Что является количественной характеристикой металличности

Нам приписывают рождение чего-то вроде тяжёлого металла. Если это так, то нам срочно надо сделать аборт. — Джинджер Бэйкер, основатель британской рок-группы Cream Посмотрите вокруг себя. Внимательно оглядитесь вокруг. На всё, что вас окружает – камни, деревья, горы, небо, облака, Солнце, воду, всё живое. Из чего всё это состоит? На фундаментальном уровне всё, известное вам, всё, находящееся на Земле, состоит из атомов. Водород, углерод, азот, кальций, железо, золото, и т.п. Все элементы Вселенной комбинируются множеством различных способов для получения всего, что мы можем наблюдать во Вселенной. А если мы заглянем в суть предметов, мы увидим то самое, что придаёт каждому атому его особенные свойства. И, как ни удивительно, это будет просто количество протонов в ядре атома. И всё многообразие существующих в нашем мире вещей может существовать только потому, что в мире существует изобилие различных элементов, от водорода до урана и дальше. Но все эти элементы не всегда существовали. И, конечно же, их не всегда было так много, как сегодня. К примеру, через несколько минут после Большого взрыва Вселенная охладилась достаточно, чтобы в ней произошли все ядерные реакции, которые могли произойти при существовавших условиях. И мы можем сказать, какие элементы находились в тот момент во Вселенной. Как это ни странно, но Вселенная (по массе) состоит на 76% из водорода, на 24% из гелия, и не более чем на 0,0000001% из всех остальных элементов, вместе взятых. Вселенная без проблем остывала и порождала нейтральные атомы, но поскольку в ней появились только водород с гелием и пренебрежимо малое количество иных атомов, остаётся только удивляться, глядя на то, что у нас есть сегодня. Откуда же всё это взялось? Все имеющиеся сегодня элементы появились, и появляются до сих пор одним способом: в звёздах. Наше Солнце, как и большинство звёзд, в ходе ядерного синтеза превращает водород в гелий, и именно это питает наше светило. Но самые тяжёлые, массивные звёзды жгут своё топливо гораздо быстрее. А когда они сжигают весь водород, то получившийся гелий они превращают в углерод, а потом в азот, кислород, неон и натрий, а потом в кремний и серу, а потом в железо, никель, кобальт и медь. До этого этапа доходят звёзды, масса которых превышает солнечную минимум в восемь, а то и в сотни раз. Нашему Солнцу потребуется порядка десяти миллиардов лет для того, чтобы сжечь всё его топливо. А более массивные звёзды горят от десятков миллионов до всего лишь десятков тысяч лет до тех пор, пока у них в ядре не кончится топливо! И следующий этап получается весьма зрелищным. Звезда превращается в сверхновую, и испускаемой ею энергии хватает на создание всех элементов Вселенной, причём в огромном количестве. На видео показано, как эти элементы разлетаются и попадают во Вселенную. С точки зрения чистого водорода и гелия можно сказать, что они «загрязняют» Вселенную. Но если вам нравится обилие всех этих тяжёлых металлов и других элементов во Вселенной, вы можете сказать, что они обогащают её.

В некоторых регионах, богатых в прошлом звёздами большой массы – особенно там, где сменилось уже множество поколений звёзд – можно найти огромное количество металлов. Именно такая картина наблюдается в том участке космоса, где находится Солнце. Ведь в нём есть огромное количество спектральных линий поглощения, однозначно определяющих наличие тяжёлых элементов!

В отличие от «чистой» Вселенной, наш район космоса обогащён, и примерно 2% всех находящихся в нём элементов оказываются тяжелее водорода или гелия. Нашему Солнцу предшествовали не менее двух поколений звёзд, которые сформировались, сожгли своё горючее, умерли и обогатили свой район космоса. Но наш регион никак нельзя назвать одним из самых богатых регионов Вселенной, или даже нашей галактики. А где мы можем искать такие регионы?

Огромное количество элементов тяжелее гелия, которые космологи называют металлами, находится в центрах самых массивных галактик – самых ярких, активных и жестоких регионов, известных во Вселенной.

Галактики начали формировать звёзды всего через 50-100 миллионов лет после Большого взрыва, и в самых массивных, богатых галактиках, перед тем, как их свет дойдёт до нас, может смениться не одно или два, а множество поколений звёзд.

Поэтому, когда я вижу новости типа такой:

Учёные удивились, открыв, что углерод существовал во Вселенной гораздо раньше, чем считалось ранее. я крайне поражаюсь. Потому, что если они не имеют в виду под «ранее» 1920-й год, мы-то уже так не считаем!

Это TN J0924-2201, самая дальняя из открытых радиогалактик (с красным смещением z = 5,19. Чем больше число красного смещения, тем моложе тогда была Вселенная, и тем дальше объект от нас). О ней была написана научная работа. Но так ли удивительно, что в этой галактике обнаружено так много тяжёлых металлов? Процитируем статью:

В диапазоне 2,0 < z < 4,5 не наблюдается эволюции металличности. При помощи спектроскопии ближней инфракрасной части спектра Джианг с коллегами (2007) не нашли ярко выраженной эволюции металличности вплоть до z ∼ 6. Недавно Хуарез с коллегами (2009) обнаружили, что металличность очень высока даже у квазаров с z ∼ 6. Эти результаты показывают, что основная эпоха химической эволюции в активных ядрах галактик находится на z > 6. Пусть вас не обманывают заголовки: хорошо известно, что Вселенная была богатой металлами и серьёзно эволюционировала уже через несколько сотен миллионов лет после Большого взрыва, то есть, когда её возраст составлял всего 5% от нынешнего! К примеру, обратим внимание на эту галактику-«младенца»:

scienceblogs.com/startswithabang/files/2011/11/spitzer_hubble_big_baby_galaxy_2.jpeg

Этой галактике всего 700 миллионов лет, её красное смещение таково, что приходящий от неё свет – большая часть которого была голубой или ультрафиолетовой – уже сместилась из видимой части спектра! И всё же эта галактика не только в 8 раз больше по массе, чем Млечный путь, но и даже богаче тяжёлыми элементами, чем наше Солнце! И всё-таки нам известно, что в какой-то момент в прошлом самые первые из сформировавшихся звёзд состояли лишь из водорода и гелия. Где это было? Остаётся лишь заглядывать дальше в прошлое.

