Quelltext der Seite Metallizität

Die '''Metallizität''', d.&nbsp;h. die '''Metallhäufigkeit''', ist eine in der [[Astrophysik]] gebräuchliche Bezeichnung für die [[Häufigkeit]] der schweren [[Chemisches Element|chemischen Elemente]] in [[Stern]]en.

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.

== Entstehung schwerer Elemente ==
Die schweren Elemente wurden im [[Universum]] erst durch [[Kernreaktion]]en in [[Stern]]en gebildet (die [[Nukleosynthese]]), deswegen hängt die Metallizität eng mit der Entstehungszeit eines Sternes zusammen:
* Sterne mit niedriger Metallizität ([[Population (Astronomie) #Feinere Einteilung|Population II]]) sind in einem früheren Entwicklungsstadium des Universums entstanden, als erst wenige „Metalle“ vorhanden waren.
* Sterne mit hoher Metallizität ([[Population (Astronomie) #Feinere Einteilung|Population I]]) sind zu einem späteren Zeitpunkt aus der mit schweren Elementen angereicherten „Asche“ früherer Sternengenerationen entstanden.

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 [[Primordiale Nukleosynthese|kosmologischen]] Anteil von Lithium-7 – aus der [[Spallation #Nukleare Spallation|Spallation]] schwererer Elemente durch [[kosmische Strahlung]] im [[Interstellare Materie|interstellaren Gas]].

== Ermittlung ==
=== Massenanteil ===
Der Massenanteil von Wasserstoff und Helium wird üblich mit den Symbolen ''X'' und ''Y'' sowie für die schwereren Elemente mit der Metallizität ''Z'' bezeichnet.
:<math>1 = Z+Y+X</math>

=== Relative Werte: bezogen auf die Sonne ===
Als Maß für die Metallizität eines Sterns wird zunächst häufig nicht die Masse, sondern die [[Teilchenzahl]] <math>N</math> seiner schweren Elemente auf die des Wasserstoffs bezogen; diese relative [[Elementhäufigkeit]] kann aus den gemessenen Stärken der [[Absorptionslinie]]n von [[Eisen]] und Wasserstoff ermittelt werden. Für normale [[Hauptreihe]]nsterne wird die relative Elementhäufigkeit dann als [[Logarithmische Darstellung|logarithmiertes]] Verhältnis mit der entsprechenden Häufigkeit der [[Sonne]] verglichen (normiert), da sich die Elemente gleichförmig im [[Universum (Astronomie)|Universum]] anreichern:

:<math>\text{Metallizität} [\mathrm{Fe}/\mathrm{H}] = \lg{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)}
                                        \underbrace{- \lg{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{\odot}}}_{-(-4,5) = +4,5 (s.u.)}</math>

Nach dieser Formel
* hat die Sonne (Index <math>_{\odot}</math>) definitionsgemäß eine Metallizität von&nbsp;0,
* enthalten Sterne mit einer positiven Metallizität relativ mehr Eisen als die Sonne und sind damit jünger,
* enthalten Sterne mit einer negativen Metallizität relativ weniger Eisen als die Sonne und sind damit älter.

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

:<math>\left( \frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}} \right)_{\odot} \approx \frac{1}{31 000} \approx 0{,}0032\,\%</math>,
was einem logarithmierten Wert von&nbsp;−4,5 entspricht (<math>0{,}0032\,\% \approx 10^{-4{,}5}</math>).

Daher liegt der [[Massenanteil]] des Eisens an der [[Sonnenmasse]] bei ca. 0,16 %.<ref>Eisen ist ca. 56-mal so schwer wie Wasserstoff</ref>

{| class = "wikitable" style = "text-align: center;"
|+ Anhaltspunkte für das Alter der Hauptreihensterne<ref>[http://ned.ipac.caltech.edu/level5/March11/Chavez/Chavez5.html EVOLVED STELLAR POPULATIONS]</ref>
|-
! rowspan="2" | Alter<br>(10<sup>9</sup> Jahre)
! colspan="2" | Verhältnis Fe/H der
! rowspan="2" | lg&#8239;X
! rowspan="2" | lg&#8239;X&#8239;&minus;&#8239;lg&#8239;X<sub>☉</sub>
! rowspan="2" | Bemerkung
|-
! Masse
! Atome&nbsp;X
|-
| 11,75
| 0,04 %
| 0,0008 %
| −5,114
| −0,619
|
|-
| {{0}}4,57
| 0,16 %
| 0,0032 %
| −4,500
| 0
| Sonne
|-
| {{0}}2,40
| 0,40 %
| 0,0077 %
| −4,114
| 0,381
| 
|-
| {{0}}1,45
| 0,80 %
| 0,0154 %
| −3,813
| 0,682
|
|-
| {{0}}0,90
| 2,00 %
| 0,0385 %
| −3,415
| 1,080
|
|-
| {{0}}0,55
| 5,00 %
| 0,0962 %
| −3,017
| 1,478
|
|}

Für [[Chemisch Pekuliärer Stern|chemisch pekuliäre]] oder bereits von der Hauptreihe weg entwickelte Sterne gilt das allgemeine Häufigkeitsmuster nicht mehr.

