Metaliczność

Metaliczność – zawartość pierwiastków cięższych od helu (metali w rozumieniu astronomicznym) w gwieździe względem ich zawartości w Słońcu.

Metaliczność

Miarą metaliczności jest logarytm ze stosunku względnych zawartości metali w danej gwieździe i Słońcu, oznaczany symbolem [m/H]^[1]. Najczęściej przyjmuje się podobną, prostszą miarę oznaczaną [Fe/H], opartą na zawartości żelaza:

[\mathrm {Fe} /\mathrm {H} ]=\log \left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{G}-\log \left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{S}=\log \left({\frac {Z_{\mathrm {G} }}{Z_{\mathrm {S} }}}\right),

gdzie:

N_{\mathrm {Fe} }

– koncentracja żelaza,

N_{\mathrm {H} }

– koncentracja wodoru,

Z_{\mathrm {G} }

– względna zawartość żelaza w stosunku do wodoru w gwieździe,

Z_{\mathrm {S} }

– zawartość żelaza w stosunku do wodoru dla Słońca ~0,0177.

Koncentracja żelaza jest stosunkowo łatwa do wyznaczenia dzięki silnym liniom widmowym w zakresie widzialnym i obfitości tego pierwiastka. Współczynnik [m/H] jest równy [Fe/H], jeżeli względne zawartości metali są takie same w Słońcu i innych gwiazdach; założenie to jest spełnione dla większości gwiazd w dysku naszej Galaktyki, ale nie jest prawdziwe dla większości gwiazd z galaktycznego halo^[1].

Znaczenie

Dodatnie wartości odpowiadają gwiazdom o większej zawartości metali niż ma Słońce, ujemne – gwiazdom o mniejszej ich zawartości. Metaliczność pozwala rozróżniać populacje gwiazdowe ze względu na różną pierwotną zawartość metali w gwiazdach; np. Słońce jest gwiazdą I populacji, czyli stosunkowo niedawno powstałą. Do gwiazd o najmniejszej metaliczności należy np. HE0107-5240, o współczynniku [m/H] = −5,3^[1] – reprezentuje ona najstarsze obiekty II populacji. Pierwsze gwiazdy we Wszechświecie prawdopodobnie niemal nie posiadały metali (pierwotna nukleosynteza wytworzyła niewielkie ilości cięższych pierwiastków, zanim zaczęły one powstawać w gwiazdach), co oznacza jeszcze mniejszą metaliczność; zalicza się je do (hipotetycznej) III populacji.

Obserwacje wskazują, że planety tworzą się częściej wokół gwiazd zawierających więcej metali^[2]. Większy stosunek [Fe/H] przyspiesza także wzrost protoplanet. Metaliczność gwiazdy rośnie naturalnie z jej wiekiem, z powodu spalania wodoru w gwieździe, ale niekiedy zjawisko migracji może doprowadzić do kolizji planety z gwiazdą, tym samym zaburzając zawartość pierwiastków.

Zobacz też

SDSS J102915+172927 – gwiazda o bardzo niskiej metaliczności, najprawdopodobniej najstarsza znana gwiazda

Przypisy

↑ ^a ^b ^c I. Reid: New Light on Dark Stars. s. 302–308.
↑ Debra A. Fischer, Jeff Valenti. The Planet-Metallicity Correlation. „The Astrophysical Journal”. 622 (2), s. 1102–1117, 2005-04-01. The American Astronomical Society. DOI: 10.1086/428383. (ang.).

Bibliografia

I. Neill Reid, Suzanne L. Hawley: New Light on Dark Stars. Springer-Praxis, 2005. ISBN 3-540-25124-3.

[Reid-1] I. Reid: New Light on Dark Stars. s. 302–308.

[Fischer-2] Debra A. Fischer, Jeff Valenti. The Planet-Metallicity Correlation. „The Astrophysical Journal”. 622 (2), s. 1102–1117, 2005-04-01. The American Astronomical Society. DOI: 10.1086/428383. (ang.).

[1]

[2]