Metallicità - Metallicity

L' ammasso globulare M80 . Le stelle negli ammassi globulari sono principalmente membri più vecchi e poveri di metalli della Popolazione II .

In astronomia , la metallicità è l' abbondanza di elementi presenti in un oggetto che sono più pesanti dell'idrogeno e dell'elio . La maggior parte della normale materia fisica nell'Universo è idrogeno o elio, e gli astronomi usano la parola "metalli" come un comodo termine breve per "tutti gli elementi tranne l'idrogeno e l'elio" . Questo uso di parole è distinto dalla definizione chimica o fisica convenzionale di un metallo come solido elettricamente conduttore. Le stelle e le nebulose con abbondanze relativamente elevate di elementi più pesanti sono chiamate "ricche di metalli" in termini astrofisici, anche se molti di questi elementi sono non metalli in chimica.

La presenza di elementi più pesanti deriva dalla nucleosintesi stellare , dove la maggior parte degli elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio nell'Universo (i metalli , in seguito) si formano nei nuclei delle stelle mentre si evolvono . Nel tempo, i venti stellari e le supernove depositano i metalli nell'ambiente circostante, arricchendo il mezzo interstellare e fornendo materiali di riciclo per la nascita di nuove stelle . Ne consegue che le vecchie generazioni di stelle, che si sono formate nell'Universo primordiale povero di metalli , hanno generalmente una metallicità inferiore rispetto a quelle delle generazioni più giovani, che si sono formate in un Universo più ricco di metalli.

I cambiamenti osservati nelle abbondanze chimiche di diversi tipi di stelle, basati sulle peculiarità spettrali che furono successivamente attribuite alla metallicità, portarono l'astronomo Walter Baade nel 1944 a proporre l'esistenza di due diverse popolazioni di stelle . Questi divennero comunemente noti come stelle di Popolazione I (ricche di metalli) e Popolazione II (povere di metalli). Una terza popolazione stellare è stata introdotta nel 1978, nota come stelle di Popolazione III . Si teorizzava che queste stelle estremamente povere di metallo fossero le stelle "primogenite" create nell'Universo.

Metodi comuni di calcolo

Gli astronomi usano diversi metodi per descrivere e approssimare le abbondanze di metalli, a seconda degli strumenti disponibili e dell'oggetto di interesse. Alcuni metodi includono la determinazione della frazione di massa attribuita al gas rispetto ai metalli o la misurazione dei rapporti del numero di atomi di due elementi diversi rispetto ai rapporti trovati nel Sole .

Frazione di massa

Composizione stellare è spesso semplicemente definito dai parametri X , Y e Z . Qui X è la frazione di massa dell'idrogeno , Y è la frazione di massa dell'elio e Z è la frazione di massa di tutti gli elementi chimici rimanenti. così

Nella maggior parte delle stelle , delle nebulose , delle regioni H II e di altre fonti astronomiche, l'idrogeno e l'elio sono i due elementi dominanti. La frazione di massa dell'idrogeno è generalmente espressa come , dove è la massa totale del sistema, ed è la massa dell'idrogeno che contiene. Allo stesso modo, la frazione di massa dell'elio è indicata come . Il resto degli elementi sono indicati collettivamente come "metalli" e la metallicità - la frazione di massa degli elementi più pesanti dell'elio - può essere calcolata come

Per la superficie del Sole , questi parametri sono misurati per avere i seguenti valori:

Descrizione Valore solare
Frazione di massa dell'idrogeno
Frazione di massa dell'elio
Metallicità

A causa degli effetti dell'evoluzione stellare , né la composizione iniziale né l'attuale composizione di massa del Sole sono le stesse della sua attuale composizione superficiale.