Пока что это самая дальняя из всех известных нам галактик: UDFj-39546284. Она существовала, когда Вселенной было всего 480 млн лет, то есть 3,5% от сегодняшнего её возраста!

В этой галактике есть небольшое количество горячих голубых звёзд, и её масса меньше, чем 1% массы Млечного пути! Там ли формировались первые звёзды? Типична ли эта галактика для существовавших тогда, на ранних этапах жизни Вселенной? Согласно лучшим нашим теориям мы не будем удивлены, если настолько ранние галактики были богаты металлами, и – во многих случаях – их массы были сравнимыми с массой Млечного пути. Но в какой-то момент какая-то из удалённых галактик окажется самой первой. И мы хотим знать, где это было и когда. И сейчас для выяснения этого обстоятельства разрабатывается только один план. И это всего лишь одна из причин, по которым нам нужен космический телескоп им. Джеймса Уэбба!

А пока мы его не запустили, не удивляйтесь, что дальние части Вселенной состоят из тяжёлых металлов, эволюционировавших звёзд и массивных галактик. Вселенная – это место, где всё, что нам известно, происходит очень быстро. Остаётся догадываться, сколько лет назад, при подходящих условиях могли сформироваться планеты и даже жизнь!

Металлография: качественная, количественная, стереометрическая

22.07.2015

В раздел металловедения, являющимся одним из наиболее обширных подразделов материалографии, входит наука металлография, целью которой является оценка и изучение внутрикристаллического строения металлов и их сплавов, а также структуры данных соединений.

Немного о макро- и микроструктурах

Для изучения макроструктуры металлов и сплавов используют относительно небольшое увеличение (примерно в 30-40 раз). Макроструктура характеризуется:

• различной формой и расположением кристаллитов больших размеров;
• наличием определенных дефектов, имеющихся в металле;
• возможным присутствием примесей и нежелательных добавок неметаллического происхождения.

Изучение и наблюдение за микроструктурой осуществляется при помощи электронного или светового микроскопа, а также дифрактометра. Чтобы пронаблюдать изменения, происходящие при нагревании металла, используют высокотемпературные микроскопы.

Металлография позволяет установить точную взаимосвязь между структурой металла и его свойствами. По уже установленным закономерностям создания известных структур можно спрогнозировать и получить необходимые свойства в новых, разрабатываемых сплавах.

Однако наука металлография занимается не только принципами образования структур. Важным ее направлением является изучение металлов при проведении следующих опытов:

• пластической деформации;
• кристаллизации;
• рекристаллизации.

В частности с помощью металлографии можно выяснить, по каким причинам возникает именно такая, а не иная текстура металла, обуславливающая анизотропию свойств при данных процессах.

Методики исследования структуры металлов

Суть данной методики заключается в изучении и наблюдении за металлической структурой на шлифах. Шлиф – это такая поверхность, которую специально подготавливают для исследований. Она гладкая и плоская. Процесс подготовки шлифа состоит из шлифовки поверхности металла с последующей полировкой.

Химические методы

На следующем этапе процесса исследования происходит определение типа структуры. Для этого, как правило, прибегают к способу химического травления специальным реактивом, которым воздействуют на поверхность шлифа.

В результате проявляются особенности кристаллического строения металла, становится видна вся его микро- и макроструктура, а именно наличие включений и примесей неметаллического происхождения, трещин, пор, фаз, границ зёрен, соли и прочих особенностей.

Однако одним методом химического травления обычно не ограничиваются. Дополнительно применяются другие подходы – электролитическое травление и магнитная металлография. Достаточно часто практикуются такие способы, как катодное распыление, травление в расплавленных солях, определение микроструктуры по изменившемуся объёму, тепловое травление.

Физические методы

К таковым относятся: рентгеноструктурный анализ, неразрушающий контроль металла, определение эл. сопротивления и теплоёмкости.

Качественная металлография

На практике микрочастицы принято оценивать и характеризовать качественными понятиями, такими как зернистая, четкообразная или пластинчатая микрочастица (если речь идет о форме микроэлементов цементита в перлите). Встречается и полуколичественная оценка, основанная на использовании условных баллов и специальной шкалы структур. Она представляет собой набор терминов, упорядоченных в определённую последовательность.

Количественная металлография

Основное направление деятельности количественной металлографии – это измерение, классификация и подсчет элементов, попадающих в поле зрения исследователя. В качестве элементов здесь выступают микрочастицы пространственной микроскопической структуры. Это могут быть зёрна, кристаллиты, всевозможные включения, выделения и др., либо специальные образования: точечные, линейные, ареальные (плоскостные, включающие точки, линии, грани стыковки микрочастиц).

По завершению этой операции металлографии на выходе получают количественные показатели зерна или параметры фаз, входящих в состав сплава.

Стереометрическая металлография

Она представляется системой методов анализа, используя которые на основе данных плоскостной структуры (фазового состава, дисперсности, числа микрочастиц в определённом объёме, их геометрических размеров и формы, гранулометрического состава и других показателей) получают полное представление о реальном строении сплава в пространстве. Другими словами, стереометрическая металлография представляет собой комплекс методов, направленных на оценку количества пространственной структуры микрочастиц металлов и сплавов.

