YaChudo

Металічність

Переглядів: 0. Оновлено 10.10.2026.

Схематичний розподіл поколінь зірок у нашій Галактиці.

Металічність — відношення вмісту елементів, важчих за гелій (їх в астрономії заведено називати металами, M), до вмісту водню (H) в зорі порівняно з таким же відношенням для атмосфери Сонця[1]. Металічність позначається символом Z, та вимірюється у співвідношенні кількості атомних ядер важчих та легших елементів,
Z = lg ⁡ ( N M N H ) s t a r − lg ⁡ ( N M N H ) ⨀ {\displaystyle \mathrm {Z} =\lg {\left({\frac {N_{\mathrm {M} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{star}}-\lg {\left({\frac {N_{\mathrm {M} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\bigodot }}} .
найчастіше за залізом та воднем. Є показником, який дозволяє опосередковано визначати час утворення та вік зоряних систем чи окремих зір.

Під час первинного нуклеосинтезу у перші хвилини життя Всесвіту, у ньому утворилися водень (75 %), гелій (25 %), а також сліди літію та берилію. Перші зорі, що утворились згодом, так звані зорі популяції III, складались лише з цих елементів і практично не містили металів. Ці зорі були надзвичайно масивними, і під час їхнього існування в них синтезувались елементи аж до заліза. Потім зорі гинули внаслідок вибуху наднових, і синтезовані елементи розповсюджувались у Всесвіті. На сьогодні жодної зорі цього типу не знайдено. Друге покоління зір (популяція II) народилась з речовини, яка була збагачена продуктами термоядерного синтезу зір першого покоління та мала відносно малу металічність. Кожне наступне покоління зір є багатшим на метали, ніж попереднє. Наймолодші зорі, на зразок Сонця, які є зорями третього покоління (популяція I), містять найбільшу кількість металів.

Металічність може визначатися як для окремих зірок, так і для їх скупчень, галактик, туманностей або міжзоряного середовища.[2]

Визначення

У більшості зір, галактичних туманностей та інших астрономічних об'єктів, водень і гелій є двома домінантними елементами. Для обчислення фізичних параметрів середовища (тиску, швидкості звуку, тощо) склад об'єкта достатньо описати трьома величинами: X, Y і Z, де X — частка водню (за масою), Y — частка гелію і Z — частка всіх інших хімічних елементів. Значення X, Y і Z нормується умовою[3]:

X + Y + Z = 1 {\displaystyle X+Y+Z=1}

Вважається, що для Сонця ці параметри мають такі приблизні значення[4]:

Опис Значення для Сонця
Масова частка водню X s u n = 0.73 {\displaystyle X_{\mathrm {sun} }=0.73}
Масова частка гелію Y s u n = 0.25 {\displaystyle Y_{\mathrm {sun} }=0.25}
Вміст металів Z s u n = 0.02 {\displaystyle Z_{\mathrm {sun} }=0.02}

хоча нещодавні дослідження показують, що менші значення для Z s u n {\displaystyle Z_{\mathrm {sun} }} можуть бути більш прийнятними[5][6].

Металічність астрономічних об'єктів не можна визначити безпосередньо. Натомість використовують непрямі методи. Наприклад, спостерігач може безпосередньо виміряти вміст заліза в галактиці (наприклад, використовуючи яскравість емісійної лінії), тоді порівняти це значення з моделями, щоб оцінити загальну металічність.

Обчислення

Повна металічність зорі часто визначається через вміст заліза «[Fe/H]». Залізо не дуже поширений елемент, але його вміст легко виміряти за спектральними даними у видимому діапазоні. Співвідношення поширеності виміряється як логарифм відношення поширеності заліза в зорі в порівнянні з його поширеністю на Сонці:

[ F e / H ] = log 10 ⁡ ( N F e N H ) s t a r − log 10 ⁡ ( N F e N H ) s u n {\displaystyle [\mathrm {Fe} /\mathrm {H} ]=\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\mathrm {star} }}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\mathrm {sun} }}}

де N F e {\displaystyle N_{\mathrm {Fe} }} і N H {\displaystyle N_{\mathrm {H} }} це кількості заліза і водню на одиницю об'єму. Одиниця вимірювання, яку часто використовують для вимірювання металічності, — це «декс» (англ. dex), що є (наразі нерекомендованим) скороченням для «десяткова експонента».[7] Із цим визначенням, зорі з більшим вмістом металів, ніж Сонце, мають додатні значення металічності, а ті, у яких вміст металів менший, мають від'ємні значення. Основою логарифма є 10; зорі з металічністю +1 містять у десять разів більше важких елементів, ніж Сонце(101). І навпаки, якщо у зорі металічність –1, то вона має вдесятеро меншу частку металів (10−1), а якщо –2 (10−2), то в сто разів меншу і т.д.[8] Молоді зорі Популяції І мають значно більший вміст металів, ніж старіші зорі Популяції II. Зорі зародкової Популяції III мають металічність меншу, ніж –6, тобто частка заліза в мільйон разів менша, ніж на Сонці.[джерело?]

