Металличность
Nov. 3rd, 2017 09:24 am![[personal profile]](https://www.dreamwidth.org/img/silk/identity/user.png){kind=small}
atandakil_gunzeЯ уже несколько раз упоминал про металличность звезд - но ни разу не рассказывал, что это такое.
Дело в том, что металлами в астрофизике именуются все элементы кроме водорода и гелия.
Именно эти элементы выделяются по простой причине - когда после Большого Взрыва температура Вселенной упала настолько, что в ней начали образовываться атомные ядра, в ней в силу некоторых особенностей ядерных реакций и нуклеосинтеза образовались только водород (это понятно - просто протоны) и гелий (альфа-частицы). Другие атомы не появились (вернее, могли появиться еще литий с бериллием, но в исключительно малом количестве). Причина в том, что в этих условиях новые элементы могли появляться только при захвате протонов или нейтронов ядрами, а этот процесс заканчивался быстро из-за нестабильности ядер 5He, 5Li, 8Be.
Таким образом, звезды первого поколения могли формироваться только из водорода и гелия.
А это приводило к интересным последствиям - у таких звезд ядерная реакция синтеза гелия из водорода может начинаться только при достаточно больших температурах и давлениях (я об этом рассказывал в предыдущем посте), в результате чего первые звезды рождались гигантами, имевшими массы в десятки и сотни масс Солнца.
Это - звезды первого поколения или, как их называют в астрономии, третьего типа звездного населения. До наших дней они, разумеется, не дожили и долго считались сугубо умозрительным феноменом, пока в последнее время их существование не было, возможно, косвенно подтверждено при наблюдениях самых далеких и древних галактик.
А дальше начался процесс звездного нуклеосинтеза. Ядерные реакции внутри звезд приводили к появлению элементов тяжелее гелия (металлов) - теоретически, в самых больших и горячих звездах этот процесс может протекать вплоть до синтеза железа. Эта теория в гигантских звездах первого поколения вполне удовлетворительно воплощалась в практику. Потом звезды взрывались как сверхновые - а уж в этом процессе появляется весь спектр периодической таблицы элементов.
Таким образом, после гибели звезд первого поколения мировое пространство оказалось обогащенным металлами, и следующие звезды уже формировались с их участием. А металлы, особенно, углерод, в термоядерных реакциях выступают в качестве своеобразных катализаторов, так что следующее поколение звезд зажигалось куда легче и было меньшим по размеру. Звезды шаровых скоплений как раз и являются, преимущественно, именно этими звездами второго поколения (второго типа звездного населения) - маленькие старые красные карлики.
Ну а потом, по мере развития очередных звезд концентрация металлов все росла и росла, так что звезды третьего поколения (такие, как наше Солнце) имели в своем составе тяжелых элементов еще больше.
Количество элементов тяжелее гелия в звезде и называется ее металличностью, и может служить показателем (хоть и не строгим) того, как давно образовалась эта звезда, вернее, к какому поколению звезд она принадлежит. Оно также во многом определяет интенсивность термоядерных реакций в звезде, светимость при данной массе и время жизни - с ростом металличности оно падает.
Металличность звезды обычно определяется по содержанию какого-нибудь элемента. Чаще всего используется железо - и в таком случае металличность по содержанию железа ( часто обозначается [Fe/H]) определяется как разность десятичных логарифмов отношения концентрации железа и водорода log10 (NFe/NH) в этой звезде и в Солнце. Если металличность звезды равна, скажем, минус 1, то в ней концентрация железа ниже солнечной в 10 раз, а если плюс 1 - выше в десять раз.
Аналогично может быть определена металличность по любому элементу.
Обычная металличность звезд шаровых скоплений колеблется от минус 1 до минус 2, а галактического диска (третье и выше поколение звезд - первый тип звездного населения, как и наше Солнце) - от минус 0,3 до плюс 0,3. Молодые звезды пятого-шестого поколений могут иметь и заметно более высокую металличность.
Дело в том, что металлами в астрофизике именуются все элементы кроме водорода и гелия.
Именно эти элементы выделяются по простой причине - когда после Большого Взрыва температура Вселенной упала настолько, что в ней начали образовываться атомные ядра, в ней в силу некоторых особенностей ядерных реакций и нуклеосинтеза образовались только водород (это понятно - просто протоны) и гелий (альфа-частицы). Другие атомы не появились (вернее, могли появиться еще литий с бериллием, но в исключительно малом количестве). Причина в том, что в этих условиях новые элементы могли появляться только при захвате протонов или нейтронов ядрами, а этот процесс заканчивался быстро из-за нестабильности ядер 5He, 5Li, 8Be.
Таким образом, звезды первого поколения могли формироваться только из водорода и гелия.
А это приводило к интересным последствиям - у таких звезд ядерная реакция синтеза гелия из водорода может начинаться только при достаточно больших температурах и давлениях (я об этом рассказывал в предыдущем посте), в результате чего первые звезды рождались гигантами, имевшими массы в десятки и сотни масс Солнца.
Это - звезды первого поколения или, как их называют в астрономии, третьего типа звездного населения. До наших дней они, разумеется, не дожили и долго считались сугубо умозрительным феноменом, пока в последнее время их существование не было, возможно, косвенно подтверждено при наблюдениях самых далеких и древних галактик.
А дальше начался процесс звездного нуклеосинтеза. Ядерные реакции внутри звезд приводили к появлению элементов тяжелее гелия (металлов) - теоретически, в самых больших и горячих звездах этот процесс может протекать вплоть до синтеза железа. Эта теория в гигантских звездах первого поколения вполне удовлетворительно воплощалась в практику. Потом звезды взрывались как сверхновые - а уж в этом процессе появляется весь спектр периодической таблицы элементов.
Таким образом, после гибели звезд первого поколения мировое пространство оказалось обогащенным металлами, и следующие звезды уже формировались с их участием. А металлы, особенно, углерод, в термоядерных реакциях выступают в качестве своеобразных катализаторов, так что следующее поколение звезд зажигалось куда легче и было меньшим по размеру. Звезды шаровых скоплений как раз и являются, преимущественно, именно этими звездами второго поколения (второго типа звездного населения) - маленькие старые красные карлики.
Ну а потом, по мере развития очередных звезд концентрация металлов все росла и росла, так что звезды третьего поколения (такие, как наше Солнце) имели в своем составе тяжелых элементов еще больше.
Количество элементов тяжелее гелия в звезде и называется ее металличностью, и может служить показателем (хоть и не строгим) того, как давно образовалась эта звезда, вернее, к какому поколению звезд она принадлежит. Оно также во многом определяет интенсивность термоядерных реакций в звезде, светимость при данной массе и время жизни - с ростом металличности оно падает.
Металличность звезды обычно определяется по содержанию какого-нибудь элемента. Чаще всего используется железо - и в таком случае металличность по содержанию железа ( часто обозначается [Fe/H]) определяется как разность десятичных логарифмов отношения концентрации железа и водорода log10 (NFe/NH) в этой звезде и в Солнце. Если металличность звезды равна, скажем, минус 1, то в ней концентрация железа ниже солнечной в 10 раз, а если плюс 1 - выше в десять раз.
Аналогично может быть определена металличность по любому элементу.
Обычная металличность звезд шаровых скоплений колеблется от минус 1 до минус 2, а галактического диска (третье и выше поколение звезд - первый тип звездного населения, как и наше Солнце) - от минус 0,3 до плюс 0,3. Молодые звезды пятого-шестого поколений могут иметь и заметно более высокую металличность.
