معدنية (فلك)
المعدنية في الفلك (بالإنجليزية:metallicity) هي نسبة العناصر المكونة لجرم سماوي أثقل من الهيدروجين والهيليوم. ونظرا لأن معظم النجوم والتي تشكل المادة المرئية في الكون تتكون من الهيدروجين والهيليوم فيستخدم الفلكيون تعبير "المعدنية" لوصف وجود عناصر أخرى بصفة عامة. وعلى ذلك فيمكن حتى يوصف سديم يحتوي على الكربون والنتروجين والأكسجين والنيون بأنه "غني المعدنية" من الوجهة الفلكيية رغم حتى تلك العناصر لا تعتبر عناصر معدنية من الوجهة الكيميائية. ولا يجب الخلط بين المعدنية التي اخترناها هنا للتعبير عن ذلك و"المعادن" أو"الترابط المعدني" حيث أنه لا يوجد ترابط كيميائي أومعدني في النجوم ما عدا في النجوم الباردة من التصنيفين K and M stars. ولا ينتسب نوع الترابط الكيميائي الذي نعهده على الأرض على الحالات في باطن النجوم.
ويمكن عن طريق فهم معدنية أحد الأجرام السماوية تحديد عمره. فعندما نشأ الكون طبقا لنظرية الانفجار العظيم كان يتكون من اصليا من الهيدروجين وعن طريق تخليق العناصر أثناء الانفجار العظيم تكون منه قدر كبير من الهيليوم ونسب صغيرة جدا من الليثيوم والبريليوم ولم تتكون أثناء الانفجار العظيم عناصر أثقل من ذلك. وبناء على ذلك فالنجوم المعمرة تكون معدنيتها أقل مما تحويه نجوم حديثة النشأة مثل الشمس.
تصنيفات النجوم I وII وIII
تصنف النجوم بالأصناف IوIIوIII حيث تتناقص معدنيتها بتزايد عمرها. ويعود ذلك التصنيف إلى تتابع اكتشافها وهوبعكس تسلسل نشأتهم. أي حتى أول نجوم تكونت في الكون (كانت تحوي معدنية قليلة) تصنف بالتصنيف III ، وأما النجوم الناشئة حديثا (ذات معدنية عالية) فتصنف بالتصنيف I .
ورغم حتى النجوم ومنها النجوم المعمرة تحتوي عادة على نسبة من العناصر الثقيلة فإن ذلك يصعب التصنيف ، ولذلك فقد اقترح افتراض وجود تصنيف نجوم خالية من المعدنية عندنشأة الكون وتسمى تلك بالتصنيف III. أي حتى الكون في فترة وجيزة بعد الانفجار العظيم لم يحتوعلى معدنية ، ويعتقد حتى المعدنية تكونت في أفران نجوم كبيرة تبلغ كتلة جميع منها مئات المرات من كتلة الشمس، وقرب نهاية أعمار تلك النجوم الضخهمة كان قد تكون فيها العناصر ال 26 الأولى حتى عنصر الحديد طبقا للجدول الدوري للعناصر عن طريق تخليق العناصر.
وطبقا لنظرية تكون النجوم فقد استهلكت النجوم الأولى وقودها بسرعة بسبب ضهامتها التي تفوق كتلة الشمس مئات المرات ، وانفجرت كمستعرات عظمى. وبانفجارها تبعثرت مكوناتها في الفضاء بما تخلق فيها من معادن ، ثم تجمعت بعض سحب تلك العناصر مكونة أجيال جديدة من النجوم التي نراها في وقتنا هذا. وبسبب الكتل الضخمة للنجوم الأولى وقصر عمرها فإننا لا نجد اليوم (حتى عام 2010) من نجوم التصنيف III . ونظرا لانفجار تلك النجوم في هيئة مستعرات عظمى بعد عدة مئات الملايين من السنين بعد نشأة الكون ، فإننا لا نستطيع رؤية نجوم التصنيف III إلا في المجرات البعيدة عنا حيث يأتينا ضوؤها الآن بعد بتره مسافات تقدر بمليارات السنين ،ويعد البحث عن تلك
النجوم القديمة من المواضيع النشطة في البحث الفلكي في الوقت الحالي.
