Діаграма залежності [α/Fe] від [Fe/H] — тип графіка, який часто використовують в астрофізиці зір і галактик. Він показує логариф щільності діагностичних елементів в атмосферах зір порівняно з сонячним значенням. Вздовж осі x відкладають відношення вмісту заліза (Fe) до водню (H), тобто [Fe/H], яке часто використовують як індикатор металічності. Вздовж осі y відкладають вміст одного або декількох альфа-елементів (O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca і Ti) порівняно із залізом (Fe), так зване збагачення альфа-елементами [α/Fe].

Ці діаграми дозволяють грубо оцінити канали нуклеосинтезу та галактичну еволюцію у вибірках зір. Вони є одним з найпоширеніших інструментів для аналізу популяцій зір Чумацького Шляху. На діаграмах зображують відношення поширеностей, нормовані відносно Сонця, таким чином розміщуючи Сонце в точці (0,0). Це нормування дозволяє легко ідентифікувати в галактичному зоряному диску зорі з високим збагаченням альфа-елементами [α/Fe] (так званий товстий диск) та зорі з низьким збагаченням альфа-елементами [α/Fe] (так званий тонкий диск, до якого належить і Сонце). Такі діаграми також полегшують ідентифікацію зір, які могли народитися в середовищах, що значно відрізняються від нинішнього зоряного диска. Це включає зорі з низьким вмістом металів (з низьким [Fe/H] < -1), які, ймовірно, належать до зоряного гало або поглинутих галактикою структур.

Історія Джордж Валлерстайн та Беатріс Тінслі були одними з перших користувачів діаграм залежностей [α/Fe] від [Fe/H]. У 1962 році Джордж Валлерстайн, ґрунтуючись на аналізі вибірки з 34 зір галактичного поля, зазначив, що: «Розподіл [α/Fe], здається, складається з нормального розподілу близько нуля, плюс сім зір з [α/Fe] > 0,20. Їх можна назвати зорями, багатими на [α/Fe]».

У 1979 році Беатріс Тінслі використовувала теоретичну інтерпретацію цих спостережень у своїй роботі «Час життя зір та відношення поширеностей [елементів] у хімічній еволюції» (). Розглядаючи кисень як один з альфа-елементів, вона написала: «Як і очікувалося, спостережуваний надлишок [O/Fe] у зорях, бідних на метали, можна якісно пояснити, якщо значна частина заліза походить від наднових типу I. […] Важливим інгредієнтом для пояснення надлишку [O/Fe] є те, що значна частина кисню повинна походити від зір з коротшим життям, ніж ті, що виробляють значну частину заліза». 1980 року в «Еволюції зір і газу в галактиках» () вона зазначила: «Відносні вмісти елементів, важчих за гелій, надають інформацію як про нуклеосинтез, так і про еволюцію галактик».

Ці відносні показники вмісту та діаграми, що зображують різні показники відносного вмісту, зараз є одним з найпоширеніших діагностичних інструментів галактичної археології. Бенсбі та ін. (2014) використовували їх для дослідження диску Чумацького Шляху в околиці Сонця. Гайден та ін. (2015) застосували їх у своїй роботі з хімічного картографіування диска Чумацького Шляху. Було запропоновано назвати цю діаграму на честь Тінслі та Валлерстайна.

Позначення На діаграмі зображено дві астрофізичні величини для зір: вміст заліза відносно водню [Fe/H] (індикатор металічністі зір) та збагачення альфа-елементами відносно заліза [α/Fe].

Вміст заліза [Fe/H] визначають як різниця логарифмів відношення вмістів заліза й водню в атмосфері зорі та в атмосфері Сонця:

,

де і  — кількість атомів заліза та водню на одиницю об'єму відповідно.

Збагачення альфа-елементами відносно заліза [α/Fe] визначають як різницю логарифмів вмісту альфа-елементів O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca та Ti відносно Fe порівняно з Сонцем:

,

де і  — кількість альфа-елементів типу та атомів заліза на одиницю об'єму відповідно.

На практиці не всі ці елементи можна виміряти в зоряних спектрах, тому збагачення альфа-елементами зазвичай вимірюють за вмістом одного або декількох окремих альфа-елементів.

Астрофізичне значення Вид діаграми залежності [α/Fe] від [Fe/H] для зоряної популяції пов'язаний з її історією зореутворення. На початку існування галактики зореутворення відбувається з майже чистого міжгалактичного газу, майже не збагаченого ані залізом, ані альфа-елементами. Пізніше зорі наступних популяцій формуються з газу, здагаченого металами в результаті еволюції зір попередніх популяцій. Тому зорі наступних популяцій мають все більшу й більшу металічність. Однак при цьому залишається важливе еволюційне питання: чи зоряна популяція має високу металічність тому, що до цього зореутворення (і відповідно збагачення металами від утворених зір) тривало довгий час, чи воно тривало короткий час, але було дуже інтенсивним. Діаграми залежності [α/Fe] від [Fe/H] дозволяє зробити вибір між цими можливостями, бо збагачення альфа-елементами й залізом обумовлено різними фізичними процесами. Альфа-елементами міжзоряне середовище переважно збагачують наднові з колапсом ядра (типів Ib, Ic, II), які вибухають досить швидко, за мійони років після зореутворення. Натомість залізо переважно утворюється в наднових типу Ia, які є результатом еволюції білих карликів у подвійних системах і вибухають набагато пізніше, типово за 1-3 млрд років після зореутворення. У результаті зоряні популяції, у яких зореутворення відбувалось швидко й інтенсивно, мають високі відношення [α/Fe], бо зорі в них сформувались з матеріалу, який встиг збагатитися альфа-елементами від наднових з колапсом ядра, але не встиг збагатитися залізом від наднових типу Ia. З іншого боку, зоряні популяції, у яких зореутворення відбувалось довго й повільно, мають нижчі відношення [α/Fe], бо міжзоряне середовище в них встигло збагатитися надновими обох типів.

Примітки