Co to jest metaliczność w astronomii?
Metaliczność (metallicity) to parametr opisujący zawartość pierwiastków cięższych od helu (w astronomii zwanych zbiorczo 'metalami’) w gwieździe, galaktyce lub obłoku gazu. Termin 'metale’ w astronomii obejmuje wszystkie pierwiastki poza wodorem i helem – węgiel, tlen, żelazo, krzem i wszystkie inne – niezależnie od tego czy są chemicznie metalami. Zazwyczaj metaliczność wyraża się jako stosunek żelaza do wodoru [Fe/H] w skali logarytmicznej względem Słońca.
Skala metaliczności: [Fe/H] = 0 to metaliczność słoneczna (Z_sol ≈ 0,0134), [Fe/H] = -1 to 10-krotnie mniejsza niż słoneczna, [Fe/H] = +0,3 to 2-krotnie większa. Gwiazdy Populacji II (stare, w halo galaktycznym) mają [Fe/H] od -0,5 do -3 i niżej – ich ubóstwo w metale świadczy o tym, że uformowały się z pierwotnego gazu wczesnego Wszechświata, jeszcze zanim supernowe wzbogaciły medium chemicznie. Gwiazdy Populacji I (młode, w dysku galaktycznym) mają metaliczność zbliżoną do słonecznej lub wyższą. Najbardziej uboga w metale znana gwiazda SMSS J031300.36-670839.3 ma [Fe/H] < -7,8 – rekordowo pierwotny skład. Metaliczność rośnie w czasie ewolucji galaktyki – jest miarą dojrzałości chemicznej środowiska gwiazdowego.
Metaliczność gwiazdy wpływa na formowanie planet: gwiazdy bogate w metale statystycznie częściej mają planety skaliste i gazowe gigantyczne. Galaktyki o niskiej metaliczności (np. galaktyki nieregularne) tworzą masywniejsze gwiazdy, które żyją krócej i generują silniejsze promieniowanie UV. Pomiar metaliczności przez spektroskopię jest fundamentalnym narzędziem galaktycznej archeologii chemicznej – rekonstrukcji historii chemicznej Galaktyki z widm milionów gwiazd (APOGEE, GALAH, 4MOST).