындағы металлдың молылығын бағалау үшін бірнеше бақылау әдістерін жасады, онда спектроскопиялық байқауларда тыйым салынған сызықтар неғұрлым күшті болса, металдық қасиет те соғұрлым жоғары болады. Бұл әдістер келесі бір немесе бірнеше факторларға байланысты: H аймақтарындағы асимметриялық тығыздықтардың әртүрлілігі, енген жұлдыздардың әртүрлі температурасы және/немесе иондалған аймақтағы электрондық тығыздық. Теориялық тұрғыдан алғанда, H аймағындағы бір элементтің жалпы молылығын анықтау үшін барлық ауысу сызықтарын бақылау және қосу керек. Алайда, бұл сызықтардың күшіндегі өзгерістерге байланысты байқау қиын болуы мүмкін. H аймақтарында металлдың молылығын анықтау үшін қолданылатын ең көп таралған тыйым салынған сызықтар: оттегі (мысалы, [O] λ = (3727, 7318, 7324) Å және [O] λ = (4363, 4959, 5007) Å), азот (мысалы, [N] λ = (5755, 6548, 6584) Å) және күкірт (мысалы, [S] λ = (6717, 6731) Å және [S] λ = (6312, 9069, 9531) Å) оптикалық спектрде, ал [O] λ = (52, 88) мкм және [N] λ = 57 мкм сызықтар инфрақызыл спектрде. Оттегі H аймақтарындағы ең күшті және көп таралған сызықтардың біріне ие, бұл оны осы объектілердегі металдық молылығын бағалаудың негізгі нысанасы етеді. H аймақтарындағы металлдың молылығын оттегі ағынын өлшеу арқылы есептеу үшін астрономдар жиі R23 әдісін қолданады, онда λ = (3727, 4959 және 5007) Å толқын ұзындығында өлшенген оттегі эмиссиясының сызықтарынан ағындардың қосындысы, Balmer сериясы H эмиссиясының λ = 4861 Å толқын ұзындығындағы сызығынан алынған ағынға бөлінеді. Бұл қатынас модельдер мен байқаулық зерттеулер арқылы жақсы анықталған, бірақ сақ болу керек, өйткені қатынас көбінесе екі мәнді болады, төмен және жоғары металдық молылығын көрсетеді, оны қосымша сызықтарды өлшеу арқылы шешуге болады. Сол сияқты, басқа да күшті тыйым салынған сызықтар қатынастарын қолдануға болады, мысалы, күкірт үшін, мұнда H аймақтарындағы металлдың молылығы әдетте 1% -дан кем, ал пайыздық көрсеткіш Галактикалық орталықтан алыстаған сайын орташа есеппен төмендейді.

Young, massive and hot stars (typically of spectral types O and B) in H regions emit UV photons that ionize ground state hydrogen atoms, knocking electrons and protons free; this process is known as photoionization. The free electrons can strike other atoms nearby, exciting bound metallic electrons into a metastable state, which eventually decay back into a ground state, emitting photons with energies that correspond to forbidden lines. Through these transitions, astronomers have developed several observational methods to estimate metal abundances in H regions, where the stronger the forbidden lines in spectroscopic observations, the higher the metallicity. These methods are dependent on one or more of the following: the variety of asymmetrical densities inside H regions, the varied temperatures of the embedded stars, and/or the electron density within the ionized region. Theoretically, to determine the total abundance of a single element in an H region, all transition lines should be observed and summed. However, this can be observationally difficult due to variation in line strength. Some of the most common forbidden lines used to determine metal abundances in H regions are from oxygen (e. g. [O] λ = (3727, 7318, 7324) Å, and [O] λ = (4363, 4959, 5007) Å), nitrogen (e. g. [N] λ = (5755, 6548, 6584) Å), and sulfur (e. g. [S] λ = (6717, 6731) Å and [S] λ = (6312, 9069, 9531) Å) in the optical spectrum, and the [O] λ = (52, 88) μm and [N] λ = 57 μm lines in the infrared spectrum. Oxygen has some of the stronger, more abundant lines in H regions, making it a main target for metallicity estimates within these objects. To calculate metal abundances in H regions using oxygen flux measurements, astronomers often use the R23 method, in which

where is the sum of the fluxes from oxygen emission lines measured at the rest frame λ = (3727, 4959 and 5007) Å wavelengths, divided by the flux from the Balmer series H emission line at the rest frame λ = 4861 Å wavelength. This ratio is well defined through models and observational studies, but caution should be taken, as the ratio is often degenerate, providing both a low and high metallicity solution, which can be broken with additional line measurements. Similarly, other strong forbidden line ratios can be used, e. g. for sulfur, where

Metal abundances within H regions are typically less than 1%, with the percentage decreasing on average with distance from the Galactic Center.

Галактикалар

2022 жылдың қарашасында астрономдар Хаббл ғарыш телескопын пайдалана отырып, белгілі ең металға кедей галактикалардың бірін ашты. Бұл жақын орналасқан шағын галактика 20 миллион жарық жылы қашықтықта және 1200 жарық жылы енінде орналасқан, және HIPASS J1131–31 (немесе "Пикабу" галактикасы деп аталса) деп аталды. Астрономдардың бірінің айтуынша: "Пикабу бізге жақын болғандықтан, біз егжей-тегжейлі бақылаулар жүргізе аламыз, бұл ерте ғаламға ұқсас ортаны бесiлiмді көрiп зерттеу мүмкүндiгiн ашады."