Во Вселенной множество звезд, и все они заняты исключительно важным делом – термоядерным синтезом, они производят новые элементы – тяжелее водорода и гелия. Для обозначения этих элементов астрономы ввели условное понятие «металлы». Хотя для химика это кошмар, но в астрономии и углерод, и азот, и кислород и даже неон – все эти элементы тяжелее гелия, и, стало быть считаются металлами. Первые доисторические звезды, родившиеся после Большого Взрыва, представляли собой огромные шары чистого водорода. Массивные и прожорливые, они быстро заканчивали свои жизни в исполинских взрывах, рассеивая недогоревший водород, гелий и немного синтезированных «металлов» по Вселенной. Их астрономы назвали звездами III населения. Иногда эти гиганты сжимались в черные дыры, но и черные дыры при помощи реактивных струй материала, обильно высевали первое поколение элементов тяжелее гелия в открытый космос. Звезды III населения – доисторические динозавры, за ними охотятся в галактиках на грани чувствительности современных телескопов, но пока обнаружить и опознать еще не удается. Из посева звезд III населения образовались звезды II населения, которые уже были несколько более умеренными, и в течение жизни синтезировали еще больше металла, который снова засевал галактики. Солнце – звезда I населения. Она вобрала в себя не только водород и гелий, но и выброшенные вторым населением синтезированные им тяжелые элементы. То есть первое население начало совсем не с чистого листа и сейчас продолжает синтез все новых, более тяжелых элементов... Таким образом, всего во Вселенной образовалось три населения звезд – третье, которое никто пока еще не видел - практически с нулевым уровнем металличности, второе, с низким уровнем металличности – это старые звезды, и первое – с высоким уровнем металличности, которое и правит сейчас основной звездный бал. У металличности звезд есть определенные интересные закономерности. Внутри одного населения звезд в Галактики металличность максимальна ближе к ее центру и постепенно спадает к краям. Такое распределение – прямое следствие количества звезд на единицу объема. Также, большие галактики обладают большей металличностью, чем малые. Звезды второго населения рассредоточены в гало Галактики и образуют собой сферическую подсистему. Шаровые скопления, которые, как известно, заполняют собой эту сферу с постепенной концентрацией к центру Галактики, практически целиком состоят из звезд-старичков с малой металличностью. Звезды первого населения разбросаны в дисковой подсистеме Галактики, концентрируясь в ее рукавах и обращаясь вокруг ее центра по эллиптическим орбитам. Металличность звезд - важный фактор в разных дисциплинах астрономии. Так, например, определив металличность звезды, ученые могут высказывать предположения о том, могут ли у нее быть планеты земного типа - то есть, при формировании звезды из облака пыли и газа там уже было достаточно тяжелых элементов, чтобы "слепить" планету с твердой поверхностью.
И, конечно же, особый интерес сейчас вызывает поиск доисторических чудовищ - звезд III населения массой в сотни солнц! Дело в том, что если такие звезды найдутся, и на их поверхности вдруг обнаружится какой-то тяжелый элемент - например, литий - то этот элемент скорее всего был создан непосредственно при Большом Взрыве! Фигурально выражаясь, у астрономов впервые со времен открытия реликтового излучения появляется шанс подергать Бога Большой Взрыв за бороду....Несмотря на все попытки, звезды III населения продолжают ускользать от исследователей, которые уже только к каким только ухищрениям не прибегали! Но космологи не отчаиваются и обещают, что их поиски только начинаются. Конечно, космический телескоп Джеймса Уэбба тут будет очень кстати.И, наконец, немного цифр для "продвинутых пользователей", чтобы представить, о чем идет речь. Для Солнца количество водорода измеряется долей в 73%, гелия - 25% и всех остальных "металлов" - всего 2%. Немного, правда?Для большинства астрономических объектов полную металличность измерить не представляется возможным, поэтому ученые оперируют каким-то одним или несколькими металлами, чье количество можно установить уверенно по линиям в спектре объекта. Например, железо. Индекс металличности звезды "по железу" определяется так -
Где - NFe и NH количества железа и водорода на единицу объема. Из этой формулы следует, что если у звезды больше железа, чем у Солнца, то ее отношение Fe/H положительно, а если меньше - отрицательно.Аналогично можно выражать соотношения других элементов. Например, нотация [O/Fe] показывает отношение количества кислорода к железу:
Смысл этой нотации в том, что если возрастает количество водорода, то отношение в первой формуле будет стремиться к нулю, а во второй - оставаться постоянным. И, наоборот, увеличение кислорода будет изменять вторую формулу, а отношение [Fe/H] останется постоянным. В общем случае, при установившемся процессе термоядерного синтеза меняется соотношение всего лишь небольшого количества изотопов, поэтому соотношение элемента X к Fe [X/Fe] может однозначно указать, на какой стадии находится синтез конкретно в этой звезде - то есть можно судить о ее реальном возрасте!И, наконец, отношение Z и [Fe/H] можно записать как
где А - некая константа между 0.9 и 1.0.Это - универсальная формула для выражения металличности звезды через соотношения элементов [Z/X], приведенное к количеству железа.[1] - http://en.wikipedia.org/wiki/Metallicity
Комментарии (0)