Tähden metallipitoisuus
From Wikipedia, the free encyclopedia
Tähden metallipitoisuus tai tähden metallisuus (engl. metallicity) on vetyä ja heliumia raskaampien aineiden suhteellinen osuus tähdessä. Tähtitieteessä kaikkia heliumia raskaampia alkuaineita kutsutaan metalleiksi, vaikka ne eivät varsinaisia metalleja olisikaan. [1]
Tähtien alkuainekoostumus muuttuu niiden ikääntyessä ja erityisesti metallipitoisuus laskee tähden vanhetessa [2]. Voidaan myös havaita, että saman massaisille tähdille metallipitoisuus on sitä pienempi, mitä voimakkaampi on tähden punasiirtymä [3]. Eri metallipitoisuudet omaavien tähtien kemiallisesta koostumuksesta saatavaa dataa käytetään galaksien evoluution tutkimiseen, erityisesti Linnunradan ja kääpiögalaksien tapauksissa [4][5]. Metallipitoisuus vaikuttaa merkittävästi tähden rakenteeseen ja sitä kautta useisiin astronomisiin ilmiöihin aina tähtipopulaatioista planeettojen muodostumiseen [6]. Jättiläisplaneettoja on huomattu löytyvän yleisemmin tähdiltä, joiden metallipitoisuus on korkea. [7] Pienempien planeettojen esiintymisen ei sen sijaan ole todettu olevan riippuvainen tähden metallisuudesta. [8]
Tähtien metallipitoisuuksien skaala on laaja. Vanhojen tähtien metallipitoisuudet voivat olla suuruusluokkaa 10-5 massaprosenttia, koska ne ovat muodostuneet ennen vetyä ja heliumia raskaampien aineiden syntymistä. Skaalan toisessa ääripäässä ovat valkoiset kääpiöt ja neutronitähdet, joista lähes kaikki vety ja helium ovat tähden evoluution saatossa kuluneet loppuun. Auringon metallipitoisuus on noin 1,6 massaprosenttia. [6]