وقد اقترح لتفسير مستعرين عظميين اكتشفا حديثا وهما SN 2006gy وSN 2007bi بأنهما انفجاران لنجمين بالغي الكتلة من التصنيف III في هيئة مستعر زوجي غير مستقر . .
ثم تكون الجيل التالي من النجوم من أشلاء المادة التي تبعثرت عند انفجار النجوم الضخمة الأولى. والنجوم المعمرة التي نراها في وقتنا هذا والمعروفة بالتصنيف Population II فهي تحتوي على معدنية قليلة جدا , لأن الأجيال التالية لها تتميز بزيادة معدنيتها حيث تكونت من غبار كوني غني المعدنية عن ما سبقه من أجيال. وعند نهاية عمر تلك النجوم فإنها تبعثر مادتها ذات المعدنية الغنية في الوسط البيننجمي عن طريق السدم الكوكبية والمستعرات العظمى والتي تتكون منها نجوم الجيل اللاحق . وتلك النجوم الناشئة ومن ضمنها الشمس فتكون معدنيتها أعلى نسب معدنية نشاهدها ، وهذا هوالتصنيف I للنجوم.
الحساب
تعطى معدنية أحد الأجرام السماوية بعدد وحيد عادة يعطي نسبة العناصر الثقيلة جميعا بالمقارنة بنسبتهم في الشمس. ونظرا لأن نسب العناصر متساوية في الكون فإن ذلك ينطبق أيضا على نجوم النسق الأساسي. وفي الشمس نجد حتى نسبة الحديد إلى الهيدروجين 1: 31.000 . وغالبا يستخدم مقياس لوغاريتمي للمقارنة يرجع إلى شدة خطوط الطيف الامتصاصي للحديد Fe والهيدروجين H:
![{\displaystyle [\mathrm {Fe /\mathrm {H ]=\lg {\left({\frac {N_{\mathrm {Fe {N_{\mathrm {H \right) -\lg {\left({\frac {N_{\mathrm {Fe {N_{\mathrm {H \right)_{\odot](https://en.wikipedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/b36068e8df918c5d4209232521cf6b018ede093b)
وتقع تلك النسبة في نجوم مجرتنا بين -2و5 و1 حيث تصل القيمة -5 فقط لنجوم التصنيف II ويوجد منها عدد ضئيل. وعينت القيمة للنجم CD−38°245 في عام 1984 بأنها -4. وهذا يعني حتى محتواه من الحديد اقل 10.000 مرة عن نسبة الحديد في مادة الشمس. وفي عام 2002 عينت النسبة للنجم HE 1327−2326 واتضح انها بمقدار −5,4 مما يعني حتى نسبة الحديد فيه أقل من نسبته في الشمس نحو250.000 مرة ، إلا حتى النجم يحتوي على نسب أعلى من الصوديوم والمغنسيوم والتيتانيوم. وفي العادة تعين أيضا أطياف عناصر ثقيلة أخرى مثل الثوريوم واليورانيوم والكربون وغيرها ،ويساعد ذلك على تعيين أعمار النجوم وجدولتها.
