Введение

Относительное содержание тяжелых элементов в звезде или другом астрономическом объекте – металличность химических элементов.

В астрономии металличность – это содержание элементов в объекте, более тяжелых, чем водород и гелий. Большая часть обычной в настоящее время обнаруживаемой (то есть не темной) материи во Вселенной состоит из водорода или гелия, и астрономы используют слово «металлы» как удобное сокращение для обозначения «всех элементов, кроме водорода и гелия». Это употребление слова отличается от общепринятого химического или физического определения металла как электропроводящего твердого вещества. Звезды и туманности с относительно высоким содержанием более тяжелых элементов в астрофизике называются «богатыми металлами», хотя многие из этих элементов не являются металлами в химии.

Происхождение

Наличие более тяжелых элементов обусловлено звездным нуклеосинтезом, в ходе которого большинство элементов тяжелее водорода и гелия во Вселенной (далее – металлы) формируются в ядрах звезд по мере их эволюции. Со временем звездные ветры и вспышки сверхновых выбрасывают эти металлы в окружающую среду, обогащая межзвездную среду и предоставляя материал для формирования новых звезд. Следовательно, более старые поколения звезд, образовавшиеся в ранней Вселенной с низкой металличностью, как правило, имеют более низкую металличность, чем более молодые поколения, образовавшиеся во Вселенной с более высокой металличностью.

Звездные популяции

Наблюдаемые изменения в химическом составе различных типов звёзд, основанные на спектральных особенностях, которые впоследствии были связаны с металличностью, привели астронома Вальтера Бааде в 1944 году к предложению о существовании двух различных популяций звёзд. Они получили общее название звёзды популяции I (богатые металлами) и популяции II (бедные металлами). В 1978 году была выдвинута гипотеза о существовании третьей, самой ранней звёздной популяции, известной как звёзды популяции III. Эти "сверхбедные металлами" (XMP) звёзды, согласно теории, были "первыми" звёздами, образовавшимися во Вселенной.

Общие методы расчета

Астрономы используют несколько различных методов для описания и оценки содержания металлов, в зависимости от доступных инструментов и исследуемого объекта. Некоторые из этих методов включают определение соотношения массы, приходящейся на газ и металлы, или измерение отношения количества атомов двух разных элементов по сравнению с солнечными значениями.

Соотношения химического содержания

Общая металличность звезды обычно определяется с использованием общего содержания водорода, поскольку его обилие считается относительно постоянным во Вселенной, или содержания железа в звезде, которое обычно линейно возрастает со временем во Вселенной. Следовательно, железо может использоваться как хронологический индикатор нуклеосинтеза. Железо относительно легко измерить с помощью спектральных наблюдений в спектре звезды, учитывая большое количество железных линий в звездных спектрах (хотя кислород является наиболее распространенным тяжелым элементом – см. металличность в H-областях ниже). Отношение изобилия – это десятичный логарифм отношения содержания железа в звезде к содержанию железа в Солнце и рассчитывается следующим образом:

где и – количество атомов железа и водорода на единицу объема соответственно, – стандартное обозначение Солнца, а – звезды (часто опускается ниже). Единицей, часто используемой для измерения металличности, является декс, сокращение от «десятичный показатель». Согласно этой формулировке, звезды с более высокой металличностью, чем у Солнца, имеют положительный десятичный логарифм, в то время как звезды, в которых преобладает водород, имеют соответствующее отрицательное значение. Например, звезды со значением +1 имеют в 10 раз большую металличность, чем у Солнца; наоборот, звезды со значением −1 имеют , а звезды со значением 0 имеют такую же металличность, как у Солнца, и так далее. Та же нотация используется для выражения изменений в изобилии отдельных элементов по сравнению с солнечными пропорциями. Например, обозначение представляет собой разницу между десятичным логарифмом содержания кислорода в звезде и его содержания железа по сравнению с солнечным. В целом, данный звездный нуклеосинтетический процесс изменяет пропорции лишь нескольких элементов или изотопов, поэтому звездная или газовая проба с определенными значениями может указывать на связанный изученный ядерный процесс.

Звезды

При заданной массе и возрасте звезда с низкой металличностью будет немного теплее. Металличность звёзд II популяции составляет примерно от до солнечной, но эта группа в целом выглядит холоднее, чем популяция I, поскольку массивные звёзды II популяции давно прекратили своё существование. При массе более 40 солнечных масс металличность влияет на то, как звезда завершит свою жизнь: вне области неустойчивости попарного образования звёзд, звёзды с низкой металличностью коллапсируют непосредственно в чёрную дыру, а звёзды с высокой металличностью взрываются как сверхновые типа Ib/c и могут оставить после себя нейтронную звезду.

