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Metallizität

Die Metallizität, d. h. die Metallhäufigkeit, ist eine in der Astrophysik gebräuchliche Bezeichnung für die Häufigkeit der schweren chemischen Elemente in Sternen.

Als „Metalle“ werden dabei, abweichend von der chemischen Bedeutung dieses Begriffes, meist alle Elemente außer Wasserstoff und Helium bezeichnet, seltener die Elemente ab Kohlenstoff, also ab einer Kernladungszahl von sechs.

Inhaltsverzeichnis

Entstehung schwerer Elemente


Die schweren Elemente wurden im Universum erst durch Kernreaktionen in Sternen gebildet (die Nukleosynthese), deswegen hängt die Metallizität eng mit der Entstehungszeit eines Sternes zusammen:

Die Elemente Lithium, Beryllium und Bor, zwischen Helium und Kohlenstoff, kommen in sehr geringen Konzentrationen in Sternatmosphären vor. Sie können nicht aus Sternen stammen, denn sehr viel schnellere Syntheseschritte zerstören sie gleich wieder. Sie stammen – außer dem kosmologischen Anteil von Lithium-7 – aus der Spallation schwererer Elemente durch kosmische Strahlung im interstellaren Gas.

Ermittlung


Metallhäufigkeit bezogen auf die Sonne

Als Maß für die Metallizität eines Sterns wird zunächst häufig nicht die Masse, sondern die Teilchenzahl N seiner schweren Elemente auf die des Wasserstoffs bezogen; diese relative Elementhäufigkeit kann aus den gemessenen Stärken der Absorptionslinien von Eisen und Wasserstoff ermittelt werden. Für normale Hauptreihensterne wird die relative Elementhäufigkeit dann als logarithmiertes Verhältnis mit der entsprechenden Häufigkeit der Sonne verglichen (normiert), da sich die Elemente gleichförmig im Universum anreichern:

{\displaystyle {\text{Metallizität}}[\mathrm {Fe} /\mathrm {H} ]=\lg {\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)}-\lg {\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\odot }}}

Nach dieser Formel

Absolute Werte

Das oben verwendete Teilchenzahl-Verhältnis zwischen Eisen- und Wasserstoff-Atomen in der Sonne beträgt:

{\displaystyle \left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\odot }\approx {\frac {1}{31000}}\approx 0{,}0032\,\%}, was einem logarithmierten Wert von -4,5 entspricht ({\displaystyle 0{,}0032\,\%\approx 10^{-4{,}5}}).

Daher liegt der Massenanteil des Eisens an der Sonnenmasse bei ca. 0,16 %.[1]

Als Anhaltspunkte für das Alter der Hauptreihensterne dienen folgende Werte:[2]

rel. Metallgehalt Alter in Mrd Jahre
0,04 % 11,75
0,40 % 2,40
0,80 % 1,45
2,00 % 0,90
5,00 % 0,55

Für chemisch pekuliare oder bereits von der Hauptreihe weg entwickelte Sterne gilt das allgemeine Häufigkeitsmuster nicht mehr.

Populationen


Die Metallizität liegt bei Sternen unserer Galaxis etwa zwischen −5,6 und +1, wobei nur die ältesten Sterne der Population II einen Wert im Bereich −5 erreichen und nur wenige von ihnen bekannt sind:

Üblicherweise werden bei solchen Sternen zur Altersbestimmung und Kategorisierung auch die Häufigkeiten anderer Elemente wie Thorium, Uran, Iridium und Kohlenstoff ermittelt.[4]

Literatur


Weblinks


Einzelnachweise


  1. Eisen ist ca. 56-mal so schwer wie Wasserstoff
  2. EVOLVED STELLAR POPULATIONS
  3. The Star That Should Not Exist
  4. Anna Frebel: Auf der Spur der Sterngreise. In: Spektrum der Wissenschaft. September 2008, S. 24–32



Kategorien: Stellarphysik


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