金属量
金属丰度是天文学和物理宇宙学中的一个术语，它是指恒星之内除了氢和氦元素之外，其他的化学元素所占的比例（这个术语不同于一般所认知的“金属”，因为在宇宙中氢和氦的组成量占了压倒性的大数量，天文学家将所有更重的元素都视为金属。） [1]。例如，碳化合物含量较多的星云被称为“富金属”，但在其他的场合都不会将碳当成金属。
一个天体的金属丰度也许可以提供年龄的讯息。当宇宙刚形成时，依据大爆炸的理论，它几乎完全都是氢原子，经由太初核合成，创造出相当大比例的氦和微量迹证的锂。最初的恒星，被认为是第三星族星，完全不含任何金属。这些恒星的质量是难以置信的巨大，因此在短促的恒星演化中经由核聚变创造出周期表内比铁轻的元素，然后经由壮观的超新星将元素散布在宇宙中。虽然，它们存在于主流的宇宙起源模型，但直至2007年，仍未发现第三星族星。下一代的恒星于第一代恒星死亡释出的物质中创造出来，被观测到最老的恒星，被认为是第二星族星，有非常少量的金属；[2]后续世代出生的恒星，因由先前世代的富含金属的尘埃中创生出来，金属含量越来越丰富。而当这些恒星死亡时，它们会将更丰富的金属，经由行星状星云或超新星散布到外面的云气中，让新诞生的恒星有更丰富的金属。最年轻的恒星，包括我们的太阳，含有的金属最丰富的恒星，被认为是第一星族星。
横跨银河系，金属丰度在银心是最高的，并向外逐渐递减。在群星之间的金属丰度梯度随恒星的密度变化：在星系的中心有最多的恒星，随着时间的过去，有越来越多的金属回到星际物质内，并且成为新恒星的原料。由相似的机制，较大的星系相较于较小的星系，也会有较高的金属丰度。在两个环绕着银河系的小不规则星系，麦哲伦云的例子中，大麦哲伦星系的金属丰度是银河系的40%，小麦哲伦星系的金属丰度是银河系的10%。
常用计算方法[编辑]
质量分数[编辑]
化学丰度比[编辑]
一般来说，恒星光谱中的铁线很容易被辨认与测量。同时，铁也是核聚变反应所能产生的最重元素。基于这两个原因，天文学家常利用铁与氢的比来作为金属丰度的指标。太阳的金属丰度大约是质量的1.6%。其它的恒星，金属丰度常用“[Fe/H]”表示，其值为恒星铁氢比： ，与太阳铁氢比的对数差，公式如下：
![{\displaystyle \mathrm {[Fe/H]} =\log {\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\mathrm {star} }}-\log {\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\mathrm {sun} }}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/ef49d44172e301827d6928a22599e41d3d2c7da9)
此处和是单位体积内铁原子和氢原子的数量。经由这个对数表示的公式，金属量高于太阳的恒星会得到正值，而低于太阳的将会得到负值。这个对数是以10为底的，恒星的数值为+1，则金属丰度是太阳的10倍（101），数值为+2，则金属丰度是太阳的100倍（102），数值为+3，则金属丰度是太阳的1000倍（103）。反之，数值为-1，则金属丰度是太阳的十分之一（10-1），数值为-2，则金属量是太阳的百分之一（10-2），依此类推。[3]年轻的第一星族星比年老的第二星族星明显的有更高的铁与氢的比率。太初的第三星族星的金属量估计低于-6，也就是说低于太阳金属量的百万分之一。
除了铁以外，氧也是用来定量描述金属丰度的元素之一。常见表示法有“[O/H]”或“[O/Fe]”，计算公式和上式相同，只要代换成相应的元素密度就好。
光度颜色[编辑]
各种天体物理物体中的金属性[编辑]
恒星[编辑]
恒星金属丰度与行星的关系[编辑]
氢离子区[编辑]
第一星族星[编辑]
第一星族或是富金属星是年轻的恒星，金属量最高。地球的太阳是富金属的例子，它们通常都在银河的螺旋臂内。
一般而言，最年轻的恒星，越极端的第一星族星被发现的位置越在最周边，依此类推，太阳被认为位居第一星族星的中间。第一星族星有规则的绕着银心的椭圆轨道和低的相对速度。高金属量的第一星族星使它们比另外两种星族更适于产生行星系统，而行星，特别是类地行星是由富含金属的吸积盘形成的。[4]
在第一星族和第二星族之间有中间的星盘星族。
第二星族星[编辑]
第二星族或贫金属星只有相对是少量的金属。理想的相对的少量必须是除了氢和氦之外，所有的元素都远低于富金属天体中的相对数量，即使在大爆炸之后的137亿年，金属成分在宇宙整体化学元素中的百分比仍然是微量的。然而，贫金属天体依然是比较原始的，这些天体是在宇宙较早的时间里就形成的。它们通常出现在接近星系中心的核球，中间的第二星族星；还有星系晕的星晕第二星族星，是更老的恒星，也更缺乏金属。球状星团也包含大量的第二星族星。[5]一般也相信第二星族星创造了周期表中，除了不稳定的，所有其它的元素。
科学家已经使用几种不同的探测方法，包括Timothy C. Beers 等人的HK物镜棱镜探测和Norbert Christlieb等人的汉堡-ESO的观测，瞄准了一些最老的恒星，和亮度微弱的原始的类星体。至今，它们已经仔细的观察了大约十个金属量非常贫乏的恒星，像是CS22892-052、CS31082-001、BD +17° 3248、而已知最老的恒星是HE0107-5240、HE1327-2326、HE1523-0901。
第三星族星[编辑]
创建者: NASA / JPL-CALTECH / A. KASHLINSKY (GSFC)。
第三星族星亦被称为无金属星，是假设中的星族，是在早期宇宙中可能形成的极端重和热，并且不含金属的恒星。它们未曾被直接观测到，但可以经由宇宙中非常遥远的引力透镜星系找到间接的存在证据。[6]它们也被认为是暗蓝星系的成员。它们的存在基于大爆炸不可能创造重元素，而在观测到的类星体发射光谱，特别是暗蓝星系中重元素又确实存在的事实。[7]第三族星被认为是触发了再电离周期的原因所在。
