Metaal (sterrekunde)

Die term metaal word in die astronomie in ’n ruimer sin gebruik as in chemie of in die daaglikse taalgebruik: Daarmee word bedoel alle ander elemente as waterstof en helium.

Aangesien sterre, wat die grootste deel van die sigbare heelal uitmaak, hoofsaaklik uit waterstof en helium bestaan, gebruik sterrekundiges die term "metaal" om al die ander elemente gesamentlik te beskryf.[1]

Die bolswerm M80. Sterre in bolswerms is hoofsaaklik ouer, metaalarm lede van Populasie II.

Sterre met ’n relatief groot hoeveelheid koolstof, stikstof, suurstof en neon word byvoorbeeld metaalryke sterre genoem in sterrekundige terme, hoewel dié elemente nie in chemie metale is nie.

Die teenwoordigheid van swaarder elemente is die gevolg van nukleosintese in die sterre, die teorie dat die meeste elemente in die heelal wat swaarder as waterstof en helium is (van hier af metale genoem), in die kern van sterre gevorm word. Mettertyd word die metale deur sterwinde en supernovas na omringende gebiede gevoer en die interstellêre medium word so verryk. Die materiaal word dan "herwin" vir die vorming van nuwe sterre. ’n Mens kan hieruit aflei dat die ouer generasie sterre, wat in die metaalarm vroeë heelal gevorm het, gewoonlik minder metale bevat as jonger sterre, wat in ’n metaalryker heelal gevorm het.

Waargenome veranderings in die chemiese samestelling van verskeie soorte sterre, wat op spektraaleienskappe gebaseer en later aan metaalinhoud toegeskryf is, het die sterrekundige Walter Baade in 1944 laat voorstel dat twee verskillende soorte popolasies sterre voorkom.[2] Dit het bekend geword as Populasie I- (metaalryk) en Populasie II (metaalarm)-sterre. ’n Derde populasie sterre, bekend as Populasie III, is in 1978 ingevoer.[3][4][5] Hierdie uiters metaalarm sterre het teoreties heel eerste in die heelal gevorm.

Populasie I, II en III

In heel ou sterre is die "metaalinhoud" veel laer as in betreklik jong sterre soos die Son; in sommige gevalle is dit minder as 0,1%. Hulle word sterre van Populasie II genoem om hulle te onderskei van die "normale" sterre, wat tot Populasie I behoort. Sterre met geen metale in nie is nog nie gevind nie, al is daar onlangs tekens gevind dat daar wel sulke sterre bestaan. Hulle sal tot Populasie III behoort.

Algemene berekeningsmetodes

Sterrekundiges gebruik verskeie metodes om die metaalinhoud van sterre te bepaal. Sommige behels die vasstelling van die deel van die massa wat toegeskryf kan word aan gas teenoor metale, en ander die meting van die verhouding van die getal atome van twee verskillende elemente in vergelyking met die verhouding wat in die Son aangetref word.

Deel van die massa

Stersamestellings word dikwels bloot uitgedruk met die parameters X, Y en Z. Hier is X die deel van die massa wat waterstof uitmaak, Y die deel wat helium uitmaak en Z die deel wat die res van die elemente uitmaak.

Vir die Son se oppervlak bestaan die volgende waardes:[6]

BeskrywingWaarde
Watersofmassadeel0,7381
Heliummassadeel0,2485
Metaalinhoud0,0134

Vanweë die uitwerking van sterevolusie stem nie die aanvanklike samestelling of die huidige samestelling van die hele Son ooreen met die huidige oppervlaksamestelling nie.

Verhoudings van getal atome

Soms word die algehele metaalinhoud van ’n ster bepaal deur die totale ysterinhoud van die ster te gebruik, want yster is een van die maklikste elemente om met spektraalwaarnemings in die sigbare spektrum te meet. Die inhoudsverhouding word gedefinieer as die logaritme van die verhouding van die ster se ysterinhoud in vergelyking met dié van die Son, en word so uitgedruk:[7]

waar en onderskeidelik die getal yster- en waterstofatome per eenheid volume is. Die eenheid wat dikwels vir metaalinhoud gebruik word, is die deks, ’n verkorting van "desimale eksponent". Met hierdie formule het sterre met ’n groter metaalinhoud as die Son ’n positiewe logaritmiese waarde, en sterre met minder metale ’n negatiewe waarde. Sterre met ’n [Fe/H]-waarde van +1 het 10 keer meer metale as die Son (101). Dié met ’n [Fe/H]-waarde van −1 het 1⁄10 van die Son se metaalinhoud, dié met ’n waarde van nul het dieselfde metaalinhoud, ens.[1] Jong Populasie I-sterre het aansienlik hoër yster-tot-waterstof-verhoudings as ouer Populasie II-sterre. Daar word geraam baie ou Populasie III-sterre het ’n metaalinhoud van minder as -6,0 – dus minder as ’n miljoenste van die metaalinhoud in die Son.

Dieselfde manier word gebruik om die variasies tussen die inhoud van die ander elemente te bepaal in vergelyking met dié van die Son. [O/Fe] verteenwoordig byvoorbeeld die verskil in die logaritme van die ster se suurstofinhoud teenoor sy ysterinhoud in vergelyking met dié van die Son.

Verwysings
  1. John C. Martin. "What we learn from a star's metal content". New Analysis RR Lyrae Kinematics in the Solar Neighborhood. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 29 Junie 2016. Besoek op 7 September 2005.
  2. W. Baade (1944). "The Resolution of Messier 32, NGC 205, and the Central Region of the Andromeda Nebula". Astrophysical Journal. 100: 121–146. Bibcode:1944ApJ...100..137B. doi:10.1086/144650.
  3. M. J. Rees (1978). "Origin of pregalactic microwave background". Nature. 275 (5675): 35–37. Bibcode:1978Natur.275...35R. doi:10.1038/275035a0.
  4. S. D. M. White; M. J. Rees (1978). "Core condensation in heavy halos - A two-stage theory for galaxy formation and clustering". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 183 (3): 341–358. Bibcode:1978MNRAS.183..341W. doi:10.1093/mnras/183.3.341.
  5. J. L. Puget; J. Heyvaerts (1980). "Population III stars and the shape of the cosmological black body radiation". Astronomy and Astrophysics. 83: L10–L12. Bibcode:1980A&A....83L..10P.
  6. Asplund, Martin; Grevesse, Nicolas; Sauval, A. Jacques; Scott, Pat (2009). "The Chemical Composition of the Sun". Annual Review of Astronomy & Astrophysics. 47 (1): 481–522. arXiv:0909.0948. Bibcode:2009ARA&A..47..481A. doi:10.1146/annurev.astro.46.060407.145222.
  7. Matteucci, Francesca (2001). The Chemical Evolution of the Galaxy. Astrophysics and Space Science Library. Vol. 253. Springer Science & Business Media. p. 7. ISBN 978-0792365525.
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.