Kelogaman

Dalam astronomi, kelogaman (Jawi: ‏كلوڬمن‎code: ms is deprecated ‎) atau metalisiti (Inggeris: metallicity) digunakan untuk kelimpahan unsur yang ada dalam objek yang lebih berat daripada hidrogen atau helium. Kebanyakan jirim fizikal di dalam alam semesta adalah dalam bentuk hidrogen dan helium, jadi ahli astronomi menggunakan perkataan "logam" sebagai istilah jangka pendek untuk "semua unsur kecuali hidrogen dan helium". Penggunaan ini berbeza daripada definisi fizikal biasa logam padu. Sebagai contoh, bintang dan nebula dengan kelimpahan karbon, nitrogen, oksigen, dan neon yang agak tinggi dipanggil "kaya logam" dalam istilah astrofizik, walaupun unsur-unsur itu bukan logam dalam kimia.

Kelompok globul M80. Bintang-bintang dalam kelompok globul adalah ahli-ahli yang lebih tua yang miskin logam dari Populasi II.

Kehadiran unsur-unsur yang lebih berat berasal daripada nukleosintesis bintang, teori bahawa kebanyakan unsur yang lebih berat daripada hidrogen dan helium dalam alam semesta (dirujuk "logam" selepas ini) terbentuk di dalam teras bintang ketika mereka berkembang. Lama kelamaan, angin najam dan supernova menyebarkan logam ke persekitaran, memperkaya medium antara bintang dan menyediakan bahan kitar semula untuk kelahiran bintang-bintang baru. Ini berikutan generasi-generasi bintang yang lebih tua, yang terbentuk di alam semesta awal miskin logam, secara amnya mempunyai kelogaman yang lebih rendah daripada generasi muda, yang terbentuk di dalam alam semesta yang lebih kaya logam.

Perubahan yang diperhatikan dalam kelimpahan kimia dari pelbagai jenis bintang, berdasarkan kepada keganjilan spektrum yang kemudian dikaitkan dengan kelogaman, membawa ahli astronomi Walter Baade pada tahun 1944 untuk mencadangkan kewujudan dua populasi bintang yang berlainan.^[1] Ini dikenali sebagai bintang Populasi I (mewah atau kaya logam) dan Populasi II (kurang atau miskin logam). Populasi bintang ketiga diperkenalkan pada tahun 1978, yang dikenali sebagai bintang Populasi III.^[2]^[3]^[4] Bintang-bintang yang sangat miskin logam itu diteorikan sebagai bintang-bintang "sulung" yang dicipta di alam semesta

Kaedah pengiraan biasa

Ahli astronomi menggunakan beberapa kaedah yang berbeza untuk menghuraikan dan mengira kelimpahan logam, bergantung kepada alat yang ada dan objek tumpuan. Sesetengah kaedah termasuk menentukan pecahan jisim yang dikaitkan dengan gas melawan logam, atau mengukur nisbah bilangan atom dua unsur berbeza berbanding dengan nisbah yang terdapat di Matahari.

Pecahan jisim

Komposisi bintang biasanya dijelaskan oleh parameter X, Y dan Z. Di sini X adalah pecahan jisim hidrogen, Y adalah pecahan jisim helium, dan Z adalah pecahan jisim semua unsur kimia yang tinggal. Maka,

X+Y+Z=1.00.

Di kebanyakan bintang, nebula, rantau H II, dan sumber astronomi lain, hidrogen dan helium adalah dua unsur dominan. Pecahan jisim hidrogen umumnya dinyatakan sebagai

$X\equiv m_{\text{H}}/M$ , di mana $M$ adalah jumlah jisim dalam sistem, dan $m_{\text{H}}$ adalah jisim pecahan hidrogen yang terdapat di dalamnya. Begitu juga, pecahan jisim helium dinyatakan sebagai $Y\equiv m_{\text{He}}/M$ . Selebihnya unsur-unsur secara kolektif dirujuk sebagai "logam", dan kelogaman—pecahan jisim unsur-unsur yang lebih berat daripada helium—boleh dikira sebagai

Z=\sum _{i>{\text{He}}}{\frac {m_{i}}{M}}=1-X-Y.

