Металличность

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Металличность в астрофизике — относительная концентрация элементов тяжелее гелия, которые астрономы называют металлами, в звёздах и галактиках. Металличность является показателем возраста той или иной звёздной системы. Когда Вселенная только образовалась, из элементов существовал только водород. В результате нуклеосинтеза появился гелий и следы лития. Поэтому первые звёзды, так называемого популяции III, состояли только из этих элементов и практически не содержали металлы. Эти звёзды были черезвычайно массивны и в течение своей жизни в них синтезировались элементы вплоть до железа. Затем они погибали в результате взрыва сверхновых и распределяли эти элементы по Вселенной. Пока ещё ни одной звезды этого типа не было найдено. Второе поколение звёзд популяции II родилось из материала звёзд первого поколения и имело довольно слабую металличность. Каждое следующее поколение звёзд обогащается металлами. Самые юные звёзды, типа нашего Солнца, которое является звездой третьего поколения, популяции I, содержат самое высокое количества металлов.

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

$[\mathrm{Fe}/\mathrm{H}] = \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{star}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{sun}}$

которую, строго говоря, и называют металличностью.

Здесь $\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}$ — отношение концентрации атомов железа к атомам водорода, соответственно, на звезде и на Солнце. В случае, если пропорции металлов и элементов С, О, N, Ne на Солнце и на звезде одинаковы, металличность $[Fe / H]$ характеризует отношение содержания всех тяжелых элементов на звезде и на Солнце. Для очень старых звезд значение $[Fe / H]$ заключено между -2 и -1 (т.е. содержание металлов в них меньше солнечного в 10-100 раз). Металличность звезд галактического диска в основном меняется от -0,3 до +0,2, выше в центре и снижается к краям.