imported>Alex NB OT: унификация языковых шаблонов

2025-11-15T11:07:27Z

унификация языковых шаблонов

Новая страница

'''Металли́чность''' (в [[астрофизика|астрофизике]]) — относительная концентрация [[Химический элемент|элементов]] тяжелее [[водород]]а и [[Гелий|гелия]] в [[звезда|звёздах]] или иных астрономических объектах. Бо́льшая часть [[Барионная материя|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<ref>{{cite web
|url=http://ned.ipac.caltech.edu/level5/March03/McWilliam/McWilliam5.html
|title=Abundance Ratios and galactic Chemical Evolution : Age-Metallicity Relation
|date=1997-01-01
|first=Andrew
|last=McWilliam
|access-date=2015-01-13
|lang=en
|archive-date=2015-03-30
|archive-url=https://web.archive.org/web/20150330025950/http://ned.ipac.caltech.edu/level5/March03/McWilliam/McWilliam5.html
|url-status=live
}}</ref>.

Наблюдаемые изменения в химическом составе звёзд разных типов, основанные на спектральных особенностях, которые позже были приписаны металличности, побудили астронома [[Бааде, Вальтер|Вальтера Бааде]] в 1944 году предположить существование двух разных [[Звёздные популяции|популяций звёзд]]<ref>{{cite journal
|first=Walter |last=Baade
|year=1944
|title=The Resolution of Messier 32, NGC 205, and the central region of the Andromeda Nebula
|url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1944-09_100_2/page/121 |journal=Astrophysical Journal
|volume=100 |pages=121–146
|doi=10.1086/144650 |bibcode=1944ApJ...100..137B
}}
</ref>. 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<ref>{{cite journal
|first=M.J. |last=Rees
|year=1978
|title=Origin of pregalactic microwave background
|url=https://archive.org/details/sim_nature-uk_1978-09-07_275_5675/page/34 |journal=Nature
|volume=275 |issue=5675 |pages=35–37
|doi=10.1038/275035a0 |bibcode=1978Natur.275...35R
|s2cid=121250998
}}</ref><ref>{{cite journal
|first1=S.D.M. |last1=White
|first2=M.J. |last2=Rees
|year=1978
|title=Core condensation in heavy halos - A two-stage theory for galaxy formation and clustering
|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
|volume=183 |issue=3 |pages=341–358
|bibcode=1978MNRAS.183..341W
|doi=10.1093/mnras/183.3.341 |doi-access=free
}}</ref><ref>{{cite journal
|author=J. L. Puget
|author2=J. Heyvaerts
|year=1980
|title=Population III stars and the shape of the cosmological black body radiation
|journal=Astronomy and Astrophysics
|volume=83 |issue=3 |pages=L10–L12
|bibcode=1980A&A....83L..10P
}}
</ref>. 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<ref>{{cite journal|last1=Hinkel|first1=Natalie|last2=Timmes|first2=Frank|last3=Young|first3=Patrick|last4=Pagano|first4=Michael|last5=Turnbull|first5=Maggie|date=2014-09|title=Stellar Abundances in the Solar Neighborhood: The Hypatia Catalog|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/148/3/54|journal=Astronomical Journal|volume=148|issue=3|pages=33|doi=10.1088/0004-6256/148/3/54|arxiv=1405.6719|access-date=2022-04-03|archive-date=2022-03-06|archive-url=https://web.archive.org/web/20220306224043/https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/148/3/54|url-status=live}}</ref>.

При [[нуклеосинтез|первичном нуклеосинтезе]], в [[Большой взрыв|первые минуты]] жизни [[Вселенная|Вселенной]], в ней возникли [[водород]] (75 %), [[гелий]] (25 %), а также следы [[Литий|лития]] и [[Бериллий|бериллия]]. Образовавшиеся позднее первые [[звезда|звёзды]], так называемые [[Звёздное население|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 [[железо|железа]]. Затем звёзды погибали в результате взрыва [[Сверхновая|сверхновых]] и синтезированные элементы распределялись по Вселенной. Пока ещё ни одной звезды этого типа не было найдено.

