Tähden metallipitoisuus
O · B · A · F · G · K · M
Bariumtähti · Hiilitähti · Teknetiumtähti
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]
Metallipitoisuuden määrittäminen
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Tähden metallipitoisuus voidaan määrittää usealla eri tavalla. Eräs tapa on suhteuttaa metalleiksi luokiteltavien alkuaineiden massa tähden kokonaismassaan. Metallipitoisuus voidaan myös laskea metalliatomien määrän suhteena vety- ja heliumatomien määrään.
Tähden koostumusta massaosuuksina kuvataan parametreillä X, Y ja Z siten, että X + Y + Z = 1. Parametreistä X on vedyn massaosuus tähdessä, Y heliumin ja Z metallien, eli kaikkien muiden alkuaineiden. Tähden metallipitoisuus voidaan myös määritellä logaritmisella asteikolla suhteessa Aurinkoon seuraavasti:
![{\displaystyle [M/H]}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/1a0aba95d74ec321bd902b8f78049ec9a7d2f5a2)
.[6]
![{\displaystyle [M/H]=\log _{10}\left({\frac {N_{M}}{N_{H}}}\right)_{*}-\log _{10}\left({\frac {N_{M}}{N_{H}}}\right)_{\odot }}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/9f21463c353d730f225f153fe40355bfb70030fa)
Kaavassa on heliumin ja vedyn atomien määrä, ja metalliatomien määrä. Alaindeksillä * merkitään tutkittavaa tähteä ja alaindeksillä ⨀ Aurinkoa. Raudan osuutta käytetään usein kuvaamaan tähden metallipitoisuutta, jolloin ja
![{\displaystyle [Fe/H]\propto [M/H]}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/97941e15e7f69cf62df87637430dad8c81f3e098)
![{\displaystyle [Fe/H]=\log _{10}\left({\frac {N_{Fe}}{N_{H}}}\right)_{*}-\log _{10}\left({\frac {N_{Fe}}{N_{H}}}\right)_{\odot }}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/4ed983c96f394ebf3c2f37e3ef163b4ee801b873)
On kuitenkin tärkeää erottaa toisistaan tähden rautapitoisuus ja kokonaismetallipitoisuus, vaikka rautapitoisuutta usein käytetäänkin kokonaismetallipitoisuuden indikaattorina. Happi on kokonaismetallipitoisuuden kannalta hallitseva alkuaine ja sen pitoisuus kehittyy tähden ikääntyessä eri tavoin kuin raudan, minkä vuoksi rautapitoisuus ja kokonaismetallipitoisuus voivat olla hyvinkin erilaiset. [2]
Tähden metallipitoisuutta voidaan tutkia ja ennustaa fotometristen mittausten avulla. Metallipitoisuus voidaan päätellä muun muassa tähden sijoittumisesta väri-magnitudi-diagrammiin. Fotometristen mittausten lisäksi voidaan käyttää spektrometristä analyysia esimerkiksi näkyvän valon aallonpituuksilla tai infrapuna-alueella. [9][10] Korkearesoluutioinen spektrianalyysi on suoraviivaisin tapa tutkia tähtien metallipitoisuutta, joko yksittäisiä spektriviivoja analysoimalla, tai vertaamalla mitatun spektrin koko profiilia synteettisiin spektreihin [2].
Tietyn alkuaineen spektriviivan muotoon vaikuttavat alkuaineen pitoisuuden lisäksi pääasiassa kolme muuta parametria:
- Tähden pintalämpötila , joka on merkittävin spektriviivan muotoon vaikuttava parametri.