Если подытожить вышеизложенное, то металлографию можно отнести к стереологистическим методам определения микроскопического строения металлов. Качественный метод считается наиболее подходящим для описания структуры металла и её составляющих: типа, размера, формы частиц, взаимного расположения выявленных фаз и т.

д. Для этого используются баллы, а также условные обозначения. Сравнение производится с ранее разработанными эталонными образцами микроструктур. При помощи количественных методов изучают пространственное устройство структуры, подсчитывая (измеряя) численные параметры полученного микроскопического изображения.

Metallicity — Wikipedia

В астрономии , Металличность является обилие элементов , присутствующих в объекте, которые тяжелее водорода и гелия .

Большая часть нормальной физической материи во Вселенной состоит из водорода или гелия, и астрономы используют слово «металлы» как удобный краткий термин для «всех элементов, кроме водорода и гелия» .

Это слово отличается от обычного химического или физического определения металла как электропроводящего твердого тела. Звезды и туманности с относительно высоким содержанием тяжелых элементов называются «богатыми металлами» в астрофизических терминах, хотя многие из этих элементов не являются металлами в химии.

Присутствие более тяжелых элементов происходит от звездного нуклеосинтеза , где большинство элементов во Вселенной тяжелее водорода и гелия (в дальнейшем металлы ) образуются в ядрах звезд по мере их эволюции .

Со временем звездные ветры и сверхновые выделяют металлы в окружающую среду, обогащая межзвездную среду и обеспечивая переработку материалов для рождения новых звезд .

Отсюда следует, что старшие поколения звезд, которые сформировались в бедной металлами ранней Вселенной , обычно имеют более низкую металличность, чем у более молодых поколений, которые сформировались в более богатой металлами Вселенной.

Наблюдаемые изменения в химическом составе различных типов звезд, основанные на спектральных особенностях, которые позже были приписаны металличности, привели астронома Вальтера Бааде в 1944 году к предположению о существовании двух разных популяций звезд .

Они стали широко известны как звезды населения I (богатые металлами) и населения II (бедные металлами). Третье звездное население было введено в 1978 году, известное как звезды населения III .

Теоретически эти чрезвычайно бедные металлом звезды были «первородными» звездами, созданными во Вселенной.

Общие методы расчета

Астрономы используют несколько различных методов для описания и приблизительного определения содержания металлов в зависимости от доступных инструментов и интересующего объекта.

Некоторые методы включают определение доли массы, приписываемой газу по сравнению с металлами, или измерение соотношения количества атомов двух различных элементов по сравнению с соотношениями, обнаруженными на Солнце .

Массовая доля

Звездная композиция часто просто определяется параметрами Х , Y и Z . Здесь X — массовая доля водорода , Y — массовая доля гелия , Z — массовая доля всех остальных химических элементов. Таким образом

Икс + Y + Z знак равно 1 { Displaystyle X + Y + Z = 1}

В большинстве звезд , туманностей , областей H II и других астрономических источников водород и гелий являются двумя доминирующими элементами. Массовая доля водорода обычно выражается как , где — общая масса системы, а — масса содержащегося в ней водорода. Точно так же массовая доля гелия обозначается как .

Остальные элементы в совокупности называются «металлами», а металличность — массовая доля элементов тяжелее гелия — может быть рассчитана как
Икс ≡ м ЧАС / M { Displaystyle X эквив м _ { текст {H}} / M}
M { displaystyle M}
м ЧАС { displaystyle m _ { text {H}}}
Y ≡ м Он / M { Displaystyle Y эквив м _ { текст {He}} / M}

Z знак равно ∑ я > Он м я M знак равно 1 — Икс — Y . { displaystyle Z = sum _ {i> { text {He}}} { frac {m_ {i}} {M}} = 1-XY.}

Для поверхности Солнца эти параметры измеряются и имеют следующие значения:

Описание
Солнечная ценность

Массовая доля водорода	Икс солнце знак равно 0,7381 { displaystyle X _ { text {солнце}} = 0,7381}
Массовая доля гелия	Y солнце знак равно 0,2485 { displaystyle Y _ { text {солнце}} = 0,2485}
Металличность	Z солнце знак равно 0,0134 { displaystyle Z _ { text {солнце}} = 0,0134}

Из-за эффектов звездной эволюции ни первоначальный состав, ни нынешний объемный состав Солнца не совпадают с его современным составом поверхности.

Коэффициенты химического содержания

Общая металличность звезды обычно определяется с использованием общего содержания водорода , поскольку его содержание считается относительно постоянным во Вселенной, или содержания железа в звезде, содержание которого обычно линейно увеличивается во Вселенной.

Железо также относительно легко измерить с помощью спектральных наблюдений в спектре звезды, учитывая большое количество линий железа в спектрах звезды (даже несмотря на то, что кислород является наиболее распространенным тяжелым элементом — см. Металличность в областях HII ниже).

Коэффициент содержания — это десятичный логарифм отношения содержания железа в звезде к содержанию железа на Солнце и рассчитывается следующим образом:

[ Fe / ЧАС ] знак равно бревно 10 ⁡ ( N Fe N ЧАС ) звезда — бревно 10 ⁡ ( N Fe N ЧАС ) солнце , { displaystyle [{ text {Fe}} / { text {H}}] = log _ {10} { left ({ frac {N _ { text {Fe}}} {N _ { text { H}}}} right) _ { text {star}}} — log _ {10} { left ({ frac {N _ { text {Fe}}}} {N _ { text {H}} }} right) _ { text {солнце}}},}

где и — количество атомов железа и водорода в единице объема соответственно. Единицей, часто используемой для определения металличности, является dex , сокращение от «десятичной экспоненты».

