V astrofyzice je metalicita astronomického objektu zlomkem jeho hmotnosti, který není tvořen vodíkem nebo heliem . Metalicita kvantifikuje význam nukleosyntetických procesů při vzniku hmoty tvořící uvažovaný objekt ( hvězda , mezihvězdné prostředí , galaxie , kvazar ). Index metalicity (často nazývaný jednoduše metalicita ), [M / H] nebo [Fe / H] , poskytuje v podstatě stejnou informaci v jiné formě.
Název metallicity vychází ze skutečnosti, že v astrofyzice kvalifikujeme jako kovy (nebo těžké prvky) všechny chemické prvky „těžší“ než helium (prvky s atomovým číslem větším než 2). Zájem o tyto prvky vychází ze skutečnosti, že na jedné straně nejsou v měřítku vesmíru příliš hojné (jedno až několik procent hmotnostních , proti 74% pro vodík a 23 až 25% pro hélium), na druhé straně byly vytvořeny odlišně ( hvězdná nukleosyntéza ).
Metallicity je obvykle označován Z . Tyto hmotnostní podíl vodíku a hélia je označen X a Y , jsou tyto tři čísla ověření vztahu X + Y + Z = 1 .
Místo metalicity často používáme index metalicity (často jednoduše nazývaný metalicity ), založený na srovnání se Sluncem :
kde označuje poměr atomového množství kovů a vodíku v uvažovaném objektu a hodnotu tohoto poměru pro sluneční fotosféru .
Vzhledem k tomu, že hmotnostní zlomky jsou znatelně úměrné atomovým zlomkům a množství vodíku se v relativní hodnotě mění jen velmi málo, index metalicity souvisí s poměrem metalitiky uvažovaného objektu a Slunce:
Metalita Slunce je Z ☉ = 0,0134. Index [M / H] rovný +1 nebo −1 označuje metalicitu Z desetkrát větší nebo desetkrát menší než Z ☉ .
U slabě osvětlených předmětů často víme jen málo o podrobném množství různých chemických prvků. Poté se opíráme o určité konkrétní prvky, zejména železo :
kde atomová nadbytek železa nahrazuje všechny kovy .
Abychom podrobněji diskutovali o důležitosti různých nukleosyntetických procesů pro původ hmoty objektu, použijeme další indexy konstruované podobným způsobem. Pro jakýkoli prvek X tak můžeme charakterizovat jeho obohacení (nebo vyčerpání) ve vztahu k železu porovnáním poměru jeho hojnosti k železu a stejného poměru ve sluneční fotosféře :
.. Například pro kvantifikaci relativní důležitosti procesu r můžeme použít index:
kde označuje atomovou hojnost evropa .
Teorie vzniku vesmíru ( Velký třesk ) naznačuje, že vodík a hélium se objevily spolu s některými lehkými kovy (zejména lithiem ) během události zvané primordiální nukleosyntéza . Všechny ostatní prvky byly následně syntetizovány v podstatě tím, hvězdné nucleosynthesis , a je uvolňován do mezihvězdného při výbuchu ( supernovy ), s níž evoluce z hvězd s počáteční hmotnost větší než 9 Sluncí koncích . Metalita tohoto média se proto postupem času zvyšovala, protože se formovaly a ničily masivní hvězdy.
Fotosféra hvězdy dědí metallicity média (obvykle molekulární oblak ), ze kterého byl vytvarován. Hvězdy starší než Slunce tak mají menší metalicitu a novější hvězdy mají větší metalicitu. Velmi staré hvězdy (obvykle starší než 12 Ga ) tedy vykazují index [Fe / H] nižší než −2, proto je metalicita nižší než 1% slunečního záření. Tyto hvězdy se nacházejí ve velkém množství v halo z naší galaxie, jako i ve svých trpasličích satelitních galaxií .
Asi polovina chemických prvků těžších než železo se vyrábí procesem r , který vyžaduje prostředí velmi bohaté na neutrony (řádově 10 20 na cm 3 ). Takové prostředí se nachází v supernovách, ale také při sloučení dvou neutronových hvězd ( kilonova ). Mezi starými hvězdami s velmi nízkou metalicitou je přibližně 3 až 5% více či méně vysoce obohaceno o prvky vyplývající z procesu r ( [Eu / Fe] > 0 nebo dokonce> 1). Toto obohacení lze bezpochyby přičíst událostem fúze neutronových hvězd, o nichž se předpokládá, že jsou časté na samém počátku vývoje galaxií. Tyto události by ve skutečnosti mohly být hlavními poskytovateli prvků z procesu r, spíše než supernovy.
Hvězdy bohaté na kovy se nazývají hvězdy populace I (zkráceně „Pop I“). Tyto hvězdy jsou běžné v ramenech spirálních galaxií jako v naší Galaxii ; Slunce je příklad.
Metalicita Popu I se blíží slunci na rozdíl od Popu II, který má nízký obsah kovů, a to až na faktor 1000 nebo více. Věk Pop I se pohybuje od 0 do 9 miliard let.
Hvězdy chudé na kovy se nazývají hvězdy populace II . Jsou obecně velmi staré (více než 8 miliard let staré) a nacházejí se v kulových hvězdokupách a v halo galaxií.
Mezi nejznámější hvězdy populace II ( halo naší galaxie ) patří:
Mezi hvězdami chudými na kovy se rozlišují tyto kategorie:
Současné studie identifikovaly 10 000 hvězd chudých na kov v naší galaxii . Mohly by být analyzovány hvězdy do vzdálenosti větší než 15 k bp od Slunce , což je vzdálenost, pod níž dominuje populace halo. Teorie formování Mléčné dráhy předpokládají, že metalicita hvězd uvnitř halo je větší než u hvězd venku.
Z těchto 10 000 hvězd patří mezi nejchudší v kovech (EMP, UMP a HMP) podkategorie zvaná hvězdy obohacené uhlíkem , známá jako CEMP (pro „ Carbon Enhanced Metal Poor “). U těchto hvězd obvykle máme [C / Fe] = 1
V současné době stále hledáme hvězdy populace III, které by byly složeny pouze z vodíku a hélia, a tak zradily první formaci po Velkém třesku . Tyto hvězdy mají tu zvláštnost, že mají nulovou metalicitu (Z = 0, [M / H] = - ∞), a proto mají spektrum, ve kterém by byly viditelné pouze absorpční linie vodíku a helia , s vyloučením všech ostatních. .
V tuto chvíli je dosud nejmalebnější hvězdou s nedostatkem kovů (v 18. srpna 2005) Obsahuje asi 200 000krát méně „kovu“ než Slunce . Od roku 2008 nebyla nalezena žádná hvězda s nulovou metalicitou . Je pravděpodobné, že tyto hvězdy byly velmi hmotné, a proto se velmi rychle vyvinuly a zanikly velmi brzy v životě vesmíru. Hvězdy populace II, které dnes pozorujeme, svědky vzdálené minulosti, mají všechny hmotu nižší než hmotnost Slunce, což jim zaručuje minimální délku života řádově podle věku vesmíru .