Untuk permukaan Matahari, parameter ini diukur lalu mempunyai nilai berikut:^[5]

Penerangan	Nilai suria
Pecahan jisim hidrogen	$X_{\text{sun}}=0.7381$
Pecahan jisim helium	$Y_{\text{sun}}=0.2485$
Kelogaman	$Z_{\text{sun}}=0.0134$

Disebabkan kesan evolusi najam, komposisi awal atau komposisi pukal Matahari ketika ini tidak sama dengan komposisi permukaan masa kini.

Nisbah kelimpahan kimia

Kelogaman bintang secara keseluruhan sering ditakrifkan dengan menggunakan kandungan besi keseluruhan sesuatu bintang itu, kerana besi adalah antara yang paling mudah untuk diukur dengan pemerhatian spektrum dalam spektrum tampak (walaupun oksigen adalah unsur berat yang paling banyak - lihat kelogaman di rantau HII di bawah). Nisbah kelimpahan ini ditakrifkan sebagai logaritma bagi nisbah kelimpahan zat besi bintang berbanding dengan Matahari dan dinyatakan demikian:^[6]

[{\text{Fe}}/{\text{H}}]=\log _{10}{\left({\frac {N_{\text{Fe}}}{N_{\text{H}}}}\right)_{\text{bintang}}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\text{Fe}}}{N_{\text{H}}}}\right)_{\text{matahari}}},

di mana $N_{\text{Fe}}$ dan $N_{\text{H}}$ adalah bilangan atom besi dan hidrogen bagi setiap unit isipadu. Unit yang sering digunakan untuk kelogaman ialah dex, singkatan "eksponen perpuluhan (decimal exponent)". Dengan perumusan ini, bintang-bintang dengan kelogaman yang lebih tinggi daripada Matahari mempunyai nilai logaritma yang positif, sedangkan yang mempunyai kelogaman yang lebih rendah daripada Matahari mempunyai nilai negatif. Sebagai contoh, bintang dengan nilai [Fe/H] +1 mempunyai 10 kali kelogaman Matahari (10¹); Sebaliknya, bintang yang mempunyai nilai [Fe/H] -1 mempunyai 1/10 nilai, manakala [Fe/H] yang mempunyai nilai 0 mempunyai kelogaman yang sama seperti Matahari, dan sebagainya.^[7] Bintang Populasi Muda I mempunyai nisbah besi dengan hidrogen yang jauh lebih tinggi daripada bintang Populasi II yang lebih tua. Bintang Populasi Primordial III dianggarkan mempunyai kelogaman yang kurang dari -6.0, iaitu, kurang daripada satu persejuta kelimpahan besi dalam Matahari.

Lihat juga

Kelimpahan unsur kimia
Cosmos Redshift 7, sebuah galaksi yang dilaporkan mengandungi populasi Penduduk III
Pembentukan dan evolusi galaksi
GRB 090423, yang paling jauh dilihat, mungkin dari progenitor kelogaman rendah
Fungsi taburan kelogaman
Pengelasan bintang
Evolusi bintang
Populasi bintang

