Kelogaman

Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.
Jump to navigation Jump to search
Bagi kelogaman unsur-unsur kimia, lihat Sifat-sifat logam, metaloid dan bukan logam.
Kelompok globul M80. Bintang-bintang dalam kelompok globul adalah ahli-ahli yang lebih tua yang miskin logam dari Populasi II.

Dalam astronomi, kelogaman atau metalisiti 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.

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[sunting | sunting sumber]

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[sunting | sunting sumber]

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,

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

, di mana adalah jumlah jisim dalam sistem, dan adalah jisim pecahan hidrogen yang terdapat di dalamnya. Begitu juga, pecahan jisim helium dinyatakan sebagai . Selebihnya unsur-unsur secara kolektif dirujuk sebagai "logam", dan kelogaman—pecahan jisim unsur-unsur yang lebih berat daripada helium—boleh dikira sebagai

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

Penerangan Nilai suria
Pecahan jisim hidrogen
Pecahan jisim helium
Kelogaman

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

Nisbah kelimpahan kimia[sunting | sunting sumber]

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]

di mana dan 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[sunting | sunting sumber]

Rujukan[sunting | sunting sumber]

  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. 
  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. 
  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. 
  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:0909.0948Boleh dicapai secara percuma. Bibcode:2009ARA&A..47..481A. doi:10.1146/annurev.astro.46.060407.145222. 
  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. 
  7. ^ Ralat petik: Tag <ref> tidak sah; teks bagi rujukan Martin2 tidak disediakan
Ralat petik: Tag <ref> dengan nama "Martin" yang ditentukan dalam <references> tidak digunakan dalam teks sebelumnya.

Sumber[sunting | sunting sumber]