恆星化學組成，由恆星光譜測出的組成恆星的化學成分。恆星化學元素的含量常以豐度表示，指在同一體積內某種元素的原子數目與氫原子數目之比，因此是一種相對含量。
基本介紹
- 中文名：恆星化學組成
- 發現者：J.von夫琅禾費
研究歷史 J.von夫琅禾費最早將稜鏡後接一台望遠鏡觀測太陽，發現太陽的光譜中有數百條暗線，又發現恆星的光譜和太陽的光譜相似。後來物理學家G.R.基爾霍夫的研究表明，每種化學元素都產生它特有的譜線，可根據譜線的特徵證認出它是哪種化學元素所產生的。由恆星的光譜可測出的組成恆星的化學成分。第二次世界大戰後，H.C.尤里對半個多世紀以來科學家們積累的關於地球、隕石、太陽、恆星、星雲等各種宇宙體的元素和同位素分布的資料，進行了統計分析，並於1951年第一次發表了元素在宇宙間的分布數據；1956年對其進一步修訂後，做出了一張元素在宇宙間的分布曲線圖。它是以宇宙間元素的同位素的相對含量為縱坐標，以核的質量數為橫坐標畫出來的。概括地說，氫最多，氦次之，再次為碳、氮、氧，並且隨相對原子質量的增加而迅速減少，但到了鐵時有一個突然增多，而比鐵更重的元素則又是逐漸減少。 研究方法 如地面實驗室進行光譜分析一樣，對恆星的光譜也可進行分析，藉以確定恆星大氣中形成各種譜線的元素的含量。到20世紀末，精確測量各種恆星的可見表面層的化學元素已形成相當精練的天體物理方法。按質量計算，氫最多，其餘按含量依次大致是氦、氧、碳、氮、氖、矽、鎂、鐵、硫等。但也有一部分恆星大氣的化學組成與太陽大氣不同，如沃爾夫–拉葉星，就有含碳豐富和含氮豐富之分（即有碳序和氮序之分）。金屬線星和A型特殊星中，若干金屬元素和超鈾元素的譜線顯得特彆強。這能否歸結為某些元素含量較多，還需深入研究。 恆星的化學豐度是指其元素數密度的相對值，通常取氫(H)的豐度值為1012，而其他元素的豐度值按這一比例確定。實際使用中，一般採用對數值表示。定量確定恆星化學豐度的基本要求：①準確的恆星溫度；②可靠的譜線強度測量；③正確的譜線證認；④足夠精確的振子強度。天文學上習慣把氫和氦以外的元素統稱為重元素。1998年，中國天文學家對太陽和各種不同光譜型恆星大氣中鎂元素豐度偏離局部熱動平衡效應進行了系統的定量分析。 恆星的化學豐度是與恆星演化、星系演化和宇宙學連線在一起的紐帶。大爆炸宇宙產生了最豐富的元素H、He以及少量的2H、3He和7Li，所有其他化學元素形成於恆星演化的個各階段，少數化學元素是宇宙線使重核裂變而成的。化學元素相對豐度是時間和空間的函式。恆星的初始化學元素豐度是形成恆星的氣體和塵埃的星際雲的元素豐度，它是恆星在星系中誕生地和恆星形成時星系的年齡和狀態的函式。 研究進展 恆星的化學豐度十分複雜，可用觀測到的恆星的化學豐度追蹤星系的演化。星系化學演化的不同階段可按下列方式檢驗：確定不同化學元素豐度作為時間的函式，從星系的誕生開始直到現在，然後將這些觀測數據同各種理論模型的預言相比較。雖然不能直接測定幾百億年前早期星系的化學元素豐度，但卻能通過分析具有不同年齡的恆星大氣化學成分而了解星系的化學演化。如果這些恆星還沒有演化到巨星分支，它們的表面化學成分就應當同形成其氣體的化學成分相同，從而就可能由此而探索星系的化學演化。通常選用能夠反映星際氣體由恆星代的演化而逐漸豐富的平均金屬豐度作為表示年齡的參數。大望遠鏡、高解析度光譜儀和高量子效率探測器的使用，提高了在給定光譜解析度、信噪比以及曝光時間情況下天體距離的可觀測性。這些新的技術對於暗天體的觀測顯得尤為重要，觀測儀器現能夠獲得12等甚至13等的中等解析度(Δλ/λ約為25 000)光譜。對於高解析度光譜，可利用譜線輪廓和等值寬度（“消失”在譜線中的能量）進行分析計算。利用恆星大氣中輻射轉移方程構造理論大氣模型並由其擬合觀測數據。這樣構造的大氣模型依賴許多原子常數和一些大氣參數。一般恆星大氣模型不能直接確定，必須通過這些大氣參數和具有不同電離度、不同激發態及不同躍遷機率的元素譜線之間的複雜關係而聯繫在一起。大氣模型的主要特徵參數是有效溫度、表面重力、化學元素的相對豐度。原則上利用這些參數就可用表征恆星的大氣模型進行計算並與觀測數據相比較，以自洽的方法確定化學元素豐度。但由於用於天體物理的流體動力學不盡人意，必須再引進一個稱為微觀湍流速度的物理量。事實上恆星大氣模型還進一步依賴某些假設。通常假設大氣化學成分是均勻的，物理性質只依賴於大氣深度，同時也假設局部熱動平衡(LTE)條件成立。