Связь между звездной металличностью и планетами

Измерение металличности звезды — один из параметров, помогающих определить вероятность наличия у звезды газового гиганта, поскольку существует прямая корреляция между металличностью и наличием газового гиганта. Наблюдения подтверждают связь между металличностью звезды и газовыми гигантами, такими как Юпитер и Сатурн. Чем выше содержание металлов в звезде, а следовательно, и в её планетарной системе и протопланетном диске, тем выше вероятность наличия в системе газовых гигантов. Современные модели показывают, что металличность, наряду с подходящей температурой планетной системы и расстоянием от звезды, играет ключевую роль в формировании планет и планетезималей. Для двух звезд одинакового возраста и массы, но с разной металличностью, звезда с меньшей металличностью будет голубее. Среди звезд одного и того же цвета звезды с меньшей металличностью излучают больше ультрафиолетового излучения. Солнце, с восемью планетами и девятью общепризнанными карликовыми планетами, используется в качестве эталона, с показателем 0,00.

H регионы

Молодые, массивные и горячие звезды (обычно спектральных типов O и B) в H-областях излучают ультрафиолетовые фотоны, которые ионизируют атомы водорода в основном состоянии, освобождая электроны и протоны; этот процесс известен как фотоионизация. Свободные электроны могут сталкиваться с другими близлежащими атомами, возбуждая связанные металлические электроны в метастабильное состояние, которое в конечном итоге распадается обратно в основное состояние, излучая фотоны с энергиями, соответствующими запрещенным линиям. Благодаря этим переходам астрономы разработали несколько наблюдательных методов для оценки содержания металлов в H-областях, где чем сильнее запрещенные линии в спектроскопических наблюдениях, тем выше металличность. Эти методы зависят от одного или нескольких из следующих факторов: разнообразия асимметричных плотностей внутри H-областей, различных температур встроенных звезд и/или плотности электронов в ионизированной области. Теоретически, для определения общего содержания одного элемента в H-области, все переходные линии должны быть наблюдаемы и суммированы. Однако это может быть затруднительно из-за изменения интенсивности линий. Некоторые из наиболее распространенных запрещенных линий, используемых для определения содержания металлов в H-областях, – это линии кислорода (например, [O] λ = (3727, 7318, 7324) Å и [O] λ = (4363, 4959, 5007) Å), азота (например, [N] λ = (5755, 6548, 6584) Å) и серы (например, [S] λ = (6717, 6731) Å и [S] λ = (6312, 9069, 9531) Å) в оптическом спектре, а также [O] λ = (52, 88) мкм и [N] λ = 57 мкм в инфракрасном спектре. Кислород имеет некоторые из наиболее сильных и распространенных линий в H-областях, что делает его основной целью для оценки металличности в этих объектах. Для расчета содержания металлов в H-областях с использованием измерений потока кислорода астрономы часто используют метод R23, в котором

где – сумма потоков от линий эмиссии кислорода, измеренных в лабораторной длине волны λ = (3727, 4959 и 5007) Å, деленная на поток от линии эмиссии H серии Бальмера в лабораторной длине волны λ = 4861 Å. Это соотношение хорошо определено с помощью моделей и наблюдательных исследований, но следует проявлять осторожность, поскольку соотношение часто вырождено, предоставляя как низкое, так и высокое решение по металличности, которое можно уточнить с помощью дополнительных измерений линий. Аналогичным образом, могут быть использованы другие сильные соотношения запрещенных линий, например, для серы, где содержание металлов в H-областях обычно составляет менее 1%, при этом процент в среднем уменьшается с расстоянием от галактического центра.

Галактики

В ноябре 2022 года астрономы, используя космический телескоп Хаббл, обнаружили одну из самых бедных на металлы галактик, известных на данный момент. Эта близлежащая карликовая галактика, расположенная в 20 миллионах световых лет от нас и имеющая диаметр 1200 световых лет, получила название HIPASS J1131–31 (неофициальное название – галактика "Пикабу"). По словам одного из астрономов, "благодаря близости галактики "Пикабу" к нам, мы можем проводить детальные наблюдения, что открывает возможность увидеть среду, напоминающую раннюю Вселенную, с беспрецедентной детализацией."