金属量

デジタル大辞泉

きんぞく‐りょう〔‐リヤウ〕【金属量】

読み方：きんぞくりょう

天体に含まれる重元素の割合。宇宙の化学進化が進むと、恒星内の核融合反応や超新星爆発によって重元素が生成されるため、天体の年齢の指標となる。金属量が少ないほど、若い天体と考えられる。

ウィキペディア小見出し辞書

金属量

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/06/03 00:49 UTC 版)

「ウォルフ・ライエ星」の記事における「金属量」の解説

ウォルフ・ライエ星の数や性質は、その前駆星の化学組成によって異なる。この違いの主な原因は、金属量の違いによる質量損失の比率である。金属量が高いほど質量損失が大きくなり、大質量星の進化とウォルフ・ライエ星の性質にも影響を与えることとなる。質量損失が大き過ぎると、鉄の中心核が成長して崩壊する前に外層が失われてしまうため、質量の大きな赤色超巨星は超新星として爆発する前に高温に戻ってしまい、最も質量の大きな恒星ではその進化の過程で赤色超巨星に進化することはない。ウォルフ・ライエ段階では、質量損失が大きくなると、対流コアの外側の層の消耗が激しくなり、表面の水素の存在量が減少し、ヘリウムがより急速に剥がれ落ちてWC型スペクトルを見せるようになる。 このような傾向は、局所銀河群の様々な銀河で観測されており、天の川銀河内では太陽系に近いレベル、アンドロメダ銀河ではやや低いレベル、大マゼラン雲ではさらに低いレベル、小マゼラン雲でははるかに低いレベルと、金属量にばらつきが見られる。個々の銀河の中でも金属量の違いが見られ、さんかく座銀河と天の川銀河では銀河の中心に近い方が高い金属量を示し、アンドロメダ銀河では銀河ハローよりも銀河円盤の方が高い金属量を示している。また、小マゼラン雲は恒星形成率に比べてウォルフ・ライエ星が少なく、WO星1つを除いてWC星が全くないのに対し、天の川銀河はWN星とWC星の数がほぼ同数で、ウォルフ・ライエ星の総数が多く、その他の主要な銀河ではWC星よりWN星のほうが多く、ウォルフ・ライエ星の総数がやや少ない。大マゼラン雲と、特に小マゼラン雲のウォルフ・ライエ星は輝線が弱く、恒星大気中の水素比率が高くなる傾向がある。小マゼラン雲のウォルフ・ライエ星はそのほとんどが、恒星風が弱くその光球を完全に隠し切れていないため、早期型スペクトルの星でも水素の輝線や吸収線まで示す。 赤色超巨星期を経てWNL星に戻ることができる主系列星の最大質量は、天の川銀河では約20 M☉、大マゼラン雲では32 M☉、小マゼラン雲では50 M☉以上と計算されている。より進化したWNE星とWC星の段階は、太陽系近辺の金属量では初期質量が25 M☉以上、大マゼラン雲では60 M☉以上の星でしか到達しない。通常の単独星の進化では、小マゼラン雲の金属量ではWNE星やWC星は生まれないと予想されている。

金属量

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/06/09 23:39 UTC 版)

「ちょうこくしつ座矮小銀河」の記事における「金属量」の解説

1999年、Majewskiらはちょうこくしつ座矮小銀河は金属量の分布によって、[Fe/H] = -2.3の部分と[Fe/H] = -1.5の部分に2つに分かれることを発見した。他の局所銀河群の多くの銀河と同様に、古く金属量の少ない部分が、新しく金属量の多い部分よりも広がっている。

金属量

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/08/31 19:13 UTC 版)

「りゅう座矮小銀河」の記事における「金属量」の解説

りゅう座矮小銀河は、主に古い種属の恒星から構成されており、星間物質の量は非常に少ない。75%から90%の恒星が100億年以上前に形成され、その後20-30億年前に小規模な星形成が起こったと考えられている。金属量は、平均[Fe/H] = -1.74の単純なガウス分布で、標準偏差は0.24である。りゅう座矮小銀河の中心部には金属量の豊富な恒星が集まっており、青色よりも赤色の恒星の割合が多い。