Металічність

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Схематичний розподіл поколінь зірок у нашій Галактиці.

Металічністьастрономії) — відношення вмісту елементів, важчих за гелій (їх в астрономії заведено називати металами, M), до вмісту гідрогену (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,
 \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 гідрогеном. Є показником, який дозволяє визначати час виникнення та вік зоряних систем чи окремих зірок[Джерело?].

Під час первинного нуклеосинтезу у перші хвилини життя Всесвіту, у ньому виникли 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 життя 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 було знайдено. Друге покоління зірок (популяція II) народилась з матеріалу зір першого покоління та мала відносно малу металічність. Кожне наступне покоління зірок є багатшим на метали, ніж попереднє. Наймолодші зорі, на зразок Сонця, які є зорями третього покоління (популяція I), містять найбільшу кількість металів.

Посилання[ред.ред. код]

  1. Металічність зорі // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів: ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 281. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031)