Металличность

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Запрос «Популяция II» перенаправляется сюда. На эту тему нужно создать отдельную статью.

Металли́чностьастрофизике) — 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, звёзды 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 звёзд[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 []:

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[править | править код]

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[править | править код]

Примечания[править | править код]

  1. McWilliam, Andrew Abundance Ratios and galactic Chemical Evolution : Age-Metallicity Relation (англ.) (1 January 1997). Дата обращения: 13 января 2015.
  2. Открыт рекордный по массе и химической чистоте коричневый карлик – Naked Science. naked-science.ru. Дата обращения: 29 марта 2017.
  3. Дмитрий Сафин. Планеты могут отнимать металлы у своих звёзд (недоступная ссылка — история ). Компьюлента (3 августа 2011). — Подготовлено по материалам Universe Today (англ.). Дата обращения: 15 февраля 2012.
  4. 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.)

Ссылки[править | править код]

  • John C. Martin. What we learn from a star's metal content. New Analysis RR Lyrae Kinematics in the Solar Neighborhood. Дата обращения: 7 сентября 2005. Архивировано 29 июня 2016 года.
  • Salvaterra, R.; Ferrara, A.; Schneider, R. (2004). “Induced formation of primordial low-mass stars”. New Astronomy. 10 (2): 113—120. arXiv:astro-ph/0304074. Bibcode:2004NewA...10..113S. CiteSeerX 10.1.1.258.923. DOI:10.1016/j.newast.2004.06.003.
  • A. Heger; S. E. Woosley (2002). “The Nucleosynthetic Signature of Population III”. Astrophysical Journal. 567 (1): 532—543. arXiv:astro-ph/0107037. Bibcode:2002ApJ...567..532H. DOI:10.1086/338487.
  • Bromm, Volker; Larson, Richard B. (2004). “The First Stars”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 42 (1): 79—118. arXiv:astro-ph/0311019. Bibcode:2004ARA&A..42...79B. DOI:10.1146/annurev.astro.42.053102.134034.