- Mikroturbulenssi
- Pintagravitaatio
Kaikkien kolmen parametrin arvojen kasvaessa spektriviivat levenevät. Parametrien arvot voidaan metallipitoisuuden tavoin määrittää tähden spektristä, tai arvioida laskennallisesti synteettisestä spektristä. [6][9][10]
Metallipitoisuus astrofysiikallisissa kappaleissa
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Tähdet
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Mitä uudemmassa sukupolvessa tähti on muodostunut, sitä suurempi metallipitoisuus sillä on. Tämä johtuu siitä, että kun osa kaasusta luhistuu, tähtien fuusioprosesseissa muodostuu vetyä painavampia alkuaineita ja tämä rikastettu materiaali vapautuu tähtienväliseen tilaan tähtituulien, planetaarisen sumun muodostumisen tai supernovan purkauksen takia. Kun tämä materiaali sekoittuu ympäröivän aineen kanssa, sen metallipitoisuus kasvaa. Seuraava tähtisukupolvi muodostuu tästä materiaalista, jolloin sillä on suurempi metallipitoisuus kuin edellisellä. Tämä sykli jatkuu, kunnes tarpeeksi materiaalia on sitoutunut tähtiin, jolloin tähtien muodostumisprosessi vaimentuu. Linnunradalla on havaittu suhde tähtien iän ja metallipitoisuuden välillä siten, että vanhojen tähtien metallipitoisuus on alhaisempi. [11]
Linnunradassa olevien pallomaisten tähtijoukkojen tähtien metallipitoisuus on keskimäärin noin sadasosa Auringon metallipitoisuudesta.[12] Metalliköyhimpien tähtien metallipitoisuudet ovat alle kymmenesmiljoonasosa Auringon metallipitoisuudesta.[13]
Aurinko kuuluu metallirikkaaseen tähtipopulaatio I:een. Aurinkoa metallirikkaampien tähtien metallipitoisuus voi olla ainakin kaksi kertaa korkeampi.[14] Joitain tähtiä väitetään noin 3 kertaa niin metallirikkaiksi kuin Aurinkoa.[15]
Laskelmien mukaan tähden metallipitoisuus nykyisessä maailmankaikkeudessa voi olla niinkin iso kuin 0.1, kuusi kertaa Auringon[16]
Tähtien metallipitoisuuden ja planeettojen suhde
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Tähden metallipitoisuus vaikuttaa siihen, millaisia planeettoja muodostuu sen ympärille. Metallipitoisuudella on suurempi vaikutus planeettojen esiintymisessä kuin tähden massalla. [9]. Planeettojen muodostumispaikassa, protoplanetaarisen kiekossa, oleva metallien määrä määrittää muodostuvan planeetan tyypin. Yleisesti metallirikkaiden tähtien ympärillä on enemmän planeettoja. [17] Alle 3% tähdistä, joiden metallipitoisuus on Aurinkoa pienempi, on havaittu planeettoja. Kun tähden metallipitoisuus on Aurinkoa suurempi, havaittujen kaasujättiläisplaneettojen määrä kasvaa nopeasti. [18] Auringon massasta 71,0% on vetyä ja 27,1% heliumia, tämä tarkoittaa, että Auringon metallipitoisuus on 1,9%. Hapen osuus massasta on 0,97% ja hiilen 0,4%. Muita alkuaineita, kuten typpeä, piitä, magnesiumia, neonia, rautaa ja rikkiä on kutakin alle 0,01%. [19]
Tämä korrelaatio on hyvin määritelty kaasujättiläisplaneettojen osalta. Korrelaatio on selitettävissä seuraavan teorian avulla: Kaasujättiläisplaneetoilla on vain muutama miljoona vuosi aikaa muodostua, mikä on hyvin lyhyt aika tähdelle. Tänä aikana ne muodostuvat ensiksi tomusta, sitten pikkukivistä, ja lopulta planeetan alkiosta. Alkio on tarpeeksi iso kerätäkseen ympärillä olevaa materiaalia, joka johtaa planeetan kasvuun. Jos planeettakunnassa ei ole tarpeeksi metalleja, joita tarvitaan planeetan muodostamiseen, kaasujättiläisplaneetan muodostuminen on hankalaa. Jos taas metalleja on tarpeeksi, sitä tehokkaammin kaasujättiläisplaneetta muodostuu. [18][20]
Vaikka yhteys jättiläiskaasuplaneettojen muodostumisen ja tähtien metallipitoisuuden välillä on pystytty todistamaan, samaa ei ole pystytty tekemään pienemmille planeetoille, kuten kiviplaneetoille ja kaasukääpiöplaneetoille. Tällaisen korrelaation osoittaminen olisi hyödyllistä maankaltaisten planeettojen löytämisessä. Jos voitaisiin osoittaa, että kiviplaneettoja esiintyy metallirikkaiden tähtien läheisyydessä, ne voitaisiin priorisoida etsinnöissä. [20] Vaikka vahvaa korrelaatiota ei ole havaittu, planeetat muodostuvat useimmiten metallirikkaiden tähtien ympärillä. [12] Koska suurin osa tarkkailluista planeetoista on suuria ja siten metallirikkaita, on tähtien metallipitoisuuden ja ympärillä muodostuvien planeettojen välisessä yhteydessä vääristymä verrattuna todellisuuteen. [18]
