Металичност
From Wikipedia, the free encyclopedia
Металичността е величина, с която в астрофизиката се описва изобилието на елементи в дадена звезда или друго космическо тяло, които са по-тежки от водорода и хелия. Повечето от физическата материя във Вселената е под формата на водород или хелий, така че астрономите използват за по-кратко, макар и неточно понятието „метал“ за назоваване на всички елементи, освен водород и хелий. Тази употреба е различна от стандартното физическо и химическо определение за метал. Например, звездите и мъглявините с относително голямо изобилие на въглерод, азот, кислород и неон се определят като богати на метал в астрофизично отношение, дори тези елементи да не са метали в химията.
Наличието на по-тежки елементи се дължи на звезден термоядрен синтез – теорията, че повечето от елементите, по-тежки от водород и хелий („металите“), във Вселената са образувани в ядрата на звезди, които еволюират. С течение на времето, звездният вятър и свръхновите натрупват металите в околната среда, обогатявайки междузвездната среда и предоставяйки материал за образуването на нови звезди. От това следва, че по-старите звезди, образували се в бедната на метали ранна Вселена, като цяло имат по-малко съдържание на метали, отколкото по-младите поколения звезди.
Наблюдаваните разлики в химичното изобилие на различните видове звезди, въз основа на спектралните особености, които по-късно биват приписани на металичността, карат астрономът Валтер Бааде през 1944 г. да предположи съществуването на две различни популации звезди.[1] Те стават известни като Популация I (богати на метали) и Популация II (бедни на метали). През 1978 г. е въведена и Популация III, включваща звезди с изключително ниско съдържание на метали, едни от първите звезди във Вселената.[2][3][4]