Metallisitet

Frå Wikipedia – det frie oppslagsverket
Gå til: navigering, søk

I astronomi og fysisk kosmologi er metallisiteten (med nemninga Z[1]) til ein lekam grunnstoffforholdet lekamen består av som ikkje er hydrogen og helium. Sidan stjerner, som utgjer det meste av den synlege materien i universet, hovudsakleg består av hydrogen og helium, nyttar astronomar samleomgrepet «metall» for alle andre grunnstoff.[2] Ei stjernetåke som er rik på karbon, nitrogen, oksygen og neon vil derfor vere «metallrik» i astrofysisk samanheng, sjølv om desse grunnstoffa er ikkje-metall i kjemien. Omgrepet må ikkje forvekslast med den vanlege definisjonen av «metall», sidan metallsambindingar ikkje er mogeleg i stjerner, og dei sterkaste kjemiske bonda berre er mogeleg i ytre lag av kjølige K- og M-stjerner. Jordliknande kjemi har derfor liten eller ingen relevans i det indre av stjernene.

Metallisiteten til ein himmellekam kan indikerer kor gammal han er. Då universet først vart danna bestod det nesten berre av hydrogen, i følgje Big Bang-teorien. Gjennom nukleosyntese vart ein større del helium og spor av litium og beryllium danna, og ingen tyngre grunnstoff. Derfor har eldre stjerner lågare metallisitet enn yngre stjerner, som sola.

Stjernepopulasjon[endre | endre wikiteksten]

Ei attgjeving av My Arae, ei metallrik populasjon I-stjerne.

Stjernepopulasjonar er kategorisert som I, II og III, der kvar gruppe har mindre metallinnhald og høgare alder. Populasjonane vart namnsett etter rekkefølgja dei vart opdpaga i, som er motsett av rekkefølgja dei vart danna. Dei første stjernene i universet (med lågt metallinnhald) var populasjon III, medan nyare stjerner (med høg metallisitet) er populasjon I.

Sjølv om eldre stjerner har færre tunge grunnstoff, har alle observerte stjerner somme tyngre grunnstoff, noko som er ei lita gåte. Og den noverande forklaringa for dette føreslår at det fanst hypotetiske metallfrie populasjon III-stjerner i det tidlege universet. Kort tid etter Big Bang, då det ikkje fanst metall, trur ein at berre stjerner med fleire hundre solmassar kunne dannast, og at desse kan ha skapt dei første 26 grunnstoffa opp til jern i periodetabellen via nukleosyntese.[3] På grunn av den høge massen, syner noverande stjernemodellar at populasjon III-stjerner ville raskt ha brukt opp brenselet sitt og eksplodert i ekstremt energiriek supernovaer. Desse eksplosjonane vil så ha spreidd materien deira, og kasta metalla ut i universet, slik at stjerner av seinare generasjonar kunne ta opp desse. Den høge massen til dei første stjernene vert nytta som forklaring på at ein ikkje har observert populasjon III-stjerner. Sidan dei alle vart øydelagde i supernovaer i tidleg i historia til universet, kan ein i dag i så fall berre sjå desse i fjerntliggande galaksar, og leitinga etter desse stjernene, eller bevise at dei aldri eksisterte, er eit aktivt forskingsområde i dag.

Kjelder[endre | endre wikiteksten]

  1. «The Most Metal-Poor Galaxies». Ned.ipac.caltech.edu. http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Kunth/Kunth1.html. Henta 13. juni 2016. 
  2. John C. Martin. «What we learn from ei stjerne's metal content». New Analysis RR Lyrae Kinematics in the Solar Neighborhood. https://edocs.uis.edu/jmart5/www/rrlyrae/metals.htm. Henta September 7, 2005. 
  3. A. Heger, S. E. Woosley (2002). «The Nucleosynthetic Signature of Population III». Astrophysical Journal 567 (1): 532–543. Bibcode:2002ApJ...567..532H. arXiv:astro-ph/0107037. doi:10.1086/338487.