Каталог статей /

Металличность

Металличность · Зависимость металличности от наличия планет · Близкие статьи · Примечания ·


Металличность (в астрофизике) — относительная концентрация элементов тяжелее гелия (их в астрономии принято называть металлами) в звёздах и галактиках. Является показателем возраста звёздной системы.

При первичном нуклеосинтезе, в первые минуты жизни Вселенной, в ней возникли водород (75 %), гелий (25 %), и, кроме этого, 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. После 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) наиболее часто 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 следовательно. 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.

  • Russian to English Russian to German Russian to French Russian to Spanish Russian to Italian Russian to Japanese

Информация на сайте из открытых источников. Основа ВикипедиЯ. | Пожалуйста, внимательно прочитайте эту страницу!