Металличность

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 [${\displaystyle {\ce {Fe/H}}}$]:

${\displaystyle [{\text{Fe}}/{\text{H}}]=\log _{10}{\left({\frac {N_{\text{Fe}}}{N_{\text{H}}}}\right)_{\text{star}}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\text{Fe}}}{N_{\text{H}}}}\right)_{\text{Sun}}}.}$

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

• Звёздная эволюция
• Распространённость химических элементов

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  (рус.). naked-science.ru. Дата обращения: 29 марта 2017. Архивировано 26 марта 2017 года.
8. Дмитрий Сафин. Планеты могут отнимать металлы у своих звёзд  (рус.). 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. (англ.)

Ссылки

• John C. Martin. What we learn from a star's metal content  (неопр.). 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.