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 werden darunter auch die Elemente ab Kohlenstoff, also mit einer Kernladungszahl von größer oder gleich sechs, verstanden.

Inhaltsverzeichnis

Entstehung schwerer Elemente

Die schweren Elemente wurden im Universum erst durch Kernreaktionen in Sternen gebildet (der Nukleosynthese), deswegen hängt die Metallizität eng mit der Entstehungszeit eines Sternes zusammen. Sterne mit niedriger Metallizität (Population II) sind in einem früheren Entwicklungsstadium des Universums entstanden als erst wenige „Metalle“ vorhanden waren. Sterne mit hoher Metallizität sind zu einem späteren Zeitpunkt aus der mit schweren Elementen angereicherten „Asche“ früherer Sternengenerationen entstanden (Population I).

Die Elemente Lithium, Beryllium und Bor, mit den Kernladungszahlen zwischen denen von Helium und Kohlenstoff, sind wahrscheinlich nicht in Sternen entstanden, sondern – außer dem kosmologischen Anteil von Lithium-7 – ein Produkt von Kernspaltungsprozessen schwererer Elemente durch kosmische Strahlung im interstellaren Gas und werden schon bei relativ niedrigen Temperaturen von wenigen Millionen Kelvin zerstört.

Einheiten

Der Anteil schwerer Elemente an der Sonnenmasse liegt bei ca. 1.8%. Zum Vergleich mit anderen Sternen wird häufig nicht die Masse, sondern die Zahl der Atome als Bezug gewählt. Sie gibt die Elementhäufigkeit aller schweren Elemente bezogen auf Wasserstoff relativ zu den Häufigkeiten der Sonne wider. Da sich die Elemente gleichförmig im Universum anreichern, genügt dies für normale Hauptreihensterne. In der Sonne beträgt das Verhältnis zwischen Eisen- und Wasserstoff-Atomen etwa 1:31.000[1]. Oft wird ein auf die Sonne normiertes, logarithmiertes Verhältnis der Stärke der Absorptionslinien von Eisen und Wasserstoff angegeben:

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}}

Die Metallizität für die Sonne beträgt demnach 0.

Populationen

Die Metallizität liegt bei Sternen unserer Galaxis etwa zwischen −5,4 und +1, wobei nur die ältesten Sterne der Population II einen Wert im Bereich −5 erreichen und nur wenige davon bekannt sind. Langjähriger Spitzenreiter war der Stern CD−38°245, dessen Metallizität 1984 mit −4,0 bestimmt wurde. Diese bedeutet, dass sein Gehalt an Eisen 10.000 mal kleiner ist als der der Sonne. 2002 wurde dann mit HE 0107−5240 ein Stern mit dem Wert von −5,2 entdeckt, bald darauf der Stern HE 1327−2326 mit einem Wert von −5,4, was einen Eisengehalt von einem 250.000stel des solaren Wertes bedeutet. Allerdings enthält dieser Stern überraschenderweise einen sehr großen Anteil an anderen Elementen wie Natrium, Magnesium, Titan und vor allem Strontium. Üblicherweise werden bei solchen Sternen auch die Häufigkeit anderer Elemente wie Thorium, Uran, Iridium und Kohlenstoff bestimmt, was zur Altersbestimmung und Kategorisierung der Sterne benutzt werden kann.[2]Der Stern fr:SDSS J102915+172927 (rel. Magnitude: 16.9) scheint nahezu metallfrei zu sein. Das Fehlen von Lithium wird mit der hohen Temperatur des Sterns erklärt.[3]

In chemisch pekuliaren oder bereits von der Hauptreihe weg entwickelten Sternen stimmt dieses allgemeine Häufigkeitsmuster jedoch nicht mehr. Außerdem scheint die Sonne, verglichen mit den Sternen der unmittelbaren Nachbarschaft, fast doppelt so viele „Metalle“ zu besitzen.

Als Anhaltspunkte für das Alter der Hauptreihensterne dienen folgende Werte:[4]

rel. Metallgehalt Alter in Mrd Jahre
0.0004 11.75
0.0040 2.40
0.0080 1.45
0.0200 0.90
0.0500 0.55

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).

Quellen

  1. Fe-Masseanteil ca. 1.8%; Fe ist ca. 56mal schwerer als Wasserstoff
  2. Anna Frebel: Auf der Spur der Sterngreise. In: Spektrum der Wissenschaft. September 2008, S. 24–32
  3. The Star That Should Not Exist
  4. EVOLVED STELLAR POPULATIONS

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