=== Angaben in dex ===
Die Zahl aus oben angegebener Formel
:<math>\lg{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)} - \lg{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{\odot}}</math>
wird oft mit dem Zusatz „dex“ versehen.<ref>
{{Literatur
 |Autor=E. Carretta, R. G. Gratton
 |Titel=Abundances for globular cluster giants. I. Homogeneous metallicities for 24 clusters
 |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics
 |Band=121
 |Nummer=1
 |Datum=1997-01-15
 |DOI=10.1051/aas:1997116
 |Sprache=en}}
</ref><ref>
{{Literatur
 |Autor=W. Narloch, Pietrzyński, W. Gieren, A. E. Piatti, M. Górski, P. Karczmarek, D. Graczyk, K. Suchomska, B. Zgirski, P. Wielgórski, B. Pilecki, M. Taormina, M. Kałuszyński, W. Pych, G. Hajdu and G. Rojas García
 |Titel=Metallicities and ages for 35 star clusters and their surrounding fields in the Small Magellanic Cloud
 |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics
 |Band=647
 |Datum=2021-03-22
 |DOI=10.1051/0004-6361/202039623
 |Sprache=en}}
</ref>
Dieser Zusatz steht für '''d'''ecimal '''ex'''ponent und soll andeuten, dass es sich um die Differenz eines logarithmischen Verhältnisses zu einer Bezugsgröße, nämlich der Metallizität der Sonne, handelt. Eine Metallizität von +0,4 dex bedeutet also, dass das Verhältnis Fe zu H im betrachteten Stern um den Faktor <math>10^{0{,}4} \approx 2{,}5</math> höher ist als in der Sonne.

== Populationen ==
Die Metallizität liegt bei Sternen unserer [[Milchstraße|Galaxis]] etwa zwischen&nbsp;−5,6 und&nbsp;+1, wobei nur die ältesten Sterne der Population&nbsp;II einen Wert im Bereich&nbsp;−5 erreichen und nur wenige von ihnen bekannt sind:
* Langjähriger Spitzenreiter war der Stern ''CD−38°245'', dessen Metallizität 1984 mit&nbsp;−4,0 bestimmt wurde. Diese bedeutet, dass sein Gehalt an Eisen 10.000-mal kleiner ist als der der Sonne.
* 2002 wurde mit [[HE 0107-5240]] ein Stern mit einer Metallizität von&nbsp;−5,2 entdeckt,
* bald darauf der Stern [[HE 1327-2326]] mit einem Wert von&nbsp;−5,4, was einen Eisengehalt von einem&nbsp;250.000stel des solaren Wertes bedeutet. Allerdings enthält dieser Stern überraschenderweise einen sehr großen Anteil an anderen Elementen wie [[Natrium]], [[Magnesium]], [[Titan (Element)|Titan]] und vor allem [[Strontium]].
* Der Stern [[SDSS J102915+172927]] ([[Scheinbare Helligkeit|relative Magnitude]]&nbsp;16,9) scheint nahezu metallfrei zu sein. Das Fehlen von Lithium wird mit der hohen Temperatur des Sterns erklärt.<ref>[http://www.eso.org/public/news/eso1132/ The Star That Should Not Exist]</ref>
* Die Metallizität von Eisen in [[SMSS J031300.36-670839.3]] ist geringer als&nbsp;−7,1.

Üblicherweise werden bei solchen Sternen zur [[Datierung|Altersbestimmung]] und Kategorisierung auch die Häufigkeiten anderer Elemente wie [[Thorium]], [[Uran]], [[Iridium]] und Kohlenstoff ermittelt.<ref> [[Anna Frebel]]: ''Auf der Spur der Sterngreise.'' In: ''Spektrum der Wissenschaft.'' September 2008, S. 24–32</ref>

== 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).

== Weblinks ==
* ESO: [http://www.eso.org/public/germany/news/eso1132/ Ein Stern, den es gar nicht geben dürfte] 31. August 2011

== Einzelnachweise ==
<references />

{{Normdaten|TYP=s|GND=1241204780}}

{{SORTIERUNG:Metallizitat}}
[[Kategorie:Stellarphysik]]