Metallhäufigkeit

Die Metallizität, d. h. die Metallhäufigkeit, ist eine in der Astrophysik gebräuchliche Bezeichnung für die Häufigkeit der schweren chemischen Elemente in Sternen. Als „Metalle“ werden dabei, abweichend von der chemischen Bedeutung dieses Begriffes, meist alle Elemente außer Wasserstoff und Helium bezeichnet. Seltener werden darunter auch die Elemente ab Kohlenstoff, also mit einer Kernladungszahl von größer oder gleich sechs, verstanden.

Die schweren Elemente wurden im Universum erst durch Kernreaktionen in Sternen gebildet (der Nukleosynthese), deswegen hängt die Metallizität eng mit der Entstehungszeit eines Sternes zusammen. Sterne mit niedriger Metallizität (Population II) sind in einem früheren Entwicklungsstadium des Universums entstanden als erst wenige „Metalle“ vorhanden waren. Sterne mit hoher Metallizität sind zu einem späteren Zeitpunkt aus der mit schweren Elementen angereicherten „Asche“ früherer Sternengenerationen entstanden (Population I).

Die Elemente Lithium, Beryllium und Bor, mit den Kernladungszahlen zwischen denen von Helium und Kohlenstoff, sind wahrscheinlich nicht in Sternen entstanden, sondern – außer dem kosmologischen Anteil von Lithium-7 – ein Produkt von Kernspaltungsprozessen schwererer Elemente durch kosmische Strahlung im interstellaren Gas und werden schon bei relativ niedrigen Temperaturen von wenigen Millionen Kelvin zerstört.

Als Maß für die Metallizität wird oft eine einzige Zahl angegeben, die die Elementhäufigkeit aller schweren Elemente relativ zu den Häufigkeiten der Sonne bezeichnet. Da sich die Elemente gleichförmig im Universum anreichern, genügt dies für normale Hauptreihensterne. In der Sonne beträgt das Verhältnis zwischen Eisen und Wasserstoff etwa 1:31.000. Oft wird ein auf die Sonne normiertes, logarithmiertes Verhältnis der Stärke der Absorptionslinien von Eisen und Wasserstoff angegeben:

$[\mathrm{Fe}/\mathrm{H}] = \lg{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)} - \lg{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{\odot}}$

Diese Zahl liegt bei Sternen unserer Galaxie etwa zwischen −5,4 und +1, wobei nur die ältesten Sterne der Population II einen Wert im Bereich -5 erreichen und nur wenige davon bekannt sind. Langjähriger Spitzenreiter war der Stern CD−38°245, dessen Metallizität 1984 mit −4.0 bestimmt wurde. Diese bedeutet, dass sein Gehalt an Eisen 10.000 mal kleiner ist als der der Sonne. 2002 wurde dann mit HE 0107−5240 ein Stern mit dem Wert von −5,2 entdeckt. Der jetzige Rekordhalter ist der Stern HE 1327−2326 mit einem Wert von −5,4, was einen Eisengehalt von einem 250.000stel des solaren Wertes bedeutet. Allerdings enthält dieser Stern überraschenderweise einen sehr großen Anteil an anderen Elementen wie Natrium, Magnesium, Titan und vor allem Strontium. Üblicherweise werden bei solchen Sternen auch die Häufigkeit anderer Elemente wie Thorium, Uran, Iridium und Kohlenstoff bestimmt, was zur Altersbestimmung und Kategorisierung der Sterne benutzt werden kann.^[1]

In chemisch pekuliaren oder bereits von der Hauptreihe weg entwickelten Sternen stimmt dieses allgemeine Häufigkeitsmuster jedoch nicht mehr. Außerdem scheint die Sonne, verglichen mit den Sternen der unmittelbaren Nachbarschaft, fast doppelt so viele „Metalle“ zu besitzen.

Literatur

• Bradley W. Carroll, Dale A. Ostlie, An Introduction to Modern Astrophysics, 1996, S. 920f, ISBN 0321210301

Quellen

1. ↑ Spektrum der Wissenschaft September 2008, S.24-32, Anna Frebel, Auf der Spur der Sterngreise