Согласно этой формулировке звезды с более высокой металличностью, чем Солнце, имеют положительный десятичный логарифм , тогда как звезды с более высоким содержанием водорода имеют соответствующее отрицательное значение.

Например, звезды со значением [Fe / H] +1 имеют в 10 раз большую металличность Солнца (10 1 ); и наоборот, те, у которых значение [Fe / H] равно -1, имеют 1 ⁄ 10 , тогда как те, у которых значение [Fe / H] равно 0, имеют такую ​​же металличность, как Солнце, и так далее. Молодые звезды населения I имеют значительно более высокое отношение железа к водороду, чем более старые звезды населения II.

Звезды Primordial Population III , по оценкам, имеют металличность менее −6, что составляет миллионную часть содержания железа на Солнце. Такие же обозначения используются для выражения вариаций содержания между другими отдельными элементами по сравнению с солнечными пропорциями.

Например, обозначение «[O / Fe]» представляет собой разницу в логарифме содержания кислорода в звезде по сравнению с содержанием в нем железа по сравнению с Солнцем. В общем, данный звездный процесс нуклеосинтеза изменяет пропорции только нескольких элементов или изотопов, поэтому образец звезды или газа с определенными значениями [/ Fe] вполне может указывать на связанный, изученный ядерный процесс.
N Fe { displaystyle N _ { text {Fe}}}
N ЧАС { displaystyle N _ { text {H}}}

Фотометрические цвета

Астрономы могут оценивать металличность с помощью измеренных и откалиброванных систем, которые коррелируют фотометрические измерения и спектроскопические измерения (см. Также Спектрофотометрия ).

Например, фильтры Johnson UVB могут использоваться для обнаружения избытка ультрафиолета (УФ) в звездах, где меньший избыток ультрафиолета указывает на большее присутствие металлов, которые поглощают ультрафиолетовое излучение , тем самым заставляя звезду казаться «более красной».

Ультрафиолетовый избыток, δ (U-B), определяется как разница между звездными величинами в полосах U и B по сравнению с разницей между величинами звезд в полосах U и B богатых металлами звезд в скоплении Гиады .

К сожалению, δ (U − B) чувствительно как к металличности, так и к температуре : если две звезды одинаково богаты металлами, но одна холоднее другой, они, вероятно, будут иметь разные значения δ (U − B) (см. Также эффект Бланкетинга. ). Чтобы смягчить это вырождение, цвет звезды B − V может использоваться в качестве индикатора температуры. Кроме того, УФ-избыток и цвет B-V можно скорректировать, чтобы связать значение δ (U-B) с содержаниями железа.

Другие фотометрические системы, которые могут быть использованы для определения металличности некоторых астрофизических объектов, включают систему Стремгрена, Женевскую систему, Вашингтонскую систему и систему DDO.

Звезды

При данной массе и возрасте звезда с низким содержанием металлов будет немного теплее.

Металличность звезд населения II составляет примерно от 1/1000 до 1/10 солнечной ([Z / H] =От −3,0 до −1,0 ), но группа кажется более прохладной, чем население I в целом, поскольку тяжелые звезды населения II давно умерли.

При массе Солнца выше 40 металличность влияет на то, как звезда умирает: за пределами окна парной нестабильности звезды с более низкой металличностью схлопываются прямо в черную дыру, в то время как звезды с более высокой металличностью претерпевают сверхновую типа Ib / c и могут покинуть нейтронную звезду .

Связь звездной металличности и планет

Измерение металличности звезды — это один из параметров, который помогает определить, может ли звезда иметь планету- гигант , поскольку существует прямая корреляция между металличностью и наличием планеты-гиганта.

Измерения продемонстрировали связь между металличностью звезды и газовыми планетами-гигантами, такими как Юпитер и Сатурн . Чем больше металлов в звезде и , следовательно , его планетарной системы и proplyd , тем более вероятно , система может иметь газовые гигантские планеты.

Современные модели показывают, что металличность, а также правильная температура планетной системы и расстояние от звезды являются ключевыми для формирования планет и планетезималей . Для двух звезд с одинаковым возрастом и массой, но с разной металличностью, менее металлическая звезда будет более синей .

Среди звезд одного цвета менее металлические звезды излучают больше ультрафиолетового излучения. Солнце , с 8 планет и 5 известных карликовых планет , используется в качестве ссылки, с [Fe / H] из 0.00.

HII регионы

Молодые, массивные и горячие звезды (обычно спектральных классов O и B ) в областях H II излучают УФ-фотоны, которые ионизируют атомы водорода в основном состоянии , выбивая электроны и протоны ; этот процесс известен как фотоионизация .

Свободные электроны могут столкнуться с другими атомами поблизости, возбуждая связанные металлические электроны в метастабильное состояние , которые в конечном итоге распадаются обратно в основное состояние, испуская фотоны с энергиями, соответствующими запрещенным линиям .

Посредством этих переходов астрономы разработали несколько методов наблюдений для оценки содержания металлов в областях HII, где чем сильнее запрещенные линии в спектроскопических наблюдениях, тем выше металличность.

Эти методы зависят от одного или нескольких из следующих факторов: разнообразия асимметричных плотностей внутри областей HII, различных температур встроенных звезд и / или плотности электронов в ионизированной области.

Теоретически, чтобы определить общее содержание одного элемента в области HII, необходимо наблюдать и просуммировать все линии перехода. Однако это может быть затруднено наблюдением из-за разницы в силе лески.

Некоторые из наиболее распространенных запрещенных линий, используемых для определения содержания металлов в областях HII, относятся к кислороду (например, [O II] λ = (3727, 7318, 7324) Å и [O III] λ = (4363, 4959, 5007) Å.

