Металли́чность (в астрофизике) — относительная концентрация элементов тяжелее водорода и гелия в звёздах или иных астрономических объектах. Бо́льшая часть барионной материи во Вселенной находится в форме водорода и гелия, поэтому астрономы используют слово «металлы» как удобный термин для обозначения всех более тяжёлых элементов. Например, звезды и туманности с относительно высоким содержанием углерода, азота, кислорода и неона в астрофизических терминах называются «богатыми металлами». При этом с точки зрения химии многие из этих элементов (в частности, перечисленные углерод, азот, кислород и неон) металлами не являются. Металличность используется, к примеру, для определения поколения и возраста звезд[1].
При первичном нуклеосинтезе, в первые минуты жизни Вселенной, в ней возникли водород (75 %), гелий (25 %), а также следы лития и бериллия. Образовавшиеся позднее первые звёзды, так называемые звёзды населения III, состояли только из этих элементов и практически не содержали металлов. Эти звёзды были чрезвычайно массивны (и, следовательно, их время жизни было мало). В течение их жизни в них синтезировались элементы вплоть до железа. Затем звёзды погибали в результате взрыва сверхновых и синтезированные элементы распределялись по Вселенной. Пока ещё ни одной звезды этого типа не было найдено.
Второе поколение звёзд (население II) родилось из материала звёзд первого поколения и имело довольно малую металличность, хотя и более высокую, чем у звёзд первого поколения. Маломассивные звёзды этого поколения имеют большое время жизни (миллиарды лет) и продолжают присутствовать среди звёзд нашей и других галактик. Более массивные звёзды второго поколения успели проэволюционировать до финальных стадий и выбросили газ, обогащённый металлами в результате звёздного нуклеосинтеза, в межзвёздную среду, из которой образовались звёзды третьего поколения (населения I). Звёзды третьего поколения, в том числе Солнце, содержат самое высокое количество металлов.
Таким образом, каждое следующее поколение звёзд более богато металлами, чем предыдущее, в результате обогащения металлами межзвёздной среды, из которой эти звёзды образуются.
Наличие металлов в газе, из которого состоит звезда, приводит к уменьшению его прозрачности и коренным образом влияет на все стадии эволюции звезды, от коллапса газового облака в звезду до поздних стадий её горения.
Из наблюдений (из анализа спектров звёзд) чаще всего можно получить только величину [ ]:
![{\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{Sun}}}.}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/36268cc98a2a2c05da8651eb0fd6335dfd45f689)
Здесь — отношение концентрации атомов железа к атомам водорода на звезде и на Солнце соответственно. Считается, что величина [ ] характеризует относительное содержание всех тяжёлых элементов (включая ) на звезде и на Солнце. Для очень старых звёзд значение [ ] заключено между −2 и −1 (то есть содержание тяжёлых элементов в них меньше солнечного в 10—100 раз). Металличность звёзд галактического диска в основном меняется от −0,3 до +0,2, выше в центре и снижается к краям.
Металличность также влияет на минимальную массу звезды/коричневого карлика, при достижении которой начинаются определённые термоядерные реакции. Коричневым карликом с чрезвычайно низкой металличностью является SDSS J0104+1535. Этот же объект является и самым массивными из известных коричневых карликов[2].
Зависимость металличности от наличия планет
Астрономами из США, Бразилии и Перу были получены экспериментальные свидетельства того, что наличие в системе газового гиганта может влиять на химический состав родительской звезды. В теории, для оценки роли газового гиганта необходима двойная звезда, так как двойные звёзды формируются из одного газового облака и как следствие должны иметь предельно схожий химический состав. Однако наличие планеты у одного из компаньонов могло бы объяснить различие в химическом составе, так как звёзды и планеты формируются практически одновременно, что обусловливает взаимосвязь их процессов формирования. На практике, в качестве объекта изучения, была выбрана система 16 Лебедя являющаяся двойной звездой, с газовым гигантом 16 Лебедя B b обращающимся вокруг компаньона B. Оба компаньона являются аналогами Солнца[3]. Была рассчитана относительная распространённость 25 разных химических элементов в фотосфере звёзд. В результате оказалось, что 16 Лебедя A превосходит 16 Лебедя B (см. Список звёзд созвездия Лебедя) по содержанию металлов, а в качестве объяснения наличие у компаньона B газового гиганта[4].
См. также
Примечания
- ↑ McWilliam, Andrew Abundance Ratios and galactic Chemical Evolution : Age-Metallicity Relation (1 января 1997). Проверено 13 января 2015.
- ↑ Открыт рекордный по массе и химической чистоте коричневый карлик – Naked Science. naked-science.ru. Проверено 29 марта 2017.
- ↑ Дмитрий Сафин. Планеты могут отнимать металлы у своих звёзд. Компьюлента (3 августа 2011). — Подготовлено по материалам Universe Today (англ.). Проверено 15 февраля 2012. (недоступная ссылка)
- ↑ I. Ramirez, J. Melendez, D. Cornejo, I. U. Roederer, J. R. Fish. (2011), "Elemental abundance differences in the 16 Cygni binary system: a signature of gas giant planet formation?", arΧiv:1107.5814 [astro-ph.SR] (англ.)
 | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Эволюция |
| ||||||||
| Протозвёзды | |||||||||
| Типы | |||||||||
| Останки |
| ||||||||
| «Недозвёзды» | |||||||||
| Строение | |||||||||
| Нуклеосинтез |
| ||||||||
| Свойства | |||||||||
| Списки | |||||||||
Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".
Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.
Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .