Перегляд вихідного коду сторінки Металічність

[[Файл:Starpop.svg|міні|праворуч|300пкс|Схематичний розподіл поколінь зірок у нашій [[Молочний Шлях|Галактиці]].]]
'''Металічність'''&nbsp;— відношення вмісту [[Хімічний елемент|елементів]], важчих за [[гелій]] (їх в астрономії заведено називати ''металами'', M), до вмісту гідрогену (H) в [[Зоря|зорі]] порівняно з таким же відношенням для [[атмосфера Сонця|атмосфери Сонця]]<ref name="АЕСМетал">{{А-Е-С|Металічність зорі|281|m1}}</ref>. Металічність позначається символом '''Z''', та вимірюється у співвідношенні кількості [[атомне ядро|атомних ядер]] важчих та легших елементів, <br /><math> \mathrm{Z} = \lg{\left(\frac{N_{\mathrm{M}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{star}} - \lg{\left(\frac{N_{\mathrm{M}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{\bigodot}} </math>. <br />найчастіше за [[Fe|залізом]] та [[гідроген]]ом. Є показником, який дозволяє опосередковано визначати час утворення та вік зоряних систем чи окремих зір.

Під час [[нуклеосинтез|первинного нуклеосинтезу]] у [[Великий вибух|перші хвилини]] життя [[Всесвіт]]у, у ньому утворилися [[водень]] (75 %), [[гелій]] (25 %), а також сліди [[Літій|літію]] та [[Берилій|берилію]]. Перші [[зоря|зорі]], що утворились згодом, так звані зорі [[Зоряне населення|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 [[залізо|заліза]]. Потім зорі гинули внаслідок вибуху [[Наднова|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 [[Сонце|Сонця]], які є зорями третього покоління (популяція I), містять найбільшу кількість металів.

Металічність може визначатися як для окремих зірок, так і для їх сукупчень, [[галактика|галактик]], [[Галактична туманність|туманностей]] або [[Міжзоряне середовище|міжзоряного середовища]].<ref name="sai">[http://www.sai.msu.ru/dept/zasovotd/chem_review.html Химическая эволюция газа в галактиках] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170203082423/http://www.sai.msu.ru/dept/zasovotd/chem_review.html |date=3 лютого 2017 }}{{ref-ru}}</ref>

== Визначення ==
У більшості [[зоря|зір]], [[Галактична туманність|галактичних туманностей]] та інших астрономічних об'єктів, водень і гелій є двома домінантними елементами. Для обчислення фізичних параметрів середовища ([[тиск]]у, [[швидкість звуку|швидкості звуку]], тощо) склад об'єкта достатньо описати трьома величинами: '''X''', '''Y''' і '''Z''', де '''X'''&nbsp;— частка [[водень|водню]] (за масою), '''Y'''&nbsp;— частка [[гелій|гелію]] і '''Z'''&nbsp;— частка всіх інших хімічних елементів. Значення X, Y і Z нормується умовою<ref name="AES_81">{{А-Е-С|Вміст хімічних елементів|81—82|v1}}</ref>:
:<math> X + Y + Z = 1 </math>
Вважається, що для [[Сонце|Сонця]] ці параметри мають такі приблизні значення<ref name=TNC>{{cite book| author=A. Unsöld| author2=B. Baschek| author3=R.C. Smith| author4=C.A. Hein| title=The New Cosmos| url=http://link.springer.com/book/10.1007%2F978-1-4757-1791-4| date=1983| publisher=Springer New York| isbn=978-0-387-90886-1| doi=10.1007/978-1-4757-1791-4| accessdate=11 травня 2016| archive-date=4 березня 2016| archive-url=https://web.archive.org/web/20160304112221/http://link.springer.com/book/10.1007%2F978-1-4757-1791-4}}</ref>: 

