Metallicity
Dans l'astronomie et la cosmologie physique , le metallicity d'un objet est la proportion de sa matière composée des éléments chimiques autres que l'hydrogène et l'hélium . (Cette terminologie est employée différemment de la signification habituelle du mot « métal », puisque sur le plus grand des balances l'univers se compose primordialement d'hydrogène et d'hélium, les astronomes marquent tout le un " plus lourd d'éléments de ; metal" ;). Par exemple, des riches de la nébuleuse un dans les composés de carbone de s'appelleraient le " ; métal-rich" ; , quoique le carbone ne soit pas considéré un métal dans d'autres contextes.
Le metallicity d'un objet astronomique peut fournir une indication de son âge. Quand l'univers a formé la première fois, selon la théorie de Big Bang , il a consisté presque entièrement en hydrogène qui, par le nucleosynthesis primordial , a créé une importante proportion d'hélium et seulement des traces de lithium . Le premier tient le premier rôle , désigné sous le nom de la population de III , n'a eu pratiquement aucun métal du tout. Ces étoiles étaient incroyablement massives et, pendant leurs vies , ont créé les éléments jusqu'au fer dans la table périodique par l'intermédiaire du Nucleosynthesis . Ils sont plus tard morts en supernovas spectaculaires qui ont dispersé ces éléments dans tout l'univers. En date du 2007 , aucune étoile de la population III n'a été trouvée ; en revanche, leur existence est impliquée dans les modèles courants d'origine de de l'univers . La prochaine génération des étoiles était née hors de ces matériaux laissés par la mort de la première. Les étoiles observées les plus anciennes, connues sous le nom de population de II , ont des metallicities très bas ; pendant que les générations suivantes des étoiles étaient nées elles sont devenues métal-enrichies, comme le gazeux opacifie de ce qu'elles ont formé ont reçu la poussière métal-riche construites par les générations précédentes. Pendant que ces étoiles mouraient, elles ont renvoyé le matériel métal-enrichi au milieu interstellaire par l'intermédiaire des nébuleuses planétaires et des supernovas, enrichissant les nébuleuses hors dont les étoiles plus nouvelles ont formé toujours autre. Ces plus jeunes étoiles, y compris le Sun , ont donc le contenu plus haut en métal, et sont connues en tant qu'étoiles de la population I .
À travers la manière laiteuse , le metallicity est plus haut au centre galactique et diminue en tant qu'un monte. Le gradient dans le metallicity est attribué à la densité des étoiles au centre galactique : il y a plus d'étoiles au centre de la galaxie et ainsi, avec le temps, plus de métaux ont été retournés au milieu interstellaire et incorporés à de nouvelles étoiles. Par un mécanisme semblable, de plus grandes galaxies tendent à avoir un plus haut metallicity que leurs plus petites contre-parties. Dans le cas des nuages de Magellanic , deux le irrégulier des galaxies de petit satellisant la manière laiteuse, le grand nuage de Magellanic a un metallicity d'environ quarante pour cent de la manière laiteuse, alors que le petit nuage de Magellanic a un metallicity d'environ dix pour cent de la manière laiteuse.
Calcul
Le metallicity du Sun est approximativement 1.6 pour cent par Massachusetts. Pour d'autres étoiles, le metallicity est souvent exprimé comme " ; " ; , qui représente le logarithme du rapport de l'abondance du fer d'une étoile a comparé à celui du Sun. La formule pour le logarithme est exprimée ainsi := de
Ici le et le est le nombre d'atomes de fer et d'hydrogène par unité de volume respectivement. Par cette formulation donc, les étoiles avec un plus haut metallicity que le Sun ont une valeur logarithmique positive, alors que ceux avec un metallicity inférieur que le Sun ont une valeur négative. Le logarithme est basé sur des puissances de de dix ; les étoiles avec une valeur de +1 ont dix fois le metallicity du Sun (101), alors que ceux avec +2 ont cent (² 10) et ceux avec +3 ont mille (³ 10). Réciproquement, ceux avec une valeur de -1 ont un dixième (10 -1), alors que ceux avec -2 ont un centième (10-2) et ainsi de suite. Les étoiles de la jeune population I ont des rapports sensiblement plus élevés de fer-à-hydrogène que des étoiles plus anciennes de la population II. On estime que des étoiles primordiales de la population III ont un metallicity de moins que le &minus ; 6., moins qu'un millionième de l'abondance de fer qui est trouvé au soleil.
Étoiles de la population I
La population I ou étoiles métal-riches du sont ces jeunes étoiles dont le metallicity est le plus haut. La terre 's Sun de est un exemple d'une étoile métal-riche. Ce sont communs dans les bras en spirale de la galaxie de la manière laiteuse .Généralement, les plus jeunes étoiles, la population extrême I, sont trouvées que plus lointain dedans et les étoiles intermédiaires de la population I sont plus lointaines dehors, etc. The Sun est considéré une population intermédiaire que je me tiens le premier rôle. Les étoiles de la population I ont les orbites elliptiques régulier du centre galactique, avec une vitesse relative de bas . Le haut metallicity des étoiles de la population I les fait plus probablement pour posséder les systèmes planétaires que les deux autres populations, depuis les planètes , en particulier les planètes terrestres sont constituées par l'augmentation des métaux.
Entre les populations intermédiaires I et II vient la population intermédiaire de disque de .
