Metallicitet

I astrofysik er metalliciteten af et astronomisk objekt den brøkdel af dets masse , der ikke består af hydrogen eller helium . Metallicitet kvantificerer vigtigheden af nukleosyntetiske processer i oprindelsen af ​​det materiale, der udgør det betragtede objekt ( stjerne , interstellært medium , galakse , kvasar ). Den metalindhold indeks (ofte kaldet simpelthen metalindhold ), [M / H] eller [Fe / H] , formidler væsentlige samme information i en anden form.

Navnet metallicitet kommer af det faktum, at vi i astrofysik kvalificerer os som metaller (eller tunge grundstoffer) alle kemiske grundstoffer "tungere" end helium (grundstoffer med et atomnummer større end 2). Interessen for disse elementer er, at de på den ene side ikke er meget rigelige i hele universet (et par vægtprocent mod 74% for brint og 23 til 25% helium), på den anden side blev de dannet forskelligt ( stjernernes nukleosyntese ) .

Metalindhold sædvanligvis betegnes Z . De massefraktioner af hydrogen og helium er betegnet X og Y , disse tre numre kontrollere forholdet X + Y + Z = 1 .

Metallicitetsindeks

Indeks [M / H]

I stedet for metallicitet bruger vi ofte metallicitetsindekset (ofte simpelthen kaldet metallicitet ) baseret på en sammenligning med solen  :

hvor angiver forholdet mellem de atomare overflader af metaller og brint i det betragtede objekt, og værdien af ​​dette forhold for solfotosfæren .

Da massefraktionerne er betydeligt proportionale med atomfraktionerne, og mængden af ​​brint varierer lidt i relativ værdi, er metalicitetsindekset relateret til forholdet mellem metalliciteterne for det betragtede objekt og Solen:

Solens metallicitet er Z ☉ = 0,0134. Et indeks [M / H] svarende til +1 eller -1 angiver en metallicitet Z ti gange større eller ti gange mindre end Z ☉ .

Indeks [Fe / H]

For svagt oplyste genstande ved vi ofte lidt om den detaljerede overflod af de forskellige kemiske grundstoffer. Vi baserer os derefter på visse specifikke elementer, især jern  :

hvor den atomiske overflod af jern erstatter den for alle metaller .

Andre spor

For at diskutere mere detaljeret vigtigheden af ​​de forskellige nukleosyntetiske processer i oprindelsen af ​​et objekts materie appellerer vi til andre indekser konstrueret på en lignende måde. For ethvert element X kan vi således karakterisere dets berigelse (eller udtømning) i forhold til jern ved at sammenligne forholdet mellem dets overflod og jernets og det samme forhold i solfotosfæren :

.

. For eksempel for at kvantificere den relative betydning af processen r kan vi bruge indekset:

hvor betegner den atomare overflod af europium .

Nukleosyntese og metallicitet

Teorien om dannelsen af universet ( Big Bang ) indikerer, at hydrogen og helium optrådte sammen med nogle lette metaller (især lithium ) under en begivenhed kaldet urnukleosyntese . Alle de andre elementer blev efterfølgende syntetiseret , i det væsentlige ved stjernernes nukleosyntese , og frigivet i det interstellære medium under eksplosionen ( supernova ), hvormed udviklingen af stjerner med en indledende masse større end 9 solmasser slutter . Metalliciteten af ​​dette medium er derfor steget over tid, da massive stjerner dannes og ødelægges.

Den photosphere af en stjerne arver metalindhold af mediet (generelt en molekylær sky ), hvorfra den blev dannet. Stjerner ældre end Solen har således mindre metallicitet, og nyere stjerner har større metallicitet. Meget gamle stjerner (typisk ældre end 12  Ga ) viser således et indeks [Fe / H] lavere end -2, derfor en metallicitet lavere end 1% af solens. Disse stjerner findes i overflod i glorien i vores galakse såvel som i dens dværg- satellitgalakser .

Omkring halvdelen af de kemiske grundstoffer tungere end jern produceres af r proces , som kræver et miljø meget rig på neutroner (i størrelsesordenen 10 20 per cm 3 ). Et sådant miljø findes i supernovaer, men også under fusionen af ​​to neutronstjerner ( kilonova ). Blandt gamle stjerner med meget lav metallicitet er omkring 3 til 5% mere eller mindre stærkt beriget med grundstoffer, der er resultatet af r-processen ( [Eu / Fe] > 0 eller endda> 1). Denne berigelse kan utvivlsomt tilskrives fusionbegivenheder med neutronstjerner, som formodes at være hyppige lige i begyndelsen af ​​galaksernes udvikling. Disse begivenheder kunne faktisk være de vigtigste udbydere af elementer fra r-processen snarere end supernovaerne.

Befolkning af stjerner i henhold til deres metallicitet

Befolkning I

Stjerner rig på metaller kaldes populations-I-stjerner (kort sagt "Pop I"). Disse stjerner er almindelige i spiralgalaksernes arme som i vores galakse  ; den Solen er et eksempel.
Metalliciteten af ​​Pop I er tæt på Solens i modsætning til Pop II, der er lav i metaller, op til en faktor på 1000 eller mere. Alderen på Pop I varierer fra omkring 0 til 9 milliarder år.

