天文学者は、金属をヘリウムより重いすべての元素と呼びます。通常は気体の元素でさえもそうです。ビッグバンの間、水素とヘリウム（および微量のリチウム）のみが形成され、その後、すべての「金属」が恒星のプロセスで作成されました。
したがって、銀河の星間物質（ISM）の金属量（銀河の金属量）は、銀河の進化を推進する集合的な星のプロセスを定量化します。
ISM気相の金属量（粒子状物質を除く）は、銀河の星形成の歴史と密接に関連していることがわかり、原子線、特にイオン化された酸素とネオンの輝線の光学分光観測によって決定できます。
金属量を決定する際のもう1つの重要なプロセスは、超新星または他のプロセスによって引き起こされる銀河から銀河間物質から銀河へのガスの流れです。
銀河の金属量が宇宙の時間とともにどのように進化したかは、宇宙論で最も興味深い質問の1つになっています。これにより、星が最初に出現してから約130億年、1億を超える宇宙の元素組成にどのように影響したかを追跡できます。ビッグバンから数年後...
科学者たちは、Keck I赤外線研究用マルチオブジェクト分光計（MOSFIRE）を使用して、17億から45億の範囲のエポックで約450個の銀河の光学スペクトルをキャプチャしました。ビッグバンから数年後。
天文学者は、サンプル内の各銀河の金属量を測定し、局所宇宙の金属量に関連する関係の多くがこれらの初期に適用可能であると結論付けました。たとえば、銀河の金属量と恒星の質量の関係は、金属量と星形成の速度の関係とほぼ同じです。
これらの重要な新しい結果は、ガスの流れであれ星形成であれ、銀河の元素の存在量の増加を促進するプロセスが、少なくとも過去120億年の間ほぼ同じ形で持続していることを示唆しています。
この研究は、The AstrophysicalJournalに掲載されました。
2021-08-03 06:21:34
著者: Vitalii Babkin