Étoiles de la population II
La population II ou étoiles métal-pauvres du sont ceux avec relativement peu de métal. L'idée du par un peu relativement doit être maintenue dans la perspective pendant que même les objets astronomiques métal-riches contiennent de basses quantités de n'importe quel élément autre que l'hydrogène ou l'hélium ; les métaux constituent seulement un pourcentage minuscule du maquillage chimique global de l'univers, même 13.7 milliards d'ans après Big Bang. Cependant, les objets métal-pauvres sont bien plus primitifs. Ces objets ont formé pendant un temps plus tôt de l'univers. Ils sont communs dans le bombement près au centre de la galaxie, la population intermédiaire II ; et aussi, dans le halo galactique , la population de halo II, qui est plus âgée et ainsi métal-pauvre. Les faisceaux globulaires contiennent également des nombres élevés des étoiles de la population II. On le croit que les étoiles de la population II ont créé tous les autres éléments dans la table périodique , excepté le plus instable.Les scientifiques ont visé ces étoiles les plus anciennes dans plusieurs différents aperçus, y compris l'enquête d'objectif-prisme du HK des bières de Timothy C. de et autres et l'enquête du ESO de Hambourg du Norbert Christlieb et autres, à l'origine commencée pour les quasars faibles . Jusqu'ici, ils ont découvert et ont étudié en détail environ dix étoiles très métal-pauvres (comme CS22892-052 , CS31082-001 , BD +17° 3248 ) et deux des étoiles les plus anciennes connues jusqu'ici : HE0107-5240 et HE1327- 2326 .
Étoiles de la population III
La population III ou étoiles métal-libres du sont une population hypothétique des étoiles extrêmement massives et chaudes avec pratiquement aucun contenu en métal qui sont censées avoir été formées dans le premier univers. Elles encore n'ont pas été observées directement, mais l'évidence indirecte pour leur existence a été trouvée dans une galaxie gravitationellement lensed dans l'univers très éloigné. Elles sont également vraisemblablement des composants des galaxies bleues faibles . Leur existence est nécessaire pour expliquer le fait qu'on observe des éléments lourds, qui ne pourraient pas avoir été créés dans Big Bang, dans les spectres d'émission de de quasar , aussi bien que l'existence des galaxies bleues faibles. On le croit que ces étoiles ont déclenché une période de Reionization .
La théorie courante est divisée dessus, que les premières étoiles aient été très massives ou pas. Une théorie, qui semble être confirmée par des modèles d'ordinateur de la formation d'étoile , est celle sans les éléments lourds de Big Bang, il était facile de former des étoiles avec la masse beaucoup plus totale que celle évidente aujourd'hui. On s'attendrait à ce que les masses typiques pour des étoiles de la population III soient au sujet de plusieurs centaines de masses solaires qui est beaucoup plus grand que les étoiles courantes. L'analyse des données sur les basses-metallicity étoiles de la population II, qui sont pensées pour contenir les métaux a produit par des étoiles de Population III, suggèrent que ces étoiles métal-libres aient eu les masses des 10 à 100 masses solaires à la place. Ceci explique également pourquoi il n'y a eu aucune étoile de la bas-masse avec le metallicity zéro observé. La confirmation de ces théories attend le lancement du télescope spatial de James Webb du de la NASA. Les enquêtes spectroscopiques du nouveau , telles que le SEGUE ou le SDSS-II , peut également localiser des étoiles de la population III.
L'étoile la plus massive qui peut former aujourd'hui est les environ 110 masses solaires avec une limite supérieure maximum extrême possible des 150 masses solaires ; un plus massif Protostar se soufflerait distant pendant l'allumage initial des réactions nucléaires. Sans assez de carbone, d'oxygène , et d'azote dans le noyau , cependant, le cycle du CNO ne pourrait pas commencer et l'étoile ne se détruirait pas tellement aisément. La fusion directe par la chaîne de Proton-proton de ne procède pas assez rapidement produire les quantités copieuses d'énergie qu'une telle étoile devrait soutenir son immense volume. Le résultat final serait l'étoile s'effondrant dans un trou noir sans briller toujours réellement correctement. C'est pourquoi les astronomes considèrent comme étant la population III quelque chose d'a mystère-par toutes les droites qu'ils ne devraient pas exister, pourtant ils sont nécessaires pour une explication des observations de quasar.
Si ces étoiles pouvaient former correctement, leur durée de vie serait extrêmement courte, certainement plus moins d'un million d'ans. Car ils peuvent plus ne former aujourd'hui, le visionnement d'un exigerait de nous de regarder aux bords mêmes de l'univers observable, depuis l'époque où il prend la lumière pour atteindre la terre de grandes distances est extrêmement grand, il est possible de voir le " ; en arrière dans le time" ; en regardant plus loin loin. Voyant à cette distance tandis que pouvoir toujours résoudre une étoile pourrait prouver difficile, même pour le télescope spatial de James Webb de .
Voir également
abondance des éléments chimiques
Sources
Page 593-Dans la recherche édition Karl Kuhn Theo Koupelis d'univers de la quatrième. Éditeurs Canada de Jones et Bartlett. ISBN 0-7637-0810-0Volker Bromm, Richard B. Larson (2004), LE PREMIER TIENT LE PREMIER RÔLE , revues annuelles annuelles d'astronomie et astrophysique, vol. class=" de
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