金属性

天文学において、金属量とは、物体中に存在する水素やヘリウムよりも重い元素の存在量である。宇宙で現在検出可能な通常の（つまり非暗黒）物質のほとんどは水素かヘリウムであり、天文学者は「金属」という言葉を「水素とヘリウム以外のすべての元素」の便利な省略形として使用している。この言葉の使い方は、金属を電気伝導性の固体と定義する従来の化学的または物理的定義とは異なる。比較的重い元素の存在量が多い星や星雲は、化学ではそれらの元素の多くが非金属と呼ばれているにもかかわらず、金属量について議論する際には「金属に富む」と呼ばれる。

1802年、ウィリアム・ハイド・ウォラストン^[1]は、太陽のスペクトルにいくつかの暗い特徴が出現したことに気づきました。^[2] 1814年、ジョセフ・フォン・フラウンホーファーは独立して線を再発見し、その波長を体系的に研究して測定し始めました。現在ではそれらはフラウンホーファー線と呼ばれています。彼は570本以上の線を地図に描き、最も目立つ線をAからKの文字で、弱い線を他の文字で表しました。^{[3] [4] [5]}

約 45 年後、グスタフ・キルヒホフとロバート・ブンゼン^{[6] は}、いくつかのフラウンホーファー線が、加熱された化学元素のスペクトルで特定される特徴的な輝線と一致することに気づきました。 ^[7]彼らは、太陽スペクトルの暗線は、太陽大気中の化学元素による吸収によって発生すると推測しました。 ^[8] 彼らの観測^[9]は可視領域で行われ、最も強い線はナトリウム、カリウム、鉄などの金属から来ています。^[10]太陽の化学組成に関する初期の研究では、スペクトルで検出された元素は水素とさまざまな金属だけであり、^{[11] : 23–24}これらを説明する際に金属という用語が頻繁に使用されました。^{[11] : パート 2}現代の天文学では、水素とヘリウム以外のすべての元素が金属と呼ばれています。

より重い元素の存在は恒星内元素合成の結果であり、宇宙にある水素とヘリウムより重い元素（以下、金属）の大部分は、恒星が進化するにつれてその中心核で形成される。時間の経過とともに、恒星風と超新星が金属を周囲の環境に堆積させ、星間物質を豊かにし、新しい恒星の誕生のためのリサイクル材料を提供する。そのため、金属の少ない初期宇宙で形成された古い世代の恒星は、一般的に、金属がより豊富な宇宙で形成された若い世代の恒星より​​も金属量が低い。

異なるタイプの恒星の化学的存在量の観測された変化は、後に金属量に起因するとされたスペクトル特性に基づいており、天文学者ウォルター・バーデは1944年に2つの異なる恒星種族の存在を提唱した。^{[12]これらは一般に、}種族I（金属に富む）と種族II （金属に乏しい）の恒星 として知られるようになった。3番目の最も初期の恒星種族は、1978年に仮説が立てられ、種族IIIの恒星として知られるようになった。^{[13] [14] [15]}これらの「極端に金属に乏しい」（XMP）恒星は、宇宙で「最初に生まれた」恒星であると理論づけられている。

天文学者は、利用可能なツールと対象物に応じて、金属の存在量を説明および概算するためにいくつかの異なる方法を使用します。いくつかの方法には、ガスと金属に起因する質量の割合を決定することや、太陽で見られる比率と比較して 2 つの異なる元素の原子数の比率を測定することが含まれます。

恒星の組成は、多くの場合、パラメータX、Y、Zによって単純に定義されます。ここで、Xは水素の質量分率、Yはヘリウムの質量分率、Zは残りのすべての化学元素の質量分率です。したがって、

$${\displaystyle X+Y+Z=1}$$

ほとんどの恒星、星雲、HII領域、その他の天体では、水素とヘリウムが2つの主要な元素です。水素の質量分率は一般に次のように表されます^。ここで、 Mはシステムの総質量、はシステムに含まれる水素の質量です。同様に、ヘリウムの質量分率は次のように表されます。残りの元素はまとめて「金属」と呼ばれ、金属の質量分率は次のように計算されます。 ${\displaystyle \ X\equiv {\tfrac {m_{\mathsf {H}}}{M}}\ ,}$${\displaystyle \ m_{\mathsf {H}}\ }$${\displaystyle \ Y\equiv {\tfrac {m_{\mathsf {He}}}{M}}~.}$

$${\displaystyle Z=\sum _{e>{\mathsf {He}}}{\tfrac {m_{e}}{M}}=1-XY~.}$$

太陽の表面（記号 ）では、これらのパラメータは次のような値を持つことが測定されている：^[16]${\displaystyle \odot}$

恒星の進化の影響により、太陽の初期組成も現在の全体組成も、現在の表面組成と同じではありません。

恒星全体の金属量は、宇宙で比較的一定であると考えられる水素総量、または宇宙で時間とともに直線的に増加する恒星の鉄含有量で定義されるのが一般的である。 ^[17] したがって、鉄は元素合成の時系列指標として使用できる。恒星のスペクトルには鉄の線が多数あるため、鉄はスペクトル観測で比較的簡単に測定できる（最も豊富な重元素は酸素であるにもかかわらず、以下のHII領域の金属量を参照）。存在比は、恒星の鉄存在比を太陽と比較した比の常用対数であり、次のように計算される。^[18]

$${\displaystyle \left[{\frac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}\right]~=~\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathsf {Fe}}}{N_{\mathsf {H}}}}\right)_{\star }}-~\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathsf {Fe}}}{N_{\mathsf {H}}}}\right)_{\odot }}\ ,}$$