), азот (например, [NII] λ = (5755, 6548, 6584) Å) и сера (например, [SII] λ = (6717,6731) Å и [SIII] λ = (6312, 9069, 9531) Å) в оптическом спектре и линии [OIII] λ = (52, 88) мкм и [NIII] λ = 57 мкм в инфракрасном спектре.

Кислород имеет некоторые из более сильных и более широких линий в областях HII, что делает его основной целью для оценок металличности в этих объектах. Для расчета содержания металлов в областях HII с использованием измерений потока кислорода астрономы часто используют метод R 23 , в котором

р 23 знак равно [ O II ] 3727   Å + [ O III ] 4959   Å + 5007   Å ЧАС β , { displaystyle R_ {23} = { frac {[{ text {O II}}] _ {3727 ~ mathrm { AA}} + [{ text {O III}}] _ {4959 ~ mathrm { AA} + 5007 ~ mathrm { AA}}} {{ text {H}} _ { beta}}},}

где — сумма потоков от эмиссионных линий кислорода, измеренных на длинах волн покоя λ = (3727, 4959 и 5007) Å, деленная на поток от эмиссионной линии H β на длине волны покоя λ = 4861 Å.

Это отношение хорошо определяется с помощью моделей и наблюдательных исследований, но следует проявлять осторожность, так как отношение часто бывает вырожденным, что дает решение как с низкой, так и с высокой металличностью, которое может быть нарушено дополнительными измерениями линий.

Точно так же можно использовать другие отношения строгих запрещенных линий, например, для серы, где
[ O II ] 3727   Å + [ O III ] 4959   Å + 5007   Å { displaystyle [{ text {O II}}] _ {3727 ~ mathrm { AA}} + [{ text {O III}}] _ {4959 ~ mathrm { AA} + 5007 ~ mathrm { AA}}}

S 23 знак равно [ S II ] 6716   Å + 6731   Å + [ S III ] 9069   Å + 9532   Å ЧАС β . { displaystyle S_ {23} = { frac {[{ text {S II}}] _ {6716 ~ mathrm { AA} + 6731 ~ mathrm { AA}} + [{ text {S III }}] _ {9069 ~ mathrm { AA} + 9532 ~ mathrm { AA}}} {{ text {H}} _ { beta}}}.}.

Содержание металлов в регионах HII обычно составляет менее 1%, причем процентное содержание в среднем уменьшается с удалением от центра Галактики .

Смотрите также

Основные компоненты химической связи и методы их оценки

• Ковалентность – это достижение максимальной локализации обобществленных электронов в межъядерном пространства на оси, соединяющей центры ядер.
• Формулы для расчета степени ковалентности гомоядерных связей:
• СК = 5.74∙I1, %, (1)
• где I1 – первый потенциал ионизации;
• СК = k∙Х, %,(2)
• где Х – электроотрицательность элемента; k – коэффициент, который рассчитывается по следующей формуле
• k = 100 / XF, (3)
• где XF — электроотрицательность фтора.
• Ионность –это смещение обобществленной электронной плотности вдоль оси, соединяющей центры ядер, в сторону более электроотрицательного элемента.
• Формулы для расчета степени ионности и ковалентности гетероядерных связей:
• СИ = 1- е-0.18∆ Х2, % (4)
• Ск = exp(-0.18∙∆X2), % (5)
• где DХ – разность электроотрицательностей двух элементов, образующих связь.
• Металличность –это смещение обобществленной электронной плотности в направлении, перпендикулярном от центра оси, соединяющей центры ядер.Формула для расчета степени металличности для гомоядерных связей
• СМ = 100 — СК, % (6)
• Обобществление валентных электронов – это процесс перекрывания электронных оболочек, приводящий к обмену и обобществлению этих электронов в процессе образования химической связи и соединения.
• Степень обобществления валентных электронов – это относительная величина (в %), определяемая через количество ядер или ядерных остовов в структуре химического соединения, локализующих при себе электронную плотность, возникающую при образовании соответствующей химической связи.

Актуальность исследований по качественной и количественной оценке вклада трех главных предельных типов химического взаимодействия (ковалентного, металлического и ионного) в реальные гомо- и гетероядерные связи достаточно очевидна ввиду того, что последние всегда по существу являются промежуточными (смешанными) между предельными. Это позволило предположить, что химическую связь, в общем, следует рассматривать как наложение ковалентного, ионного и металлического состояний. Например, трудно предположить, что при превращении Mg и Sb в Mg3Sb2, то есть при преобразовании преимущественно металлических гомосвязей магний – магний (Mg+(-)Mg+) и сурьма – сурьма (Sb+(-)Sb+) (характеризуемых значительной долей металличности) в связь Mg – Sb, последняя полностью потеряет металлическую компоненту.

В результате вышесказанного возникает необходимость учета вклада металлической компоненты в гетероядерном взаимодействии и оценки степени металличности в нем.

В качестве варианта решения задачи количественной оценки Cм гетероядерного взаимодействия предлагается следующая последовательность операций.

В соответствии с переходом от оценки металличности гомоядерной связи к гетероядерной, Cм определяется по формулам (1, 2, 6) в измененном виде. В ней χ заменяется на χср. В результате данного преобразования формула приобретает следующий вид:

где χср – значение ЭО, которое можно найти из следующего соотношения:

χср = (χЭ1 + χЭ2) / 2,

(9)

где k – коэффициент пропорциональности, учитывающий стопроцентную ковалентность связи F-F и её ЭО, равную 3.953, χЭ1 и χЭ2 – ЭО первого и второго элемента в связи соответственно.

