金属感

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を表します。したがって

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

ほとんどの恒星、星雲、H  II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的に次のように表されます。${\displaystyle \ X\equiv {\tfrac {m_{{\ce {H}}}}{M}}\ ,}$ここで、Mはシステム全体の質量であり、${\displaystyle \ m_{{\ce {H}}}\ }$は、それ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。${\displaystyle \ Y\equiv {\tfrac {m_{{\ce {He}}}}{M}}~.}$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。

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

太陽の表面（記号）${\displaystyle \odot }$これらのパラメータは、以下の値であることが測定されています。^{[ 16 ]}

太陽モデリングの問題は、2000年代初頭から続く太陽地震学的観測と太陽内部モデルとの間の持続的な不一致であった。^{[ 17 ]}それは、およそ${\displaystyle \ Z_{\odot }/\ X_{\odot }=0.0187\pm 0.0009}$^{[ 17 ]} 2022年の分析で太陽の金属量が更新され、1998年以前の測定値とほぼ一致する結果となり、この問題は解決した。 ^{[ 16 ] [ 18 ]}

恒星進化の影響により、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ない。^{[ 19 ]}

恒星全体の金属量は、宇宙では水素の存在量が比較的一定であると考えられているため、慣習的に全水素量、または宇宙では一般的に時間とともに直線的に増加する存在量を持つ恒星の鉄量を使用して定義されます。 ^{[ 20 ]} したがって、鉄は元素合成の年代指標として使用できます。恒星のスペクトルには鉄の線が多数あるため、恒星のスペクトルのスペクトル観測で鉄を測定するのは比較的簡単です^{[ 21 ]} （酸素が最も豊富な重元素であるにもかかわらず- 下記のH  II領域の金属量を参照）。存在比は、恒星の鉄の存在量と太陽の鉄の存在量の比の常用対数であり、次のように計算されます。 ^{[ 22 ]}

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

どこ${\displaystyle \ N_{{\ce {Fe}}}\ }$そして${\displaystyle \ N_{{\ce {H}}}\ }$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る。${\displaystyle \odot }$は太陽の標準的なシンボルであり、${\displaystyle \star }$恒星の場合（以下では省略されることが多い）。金属量を表す単位としてよく用いられるのは、 dex（「小数指数」の略）である。^{[ 23 ]}この定式化によれば、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つ。例えば、$\displaystyle \ \left[{\tfrac {{\ce {Fe}}}{{\ce {H}}}}\right]_{\star }\ }$+1 の値は 太陽の 10 倍の金属量を持つ ( 10⁺¹ ); 逆に、$\displaystyle \ \left[{\tfrac {{\ce {Fe}}}{{\ce {H}}}}\right]_{\star }\ }$−1の値は1/10ですが、​$\displaystyle \ \left[{\tfrac {{\ce {Fe}}}{{\ce {H}}}}\right]_{\star }\ }$値が0の場合は太陽と同じ金属量を持つ、など。^{[ 24 ]}

若い種族I 星は、古い種族II 星 よりも鉄と水素の比率が著しく高い。原始的な種族III星は、金属量が−6未満、つまり太陽中の鉄の存在量の 100 万分の 1 であると推定されている。 ^{[ 25 ] [ 26 ]} 同じ表記法は、太陽の割合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、表記法は  ${\displaystyle \ \left[{\tfrac {{\ce {O}}}{{\ce {Fe}}}}\right]\ }$これは、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です。一般的に、特定の恒星核合成プロセスは、ごく少数の元素または同位体の比率のみを変化させるため、特定の恒星またはガスサンプルは、${\displaystyle \ \left[{\tfrac {\ce {?}}{\ce {Fe}}}\right]_{\star }\ }$これらの値は、関連する研究済みの核反応を示している可能性が高い。

天文学者は、測光測定と分光測定を相関させる測定済みおよび較正済みのシステムを通じて金属量を推定できます（分光測光も参照）。たとえば、ジョンソンUVBフィルターを使用して星の紫外線（UV）過剰を検出できます^{[ 27 ]} 。UV過剰が小さいほど、UV放射を吸収する金属の存在量が多いことを示し、その結果、星は「赤く」見えます。^{[ 28 ] [ 29 ] [ 30 ]} UV過剰δ（U−B）は、星のUバンドとB バンドの等級の差を、ヒアデス星団 の金属量の多い星のUバンドとBバンドの等級の差と比較したものとして定義されます。^{[ 31 ]} 残念ながら、δ (U−B) は金属量と温度の両方に敏感です。2 つの星が同じように金属量が多い場合でも、一方が他方より低温であれば、δ (U−B) の値は異なる可能性があります^{[ 31 ]} (ブランケッティング効果も参照^{[ 32 ] [ 33 ]} )。この縮退を緩和するために、星の B−V色指数を温度の指標として使用できます。さらに、UV過剰と B−V指数を補正して、 δ (U−B) の値を鉄の存在量に関連付けることができます。^{[ 34 ] [ 35 ] [ 36 ]}   

特定の天体の金属量を決定するために使用できるその他の測光システムには、ストロムグレンシステム^{[ 37 ] [ 38 ]} 、ジュネーブシステム^{[ 39 ] [ 40 ]}、ワシントンシステム^{[ 41 ] [ 42 ]} 、およびDDOシステム^{[ 43 ] [ 44 ]などがあります。}

質量と年齢が同じ場合、金属量の少ない星はわずかに温度が高くなります。種族IIの星の金属量は、太陽の約1/1000から1/10です。${\displaystyle \left(\ \left[{\tfrac {{\ce {Fe}}}{{\ce {H}}}}\right]\ ={-3.0}\ ...\ {-1.0}\ \right)\ ,}$ しかし、このグループは全体的に見て種族Iよりも低温であるように見えます。これは、重い種族 IIの星がずっと前に死んでいるためです。40太陽質量を超えると、金属量が星の死に方に影響します。ペア不安定性ウィンドウの外では、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型超新星を起こし、中性子星を残す可能性があります。  

上述の強い線法は、主に低赤方偏移銀河サンプルで較正された。ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）とその近赤外線分光器（NIRSpec）は、宇宙のタイムラインの最初の20億年に相当する赤方偏移z～4～10での分光学的金属量の測定を可能にした。^{[ 68 ]}

ほとんどの輝線比は赤方偏移とともに大きく変化する。これは、初期銀河における星間物質の電離パラメータの系統的な増加によるものである。^{[ 69 ]}このため、典型的な${\displaystyle z\approx 0}$高赤方偏移スペクトルへの較正は、酸素存在量の推定値を最大で1 dex下方修正する可能性がある。

JWST Advanced Deep Extragalactic Survey (JADES) による深宇宙観測では、z 値が 3～10 の銀河、低質量系 (${\displaystyle \log(\ M_{\star }/\ M_{\odot })\lesssim 8)}$地上施設からは観測できなかったもの。^{[ 70 ]}