镁和铁怎样记住星系形成恒星的快慢

恒星光里留下了出生地的成分

把恒星的光分开，会看到某些颜色缺了一小块。恒星大气中的原子吸收了这些颜色，留下吸收线。天文学家用大气模型解释谱线，估计镁、铁等元素各有多少。这种相对含量叫丰度。

对铁和镁而言，长寿命恒星的表面成分通常能追溯它出生的气体。一颗今天仍在发光的老恒星，因而带来了一个很早的取样。许多恒星合在一起，就能展示星系的气体曾怎样逐渐富集。

2019年，Hill等人公布了玉夫座矮星系中心99颗红巨星的高分辨率光谱分析。随着铁丰度升高，镁相对铁总体降低；转弯提醒我们，后出生恒星继承的气体中，晚到的富铁贡献变多了。红巨星是膨胀、变亮的晚年恒星，方便在另一座星系里观测。

大质量恒星寿命短。它们在很早的阶段就能以核心坍缩超新星结束生命，把镁和铁等元素送回周围气体。这条通道相对富镁。

另一部分铁要晚些到达。较小恒星晚年留下的致密星核叫白矮星。若它与另一颗恒星组成双星，某些情况下会发生Ia型超新星，带来相对富铁的物质。同一代恒星的Ia事件并不挤在同一天；有的较早，有的要等很久。

想象两座星系从相近成分的气体开始。一座很快形成恒星，晚到的铁尚未积累，就已留下许多富镁的恒星。另一座慢慢形成恒星：晚来的铁持续进入气体，后出生的恒星继承了较低的镁铁比例。真正重要的是恒星出生前，气体已经收到了多少早到和晚到的物质。

这里的镁、铁是便于追踪两条通道的代表。大质量恒星也生产铁；采用的有效产额里，Ia通道还有少量镁。解释比例时，要比较两条通道的相对贡献。

横轴上的铁丰度不是一只通用钟。同样长的等待，能遇上已经富铁的气体，也能遇上仍很贫铁的气体；区别来自早先的元素生产、剩余气体量和外来气体。

补入几乎不含这些金属的新气体，会把已有元素摊薄。后来出生的恒星，甚至可以比更早一代更贫铁。风则把当时的混合物一起带走，同时改变以后接收新元素的气体量。

配图给出四段自设星形成史。线表示气体成分怎样走，各代恒星在出生时从线上取样。含新气体与晚期星形成的一组会向回弯；这正是把铁丰度直接排成时间顺序容易出错的地方。

天文学常把相对太阳的元素比例写成以十为底的对数。这样，太阳比例记为零，较富镁记成正数，较富铁记成负数。

若镁铁的原子数比是太阳的三倍，下面的定义给出约0.477，单位惯称dex。这里 $N$ 表示相应元素的原子数；下标太阳表示用太阳作比较。

同一个镁铁比例，可以出现在不同的气体历史中。把它当作形成速度的线索，需要同时研究其他元素、星形成过程和观测选到了哪些恒星。更多元素带来更多送达时标，也让这段历史逐渐清楚。

[\mathrm{Mg}/\mathrm{Fe}]=\log_{10}\!\left[\frac{N_{\rm Mg}/N_{\rm Fe}}{(N_{\rm Mg}/N_{\rm Fe})_\odot}\right]

方括号比较的是元素比例，不是镁或铁单独有多少。