Rapporti di abbondanza chimica

La metallicità stellare complessiva è convenzionalmente definita utilizzando il contenuto totale di idrogeno , poiché la sua abbondanza è considerata relativamente costante nell'Universo, o il contenuto di ferro della stella, che ha un'abbondanza che generalmente è linearmente crescente nell'Universo. Il ferro è anche relativamente facile da misurare con le osservazioni spettrali nello spettro della stella, dato il gran numero di righe di ferro negli spettri della stella (anche se l'ossigeno è l' elemento pesante più abbondante - vedi le metallicità nelle regioni HII di seguito). Il rapporto di abbondanza è il logaritmo comune del rapporto tra l'abbondanza di ferro di una stella rispetto a quella del Sole e si calcola così:

dove e sono rispettivamente il numero di atomi di ferro e di idrogeno per unità di volume. L'unità spesso usata per la metallicità è il dex , contrazione di "esponente decimale". Con questa formulazione, le stelle con una metallicità maggiore del Sole hanno un logaritmo comune positivo , mentre quelle più dominate dall'idrogeno hanno un corrispondente valore negativo. Ad esempio, le stelle con un valore [Fe/H] di +1 hanno 10 volte la metallicità del Sole (10 1 ); viceversa, quelli con valore [Fe/H] di -1 hanno 110 , mentre quelli con valore [Fe/H] di 0 hanno la stessa metallicità del Sole, e così via. Le giovani stelle di Popolazione I hanno rapporti ferro-idrogeno significativamente più alti rispetto alle vecchie stelle di Popolazione II. Si stima che le stelle della Popolazione Primordiale III abbiano una metallicità inferiore a -6, un milionesimo dell'abbondanza di ferro nel Sole. La stessa notazione è usata per esprimere variazioni nelle abbondanze tra altri singoli elementi rispetto alle proporzioni solari. Ad esempio, la notazione "[O/Fe]" rappresenta la differenza nel logaritmo dell'abbondanza di ossigeno della stella rispetto al suo contenuto di ferro rispetto a quello del Sole. In generale, un dato processo nucleosintetico stellare altera le proporzioni di pochi elementi o isotopi, quindi un campione di stella o gas con determinati valori di [/Fe] potrebbe essere indicativo di un processo nucleare associato e studiato.

Colori fotometrici

Gli astronomi possono stimare le metallicità attraverso sistemi misurati e calibrati che mettono in correlazione misurazioni fotometriche e misurazioni spettroscopiche (vedi anche Spettrofotometria ). Ad esempio, i filtri Johnson UVB possono essere utilizzati per rilevare un eccesso di ultravioletti (UV) nelle stelle, dove un eccesso di UV più piccolo indica una maggiore presenza di metalli che assorbono la radiazione UV , facendo così apparire la stella "più rossa". L'eccesso di UV, (U−B), è definito come la differenza tra le magnitudini delle bande U e B di una stella , rispetto alla differenza tra le magnitudini delle bande U e B delle stelle ricche di metalli nell'ammasso delle Iadi . Sfortunatamente, δ(U−B) è sensibile sia alla metallicità che alla temperatura : se due stelle sono ugualmente ricche di metalli, ma una è più fredda dell'altra, probabilmente avranno valori di δ(U−B) diversi (vedi anche Effetto coprente ). Per aiutare a mitigare questa degenerazione, il colore B-V di una stella può essere usato come indicatore della temperatura. Inoltre, l'eccesso di UV e il colore B−V possono essere corretti per mettere in relazione il valore δ(U−B) con le abbondanze di ferro.

Altri sistemi fotometrici che possono essere utilizzati per determinare le metallicità di alcuni oggetti astrofisici includono il sistema Strӧmgren, il sistema di Ginevra, il sistema Washington e il sistema DDO.

Metallicità in vari oggetti astrofisici

Stelle

A una data massa ed età, una stella povera di metalli sarà leggermente più calda. Le metallicità delle stelle della popolazione II sono approssimativamente da 1/1000 a 1/10 di quelle del Sole ([Z/H] =da -3.0 a -1.0 ), ma il gruppo sembra più freddo della Popolazione I in generale, poiché le stelle pesanti di Popolazione II sono morte da tempo. Sopra le 40 masse solari , la metallicità influenza il modo in cui una stella morirà: al di fuori della finestra di instabilità di coppia , le stelle di metallicità inferiore collasseranno direttamente in un buco nero, mentre le stelle di metallicità superiore subiranno una supernova di tipo Ib/c e potrebbero lasciare una stella di neutroni .

