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.

Entstehung schwerer Elemente[Bearbeiten]

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:

  • 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 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.

Einheiten[Bearbeiten]

Der Massenanteil schwerer Elemente an der Sonnenmasse liegt bei ca. 1,8 %. Zum Vergleich mit anderen Sternen wird jedoch 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 wieder. Da sich die Elemente gleichförmig im Universum anreichern, genügt dies für normale Hauptreihensterne. In der Sonne beträgt das Verhältnis zwischen Eisen- und Wasserstoff-Atomen:

\left( \frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}} \right)_{\odot} \approx \frac{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}}.

Nach dieser Formel beträgt die Metallizität für die Sonne gerade 0.

Populationen[Bearbeiten]

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. 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.

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. Der Stern SDSS J102915+172927 (relative Magnitude: 16,9) scheint nahezu metallfrei zu sein. Das Fehlen von Lithium wird mit der hohen Temperatur des Sterns erklärt.[2]

Üblicherweise werden bei solchen Sternen auch die Häufigkeiten anderer Elemente wie Thorium, Uran, Iridium und Kohlenstoff ermittelt, was zur Altersbestimmung und Kategorisierung der Sterne benutzt werden kann.[3]

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[Bearbeiten]

  • 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[Bearbeiten]

  1. Fe-Masseanteil ca. 0,16 %; Fe ist ca. 56mal schwerer als Wasserstoff
  2. The Star That Should Not Exist
  3. Anna Frebel: Auf der Spur der Sterngreise. In: Spektrum der Wissenschaft. September 2008, S. 24–32
  4. EVOLVED STELLAR POPULATIONS