Металличность

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск

Металли́чностьастрофизике) — относительная концентрация элементов тяжелее гелия (их в астрономии принято называть металлами) в звёздах и галактиках. Является показателем возраста звёздной системы[источник не указан 1175 дней].

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 популяции III, состояли только из этих элементов и практически не содержали металлов. Эти звёзды были чрезвычайно массивны, и 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 (популяция II) родилось из материала звёзд первого поколения и имело довольно малую металличность. Каждое следующее поколение звёзд более богато металлами, чем предыдущее. Самые молодые звёзды, типа Солнца, которое является звездой третьего поколения (популяции I), содержат самое высокое количество металлов.

Из наблюдений (из анализа спектров звёзд) чаще всего можно получить только величину [Fe/H]:

 [\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}}


Здесь \frac{N_\text{Fe}}{N_\text{H}} — отношение концентрации атомов железа к атомам водорода на звезде и на Солнце соответственно. Считается, что величина [Fe/H] характеризует относительное содержание всех тяжёлых элементов (включая С, О, N, Ne) на звезде и на Солнце. Для очень старых звёзд значение [Fe/H] 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.

Зависимость металличности от наличия планет[править | править вики-текст]

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[1]. Была рассчитана относительная распространённость 25 разных химических элементов в фотосфере звёзд. В результате оказалось, что 16 Лебедя A превосходит 16 Лебедя B по содержанию металлов, а в качестве объяснения наличие у компаньона B газового гиганта[2].

См. также[править | править вики-текст]

Примечания[править | править вики-текст]

  1. Дмитрий Сафин. Планеты могут отнимать металлы у своих звёзд (рус.). Компьюлента (3 августа 2011). — Подготовлено по материалам Universe Today (англ.). Проверено 15 февраля 2012.
  2. 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.)