Tähden metallipitoisuus

**Tähden metallipitoisuus** tai **tähden metallisuus** *(engl. metallicity)* on vetyä ja heliumia raskaampien aineiden suhteellinen osuus tähdessä. Tähtitieteessä kaikkia heliumia raskaampia alkuaineita kutsutaan metalleiksi, vaikka ne eivät varsinaisia metalleja olisikaan. 

Tähtien alkuainekoostumus muuttuu niiden ikääntyessä ja erityisesti metallipitoisuus laskee tähden vanhetessa . Voidaan myös havaita, että saman massaisille tähdille metallipitoisuus on sitä pienempi, mitä voimakkaampi on tähden punasiirtymä . Eri metallipitoisuudet omaavien tähtien kemiallisesta koostumuksesta saatavaa dataa käytetään galaksien evoluution tutkimiseen, erityisesti Linnunradan ja kääpiögalaksien tapauksissa . Metallipitoisuus vaikuttaa merkittävästi tähden rakenteeseen ja sitä kautta useisiin astronomisiin ilmiöihin aina tähtipopulaatioista planeettojen muodostumiseen . Jättiläisplaneettoja on huomattu löytyvän yleisemmin tähdiltä, joiden metallipitoisuus on korkea.  Pienempien planeettojen esiintymisen ei sen sijaan ole todettu olevan riippuvainen tähden metallisuudesta. 

Tähtien metallipitoisuuksien skaala on laaja. Vanhojen tähtien metallipitoisuudet voivat olla suuruusluokkaa 10-5 massaprosenttia, koska ne ovat muodostuneet ennen vetyä ja heliumia raskaampien aineiden syntymistä. Skaalan toisessa ääripäässä ovat valkoiset kääpiöt ja neutronitähdet, joista lähes kaikki vety ja helium ovat tähden evoluution saatossa kuluneet loppuun. Auringon metallipitoisuus on noin 1,6 massaprosenttia. 

## Metallipitoisuuden määrittäminen
Tähden metallipitoisuus voidaan määrittää usealla eri tavalla. Eräs tapa on suhteuttaa metalleiksi luokiteltavien alkuaineiden massa tähden kokonaismassaan. Metallipitoisuus voidaan myös laskea metalliatomien määrän suhteena vety- ja heliumatomien määrään. 

Tähden koostumusta massaosuuksina kuvataan parametreillä X, Y ja Z siten, että X + Y + Z = 1. Parametreistä X on vedyn massaosuus tähdessä, Y heliumin ja Z metallien, eli kaikkien muiden alkuaineiden. Tähden metallipitoisuus [M/H]voidaan myös määritellä logaritmisella asteikolla suhteessa Aurinkoon seuraavasti: 

[M/H]=\log_{10}\left ( \frac{N_M}{N_H} \right )_*-\log_{10}\left ( \frac{N_M}{N_H} \right )_\odot.

Kaavassa N_H on heliumin ja vedyn atomien määrä, ja N_M metalliatomien määrä. Alaindeksillä * merkitään tutkittavaa tähteä ja alaindeksillä ⨀ Aurinkoa. Raudan osuutta käytetään usein kuvaamaan tähden metallipitoisuutta, jolloin [Fe/H]\propto[M/H]ja

[Fe/H]=\log_{10}\left ( \frac{N_{Fe}}{N_H} \right )_*-\log_{10}\left ( \frac{N_{Fe}}{N_H} \right )_\odot. 

On kuitenkin tärkeää erottaa toisistaan tähden rautapitoisuus ja kokonaismetallipitoisuus, vaikka rautapitoisuutta usein käytetäänkin kokonaismetallipitoisuuden indikaattorina. Happi on kokonaismetallipitoisuuden kannalta hallitseva alkuaine ja sen pitoisuus kehittyy tähden ikääntyessä eri tavoin kuin raudan, minkä vuoksi rautapitoisuus ja kokonaismetallipitoisuus voivat olla hyvinkin erilaiset.  

Tähden metallipitoisuutta voidaan tutkia ja ennustaa fotometristen mittausten avulla. Metallipitoisuus voidaan päätellä muun muassa tähden sijoittumisesta väri-magnitudi-diagrammiin. Fotometristen mittausten lisäksi voidaan käyttää spektrometristä analyysia esimerkiksi näkyvän valon aallonpituuksilla tai infrapuna-alueella.  Korkearesoluutioinen spektrianalyysi on suoraviivaisin tapa tutkia tähtien metallipitoisuutta, joko yksittäisiä spektriviivoja analysoimalla, tai vertaamalla mitatun spektrin koko profiilia synteettisiin spektreihin . 