ここで、 と はそれぞれ単位体積あたりの鉄原子と水素原子の数であり、 は太陽、 は恒星の標準記号です(以下では省略されることが多い)。金属量の単位としてよく使用されるのはdexで、これは「10 進指数」の短縮形です。この定式化により、太陽よりも金属量が多い恒星は正の常用対数を持ち、水素が優勢な恒星は対応する負の値を持ちます。たとえば、+1 の値を持つ恒星は、太陽の 10 倍の金属量 (10${\displaystyle \ N_{\mathsf {Fe}}\ }$${\displaystyle \ N_{\mathsf {H}}\ }$${\displaystyle \odot}$${\displaystyle \star}$${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\ }$⁺¹ ); 逆に、値が −1 のものは⁠${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\ }$1/10⁠、値が0のものは太陽と同じ金属量を持ちます。^[19]${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}_{\star }\ }$

若い種族Iの恒星は、より古い種族IIの恒星より​​も鉄と水素の比率がかなり高い。原始種族IIIの恒星の金属量は-6未満と推定されており、これは太陽の鉄の存在量の100万分の1である。 ^{[20] [21]} 同じ表記法が、太陽の比率と比較した他の個々の元素の存在量の変動を表すのにも使用される。たとえば、この表記法は、恒星の酸素存在量と鉄含有量の対数の差を太陽と比較したものを表す。一般に、特定の恒星の元素合成プロセスでは、ほんの数個の元素または同位体の割合が変化するため、特定の値を示す恒星またはガスサンプルは、関連する研究対象の核プロセスを示している可能性が高い。 ${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {O}}{\mathsf {Fe}}}{\bigr ]}\ }$${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {?}}{\mathsf {Fe}}}{\bigr ]}_{\star }\ }$

天文学者は、測光測定と分光測定を相関させる測定・較正システムを通じて金属量を推定することができる（分光測光法も参照）。例えば、ジョンソンUVBフィルターは恒星の紫外線（UV）過剰を検出するために使用できる。 ^[22] UV過剰が小さいほど、UV放射を吸収する金属が多く存在することを示し、その結果、恒星は「赤く」見える。^{[23] [24] [25]} UV過剰δ （U−B）は、恒星のUバンド等級とBバンド等級の差として定義され、ヒアデス星団の金属に富む恒星のUバンド等級とBバンド等級の差と比較される。^[26] 残念ながら、δ （U−B）は金属量と温度の両方に敏感である。つまり、2つの恒星が同じくらい金属に富んでいても、一方が他方よりも低温である場合、それらのδ（U−B）値は異なる可能性が高い^[26]（ブランケッティング効果も参照^{[27] [28]}）。この縮退を緩和するために、恒星のB−V 色指数を温度の指標として使用することができます。さらに、UV過剰とB−V指数を補正して、δ（U−B）値を鉄の存在量と関連付けることができます。^{[29] [30] [31]}

特定の天体の金属量を決定するために使用できる他の測光システムには、ストルムグレンシステム、 ^{[32] [33]} ジュネーブシステム、^{[34] [35]}ワシントンシステム、^{[36] [37]} およびDDOシステム^{[38] [39]などがあります。}

与えられた質量と年齢では、金属の少ない星はわずかに温かくなります。種族 II の星の金属量はおよそ⁠1/1000⁠から⁠1/10⁠太陽の ⁠ の1/3 ですが、重い種族 II の星はずっと前に死んでいるため、  このグループは全体的に種族 Iよりも温度が低いようです。太陽の 40 倍以上の質量では、金属量が星の死に方に影響します。対不安定性ウィンドウの外側では、金属量の低い星は直接ブラックホールに崩壊しますが、金属量の高い星はIb/c 型超新星爆発を起こし、中性子星を残す場合があります。 ${\displaystyle \left(\ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}\ ={-3.0}\ ...\ {-1.0}\ \right)\ ,}$

恒星の金属量の測定は、恒星に巨大惑星があるかどうかを判断するのに役立つパラメータの 1 つです。金属量と巨大惑星の存在には直接的な相関関係があるからです。測定により、恒星の金属量と木星や土星などの巨大ガス惑星との関連が実証されています。恒星、ひいては惑星系や原始惑星系円盤に含まれる金属が多いほど、その系に巨大ガス惑星がある可能性が高くなります。現在のモデルでは、金属量に加えて、惑星系の正しい温度と恒星からの距離が、惑星と微惑星の形成の鍵となることが示されています。年齢と質量が同じで金属量が異なる 2 つの恒星の場合、金属量の少ない恒星の方が青くなります。同じ色の恒星の中では、金属量の少ない恒星の方が紫外線を多く放射します。8つの惑星と 9 つのコンセンサス準惑星を持つ太陽が基準として使用され、a は0.00 です。^{[40] [41] [42] [43] [44]}${\displaystyle \ {\bigl [}{\tfrac {\mathsf {Fe}}{\mathsf {H}}}{\bigr ]}\ }$

