Metallicità

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Questo avviso è stato pubblicato il 15 novembre 2018.

La metallicità è il concetto astrofisico usato per descrivere l’abbondanza relativa di elementi più pesanti dell’elio in una stella. Questi elementi sono chiamati metalli indipendentemente dalla loro posizione sulla tavola periodica.

Spettroscopicamente è facile misurare l’abbondanza di elementi metallici (nel senso usuale) nelle stelle usando la profondità delle loro linee di assorbimento. L’abbondanza di questi elementi si trova in correlazione con le abbondanze di altri elementi più leggeri come il carbonio o l’ossigeno. In astrofisica, tutti gli elementi più pesanti dell’elio sono solitamente chiamati metalli per questa ragione. Poiché la frazione di elementi più pesanti dell’elio aumenta in funzione del tempo cosmico, la metallicità di una stella è legata al tempo in cui si è formata, il che ci permette di dedurre la sua età o la regione della galassia in cui è nata. Nel caso della Via Lattea la metallicità diminuisce all’interno del disco man mano che ci si allontana dal centro, allo stesso modo diminuisce ancora più velocemente se si lascia il disco nella direzione perpendicolare al piano galattico.

Ci sono diversi formalismi matematici per esprimere la metallicità.

  • Metallicità in frazioni di massa

X → { {displaystyle \rightarrow } \rightarrow

Frazione di massa di H Y → {displaystyle \rightarrow } \rightarrow Frazione di massa di He Z → {displaystyle \rightarrow } \rightarrow Frazione di massa in “metalli” Dove è verificato: X + Y + Z = 1 {displaystyle X+Y+Z=1} X+Y+Z=1 Composizione primordiale: X=0,76 Y=0,24 Z=0,00 Composizione solare: X=0,70 Y=0,28 Z=0,02 Si noti che la metallicità può anche essere espressa in frazioni del numero di atomi, nel qual caso si ottengono valori più alti per H e più bassi per elio e metalli.

  • Indice di metallicità

La metallicità è spesso espressa usando l’abbondanza di elementi metallici nel Sole come standard. Questa misura non è assoluta ma relativa. Le linee di assorbimento che vengono confrontate sono quelle dell’idrogeno con quelle del ferro. La metallicità del Sole è 1,6% della massa. L’indice di metallicità è espresso come rappresentante il logaritmo del rapporto tra l’abbondanza di metalli nella stella e l’abbondanza solare. Questa è la sua formula:

= log ( a b F e a b H ) ∗ – log ( a b F e a b H ) S o l {displaystyle = log {left,Fe}}}}}}})_{*}}-log {frac {\frac {rm {ab}}}}}}{\*}}{}}}}{\*}),Fe}}}{{{rm {ab}}}{{H}}}}}right})_{Log {{left({\frac {rm {ab}}}{{\frac }}}}}right)_{{{\sun}}}}}

dove ab è l’abbondanza di ferro (Fe) o idrogeno (H) a seconda dei casi.

L’indice di metallicità del Sole sarà = 0 {displaystyle =0} =0. Gli oggetti più poveri di metalli rispetto al Sole hanno un indice di metallicità negativo e gli oggetti più ricchi hanno un indice positivo. Poiché la scala è logaritmica, una metallicità di “-1” equivarrà a un’abbondanza dieci volte inferiore a quella del Sole e un valore di indice “+1” a un’abbondanza dieci volte maggiore.

=0.

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