Подібний запис використовується і для окремих елементів. Наприклад, запис «[O/Fe]» є різницею логарифма вмісту кисню в зорі в порівнянні з його вмістом на Сонці і такого ж логарифма для заліза:

[ O / F e ] = log 10 ⁡ ( N O N F e ) s t a r − log 10 ⁡ ( N O N F e ) s u n {\displaystyle [\mathrm {O} /\mathrm {Fe} ]=\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {O} }}{N_{\mathrm {Fe} }}}\right)_{\mathrm {star} }}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {O} }}{N_{\mathrm {Fe} }}}\right)_{\mathrm {sun} }}}
= [ log 10 ⁡ ( N O N H ) s t a r − log 10 ⁡ ( N O N H ) s u n ] − [ log 10 ⁡ ( N F e N H ) s t a r − log 10 ⁡ ( N F e N H ) s u n ] . {\displaystyle =\left[\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {O} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\mathrm {star} }}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {O} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\mathrm {sun} }}\right]-\left[\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\mathrm {star} }}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\mathrm {sun} }}\right].}

Сенс цього запису у тому, що якщо маса газу розбавлена чистим воднем, тоді значення [Fe/H] зменшиться (бо стане менше атомів заліза на кожен атом водню), але для всіх інших елементів X, співвідношення [X/Fe] залишаться незмінними. І навпаки, якщо газова маса отримала певну кількість кисню, тоді її [Fe/H] залишиться незмінним, а [O/Fe] збільшиться. Загалом, певний процес зоряного нуклеосинтезу змінює пропорції лише кількох елементів або ізотопів, отже зразок газу з ненульовими значеннями [X/Fe] може сигналізувати про певний ядерний процес.

Значення

  • Металічність є індикатором віку зорі — старіші зорі містять менше важких елементів[2].
  • Підвищена металічність міжзоряного газу стимулює зореутворення, завдяки ефективнішому його охолодженню[2].
  • Металічність карликових галактик пов'язана з їх масою[2].
  • Імовірність утворення планет у зір з більшою металічністю вища[9].

Див. також

Примітки

  1. ↑ Металічність зорі // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 281. — ISBN 966-613-263-X.
  2. ↑ а б в г Химическая эволюция газа в галактиках [Архівовано 3 лютого 2017 у Wayback Machine.](рос.)
  3. ↑ Вміст хімічних елементів // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 81—82. — ISBN 966-613-263-X.
  4. ↑ A. Unsöld; B. Baschek; R.C. Smith; C.A. Hein (1983). The New Cosmos. Springer New York. doi:10.1007/978-1-4757-1791-4. ISBN 978-0-387-90886-1. Архів оригіналу за 4 березня 2016. Процитовано 11 травня 2016.
  5. ↑ The new solar abundances - Part I: the observations. Communications in Asteroseismology. Січень 2006. Архів оригіналу за 7 листопада 2015. Процитовано 25 червня 2013.
  6. ↑ Solar Heavy-Element Abundance: Constraints from Frequency Separation Ratios of Low-Degree p-Modes. The Astrophysical Journal. Листопад 2007. Процитовано 30 червня 2013.
  7. ↑ R. Rowlett та ін. (Липень 2005). How Many? A Dictionary of Units of Measurement. University of North Carolina. Архів оригіналу за 2 липня 2012. Процитовано 3 лютого 2015.
  8. ↑ Помилка Lua у Модуль:Citation/CS1/Date_validation у рядку 1038: attempt to index local 'format' (a nil value).
  9. ↑ Revealing A Universal Planet-Metallicity Correlation For Planets of Different Sizes Around Solar-Type Stars [Архівовано 2 жовтня 2017 у Wayback Machine.](англ.)

Посилання

Джерело: стаття у Вікіпедії та історія редагувань (автори).