H ^II領域にある若く、質量が大きく、高温の星 (通常はスペクトル型OとB )は、基底状態の水素原子をイオン化し、電子を自由にする紫外線光子を放出します。このプロセスは光イオン化として知られています。自由電子は近くの他の原子に衝突し、束縛された金属電子を励起して準安定状態にします。これは最終的に基底状態に戻り、禁制線に対応するエネルギーを持つ光子を放出します。これらの遷移を通じて、天文学者は H ^II領域での金属の存在量を推定するいくつかの観測方法を開発しました。分光観測で禁制線が強いほど、金属量が多くなります。^{[45] [46]これらの方法は、次}の 1 つ以上の要素に依存します。HII領域内の非対称な密度の多様性、埋め込まれた星のさまざまな温度、および/または電離領域内の電子密度。^{[47] [48] [49] [50]}

^{理論的には、 HII}領域における単一元素の総存在量を決定するには、すべての遷移線を観測して合計する必要があります。ただし、線の強度が変動するため、観測的にこれが困難な場合があります。^{[51] [52] H II}領域における金属存在比を決定するために使用される最も一般的な禁制線には、光学スペクトルにおける酸素（例：[O ^II ] λ = (3727, 7318, 7324) Å、[O ^III ] λ = (4363, 4959, 5007) Å）、窒素（例：[N ^II ] λ = (5755, 6548, 6584) Å）、硫黄（例：[S ^II ] λ = (6717, 6731) Å、[S ^III ] λ = (6312, 9069, 9531) Å） 、および赤外線スペクトルにおける[O ^III ] λ = (52, 88) μmおよび[N ^III ] λ = 57 μmの線がある。酸素は^HII領域で最も強く豊富な線を持っているため、これらの天体における金属量の推定の主な対象となっている。酸素フラックス測定を使用して^HII領域における金属量を計算するために、天文学者はR23法_をよく使用する。

$${\displaystyle R_{23}={\frac {\ \left[\ {\mathsf {O}}^{\mathsf {II}}\right]_{3727~\mathrm {\AA} }+\left[ \ {\mathsf {O}}^{\mathsf {III}}\right]_{4959~\mathrm {\AA} +5007~\mathrm {\AA} }\ }{{\Bigl [}\ {\mathsf {H}}_{\mathsf {\beta }}{\Bigr ]}_{4861~\mathrm {\AA} }}}\ 、 }$$

ここで、は、静止フレームλ = (3727、4959、5007) Å 波長で測定された酸素輝線からのフラックスの合計を、静止フレームλ = 4861 Å 波長でのバルマー系列H _β輝線からのフラックスで割ったものである。 ^[53] この比率は、モデルと観測研究によって明確に定義されているが、^{[54] [55] [56]}比率はしばしば退化しており、低金属量と高金属量の両方の解を提供し、追加の線測定によって破られる可能性があるため注意が必要である。^[57] 同様に、他の強い禁制線比を使用することもできる。たとえば、硫黄の場合、^[58]${\displaystyle \ \left[\ {\mathsf {O}}^{\mathsf {II}}\right]_{3727~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\mathsf {O}}^ {\mathsf {III}}\right]_{4959~\mathrm {\AA} +5007~\mathrm {\AA} }\ }$

$${\displaystyle S_{23}={\frac {\ \left[\ {\mathsf {S}}^{\mathsf {II}}\right]_{6716~\mathrm {\AA} +6731~\mathrm {\AA} }+\left[\ {\mathsf {S}}^{\mathsf {III}}\right]_{9069~\mathrm {\AA} +9532~\mathrm {\AA} }\ }{{\Bigl [}\ {\mathsf {H}}_{\mathsf {\beta }}{\Bigr ]}_{4861~\mathrm {\AA} }}}~.}$$

^{H II}領域内の金属存在比は通常1%未満であり、銀河中心からの距離が遠くなるにつれて平均してその割合は減少する。^{[51] [59] [60] [61] [62]}

• コスモス赤方偏移7、種族IIIの星を含むとされる銀河
• 銀河の形成と進化
• GRB 090423 は最も遠くで観測されており、おそらく低金属量の祖先からのものと思われる。
• 金属量分布関数

• クーン、カール F.、クーペリス、テオ (2004)。宇宙の探求(第 4 版)。カナダ: ジョーンズ アンド バートレット。p. 593。ISBN 0-7637-0810-0。
• Bromm, Volker; Larson, Richard B. (2004). 「最初の星」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 42 (1): 79–118. arXiv : astro-ph/0311019 . Bibcode :2004ARA&A..42...79B. doi :10.1146/annurev.astro.42.053102.134034. S2CID  119371063.