Μεταλλικότητα

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Μετάβαση σε: πλοήγηση, αναζήτηση

Στην αστρονομία, η παρουσία λοιπών στοιχείων εκτός από υδρογόνο και ήλιο (He) λέγεται μεταλλικότητα. Καθώς το μεγαλύτερο τμήμα του σύμπαντος θεωρείται ότι αποτελείται από υδρογόνο και ήλιο, για τους αστρονόμους η έννοια μεταλλικότητα συμπεριλαμβάνει όλα τα υπόλοιπα στοιχεία ακόμα και αυτά που χημικά δεν προσδιορίζονται σαν μέταλλα.

Σε απομονωμένα αστρικά συστήματα, όπως μερικοί γαλαξίες νάνοι, η διαφορά μεταλλικότητας μεταξύ των αστέρων χρησιμοποιείται ως κοσμικό ρολόι, καθώς το άστρο με την πιο χαμηλή μεταλλικότητα είναι αυτό που δημιουργήθηκε πρώτο[1].

Υπολογισμοί[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Σε πολλές περιπτώσεις, επειδή δεν μπορούν να μετρηθούν από τα φάσματα οι αφθονίες όλων των μετάλλων, υπολογίζεται μόνο αυτή του σιδήρου (Fe). Έτσι η μεταλλικότητα υπολογίζεται συνήθως με τη διαφορά του λογαριθμικού ποσοστού του σιδήρου προς το υδρογόνο από το αντίστοιχο λογαριθμικό ποσοστό του Ήλιου. Η μεταλλικότητα του Ηλίου είναι περίπου 1.8% της μάζας του. Για τα υπόλοιπα σώματα υπολογίζεται ως εξής:

 [\mathrm{Fe}/\mathrm{H}] = \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{star}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{sun}}

όπου N_{\mathrm{Fe}} και N_{\mathrm{H}} είναι οι αριθμοί των ατόμων σιδήρου και υδρογόνου ανά μονάδα όγκου για το κάθε αστέρι. Σε αυτή τη κλίμακα ο Ήλιος έχει μεταλλικότητα [Fe/H]=0 dex, ενώ ένα αστέρι με 10 φορές χαμηλότερη μεταλλικότητα θα έχει [Fe/H]=-1.0 dex.

Αναλόγως, η ίδια τύπου φόρμουλα χρησιμοποιήται για να εκφραστούν και διαφορές στην αφθονία συγκεκριμένων μετάλλων σε σχέση με την Ηλιακή αφθονία. Για παράδειγμα, σημειώνουμε "[O/Fe]" τη διαφορά αφθονίας οξυγόνου και σιδήρου σε σχέση με τον 'Ηλιο με τον εξής τρόπο:

 [\mathrm{O}/\mathrm{Fe}] = \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{O}}}{N_{\mathrm{Fe}}}\right)_\mathrm{star}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{O}}}{N_{\mathrm{Fe}}}\right)_\mathrm{sun}}

= \left[\log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{O}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_\mathrm{star}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{O}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_\mathrm{sun}}\right] -
\left[\log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_\mathrm{star}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_\mathrm{sun}}\right].

Με αυτή τη γραφή, μία μάζα αερίου η οποία θα αραιωθεί με καθαρό υδρογόνο, θα έχει χαμηλότερο ποσοστό [Fe/H] (διότι θα υπάρχουν λιγότερα άτομα σιδήρου ανά άτομο υδρογόνου μετά την αραίωση), αλλά για όλα τα άλλα άτομα Χ, το ποσοστό [X/Fe] θα παραμείνει το ίδιο. Αντιστρόφως, εάν μία μάζα αερίου μολυνθεί με ποσότητες καθαρού οξυγόνου, τότε το ποσοστό [Fe/H] θα παραμείνει το ίδιο αλλά το [O/Fe] θα αυξηθεί. Γενικά, οι αστρικές πυρηνικές διαδικασίες αλλοιώνουν τα ποσοστά λίγων μόνο ατόμων, οπότε, ένα άστρο ή αέριο με [X/Fe] διαφορετικό του μηδέν είναι κατά πάσα πιθανότητα ένδειξη μίας συγκεκριμένης πυρηνικής διαδικασίας που συνέβει είτε μέσα στο ίδιο στο άστρο είτε από προηγούνες γενεές άστρων.

Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. ε¨F and-Hawthorn: "The New Galaxy: Signatures of Its Formation", [1]