![{\displaystyle [\mathrm {O /\mathrm {Fe ]=\log _{10 {\left({\frac {N_{\mathrm {O {N_{\mathrm {Fe \right)_{\mathrm {star -\log _{10 {\left({\frac {N_{\mathrm {O {N_{\mathrm {Fe \right)_{\mathrm {sun](https://en.wikipedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/97efa9b2ce0378ab804507724ce988ea4c6c3ca3)
![{\displaystyle =\left[\log _{10 {\left({\frac {N_{\mathrm {O {N_{\mathrm {H \right)_{\mathrm {star -\log _{10 {\left({\frac {N_{\mathrm {O {N_{\mathrm {H \right)_{\mathrm {sun \right]-\left[\log _{10 {\left({\frac {N_{\mathrm {Fe {N_{\mathrm {H \right)_{\mathrm {star -\log _{10 {\left({\frac {N_{\mathrm {Fe {N_{\mathrm {H \right)_{\mathrm {sun \right].](https://en.wikipedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/b9d05d95f2adfb40e5cb7631f4e5839baf75237d)
وبالنسبة لنجوم خارج النسق الأساسي فلا تنطبق المعادلة أعلاه. كما يظهر حتى نسبة معدنية الشمس تعادل ضعف معدنية النجوم القريبة منها.
العلاقة بين Z و[Fe/H]
These two ways of expressing the metallic content of a star are related through the equation:
![{\displaystyle \log _{10 \left({\frac {Z/X {Z_{\mathrm {sun /X_{\mathrm {sun \right)=[\mathrm {M /\mathrm {H ]](https://en.wikipedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/5c70714836b8dafed933fee4e2eccd829ecb6b12)
where [M/H] is the star's total metal abundance (i.e. all elements heavier than helium) defined as a more general expression than the one for [Fe/H]:
![{\displaystyle [\mathrm {M /\mathrm {H ]=\log _{10 {\left({\frac {N_{\mathrm {M {N_{\mathrm {H \right)_{\mathrm {star -\log _{10 {\left({\frac {N_{\mathrm {M {N_{\mathrm {H \right)_{\mathrm {sun .](https://en.wikipedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/dce9fc225a310f3408ef2d58b88dfa3553451e14)
The iron abundance and the total metal abundance are often assumed to be related through a constant A as:
![{\displaystyle [\mathrm {M /\mathrm {H ]=A*[\mathrm {Fe /\mathrm {H ]](https://en.wikipedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/6cc8dec24f38344bfd67a7735de0f25f927c5687)
where A assumes values between 0.9 and 1. Using the formulas presented above, the relation between Z and [Fe/H] can finally be written as:
![{\displaystyle \log _{10 \left({\frac {Z/X {Z_{\mathrm {sun /X_{\mathrm {sun \right)=A*[\mathrm {Fe /\mathrm {H ].](https://en.wikipedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/7b4a9d0aefabf7c47933389bcb5f2966042f6330)
انظر أيضا
- تخليق العناصر
- خط زمني للانفجار العظيم
- تفاعل نووي
- اندماج نووي
- تخليق نووي
- نجم
- انفجار عظيم
- انفجار أشعة غاما 090423
- انفجار أشعة غاما 971214
- انفجار أشعة غاما 080916C
- انفجار أشعة غاما 060218
- انفجار أشعة غاما 080319ب
- انفجار أشعة غاما 970228
- مستعر أعظم II
- مستعر أعظم نوع Ia
- مستعر أعظم
المراجع
- ^ New Scientist article on pair-instability supernovae, 13 February 2010
- ^ Lauren J. Bryant. "What Makes Stars Tick". Indiana University Research & Creative Activity. Retrieved September 7, 2005.
-
^ خطأ استشهاد: وسم
<ref>غير سليم؛ لا نص تم توفيره للمراجع المسماةSalvaterra, R.; Ferrara, A.; Schneider, R. - ^ Anna Frebel: Auf der Spur der Sterngreise. In: Spektrum der Wissenschaft. September 2008, S. 24–32
المصادر
- Page 593-In Quest of the Universe Fourth Edition Karl F. Kuhn Theo Koupelis. Jones and Bartlett Publishers Canada. 2004. ISBN 0-7637-0810-0
- Bromm, Volker; Larson, Richard B. (2004). "THE FIRST STARS". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 42: 79–118. arXiv:astro-ph/0311019. Bibcode:2004ARA&A..42...79B. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134034.
