Metallizität

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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.

Messung der Metallizität

Als Maß für die Metallizität eines Sterns wird häufig nicht die Masse, sondern die Teilchenzahl seiner schweren Elemente auf die des Wasserstoffs bezogen. Diese relative Elementhäufigkeit kann aus den gemessenen Stärken der Absorptionslinien von Eisen und Wasserstoff ermittelt werden.

Die schweren Elemente wurden im Universum erst durch Kernreaktionen in Sternen gebildet (die Nukleosynthese). Die Metallizität hängt daher eng mit der Entstehungszeit eines Sternes zusammen und gibt Aufschluss über sein Alter:

  • Sterne mit niedriger Metallizität (Population II) sind in einem früheren Entwicklungsstadium des Universums entstanden, als erst wenige „Metalle“ vorhanden waren.
  • Sterne mit hoher Metallizität (Population I) sind zu einem späteren Zeitpunkt aus der mit schweren Elementen angereicherten „Asche“ früherer Sternengenerationen entstanden.

Die Metallizität kann auf verschiedene Arten gemessen werden, wie z.B. durch spektroskopische Studien von Sternen. Dabei wird das Licht, das von einem Stern ausgesandt wird, analysiert, um die chemische Zusammensetzung des Sterns zu bestimmen. Anhand der Intensität bestimmter Linien im Spektrum kann man die Konzentrationen verschiedener Elemente im Stern berechnen.

Eine weitere Methode zur Messung der Metallizität ist die Verwendung von Farben-Luminositäts-Diagrammen, die aus Beobachtungen der Farbe und Helligkeit von Sternen erstellt werden. Sternen, die mehr Metalle enthalten, tendieren dazu, blauer und heller zu sein als Sterne mit geringerer Metallizität.

Anhaltspunkte für das Alter der Hauptreihensterne[1]
Alter in Mrd. Jahre Relativer Metallgehalt
(Massenanteil)
Relativer Metallgehalt
(Teilchenzahl-Anteil X)
lg(X) lg(X)-lg(X)Sonne Bemerkung
11,75 0,04 % 0,0008 % −5,114 −0,619
04,57 0,16 % 0,0032 % −4,5 0 Sonne
02,40 0,40 % 0,0077 % −4,114 0,381
01,45 0,80 % 0,0154 % −3,813 0,682
00,90 2,00 % 0,0385 % −3,415 1,080
00,55 5,00 % 0,0962 % −3,017 1,478

Siehe auch

Literatur

  • Bradley W. Carroll, Dale A. Ostlie: An Introduction to Modern Astrophysics. Addison-Wesley, Reading MA u. a. 1996, ISBN 0-201-54730-9, S. 920f. (International Edition. Nachdruck. ebenda 2005, ISBN 0-321-21030-1).

Einzelnachweise

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