Далее вычисляем Cк по следующей формуле:

Затем рассчитываются степени ковалентности и ионности (в долях) по формулам Полинга:

Cк = exp (-0.18·Δχ2)	(11)
Cи = 1 — (exp (-0.18·Δχ2))	(12)

После вычисления всех трех компонент химической связи по формулам (8), (10) и (12), определяем сумму составляющих гетероядерной связи, принимаем ее за 100 %, и рассчитываем приведенные степени ионности, ковалентности и металличности гетероядерной химической биядерной связи по формулам:

Cк ПР= Cк /(100 + Cи)	(13)
CиПР=Cи /(100 + Cи)	(14)
CмПР= Cм/(100+ Cи)	(15)

Значения необходимых для расчетов характеристик даны в при­ложениях 2 и 3.

Металличность и неметалличность

Потенциал ионизации, т.е. способность отдавать электроны характеризует металличность элементов. Металличность по группам сверху вниз увеличивается, т.к. внешние электроны находятся на более дальнем энергетическом уровне от ядра и энергии для их отрыва надо затратить все меньше и меньше.

Сродство к электрону характеризует неметалличность элементов, т.е. способность принимать электроны, неметалличность в группах возрастает снизу – вверх. По периоду неметаллические свойства возрастают слева – направо.

Период начинается с типичного металла, и через неметалл заканчивается инертным газом. В периодах сродство к электрону возрастает слева – направо, т.к. увеличивается заряд ядра атома.

Чем сильнее притягивается электрон к атому, тем больше его электроотрицательность, а электроотрицательность по периодам слева направо увеличивается, а в группах увеличивается снизу – вверх.

• S16 1s2 2s2 2p6 3s2 3p4
• Внешний уровень
• Валентные электроны
• Cr24 1s2 2s2 2p6 3s2 3p6 4s2 3d4

У серы и хрома 6 валентных электронов, согласно номеру групп, но у серы все электроны находятся на внешнем энергетическом уровне, поэтому сере легче принять электроны, т.о. сера типичный неметалл.

У хрома на внешнем уровне из 6 валентных электронов на внешнем уровне находится 2 электрона, поэтому ему легче отдать электроны, т.о., хром типичный металл. Но и сера и хром могут проявлять степень окисления +6, их оксиды − ЭО3 − обладают кислотными свойствами.

Все инертные газы на внешнем уровне имеют 8 электронов, они не могут принять электроны на внешний уровень, и не хотят их отдавать, т.к. внешняя 8-и электронная оболочка является энергетически выгодной для атома.

Из всего вышесказанного, видим, что свойства элементов определяются числом электронов расположенных на внешнем энергетическом уровне атома, затем на предыдущем, и общим числом электронов в атоме.

1.2. ХИМИЧЕСКАЯ СВЯЗЬ

Ранее мы рассматривали электронное строение атомов и основные закономерности ПС Д.И. Менделеева. Следующим шагом в понимании строения вещества служит выявление взаимодействия между атомами, т.е. определения и понимания такого понятия, как химическая связь.

Физико-химическая природа вещества целиком определяется его химическим или кристаллохимическим строением. Химическое и кристаллохимическое строение в первую очередь определяется характером межатомных связей всех атомов, входящих в состав данного вещества.

Химическая связь – явление взаимодействия атомов, обусловленное перекрыванием электронных облаков связывающих частиц, которое сопровождается уменьшением полной энергии системы (молекулы, кристалла, комплекса и т.п.).

Химическая связь характеризуется энергетическими и геометрическими параметрами.

Важнейшей энергетической характеристикой служит энергия химической связи, определяющая её прочность.

К геометрическим параметрам относятся длина химической связи, углы между связями в молекулах, кристаллах, комплексах и т.п.

Металличность

В астрофизике , то Металличность астрономического объекта является частью его массы , которая не состоят из водорода или гелия .

Металличность количественно определяет важность нуклеосинтетических процессов в происхождении материала, составляющего рассматриваемый объект ( звезда , межзвездная среда , галактика , квазар ).

Индекс металличности (часто называемый просто металличностью ), [M / H] или [Fe / H], передает по существу ту же информацию в другой форме.

Название « металличность» происходит от того факта, что в астрофизике мы квалифицируем как металлы (или тяжелые элементы) все химические элементы, «тяжелее» гелия (элементы с атомным номером больше 2).

Интерес к этим элементам проистекает из того факта, что, с одной стороны, их не так много в масштабах Вселенной (от одного до нескольких процентов по массе против 74% для водорода и 23-25% для гелия), с другой стороны, они образовались иначе ( звездный нуклеосинтез ).

Металличность обычно обозначается Z . В массовые доли водорода и гелия обозначена X и Y , эти три числа проверки соотношения X + Y + Z = 1 .

Индекс металличности

Индекс [M / H]

Вместо металличности мы часто используем индекс металличности (часто называемый просто металличностью ), основанный на сравнении с Солнцем  :
Z{ displaystyle Z}[M/ЧАС]{ Displaystyle mathrm {[М / Ч]}}

[M/ЧАС]знак равнобревно10⁡НЕТM/НЕТЧАС(НЕТM/НЕТЧАС)⊙{ displaystyle mathrm {[M / H]} = log _ {10} { frac {N _ { mathrm {M}} / N _ { mathrm {H}}} {(N _ { mathrm {M}} / N _ { mathrm {H}}) _ { odot}}}}

где обозначает отношение содержаний атомов металлов и водорода в рассматриваемом объекте, а значение этого отношения для фотосферы Солнца .
НЕТM/НЕТЧАС{ Displaystyle N _ { mathrm {M}} / N _ { mathrm {H}}}(НЕТM/НЕТЧАС)⊙{ Displaystyle (N _ { mathrm {M}} / N _ { mathrm {H}}) _ { odot}}

Поскольку массовые доли в значительной степени пропорциональны атомным долям, а относительное содержание водорода меняется мало, показатель металличности связан с соотношением металличностей рассматриваемого объекта и Солнца:

[M/ЧАС]≃бревно10⁡Z/ЧАС(Z/ЧАС)⊙≃бревно10⁡ZZ⊙{ displaystyle mathrm {[M / H]} simeq log _ {10} { frac {Z / H} {(Z / H) _ { odot}}} simeq log _ {10} { frac {Z} {Z _ { odot}}}}

Металличность Солнца Z ☉ = 0,0134. Индекс [M / H] равны +1 или -1 указывает на Металличность Z в десять раз больше или в десять раз меньше , чем Z ☉ .