Второе поколение звёзд ([[Звёздное население|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 ([[Звёздное население|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 [[звездообразование|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 [[спектр|спектров звёзд]]) чаще всего можно получить только величину [<chem>Fe/H</chem>]:

: <math>[\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}}.</math>

Здесь <math>\frac{N_\text{Fe}}{N_\text{H}}</math> — отношение концентрации атомов железа к атомам водорода на звезде и на Солнце соответственно. Считается, что величина [<chem>Fe/H</chem>] характеризует относительное содержание всех тяжёлых элементов (включая <chem>C, O, N, Ne</chem>) на звезде и на Солнце. Для очень старых звёзд значение [<chem>Fe/H</chem>] заключено между −2 и −1 (то есть содержание тяжёлых элементов в них меньше солнечного в 10—100 раз). Металличность звёзд [[Галактика|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/[[Коричневый карлик|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<ref>{{Cite web|url=https://naked-science.ru/article/sci/otkryt-rekordnyy-po-masse-i|title=Открыт рекордный по массе и химической чистоте коричневый карлик – Naked Science|publisher=naked-science.ru|access-date=2017-03-29|lang=ru|archive-date=2017-03-26|archive-url=https://web.archive.org/web/20170326064508/https://naked-science.ru/article/sci/otkryt-rekordnyy-po-masse-i|url-status=live}}</ref>.

== Зависимость металличности от наличия планет ==
Астрономы из США, Бразилии и Перу пришли к выводу, что образование у звезды [[Газовая планета|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 [[Молекулярное облако|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 [[Аналоги Солнца|аналогами Солнца]]<ref>{{cite web |url=http://science.compulenta.ru/626058/ |title=Планеты могут отнимать металлы у своих звёзд |author=Дмитрий Сафин. |date=2011-08-03 |publisher=[[Компьюлента]] |access-date=2012-02-15 |lang=ru |description=Подготовлено по материалам [http://www.universetoday.com/87879/do-planets-rob-their-stars-of-metals/ Universe Today]{{ref|en}} |url-status=dead |archive-url=https://archive.today/20120721093022/http://science.compulenta.ru/626058/ |archive-date=2012-07-21}}</ref>. Была рассчитана относительная распространённость 25 химических элементов в [[Фотосфера|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<ref>{{cite journal |author=I. Ramirez, J. Melendez, D. Cornejo, I. U. Roederer, J. R. Fish |title=Elemental abundance differences in the 16 Cygni binary system: a signature of gas giant planet formation? |arxiv=1107.5814 |year=2011 |doi=10.1088/0004-637X/740/2/76 |bibcode=2011ApJ...740...76R |journal=The Astrophysical Journal|lang=en}}</ref>.

== См. также ==
* [[Звёздная эволюция]]
* [[Распространённость химических элементов]]

== Примечания ==
{{примечания}}

== Ссылки ==
{{Навигация
|Викисловарь = металличность
}}
* {{cite web |author=John C. Martin |title=What we learn from a star's metal content |website=New Analysis RR Lyrae Kinematics in the Solar Neighborhood |url=https://edocs.uis.edu/jmart5/www/rrlyrae/metals.htm |access-date=2005-09-07 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160629210059/https://edocs.uis.edu/jmart5/www/rrlyrae/metals.htm |archive-date=2016-06-29 }}
* {{cite journal |author1=Salvaterra, R. |author2=Ferrara, A. |author3=Schneider, R. |title=Induced formation of primordial low-mass stars |journal=New Astronomy |volume=10 |issue=2 |pages=113–120 |date=2004 |doi=10.1016/j.newast.2004.06.003 |bibcode=2004NewA...10..113S |arxiv=astro-ph/0304074|citeseerx=10.1.1.258.923 }}
* {{cite journal |author=A. Heger |author2=S. E. Woosley |journal=Astrophysical Journal |date=2002 |title=The Nucleosynthetic Signature of Population III |url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_2002-03-01_567_1/page/532 |volume=567 |issue=1 |pages=532–543 |bibcode=2002ApJ...567..532H |doi=10.1086/338487 |arxiv=astro-ph/0107037}}
* {{cite journal |doi=10.1146/annurev.astro.42.053102.134034 |title=The First Stars |last1=Bromm |first1=Volker |last2=Larson |first2=Richard B. |journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |volume=42 |issue=1 |pages=79–118 |arxiv=astro-ph/0311019 |bibcode=2004ARA&A..42...79B |year=2004 }}

{{Внешние ссылки}}
{{Звёзды}}

[[Категория:Астрофизика]]

Металличность - История изменений

imported>Alex NB OT: унификация языковых шаблонов