Tähden metallipitoisuus

Wikipedia

Tähden metallipitoisuus on vetyä ja heliumia raskaampien aineiden (tähtitieteessä metalli on yleisnimitys kaikille näille alkuaineille) suhteellinen osuus tähdessä. Metallipitoisuus näyttelee hyvin keskeistä osaa tähden elämänkaaressa. Yleisen näkemyksen mukaan vain suhteellisen metallirikkailla tähdillä voi olla planeettoja.

[muokkaa] Z

Metallisuus voidaan mitata tähden spektristä. Vakiintuneen tavan mukaan metallien suhteellista massaosuutta tähdessä merkitään isolla Z-kirjaimella. Vastaavasti X kertoo vedyn ja Y heliumin massaosuuden. Tähden metallipitoisuus lasketaan kaavasta $\frac{Z}{X+Y}$ , missä merkinnät samat kuin yllä. Auringon massasta on näin laskettuna noin 1,6% metalleja.

[muokkaa] log Fe/H

Toisen määritelmän mukaan tähden metallipitoisuus on raudan osuus jaettuna vedyn osuudella, verrattuna Auringon vastaavaan. Tästä suhteesta käytetään merkintää [Fe/H]. Jos siis tähdessä on rautaa 0,001 kertainen määrä Aurinkoon verrattuna, sen metallipitoisuus on -3,0. Näin metallipitoisuus on Aurinkoon verratun raudan osuuden logaritmi. Metallipitoisuuden määrityksen epätarkkuus on tällä menetelmällä noin 0,02.

[muokkaa] Metallipitoisuus ja planeetat

Tähden metallipitoisuus mitä luultavimmin vaikuttaa siihen, onko tähdellä planeettoja. Osin tämä on selvää, sillä jos tähden muodostuessa ei ole ollut raskaampia alkuaineita käytettävissä, ei planeettojen muodostumiseenkaan ole materiaalia tarjolla. Metalliköyhillä tähdillä saattaa olla ympärillään ns. kasautumisteorian mukaan vain asteroideja. Suurempi metallipitoisuus lisää planetesimaalien määrää, mikä kiihdyttää migraatiota ja lisää kuumien jupiterien syntymisen todennäköisyyttä. Nämä ovat puolestaan eksoplaneetoista helpoimpia havaita ja siksi planeettojen etsinnässä suositaan metallipitoisia tähtiä.

Metallipitoisuus   Arvioitu planeettojen esiintymis-%
 -1,00 – 0,50       0,0
 -0,50 – 0,25       3,0 
  0,25 – 0,00       5,0
  0,00 – 0,25       10,0
  0,25 – 0,50       19,0

Jos tähden metallipitosuus kasvaa kertoimella 10 eli log Fe/H +1, migraation aikaskaala kasvaa kertoimella 2.

[muokkaa] Metallipitoisuus ja tähden ikä

Hyvin vanhojen tähtien metallipitoisuus on hyvin alhainen. Aurinkoa nuoremmilla tähdillä on kaasukehässään huomattavasti enemmän metalleja, mikä johtuu siitä, että nissä oleva kaasu on kiertänyt supernovaräjähdyksissä syntyneiden pilvien kautta uusiin tiivistyviin tähtiin. Tähdet syntyvät kaasupilvistä, ja tähtienvälisiä kaasupilviä syntyy mm. vanhojen tähtien räjähtäessä. Tähdet jaetaan ikänsä puolesta tähtipopulaatioihin. Kaikkein vanhimmilla, populaatio III:n, tähdillä [Fe/H] on vain -6,0 eli miljoonasosa Auringon vastaavasta. Vanhimmat löydetyt ovat kuitenkin populaatio II:n tähtiä, joiden metallipitoisuus on jo hiukan tätä suurempi. Metallirikas Aurinko kuuluu populaatio I:een. Linnunradan kiekossa kasvaa tähtien metallipitoisuus keskustaa kohti mentäessä.

Haettu osoitteesta http://fi.wikipedia.org../../../t/%C3%A4/h/T%C3%A4hden_metallipitoisuus.html

Luokka: Tähtien ominaisuudet