Tietyn alkuaineen spektriviivan muotoon vaikuttavat alkuaineen pitoisuuden lisäksi pääasiassa kolme muuta parametria: 

* Tähden pintalämpötila T_{eff}, joka on merkittävin spektriviivan muotoon vaikuttava parametri. 
* Mikroturbulenssi \xi_t 
* Pintagravitaatio \log{g} 

Kaikkien kolmen parametrin arvojen kasvaessa spektriviivat levenevät. Parametrien arvot voidaan metallipitoisuuden tavoin määrittää tähden spektristä, tai arvioida laskennallisesti synteettisestä spektristä. 

## Metallipitoisuus astrofysiikallisissa kappaleissa

### Tähdet
Mitä uudemmassa sukupolvessa tähti on muodostunut, sitä suurempi metallipitoisuus sillä on. Tämä johtuu siitä, että kun osa kaasusta luhistuu, tähtien fuusioprosesseissa muodostuu vetyä painavampia alkuaineita ja tämä rikastettu materiaali vapautuu tähtienväliseen tilaan tähtituulien, planetaarisen sumun muodostumisen tai supernovan purkauksen takia. Kun tämä materiaali sekoittuu ympäröivän aineen kanssa, sen metallipitoisuus kasvaa. Seuraava tähtisukupolvi muodostuu tästä materiaalista, jolloin sillä on suurempi metallipitoisuus kuin edellisellä. Tämä sykli jatkuu, kunnes tarpeeksi materiaalia on sitoutunut tähtiin, jolloin tähtien muodostumisprosessi vaimentuu. Linnunradalla on havaittu suhde tähtien iän ja metallipitoisuuden välillä siten, että vanhojen tähtien metallipitoisuus on alhaisempi. 

Linnunradassa olevien pallomaisten tähtijoukkojen tähtien metallipitoisuus on keskimäärin noin sadasosa Auringon metallipitoisuudesta. Metalliköyhimpien tähtien metallipitoisuudet ovat alle kymmenesmiljoonasosa Auringon metallipitoisuudesta.

Aurinko kuuluu metallirikkaaseen tähtipopulaatio I:een. Aurinkoa metallirikkaampien tähtien metallipitoisuus voi olla ainakin kaksi kertaa korkeampi. Joitain tähtiä väitetään noin 3 kertaa niin metallirikkaiksi kuin Aurinkoa.

Laskelmien mukaan tähden metallipitoisuus nykyisessä maailmankaikkeudessa voi olla niinkin iso kuin 0.1, kuusi kertaa Auringon 

### Tähtien metallipitoisuuden ja planeettojen suhde
Tähden metallipitoisuus vaikuttaa siihen, millaisia planeettoja muodostuu sen ympärille. Metallipitoisuudella on suurempi vaikutus planeettojen esiintymisessä kuin tähden massalla. [9]. Planeettojen muodostumispaikassa, protoplanetaarisen kiekossa, oleva metallien määrä määrittää muodostuvan planeetan tyypin. Yleisesti metallirikkaiden tähtien ympärillä on enemmän planeettoja.  Alle 3% tähdistä, joiden metallipitoisuus on Aurinkoa pienempi, on havaittu planeettoja. Kun tähden metallipitoisuus on Aurinkoa suurempi, havaittujen kaasujättiläisplaneettojen määrä kasvaa nopeasti.  Auringon massasta 71,0% on vetyä ja 27,1% heliumia, tämä tarkoittaa, että Auringon metallipitoisuus on 1,9%. Hapen osuus massasta on 0,97% ja hiilen 0,4%. Muita alkuaineita, kuten typpeä, piitä, magnesiumia, neonia, rautaa ja rikkiä on kutakin alle 0,01%. 