:{| class="wikitable"
|-
! Опис !! Значення для Сонця
|-
| Масова частка водню || <math>X_\mathrm{sun} = 0.73</math>
|-
| Масова частка гелію || <math>Y_\mathrm{sun} = 0.25 </math>
|-
| Вміст металів || <math>Z_\mathrm{sun} = 0.02</math>
|}
хоча нещодавні дослідження показують, що менші значення для <math>Z_\mathrm{sun}</math> можуть бути більш прийнятними<ref>{{cite web |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006CoAst.147...76A |title=The new solar abundances - Part I: the observations |publisher=Communications in Asteroseismology |date=January 2006 |accessdate=2013-06-25 |archive-date=7 листопада 2015 |archive-url=https://web.archive.org/web/20151107043019/http://adsabs.harvard.edu/abs/2006CoAst.147...76A }}</ref><ref>{{cite web|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...670..872C |title=Solar Heavy-Element Abundance: Constraints from Frequency Separation Ratios of Low-Degree p-Modes |publisher=The Astrophysical Journal |date=November 2007 |accessdate=2013-06-30}}</ref>.

Металічність астрономічних об'єктів не можна визначити безпосередньо. Натомість використовують непрямі методи. Наприклад, спостерігач може безпосередньо виміряти вміст заліза в галактиці (наприклад, використовуючи яскравість [[Емісійний спектр|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:

{{center|<math> [\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}} </math>}}

де <math>N_{\mathrm{Fe}}</math> і <math>N_{\mathrm{H}}</math> це кількості заліза і водню на одиницю об'єму. Одиниця вимірювання, яку часто використовують для вимірювання металічності,&nbsp;— це «декс» ({{lang-en|dex}}), що є (наразі нерекомендованим) скороченням для «десяткова експонента».<ref name=A_D_U>{{cite web| author=R. Rowlett| display-authors=etal| title=How Many? A Dictionary of Units of Measurement| date=July 2005| url=http://www.unc.edu/~rowlett/units/dictD.html| publisher=University of North Carolina| accessdate=3 February 2015| archive-date=2 липня 2012| archive-url=https://www.webcitation.org/68rP4pB2K?url=http://www.unc.edu/~rowlett/units/dictD.html}}</ref> 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(10<sup>1</sup>). І навпаки, якщо у зорі металічність –1, то вона має вдесятеро меншу частку металів (10<sup>−1</sup>), а якщо –2 (10<sup>−2</sup>), то в сто разів меншу і т.д.<ref name="Martin" /> 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.{{citation needed|date=November 2012}}

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:

{{center|<math> [\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}}
</math>}}
{{center|<math>
= \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].
</math>}}

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

== Значення ==
* Металічність є індикатором віку зорі&nbsp;— старіші зорі містять менше важких елементів<ref name="sai"/>.
* Підвищена металічність міжзоряного газу стимулює зореутворення, завдяки ефективнішому його охолодженню<ref name="sai"/>.
* Металічність карликових галактик пов'язана з їх масою<ref name="sai"/>.
* Імовірність утворення планет у зір з більшою металічністю вища<ref>[https://arxiv.org/abs/1310.7830 Revealing A Universal Planet-Metallicity Correlation For Planets of Different Sizes Around Solar-Type Stars] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20171002220318/https://arxiv.org/abs/1310.7830 |date=2 жовтня 2017 }}{{ref-en}}</ref>.

== Див. також ==
* [[Зоряне населення]]

== Примітки ==
{{reflist|30em|
|refs=
<ref name="Martin">{{cite web |author=John C. Martin |title=What we learn from a star's metal content |work=New Analysis RR Lyrae Kinematics in the Solar Neighborhood |url=https://edocs.uis.edu/jmart5/www/rrlyrae/metals.htm |accessdate=7 вересня 2005 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20160629210059/https://edocs.uis.edu/jmart5/www/rrlyrae/metals.htm |archivedate=червень 29, 2016 |deadurl=yes }}</ref>
}}

== Посилання ==
*{{YouTube|zjOqzikYx9U|Хімічний склад зір|logo=1}}, канал [[Харківська астрономічна обсерваторія|Інституту астрономії Харківського університету]]

{{Зорі}}
{{Бібліоінформація}}
[[Категорія:Астрофізика]]