Металличность

Перейти к навигацииПерейти к поиску

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, 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].

Наблюдаемые изменения в химическом составе звёзд разных типов, основанные на спектральных особенностях, которые позже были приписаны металличности, побудили астронома Вальтера Бааде в 1944 году предположить существование двух разных популяций звёзд[2]. Они стали широко известны как звёзды населения I (богатые металлами) и населения II (бедные металлами). Третье звёздное население было введено в 1978 году, известное как звёзды населения III[3][4][5]. Теоретически предполагалось, что эти чрезвычайно бедные металлами звёзды были «первородными» звёздами, созданными во Вселенной. Общая металличность звезды обычно определяется с помощью общего содержания водорода, так как его содержание считается относительно постоянным во Вселенной, или содержания железа в звезде, содержание которого во Вселенной обычно линейно возрастает[6].

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, будучи при этом выше в центре и снижаясь ближе к краям галактики.

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 массивным из известных коричневых карликов[7].

Зависимость металличности от наличия планет

Астрономы из США, Бразилии и Перу пришли к выводу, что образование у звезды газового гиганта может повлиять на её химический состав. Для оценки влияния планеты на состав звезды лучше всего подходит двойная звезда, одна из компонент которой имеет планету, а другая — нет (компоненты двойной звёзды формируются из одного газового облака и, как следствие, изначально должны иметь одинаковый химический состав). В качестве объекта изучения была выбрана двойная система 16 Лебедя, где вокруг компоненты B обращается газовый гигант 16 Лебедя B b. Обе компоненты являются аналогами Солнца[8]. Была рассчитана относительная распространённость 25 химических элементов в фотосфере звёзд. Оказалось, что 16 Лебедя A превосходит 16 Лебедя B (см. Список звёзд созвездия Лебедя) по содержанию металлов. В качестве объяснения авторы предложили наличие у компаньона B газового гиганта[9].

См. также

Примечания

  1. ↑ McWilliam, Andrew Abundance Ratios and galactic Chemical Evolution : Age-Metallicity Relation (англ.) (1 января 1997). Дата обращения: 13 января 2015. Архивировано 30 марта 2015 года.
  2. ↑ Baade, Walter (1944). "The Resolution of Messier 32, NGC 205, and the central region of the Andromeda Nebula". Astrophysical Journal. 100: 121—146. Bibcode:1944ApJ...100..137B. doi:10.1086/144650.
  3. ↑ Rees, M.J. (1978). "Origin of pregalactic microwave background". Nature. 275 (5675): 35—37. Bibcode:1978Natur.275...35R. doi:10.1038/275035a0. S2CID 121250998.
  4. ↑ White, S.D.M.; Rees, M.J. (1978). "Core condensation in heavy halos - A two-stage theory for galaxy formation and clustering". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 183 (3): 341—358. Bibcode:1978MNRAS.183..341W. doi:10.1093/mnras/183.3.341.
  5. ↑ J. L. Puget; J. Heyvaerts (1980). "Population III stars and the shape of the cosmological black body radiation". Astronomy and Astrophysics. 83 (3): L10—L12. Bibcode:1980A&A....83L..10P.
  6. ↑ Hinkel, Natalie; Timmes, Frank; Young, Patrick; Pagano, Michael; Turnbull, Maggie (September 2014). "Stellar Abundances in the Solar Neighborhood: The Hypatia Catalog". Astronomical Journal. 148 (3): 33. arXiv:1405.6719. doi:10.1088/0004-6256/148/3/54. Архивировано 6 марта 2022. Дата обращения: 3 апреля 2022.
  7. ↑ Открыт рекордный по массе и химической чистоте коричневый карлик – Naked Science. naked-science.ru. Дата обращения: 29 марта 2017. Архивировано 26 марта 2017 года.
  8. ↑ Дмитрий Сафин. Планеты могут отнимать металлы у своих звёзд. Компьюлента (3 августа 2011). — Подготовлено по материалам Universe Today (англ.). Дата обращения: 15 февраля 2012. Архивировано из оригинала 21 июля 2012 года.
  9. ↑ 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?". The Astrophysical Journal. arXiv:1107.5814. Bibcode:2011ApJ...740...76R. doi:10.1088/0004-637X/740/2/76.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка) (англ.)

Ссылки