فلزیگی

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
پرش به: ناوبری، جستجو
خوشهٔ کروی M80. ستاره‌های خوشه‌های کروی معمولاً ستاره‌های قدیمی‌تر و کم‌فلز جمعیت دو هستند.

در اخترشناسی و کیهان‌شناسی، فلزیگی[۱][۲] (به انگلیسی: Metallicity) نشان‌دهندهٔ نسبتی از جرم یک جسم نجومی است که از عنصرهایی به‌جز هیدروژن و هلیوم ساخته شده‌است. از آن‌جا که ستاره‌ها، که بیشترِ جرم مرئی جهان را ساخته‌اند، بیش از هر چیز از هیدروژن و هلیوم ساخته شده‌اند، اخترشناسان برای سادگی، همهٔ عنصرهای سنگین‌تر از این دو عنصر را فلز می‌نامند. از این رو سحابی‌ای که دارای مقدار زیادی کربن، نیتروژن، اکسیژن و نئون باشد، پرفلز (به انگلیسی: metal rich) دانسته می‌شود، هرچند که این عنصرها را در علم شیمی فلز نمی‌دانند.

فلزیگی یک جسم می‌تواند نشان‌دهندهٔ عمر آن هم باشد. بر اساس نظریهٔ مهبانگ، در عالم آغازین تنها هیدروژن (و مقدار ناچیزی هلیوم، لیتیوم و بریلیوم به خاطر هسته‌زایی مهبانگ) وجود داشت. از این رو ستاره‌هایی که فلزیگی پایینی دارند، در عالم آغازین شکل گرفته‌اند و بنابراین عمر بیشتری دارند.

جمعیت‌های ستاره‌ای سه، دو، و یک[ویرایش]

اخترشناسان ستاره‌ها را به سه دسته (جمعیت) تقسیم می‌کنند: جمعیت یک (I)، جمعیت دو (II) و جمعیت سه (III). این جمعیت‌ها به همان ترتیبی که نخستین بار پیدا شدند، مرتب شده‌اند و هر چه به جمعیت‌های بالاتر می‌رویم، مقدار فلز آن‌ها هم کمتر می‌شود. نظریه‌های فعلی می‌گویند که جمعیت‌های بالاتر عمر بیشتری هم دارند.

محاسبه[ویرایش]

فلزیگی خورشید تقریباً ۱٫۶٪ (جرمی) است. فلزیگی ستاره‌های دیگر را معمولاً به شکل «[Fe/H]» بیان می‌کنند که نشان‌دهندهٔ لگاریتم نسبت فراوانی عنصر آهن در آن ستاره به خورشید است. (آهن فراوان‌ترین عنصر سنگین در ستاره‌ها نیست، ولی آشکارسازی‌اش با داده‌های طیف‌سنجی از دیگر عنصرها ساده‌تر است.) پس رابطهٔ ریاضی فلزیگی یک ستاره به این شکل خواهد بود:

 [\mathrm{Fe}/\mathrm{H}] = \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{star}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{sun}}

که در آن N_{\mathrm{Fe}} و N_{\mathrm{H}} به ترتیب نشان‌دهندهٔ شمار اتم‌های آهن و هیدروژن در واحد حجم هستند.

پانویس[ویرایش]