Metaliczność

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj

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

Metaliczność[edytuj | edytuj kod]

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:

NFekoncentracja żelaza,
NH – koncentracja wodoru,
ZG – względna zawartość żelaza w stosunku do wodoru w gwieździe,
ZS – 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[edytuj | edytuj kod]

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 najniższej 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]. Wyższy 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[edytuj | edytuj kod]

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

Przypisy

  1. 1,0 1,1 1,2 I. Reid: New Light on Dark Stars. s. 302-308.
  2. Debra A. Fischer, Jeff Valenti. The Planet-Metallicity Correlation. „The Astrophysical Journal”. 622, s. 1102–1117, 2005-04-01. The American Astronomical Society. DOI: 10.1086/428383 (ang.). 

Bibliografia[edytuj | edytuj kod]

  • I. Neill Reid, Suzanne L. Hawley: New Light on Dark Stars. Springer-Praxis, 2005. ISBN 3540251243.