Galaksit
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Yleisesti kaikkien galaksien metallipitoisuus pienenee, mitä kauemmaksi galaksin keskuksesta siirrytään eli galaksin keskuksessa on suurin metallipitoisuus. Spiraaligalaksien metallisuuden gradientti on jyrkin eli ero keskustan ja reunojen metallipitoisuuden välillä on suurin. Tämän jälkeen sauvaspiraaligalaksien metallipitoisuusgradientti on suurin, sitten linssimäisten galaksien ja elliptisillä galakseilla on pienin gradientti. [11]
Spiraaligalakseissa globaalin metallipitoisuuden ja galaksin massan välillä on havaittu positiivinen korrelaatio. Sillä on myös positiivinen korrelaatio paikallisen pinnan kokonaistiheyteen kaikissa spiraalikiekon kohdissa. Spiraaligalakseissa on huomattu typen syntymisen olevan pääprosessi alhaisissa metallipitoisuuksissa ja toissijainen prosessi metallisuuden kasvaessa. Tämä on voitu päätellä tutkimalla alkuaineiden N/O ja O/H suhteita spiraalikiekossa. Hiilen tuotanto lisääntyy metallipitoisuuden kasvaessa. Ne/O, S/O ja Ar/O ovat universaalisti vakioita ja eivät riipu metallipitoisuudesta. [11]
Spiraali- ja elliptisiä galakseja tutkittaessa on huomattu kaksi yleistä asiaa. Ensimmäiseksi galaksien metallipitoisuudella ja massalla on positiivinen korrelaatio. Tämä saattaa johtua massiivisten galaksien suuremmasta gravitaatiopotentiaalista, joka johtaa supernovista lähteneiden raskaiden alkuaineiden suurempaan pysymään. On vaikea sanoa, päteekö sama suhde kaikissa galaksityypeissä. Tämä johtuu siitä, että kahden erityyppisen galaksin vertaaminen on hankalaa, sillä mittaamismenetelmät ovat erilaiset. Tämän lisäksi ei tiedetä, kuinka globaalirunsaus galaksissa tulisi esittää. [11]
Toinen yleinen asia on, että metallisuuden runsausgradientit tasaantuvat, kun siirrytään spiraaligalaksista sauvaspiraali- ja elliptisiin galakseihin eli näissä galakseissa gradientit eivät ole niin jyrkkiä. Gradientin ero normaalispiraali- ja sauvaspiraaligalaksien välillä johtuu radiaalisen kaasun paremmasta virtauksesta sauvaspiraaligalaksin kiekoissa. Jotta tämä malli pätisi elliptisiin galakseihin, täytyisi soveltaa muita radiaalisen sekoituksien mekanismeja. On mahdollista, että eri prosessit vaikuttavat gradienttiin eri galaksityypeissä, mutta koska spiraali- ja elliptisen galaksin metallipitoisuutta ei voida suoraan verrata, ei mahdollisista mekanismeista voida tietää enempää. [11]
Lähteet
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- ↑ Tähtitiede-FAQ www.avaruus.fi. Arkistoitu 10.4.2019. Viitattu 3.6.2019.
- ↑ a b c Matteucci, F.: Chemical evolution of galaxies. Berlin: Springer, 2012. 773283730 Virhe: Virheellinen ISBN-tunniste Teoksen verkkoversio (viitattu 3.6.2019).
- ↑ Eva Wuyts, Emily Wisnioski, Matteo Fossati, Natascha M. Förster Schreiber, Reinhard Genzel, Ric Davies: THE EVOLUTION OF METALLICITY AND METALLICITY GRADIENTS FROM z = 2.7 TO 0.6 WITH KMOS 3D. The Astrophysical Journal, 9.8.2016, nro 1, s. 74. doi:10.3847/0004-637X/827/1/74 ISSN 1538-4357 Artikkelin verkkoversio.
- ↑ a b L. I. Mashonkina, T. N. Sitnova, Yu. V. Pakhomov: Influence of departures from LTE on calcium, titanium, and iron abundance determinations in cool giants of different metallicities. Astronomy Letters, 2016-9, nro 9, s. 606–615. doi:10.1134/S1063773716080028 ISSN 1063-7737 Artikkelin verkkoversio. (englanti)
- ↑ M. Bergemann, G. R. Ruchti, A. Serenelli, S. Feltzing, A. Alves-Brito, M. Asplund: The Gaia -ESO Survey: radial metallicity gradients and age-metallicity relation of stars in the Milky Way disk. Astronomy & Astrophysics, 2014-5, nro 565, s. A89. doi:10.1051/0004-6361/201423456 ISSN 0004-6361 Artikkelin verkkoversio.
- ↑ a b c d e X. Bonfils: Metallicity. EAS Publications Series, 2012, nro 57, s. 193–207. doi:10.1051/eas/1257006 ISSN 1633-4760 Artikkelin verkkoversio.
