Металл (астрофизика)

Металли́чность в астрофизике — относительная концентрация элементов тяжелее гелия, которые в астрономии принято называть металлами, в звёздах и галактиках. Металличность является показателем возраста звёздной системы. Сразу после образования Вселенной единственным существующим химическим элементом был водород. В результате нуклеосинтеза в звёздах появился гелий и следы лития. Поэтому первые звёзды, так называемые звёзды популяции III, состояли только из этих элементов и практически не содержали металлов. Эти звёзды были чрезвычайно массивны, и в течение их жизни в них синтезировались элементы вплоть до железа. Затем звёзды погибали в результате взрыва сверхновых, и синтезированные элементы распределялись по Вселенной. Пока ещё ни одной звезды этого типа не было найдено. Второе поколение звёзд (популяция II) родилось из материала звёзд первого поколения и имело довольно малую металличность. Каждое следующее поколение звёзд более богато металлами, чем предыдущее. Самые молодые звёзды, типа нашего Солнца, которое является звездой третьего поколения, популяции I, содержат самое высокое количества металлов.

Из наблюдений (из анализа спектров звёзд) чаще всего можно получить только величину [Fe / H]:

$[\mathrm{Fe}/\mathrm{H}] = \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{star}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{sun}}$

которую, строго говоря, и называют металличностью.

Здесь $\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}$ — отношение концентрации атомов железа к атомам водорода на звезде и на Солнце соответственно. В случае, если пропорции металлов и элементов С, О, N, Ne на Солнце и на звезде одинаковы, металличность [Fe / H] характеризует отношение содержания всех тяжёлых элементов на звезде и на Солнце. Для очень старых звёзд значение [Fe / H] заключено между -2 и -1 (т.е. содержание металлов в них меньше солнечного в 10-100 раз). Металличность звёзд галактического диска в основном меняется от -0,3 до +0,2, выше в центре и снижается к краям.