Relazione tra metallicità stellare e pianeti

La misurazione della metallicità di una stella è un parametro che aiuta a determinare se una stella può avere un pianeta gigante , poiché esiste una correlazione diretta tra la metallicità e la presenza di un pianeta gigante. Le misurazioni hanno dimostrato la connessione tra la metallicità di una stella e i pianeti giganti gassosi, come Giove e Saturno . Più metalli in una stella e quindi nel suo sistema planetario e proplyd , più è probabile che il sistema possa avere pianeti giganti gassosi. I modelli attuali mostrano che la metallicità insieme alla corretta temperatura del sistema planetario e alla distanza dalla stella sono fondamentali per la formazione di pianeti e planetesimi . Per due stelle che hanno uguale età e massa ma diversa metallicità, la stella meno metallica è più blu . Tra le stelle dello stesso colore, le stelle meno metalliche emettono più radiazioni ultraviolette. Il Sole , con 8 pianeti e 5 pianeti nani conosciuti , è usato come riferimento, con un [Fe/H] di 0.00.

regioni HII

Le stelle giovani, massicce e calde (tipicamente dei tipi spettrali O e B ) nelle regioni H II emettono fotoni UV che ionizzano gli atomi di idrogeno allo stato fondamentale , liberando elettroni e protoni ; questo processo è noto come fotoionizzazione . Gli elettroni liberi possono colpire altri atomi vicini, eccitando gli elettroni metallici legati in uno stato metastabile , che alla fine decadono nuovamente in uno stato fondamentale, emettendo fotoni con energie che corrispondono a linee proibite . Attraverso queste transizioni, gli astronomi hanno sviluppato diversi metodi di osservazione per stimare l'abbondanza di metalli nelle regioni HII, dove più forti sono le linee proibite nelle osservazioni spettroscopiche, maggiore è la metallicità. Questi metodi dipendono da uno o più dei seguenti elementi: la varietà di densità asimmetriche all'interno delle regioni HII, le diverse temperature delle stelle incorporate e/o la densità elettronica all'interno della regione ionizzata.

In teoria, per determinare l'abbondanza totale di un singolo elemento in una regione HII, tutte le linee di transizione dovrebbero essere osservate e sommate. Tuttavia, questo può essere difficile da osservare a causa della variazione della forza della linea. Alcune delle linee proibite più comuni utilizzate per determinare le abbondanze di metalli nelle regioni HII provengono dall'ossigeno (ad esempio [O II] λ = (3727, 7318, 7324) Å e [O III] λ = (4363, 4959, 5007) Å ), azoto (es. [NII] λ = (5755, 6548, 6584) Å), e zolfo (es. [SII] λ = (6717,6731) Å e [SIII] λ = (6312, 9069, 9531) Å) nello spettro ottico , e le righe [OIII] λ = (52, 88) μm e [NIII] λ = 57 μm nello spettro infrarosso . L'ossigeno ha alcune delle linee più forti e abbondanti nelle regioni HII, il che lo rende un obiettivo principale per le stime della metallicità all'interno di questi oggetti. Per calcolare le abbondanze di metalli nelle regioni HII utilizzando misurazioni del flusso di ossigeno , gli astronomi usano spesso il metodo R 23 , in cui

dove è la somma dei flussi dalle righe di emissione dell'ossigeno misurate al frame di riposo λ = (3727, 4959 e 5007) lunghezze d'onda, diviso per il flusso dalla riga di emissione H β al frame di riposo λ = 4861 Å lunghezza d'onda. Questo rapporto è ben definito attraverso modelli e studi osservazionali, ma occorre prestare attenzione, poiché il rapporto è spesso degenerato, fornendo una soluzione sia a bassa che ad alta metallicità, che può essere interrotta con misurazioni di linea aggiuntive. Allo stesso modo, possono essere utilizzati altri rapporti di riga proibiti forti, ad esempio per lo zolfo, dove

Le abbondanze di metalli all'interno delle regioni HII sono tipicamente inferiori all'1%, con la percentuale che diminuisce in media con la distanza dal Centro Galattico .

Guarda anche

Riferimenti

Ulteriori letture