מתכתיות

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה אל: ניווט, חיפוש

מתכתיות באסטרונומיה וקוסמולוגיה פיזיקלית היא מדד לכמות היסודות כימיים שמרכיבים גרם שמים הכבדים יותר ממימן והליום. השימוש במונח 'מתכת' שונה מהמקובל בכימיה וביום-יום, מכיוון שבסקלות קוסמולגיות, היקום מורכב ברובו הגדול ממימן והליום בלבד, ולכן חוקרי היקום מגדירים את כל היסודות הכבדים יותר כ'מתכות'. לדוגמה, ערפילית שעשירה בפחמן תוגדר כ"עשירה במתכת" למרות שפחמן לא נחשב למתכת בהקשרים אחרים.

מתכתיות של עצם אסטרונומי יכולה לתת הערכה לגבי גילו. על-פי תאוריית המפץ הגדול, בראשית חייו היקום היה מורכב מכ90% ממימן, אשר חלקו הומר בתהליך נוקליאוסינתזה הקדמוני, ויצר כמות משמעותית של הליום וכמויות זניחות של ליתיום. הכוכבים הראשונים, אשר מוגדרים כאוכלוסייה III, היו נטולי מתכות לחלוטין. היו אלה כוכבים מסיביים מאוד ובמהלך קיומם יצרו יסודות כבדים (עד ברזל) על ידי היתוך גרעיני. לאחר מכן הם סיימו את חייהם בסופרנובות אשר פיזרו יסודות אלה ברחבי היקום. נכון להיום, לא נמצאו כוכבי אוכלוסייה III; קיומם מנובא על ידי המודלים הנוכחים של היקום הבראשיתי. דור הכוכבים הבא נוצר מהחומרים שפוזרו על ידי הדור הראשון. הכוכבים הנצפים המבוגרים ביותר, אוכלוסייה II, הם עדיין בעלי מתכתיות נמוכה. עם היווצרות דורות נוספים של כוכבים, כמות היסודות הכבדים הלכה וגדלה, מכיוון שהעננים שיצרו כוכבים אלה הכילו את השאריות העשירות במתכות שנוצרו בכוכבי הדורות הקודמים, וכך התהליך חזר על עצמו שוב ושוב. הכוכבים הצעירים, בגילה של השמש, מוגדרים כאוכלוסייה I והם בעלי מתכתיות משמעותית.

מתכתיות בגלקסית שביל החלב[עריכת קוד מקור | עריכה]

ברחבי גלקסיית שביל החלב, המתכתיות גבוהה יותר במרכז הגלקטי ויורדת ככל שמתקדמים כלפי חוץ. עובדה זו מוסברת על ידי צפיפות הכוכבים הגבוהה יותר במרכז הגלקסיה, מה שגורם לכך שיותר יסודות כבדים נוצרים, מוחזרים לתווך הבין-כוכבי ומשתתפים בהיווצרות כוכבים חדשים. באופן דומה, גלקסיות גדולות נוטות להיות בעלות מתכתיות גבוהה יותר מאשר הקטנות. לדוגמה, ענן מגלן הקטן וענן מגלן הגדול הן שתי גלקסיות לא-סדורות בסביבת שביל החלב. שיעור המתכתיות של הענן המגלני הגדול מוערך בכ-40% מזה של שביל החלב, בעוד שהענן המגלני הקטן הוא בעל מתכתיות של 10% בלבד.