Tämä korrelaatio on hyvin määritelty kaasujättiläisplaneettojen osalta. Korrelaatio on selitettävissä seuraavan teorian avulla: Kaasujättiläisplaneetoilla on vain muutama miljoona vuosi aikaa muodostua, mikä on hyvin lyhyt aika tähdelle. Tänä aikana ne muodostuvat ensiksi tomusta, sitten pikkukivistä, ja lopulta planeetan alkiosta. Alkio on tarpeeksi iso kerätäkseen ympärillä olevaa materiaalia, joka johtaa planeetan kasvuun. Jos planeettakunnassa ei ole tarpeeksi metalleja, joita tarvitaan planeetan muodostamiseen, kaasujättiläisplaneetan muodostuminen on hankalaa. Jos taas metalleja on tarpeeksi, sitä tehokkaammin kaasujättiläisplaneetta muodostuu. 

Vaikka yhteys jättiläiskaasuplaneettojen muodostumisen ja tähtien metallipitoisuuden välillä on pystytty todistamaan, samaa ei ole pystytty tekemään pienemmille planeetoille, kuten kiviplaneetoille ja kaasukääpiöplaneetoille. Tällaisen korrelaation osoittaminen olisi hyödyllistä maankaltaisten planeettojen löytämisessä. Jos voitaisiin osoittaa, että kiviplaneettoja esiintyy metallirikkaiden tähtien läheisyydessä, ne voitaisiin priorisoida etsinnöissä.  Vaikka vahvaa korrelaatiota ei ole havaittu, planeetat muodostuvat useimmiten metallirikkaiden tähtien ympärillä. [12] Koska suurin osa tarkkailluista planeetoista on suuria ja siten metallirikkaita, on tähtien metallipitoisuuden ja ympärillä muodostuvien planeettojen välisessä yhteydessä vääristymä verrattuna todellisuuteen. 

### Galaksit
Yleisesti kaikkien galaksien metallipitoisuus pienenee, mitä kauemmaksi galaksin keskuksesta siirrytään eli galaksin keskuksessa on suurin metallipitoisuus. Spiraaligalaksien metallisuuden gradientti on jyrkin eli ero keskustan ja reunojen metallipitoisuuden välillä on suurin. Tämän jälkeen sauvaspiraaligalaksien metallipitoisuusgradientti on suurin, sitten linssimäisten galaksien ja elliptisillä galakseilla on pienin gradientti. 

Spiraaligalakseissa globaalin metallipitoisuuden ja galaksin massan välillä on havaittu positiivinen korrelaatio. Sillä on myös positiivinen korrelaatio paikallisen pinnan kokonaistiheyteen kaikissa spiraalikiekon kohdissa. Spiraaligalakseissa on huomattu typen syntymisen olevan pääprosessi alhaisissa metallipitoisuuksissa ja toissijainen prosessi metallisuuden kasvaessa. Tämä on voitu päätellä tutkimalla alkuaineiden N/O ja O/H suhteita spiraalikiekossa. Hiilen tuotanto lisääntyy metallipitoisuuden kasvaessa. Ne/O, S/O ja Ar/O ovat universaalisti vakioita ja eivät riipu metallipitoisuudesta.  

Spiraali- ja elliptisiä galakseja tutkittaessa on huomattu kaksi yleistä asiaa. Ensimmäiseksi galaksien metallipitoisuudella ja massalla on positiivinen korrelaatio. Tämä saattaa johtua massiivisten galaksien suuremmasta gravitaatiopotentiaalista, joka johtaa supernovista lähteneiden raskaiden alkuaineiden suurempaan pysymään. On vaikea sanoa, päteekö sama suhde kaikissa galaksityypeissä. Tämä johtuu siitä, että kahden erityyppisen galaksin vertaaminen on hankalaa, sillä mittaamismenetelmät ovat erilaiset. Tämän lisäksi ei tiedetä, kuinka globaalirunsaus galaksissa tulisi esittää. 

Toinen yleinen asia on, että metallisuuden runsausgradientit tasaantuvat, kun siirrytään spiraaligalaksista sauvaspiraali- ja elliptisiin galakseihin eli näissä galakseissa gradientit eivät ole niin jyrkkiä. Gradientin ero normaalispiraali- ja sauvaspiraaligalaksien välillä johtuu radiaalisen kaasun paremmasta virtauksesta sauvaspiraaligalaksin kiekoissa. Jotta tämä malli pätisi elliptisiin galakseihin, täytyisi soveltaa muita radiaalisen sekoituksien mekanismeja. On mahdollista, että eri prosessit vaikuttavat gradienttiin eri galaksityypeissä, mutta koska spiraali- ja elliptisen galaksin metallipitoisuutta ei voida suoraan verrata, ei mahdollisista mekanismeista voida tietää enempää.  

## Lähteet