Metallicitet (astrofysik): Forskelle mellem versioner

Man havde observeret linier i [[Solen]]s [[Spektroskopi|spektrum]], havde identificeret [[brint]] og et [[grundstof]], som havde visse [[Spektroskopi|spektrale]] ligheder med brint (dette grundstof var på daværende tidspunkt ikke fundet på Jorden og det blev derfor navngivet efter det græske navn for Solen, Helios, nemlig [[helium]]), og desuden indeholdt solspektret linier af "noget andet" i små mængder (ca. 2%). Dette "noget andet" fik så navnet "metal", fordi man havde identificeret nogle få linier af metal, desuden havde en ret sikker forestilling om, at det øvrige "noget andet" også måtte være tungere grundstoffer og derfor gættede på nogle af de, som er ofte forekommende på Jorden, nemlig [[metal]]ler.

 

 

Ubestemtheden udtrykt med "eller evt. lithium" skyldes, at nogle astrofysikere skelner mellem de grundstoffer, som blev dannet under [[Big Bang]], nemlig ca. 0,765 (76,5%) [[brint]] (heraf en meget lille andel "tung brint", også kaldet [[Deuterium]]), ca. 0,235 (23,5%) [[helium]] og minimale mængder [[lithium]], ca. 0,0000000001 (0,00000001%) - de indbyrdes forhold er regnet i forhold til masse, ikke i forhold til antal atomer. De fleste astrofysikere henholder sig derimod til, at de allerældste stjerner var så rene brint- og heliumstjerner, at man bør drage skellet på den ene side mellem stjerner af 'brint+helium' og på den anden side stjerner dannet af 'brint+helium+noget andet'.

 

 

Udtrykket metallicitet '''har''' en vis forbindelse til egentlige [[metal]]ler - specielt [[jern]] - både fordi disse har [[atomvægt]]e større end helium og desuden fordi man oftest angiver metalliciteten ved at måle forholdet mellem en stjernes indhold af jern og brint.

 

<center><math> [\mathrm{C}/\mathrm{N}] = \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{C}}}{N_{\mathrm{N}}}\right)_{stjerne}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{C}}}{N_{\mathrm{N}}}\right)_{Sol}}

<center><math>

= \left[\log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{C}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{stjerne}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{C}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{Sol}}\right] -

 

Grundlaget for ovenstående formel er, at hvis et rumfang gas er fortyndet med ren brint, vil dens forhold <nowiki>[C/H]</nowiki> formindskes, eftersom der er færre kulstofatomer for hvert brintatom efter fortyndingen, men mellem alle andre grundstoffer ''X'', forbliver forholdet <nowiki>[X/N]</nowiki> uændret. Hvis derimod et rumfang gas indeholder en eller anden mængde rent kulstof, vil dens forhold mellem jern og brint <nowiki>[Fe/H]</nowiki> være uændret, mens gassens forhold mellem kulstof og jern <nowiki>[C/Fe]</nowiki> vil være forøget.

 

En [[stjernenukleosyntese]] ændrer for det meste kun den forholdsvise mængde mellem nogle få [[grundstof]]fer eller [[isotop]]er, så en ændring af forholdet mellem disse er oftest en indikator for en bestemt kernereaktion.

[[cs:Metalicita]]

[[de:Metallizität]]

[[eo:Kvanto de pezaj elementoj]]

[[fa:فلزیگی]]

[[fr:Métallicité]]

[[hr:Populacija I]]

[[id:Metalisitas]]

[[it:Metallicità]]

[[lb:Metallizitéit]]

[[nl:Metaal (astronomie)]]

[[no:Metallisitet]]

[[pl:Metaliczność]]

[[ru:Металличность]]

[[sk:Metalicita]]

[[sv:Metallicitet]]

[[th:ความเป็นโลหะ (ดาราศาสตร์)]]