Befolkning II

Stjerner fattige i metaller kaldes population II-stjerner . De er generelt meget gamle (mere end 8 milliarder år gamle) og findes i kuglehobe og i galaksernes glorie.

Blandt de mest berømte Population II-stjerner ( af vores galakse's glorie ) er:

Blandt de stjerner, der er fattige i metaller, skelnes der mellem følgende kategorier:

Nuværende undersøgelser har identificeret 10.000 metalfattige stjerner i vores galakse . Stjerner op til en afstand større end 15  k bp fra solen kunne analyseres, en afstand under hvilken befolkningen i glorie dominerer. Teorierne om dannelsen af Mælkevejen antager, at metalliciteten af ​​stjerner inde i glorie er større end stjernerne udenfor.

Af disse 10.000 stjerner, blandt de fattigste i metaller (EMP, UMP og HMP), er der en underkategori kaldet kulstofberigede stjerner , kendt som CEMP (for "  Carbon Enhanced Metal Poor  "). For disse stjerner har vi typisk [C / Fe] = 1

Befolkning III

I øjeblikket er vi stadig på udkig efter stjerner i befolkning III, der kun ville være sammensat af brint og helium og dermed forråde den første formation efter Big Bang . Disse stjerner har det særlige at have nul metallicitet (Z = 0, [M / H] = - ∞) og har derfor et spektrum, hvor kun absorptionslinierne for hydrogen og helium ville være synlige., Med undtagelse af alle andre .

For øjeblikket er den hidtil mest kendte stjerne kendt til metal (kl 18. august 2005Indeholder ca. 200.000 gange mindre "metal" end solen . Ingen stjerner med nul metallicitet er fundet fra 2008 . Det er sandsynligt, at disse stjerner var meget massive og derfor udviklede sig meget hurtigt til at forsvinde meget tidligt i universets liv. Befolkning II-stjerner, som vi observerer i dag, vidner fra den fjerne fortid, har alle en masse, der er lavere end Solens, hvilket garanterer dem en minimal levetid i størrelsesordenen universets alder .

Noter og referencer

Bemærkninger

  1. Uforholdet er endnu større med hensyn til atomfraktion  : mindre end 1% metaller mod 92% brint og 8% helium.
  2. For ordens skyld er massefraktionerne af brint og helium i solfotosfæren X ☉ = 0,7381 og Y ☉ = 0,2485.
  3. Ligesom [M / H] betegnes indekset [Fe / H] ofte simpelthen som metallicitet .
  4. En stjernes fotosfære er ikke varm nok til at kernefusionsprocesser finder sted . Det påvirkes derfor ikke af den igangværende nukleosyntese i stjernens dybere lag.
  5. Vi kender flere titusinder.
  6. Hvilket betyder, at forholdet mellem antallet af kulstof- og jernatomer i disse stjerner har en værdi 10 gange større end det samme forhold målt i solen.

Referencer

  1. (i) Daniel Kunth og Göran Östlin, "  Den mest Metal-fattige galakser  " , The Astronomy and Astrophysics anmeldelse , vol.  10, n knogle  1-2,Juni 2000( DOI  10.1007 / s001590000005 , læs online ).
  2. (i) "  tung element  " [ "tunge element"] [php] i Mohammad Heydari-Malayeri , En etymologisk ordbog af Astronomy and Astrophysics: engelsk-fransk-persiske [ "En etymologisk ordbog af astronomi og astrofysik: engelsk-fransk Persisk ”], Paris, Observatoire de Paris , 2005-2015, php ( læs online ).
  3. (in) Anna Frebel og Timothy C. Beers, "  Dannelsen af ​​de tungeste elementer  " , Physics Today , bind.  71, nr .  1,januar 2018, s.  30-37 ( DOI  10.1063 / PT.3.3815 ).
  4. (i) Anna Frebel og John E. Norris, "  Near-Field Kosmologi med Ekstremt Metal-Poor Stjerner  " , Annual Review of Astronomy and Astrophysics , vol.  53,august 2015, s.  631-688 ( DOI  10.1146 / annurev-astro-082214-122423 ).
  5. (i) John Cowan og Friedrich-Karl Thielemann, "  R-Process kernesyntese i Supernovae  " , Physics dag , Vol.  57, nr .  10,oktober 2004, s.  47-54 ( DOI  10.1063 / 1.1825268 ).
  6. (in) SE Mink K. Belczynski, "  Fusionshastigheder for dobbelte neutronstjerner og sorte huller Stellar Origin: Impact of Initial conditions are Binary Evolution Predictions  " , The Astrophysical Journal , vol.  814, nr .  1,20. november 2015( DOI  10.1088 / 0004-637X / 814/1/58 ).

Se også

Relaterede artikler

eksterne links