Индекс [Fe / H]

Что касается тускло освещенных объектов, мы часто мало знаем о детальном содержании различных химических элементов. Затем мы опираемся на определенные элементы, в частности железо  :

[Fе/ЧАС]знак равнобревно10⁡НЕТFе/НЕТЧАС(НЕТFе/НЕТЧАС)⊙≃бревно10⁡НЕТFе(НЕТFе)⊙{ displaystyle mathrm {[Fe / H]} = log _ {10} { frac {N _ { mathrm {Fe}} / N _ { mathrm {H}}} {(N _ { mathrm {Fe}} / N _ { mathrm {H}}) _ { odot}}} simeq log _ {10} { frac {N _ { mathrm {Fe}}} {(N _ { mathrm {Fe}}) _ { odot}}}}

где атомное содержание железа заменяет собой все металлы .
НЕТFе{ Displaystyle N _ { mathrm {Fe}}}НЕТM{ Displaystyle N _ { mathrm {M}}}

Другие подсказки

Чтобы более подробно обсудить важность различных нуклеосинтетических процессов в происхождении вещества объекта, мы используем другие индексы, построенные аналогичным образом.

Таким образом, для любого элемента X мы можем охарактеризовать его обогащение (или истощение) по отношению к железу, сравнивая отношение его содержания к содержанию железа и такое же соотношение в солнечной фотосфере :
НЕТИкс{ Displaystyle N _ { mathrm {X}}}

[Икс/Fе]знак равнобревно10⁡НЕТИкс/НЕТFе(НЕТИкс/НЕТFе)⊙{ displaystyle mathrm {[X / Fe]} = log _ {10} { frac {N _ { mathrm {X}} / N _ { mathrm {Fe}}} {(N _ { mathrm {X}} / N _ { mathrm {Fe}}) _ { odot}}}}.

. Например, для количественной оценки относительной важности процесса r мы можем использовать индекс:

[Eты/Fе]знак равнобревно10⁡НЕТEты/НЕТFе(НЕТEты/НЕТFе)⊙{ displaystyle mathrm {[Eu / Fe]} = log _ {10} { frac {N _ { mathrm {Eu}} / N _ { mathrm {Fe}}} {(N _ { mathrm {Eu}} / N _ { mathrm {Fe}}) _ { odot}}}}

где обозначает атомное содержание европия .
НЕТEты{ displaystyle N _ { mathrm {Eu}}}

Нуклеосинтез и металличность

Теория образования Вселенной ( Большой взрыв ) указывает на то, что водород и гелий появились вместе с некоторыми легкими металлами (особенно литием ) во время события, называемого первичным нуклеосинтезом .

Все остальные элементы были впоследствии синтезированы , по существу звездного нуклеосинтеза , и выпустили в межзвездную среду во время взрыва ( сверхнового ) , с которой эволюцией из звезд с начальной массой более 9 солнечных массами концов .

Следовательно, металличность этой среды со временем увеличивалась по мере образования и разрушения массивных звезд.

Фотосферы звезды наследует металличность среды ( как правило, молекулярные облака ) , из которого он был сформирован. Таким образом, звезды старше Солнца имеют меньшую металличность, а более поздние звезды — большую.

Таким образом, очень старые звезды (обычно старше 12  млрд лет ) показывают индекс [Fe / H] ниже -2, следовательно, металличность ниже 1% от солнечной.

Эти звезды находятся в изобилии в гало из нашей Галактики , как и в своих карликовых спутниковых галактик .

Около половины химических элементов тяжелее железа производится r-процессом , для которого требуется среда, очень богатая нейтронами (порядка 10 20 на см 3 ). Такая среда встречается в сверхновых, но также во время слияния двух нейтронных звезд ( килонова ).

Среди старых звезд с очень низкой металличностью от 3 до 5% более или менее обогащены элементами, полученными в результате r-процесса ( [Eu / Fe] > 0 или даже> 1). Это обогащение, несомненно, связано с явлениями синтеза нейтронных звезд, которые, как предполагается, происходят часто в самом начале эволюции галактик.

Фактически, эти события могли быть основными поставщиками элементов из процесса r, а не сверхновыми.

Население звезд по металличности

Население I

Звезды, богатые металлами, называются звездами популяции I (сокращенно «Pop I»). Эти звезды обычны в рукавах спиральных галактик, как и в нашей Галактике  ; ВС является примером.
Металличность Pop I близка к металличности Солнца, в отличие от Pop II, в котором мало металлов, вплоть до 1000 и более раз. Возраст Pop I колеблется от 0 до 9 миллиардов лет.

Население II

Шаровое скопление M80 , состоящий в основном из звезд населения II .

Звезды, бедные металлами, называются звездами популяции II . Обычно они очень старые (более 8 миллиардов лет) и находятся в шаровых скоплениях и в гало галактик.

Среди самых известных звезд Населения II ( ореола нашей галактики ):

• HE 1327-2326  : металличность [Fe / H] = -5,6, что более чем в 200 000 раз меньше, чем у Солнца;
• HE 0107-5240  : металличность [Fe / H] = -5,3;
• HE 1523-0901  : металличность [Fe / H] = -2,95.