目前的理论并没有区分出第一颗恒星是否非常巨大。一种经由计算机模拟证实的恒星形成理论，大爆炸没有产生任何的重元素，但很容易产生质量远比现存的恒星更大的恒星。第三星族星的典型质量是数百个太阳质量，远大于现存的恒星。[8] 分析贫金属量的第二星族星，被认为包含了第三星族星所创造的金属，这些没有金属的恒星质量在10至100倍的太阳质量；这也足以解释为何未能观察到不含金属的恒星。但这些理论要等到NASA的詹姆斯·韦伯望远镜采集到足够信息后才有望验证。新的光谱仪巡天，像是SEGUE或SDSS-II，也可能找到第三族星。
今天，能形成的质量最大恒星是150倍太阳质量；质量更大的原恒星在最初的核反应开始之际将喷发出部分的质量。在没有足够的碳、氧或氮的恒星核心，不管怎样CNO循环都无法进行，且直接进行质子-质子链反应的核聚变反应速率不足以产生足够的能量支撑如此大的庞然巨物。因此恒星将因无法对抗引力坍缩而很快的自我毁灭，最终结果是未经过发光的过程就直接坍缩成为黑洞。这也是天文学家认为第三族星特别神秘的原因 － 所有的理由都认为它们应该存在，但却必须经由类星体的观测才能解释。
上述的看法应该是没有继续考虑下去的结果。由于p-p链反应的速度太慢，不足以对抗引力收缩，第一代恒星的核心将继续收缩并最终触发3氦过程。3氦过程在1亿K的高温下才能稳定进行，虽然存在第一步反应很不稳定的弊端（质量数为8的8Be核极不稳定，2.6×10-16秒就再分裂回4He），但在足够的密度下，整体的两步反应还是能够进行的并产生稳定的12C核。由于3氦过程的反应速度和产能正比于温度的30次方、密度的立方，远远强于p-p反应仅为温度的4次方和密度的1次方，它能够顶住引力收缩。接着12C核逐步累积并最终有足够的丰度维持C-N-O循环。从此，第一代恒星就开始其短暂的主序星阶段——稳定的发光数十万年。
如果这些恒星能够适当的形成，它们的寿命也很短 － 必定短于一百万年。由于现在这种恒星已经不再形成，要观察这种恒星就必须在极端遥远的可见宇宙的边界搜寻，(因为来自极端遥远的星光需要很长的时间才能抵达地球，观察遥远的天体就有如在"回溯时光"。) 而在如此遥远的距离上要解析出恒星，即使对詹姆斯·韦伯望远镜也是件艰钜的任务。
参见[编辑]
参考文献[编辑]
- Page 593-In Quest of the Universe Fourth Edition Karl Kuhn Theo Koupelis. Jones and Bartlett Publishers Canada. 2004. ISBN 0-7637-0810-0
- Volker Bromm, Richard B. Larson (2004), THE FIRST STARS, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, vol. 42, pp. 79–118.
- ^ John C. Martin. What we learn from a star's metal content. New Analysis RR Lyrae Kinematics in the Solar Neighborhood. [2005-09-07]. （原始内容存档于2009-01-06）.
- ^ Lauren J. Bryant. What Makes Stars Tick. Indiana University Research & Creative Activity. [2005-09-07]. （原始内容存档于2016-05-16）.
- ^ John C. Martin: What we learn from a star's metal content. 互联网档案馆的存档，存档日期2009-01-06.
- ^ Charles H. Lineweaver. An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect. University of New South Wales. 2000 [2006-07-23]. （原始内容存档于2020-05-12）.
- ^ T. S. van Albada, Norman Baker. On the Mwo Oosterhoff Groups of Globular Clusters. Astrophysical Journal. 1973, 185: 477–498.
- ^ R. A. E. Fosbury; et al. Massive Star Formation in a Gravitationally Lensed H II Galaxy at z = 3.357. Astrophysical Journal. 2003, 596 (1): 797–809 [2007-08-19]. （原始内容存档于2016-06-02）.
- ^ A. Heger, S. E. Woosley. The Nucleosynthetic Signature of Population III. Astrophysical Journal. 2002, 567 (1): 532–543 [2007-08-19]. （原始内容存档于2016-01-10）.
- ^ Formation of the First Stars and Galaxies. [2009-08-20]. （原始内容存档于2021-05-15）.
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