- ↑ Hugh R. A. Jones, Chris G. Tinney, Jason T. Wright, Steven Vogt, Debra Fischer, R. Paul Butler: Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits, and Metallicities. Progress of Theoretical Physics Supplement, 1.2.2005, nro 158, s. 24–42. doi:10.1143/PTPS.158.24 ISSN 0375-9687 Artikkelin verkkoversio. (englanti)
- ↑ Samuel N. Quinn, Martin Still, Robert P. Stefanik, Avi Shporer, Paul Robertson, Jon A. Morse: An abundance of small exoplanets around stars with a wide range of metallicities. Nature, 2012-06, nro 7403, s. 375–377. doi:10.1038/nature11121 ISSN 1476-4687 Artikkelin verkkoversio. (englanti)
- ↑ a b Sara Lindgren, Ulrike Heiter: Metallicity determination of M dwarfs: Expanded parameter range in metallicity and effective temperature. Astronomy & Astrophysics, 2017-8, nro 604, s. A97. doi:10.1051/0004-6361/201730715 ISSN 0004-6361 Artikkelin verkkoversio.
- ↑ a b P. Jofré, U. Heiter, C. Soubiran, S. Blanco-Cuaresma, C. C. Worley, E. Pancino: Gaia FGK benchmark stars: Metallicity. Astronomy & Astrophysics, 2014-4, nro 564, s. A133. doi:10.1051/0004-6361/201322440 ISSN 0004-6361 Artikkelin verkkoversio.
- ↑ a b c d e R. B. C. Henry, Guy Worthey: The Distribution of Heavy Elements in Spiral and Elliptical Galaxies. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 1999-8, nro 762, s. 919–945. doi:10.1086/316403 ISSN 0004-6280 Artikkelin verkkoversio. (englanti)
- ↑ Doug Geisler, Andres E. Piatti, Juan J. Claria, Dante Minniti: Lower Metallicity Limit of the Galactic Globular Cluster System: Calcium Triplet Spectroscopy of Metal-Poor Cluster Giants. The Astronomical Journal, 1.2.1995, 109. vsk, s. 605. doi:10.1086/117305 ISSN 0004-6256 Artikkelin verkkoversio.
- ↑ S. C. Keller, M. S. Bessell, A. Frebel, A. R. Casey, M. Asplund, H. R. Jacobson, K. Lind, J. E. Norris, D. Yong, A. Heger, Z. Magic, G. S. Da Costa, B. P. Schmidt, P. Tisserand: A single low-energy, iron-poor supernova as the source of metals in the star SMSS J031300.36−670839.3. Nature, 2014-02, 506. vsk, nro 7489, s. 463–466. doi:10.1038/nature12990 ISSN 1476-4687 Artikkelin verkkoversio. (englanti)
- ↑ M. Soriano, S. Vauclair: New seismic analysis of the exoplanet-host star μ Arae. Astronomy & Astrophysics, 1.4.2010, 513. vsk, s. A49. doi:10.1051/0004-6361/200911862 ISSN 0004-6361 Artikkelin verkkoversio. (englanti)
- ↑ Abundance Ratios and Galactic Chemical Evolution - Andrew McWilliam ned.ipac.caltech.edu. Viitattu 9.2.2023.
- ↑ Giulia C. Cinquegrana, Amanda I. Karakas: The most metal-rich stars in the universe: chemical contributions of low and intermediate mass asymptotic giant branch stars with metallicities between $0.04 \leq Z \leq 0.10.$. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 30.12.2021, 510. vsk, nro 2, s. 1557–1576. doi:10.1093/mnras/stab3379 ISSN 0035-8711 Artikkelin verkkoversio.
- ↑ Planet-Metallicity Correlation www.astro.caltech.edu. Arkistoitu 13.7.2017. Viitattu 3.6.2019.
- ↑ a b c Debra A. Fischer, Jeff Valenti: The Planet‐Metallicity Correlation. The Astrophysical Journal, 2005-4, nro 2, s. 1102–1117. doi:10.1086/428383 ISSN 0004-637X Artikkelin verkkoversio. (englanti)
- ↑ Anne Marie Helmenstine, Ph D. Dr Helmenstine holds a Ph D. in biomedical sciences, Is a Science Writer, educator, consultant She has taught science courses at the high school, college: What Is the Sun Made Of? Table of Element Composition ThoughtCo. Viitattu 3.6.2019. (englanniksi)
- ↑ a b Ji Wang, Debra A. Fischer: REVEALING A UNIVERSAL PLANET–METALLICITY CORRELATION FOR PLANETS OF DIFFERENT SIZES AROUND SOLAR-TYPE STARS. The Astronomical Journal, 10.12.2014, nro 1, s. 14. doi:10.1088/0004-6256/149/1/14 ISSN 1538-3881 Artikkelin verkkoversio.