Jfyhkgu

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:

[Fe/H]=log⁡(NFeNH)G−log⁡(NFeNH)S=log⁡(ZGZS){displaystyle [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_Fe – koncentracja żelaza,

N_H – koncentracja wodoru,

Z_G – względna zawartość żelaza w stosunku do wodoru w gwieździe,

Z_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 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 |

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

Przypisy |

Bibliografia |

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