Rujukan

^ W. Baade (1944). "The Resolution of Messier 32, NGC 205, and the Central Region of the Andromeda Nebula". Astrophysical Journal. 100: 121–146. Bibcode:1944ApJ...100..137B. doi:10.1086/144650.
^ M. J. Rees (1978). "Origin of pregalactic microwave background". Nature. 275 (5675): 35–37. Bibcode:1978Natur.275...35R. doi:10.1038/275035a0. no-break space character in |author= at position 3 (bantuan)
^ S. D. M. White; M. J. Rees (1978). "Core condensation in heavy halos - A two-stage theory for galaxy formation and clustering". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 183 (3): 341–358. Bibcode:1978MNRAS.183..341W. doi:10.1093/mnras/183.3.341. no-break space character in |author= at position 3 (bantuan); no-break space character in |author2= at position 3 (bantuan)
^ J. L. Puget; J. Heyvaerts (1980). "Population III stars and the shape of the cosmological black body radiation". Astronomy and Astrophysics. 83: L10–L12. Bibcode:1980A&A....83L..10P. no-break space character in |author= at position 3 (bantuan)
^ Asplund, Martin; Grevesse, Nicolas; Sauval, A. Jacques; Scott, Pat (2009). "The Chemical Composition of the Sun". Annual Review of Astronomy & Astrophysics. 47 (1): 481–522. arXiv:0909.0948. Bibcode:2009ARA&A..47..481A. doi:10.1146/annurev.astro.46.060407.145222.
^ Matteucci, Francesca (2001). The Chemical Evolution of the Galaxy. Astrophysics and Space Science Library. 253. Springer Science & Business Media. m/s. 7. ISBN 978-0792365525.
^ Ralat petik: Tag <ref> tidak sah; tiada teks disediakan bagi rujukan yang bernama Martin2

Ralat petik: Tag <ref> dengan nama "Martin" yang ditentukan dalam <references> tidak digunakan dalam teks sebelumnya.

Salvaterra, R.; Ferrara, A.; Schneider, R. (2004). "Induced formation of primordial low-mass stars". New Astronomy. 10 (2): 113–120. arXiv:astro-ph/0304074. Bibcode:2004NewA...10..113S. CiteSeerX 10.1.1.258.923. doi:10.1016/j.newast.2004.06.003.
A. Heger; S. E. Woosley (2002). "The Nucleosynthetic Signature of Population III". Astrophysical Journal. 567 (1): 532–543. arXiv:astro-ph/0107037. Bibcode:2002ApJ...567..532H. doi:10.1086/338487.

Sumber

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.

[1] W. Baade (1944). "The Resolution of Messier 32, NGC 205, and the Central Region of the Andromeda Nebula". Astrophysical Journal. 100: 121–146. Bibcode:1944ApJ...100..137B. doi:10.1086/144650.

[2] M. J. Rees (1978). "Origin of pregalactic microwave background". Nature. 275 (5675): 35–37. Bibcode:1978Natur.275...35R. doi:10.1038/275035a0. no-break space character in |author= at position 3 (bantuan)

[3] S. D. M. White; M. J. Rees (1978). "Core condensation in heavy halos - A two-stage theory for galaxy formation and clustering". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 183 (3): 341–358. Bibcode:1978MNRAS.183..341W. doi:10.1093/mnras/183.3.341. no-break space character in |author= at position 3 (bantuan); no-break space character in |author2= at position 3 (bantuan)

[4] J. L. Puget; J. Heyvaerts (1980). "Population III stars and the shape of the cosmological black body radiation". Astronomy and Astrophysics. 83: L10–L12. Bibcode:1980A&A....83L..10P. no-break space character in |author= at position 3 (bantuan)

[asplund-5] Asplund, Martin; Grevesse, Nicolas; Sauval, A. Jacques; Scott, Pat (2009). "The Chemical Composition of the Sun". Annual Review of Astronomy & Astrophysics. 47 (1): 481–522. arXiv:0909.0948. Bibcode:2009ARA&A..47..481A. doi:10.1146/annurev.astro.46.060407.145222.

[Matteucci2001-6] Matteucci, Francesca (2001). The Chemical Evolution of the Galaxy. Astrophysics and Space Science Library. 253. Springer Science & Business Media. m/s. 7. ISBN 978-0792365525.

[Martin2-7] Ralat petik: Tag <ref> tidak sah; tiada teks disediakan bagi rujukan yang bernama Martin2

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]