Metallisitet
Metallisitet brukes innen astronomi og astrofysikk, for å beskrive den andel materie (for eksempel en stjerne) som består av andre grunnstoffer enn hydrogen og helium. Metaller brukes som et samlebegrep for alle atomer med atomnummer større enn 2.[1] I denne sammenheng bidrar f.eks karbon til metallisiteten selv om det ikke er et metall i vanlig definisjon.
Metallisiteten av et objekt kan gi en pekepinn om dets alder. Hydrogen og helium utgjorde henholdsvis 76 % og 24 % av all vanlig materie etter Big Bang, med kun spor av tyngre grunnstoffer som litium og beryllium. Alle tyngre grunnstoffer er senere produsert ved nukleosyntese i stjerner og supernovaer. Derfor vil høy metallisitet tilsi at objektet er dannet relativt senere enn et objekt med lav metallisitet. Høy er et relativt begrep – metallisiteten i unge stjerner er sjelden over 2 (%). Solen er en tredjegenerasjonsstjerne (populasjon I) og har en metallisitet på 1,6. De eldste førstegenerasjonsstjernene (populasjon III) har en metallisitet nær 0.
Et annet mål som brukes ved spektroskopi måler forholdet mellom jern og hydrogen i spekteret som (Fe/H) for stjernen eller stjernetåken. Forholdet uttrykkes i forholdet til verdien for solen som normal og oppgis logaritmisk. En (Fe/H)-metallisitet på 0 er derfor det samme som for solen mens (Fe/H)-metallisitet på -1 er en tiendedel av solens.
Referanser
rediger- ^ John C. Martin (2005). «What we learn from a star's metal content». Arkivert fra originalen 6. januar 2009. Besøkt 29. januar 2007. New Analysis RR Lyrae Kinematics in the Solar Neighborhood