Среди звезд, бедных металлами, выделяют следующие категории:

• Звезды, просто бедные металлами (MP от »  Metal Poor  «): -2 ≤ [Fe / H] ≤ -1
• Звезды, очень бедные металлами (VMP для »  Very Metal Poor  «): -3 ≤ [Fe / H] ≤ -2
• Звезды с чрезвычайно низким содержанием металлов (EMP для «  чрезвычайно бедных металлов  »): -4 ≤ [Fe / H] ≤ -3
• Звезды с ультранизким содержанием металла (UMP для »  Ultra Metal Poor  «): -5 ≤ [Fe / H] ≤ -4
• Гиперметаллические бедные звезды (HMP от »  Hyper Metal Poor  «): -6 ≤ [Fe / H] ≤ -5

Текущие исследования выявили в нашей галактике 10 000 звезд с низким содержанием металлов . Можно было проанализировать звезды на расстоянии более 15  тыс. П.н. от Солнца , на расстоянии, ниже которого преобладает население гало. Теории образования Млечного Пути предполагают, что металличность звезд внутри гало больше, чем у звезд снаружи.

Из этих 10 000 звезд среди самых бедных по металлам (EMP, UMP и HMP) есть подкатегория, называемая « обогащенные углеродом звезды» , известная как CEMP («  углеродно-обогащенный металл бедный  »). Для этих звезд обычно [C / Fe] = 1

Население III

В настоящее время мы все еще ищем звезды населения III, которые состояли бы только из водорода и гелия, что не соответствует первому образованию после Большого взрыва . Эти звезды обладают нулевой металличностью (Z = 0, [M / H] = — ∞) и, следовательно, имеют спектр, в котором были бы видны только линии поглощения водорода и гелия , за исключением всех остальных. .

На данный момент известная на сегодняшний день звезда с наибольшим дефицитом металла (на 18 августа 2005 г.) Содержит примерно в 200 000 раз меньше «металла», чем Солнце . По состоянию на 2008 г. звезд нулевой металличности не обнаружено .

Вероятно, эти звезды были очень массивными и поэтому очень быстро эволюционировали, чтобы исчезнуть очень рано в жизни Вселенной.

Звезды населения II, которые мы наблюдаем сегодня, свидетели далекого прошлого, имеют массу ниже, чем у Солнца, что гарантирует им минимальную продолжительность жизни порядка возраста Вселенной .

Примечания и ссылки

Заметки

1. ↑ Диспропорция еще больше по атомной доле  : менее 1% металлов против 92% водорода и 8% гелия.
2. ↑ Для записи: массовые доли водорода и гелия в фотосфере Солнца составляют X ☉ = 0,7381 и Y ☉ = 0,2485.
3. ↑ Как и [M / H], индекс [Fe / H] часто называют просто металличностью .

4. ↑ Фотосфера звезды недостаточно горячая для того, чтобы происходили процессы ядерного синтеза . Следовательно, на него не влияет нуклеосинтез, происходящий в более глубоких слоях звезды.
5. ↑ Нам известно несколько десятков тысяч.

6. ↑ Это означает, что соотношение между числом атомов углерода и железа в этих звездах в 10 раз больше, чем это же соотношение, измеренное на Солнце.

Рекомендации

1. ↑ (in) Даниэль Кунт и Йоран Остлин, «  Самые бедные металлами галактики  » , The Astronomy and Astrophysics Review , vol.  10, n кость  1-2,Июнь 2000 г.( DOI  10.1007 / s001590000005 , читать онлайн ).

2. ↑ (in) «  Heavy element  » [«Heavy element»] [php] в Mohammad Heydari-Malayeri , Этимологический словарь астрономии и астрофизики: англо-французско-персидский [«этимологический словарь астрономии и астрофизики: англо-французский- Персидский »], Париж, Observatoire de Paris , 2005-2015, php ( читать онлайн ).
3. ↑ a и b (in) Анна Фребель и Тимоти С.

   Бирс, «  Формирование самых тяжелых элементов  » , Physics Today , Vol.  71, п о  1,январь 2018, стр.  30-37 ( DOI  10.1063 / PT.3.3815 ).

4. ↑ (in) Анна Фребель и Джон Э. Норрис, «  Космология ближнего поля с чрезвычайно бедными металлами звездами  » , Annual Review of Astronomy and Astrophysics , vol.  53,август 2015 г., стр.  631-688 ( DOI  10.

   1146 / annurev-astro-082214-122423 ).

5. ↑ (in) Джон Коуэн и Фридрих-Карл Тилеманн, «  Нуклеосинтез R-процесса в сверхновых  » , Physics Today , Vol.  57, п о  10,Октябрь 2004 г., стр.  47-54 ( DOI  10.1063 / 1.1825268 ).
6. ↑ (in) С.Е. Минк К.

   Бельчинский, »  Скорость слияния двойных нейтронных звезд и черных дыр звездного происхождения: влияние начальных условий являются предсказаниями двоичной эволюции  » , Астрофизический журнал , вып.  814, п о  1,20 ноября 2015 г.( DOI  10.1088 / 0004-637X / 814/1/58 ).

7. ↑ (в) Anna Frebel , Норберт Christlieb , Джон Е.

   Норрисе , Кристофера Thom , Тимоти С. Beers и Jaehyon Мане , «  Открытие HE 1523-0901, сильно г-процесс с повышенной Металл-звезда с бедными Обнаруженного ураном  » , Письма астрофизического журнала , т.  660, п о  210 мая 2007 г.( DOI  10.1086 / 518122 , резюме )

Смотрите также

О других проектах Викимедиа:

Статьи по Теме

• Звездная физика
• Нуклеосинтез
• Звездный нуклеосинтез
• Плато Злобы

Внешние ссылки

• Астрономический портал
• Звездный портал