Metallizitätsverteilungen

Metallizitätsverteilungen beschreiben die Verteilung der Metallizität eines astrophysikalischen Systems, meist die Häufigkeitsverteilung der Metallgehalte von Sternen oder Gas. Metallizität wird häufig als Fe/H relativ zur Sonnenmetallizität angegeben und kann auch als Gesamtmetallizität Z ausgedrückt werden. Die Verteilung wird oft durch eine Metallizitätsverteilungsfunktion (MDF) charakterisiert, die Aufschluss über die chemische Geschichte des Systems gibt.

Messung und Interpretation erfolgen durch Spektroskopie. Bei Sternen liefern Absorptionslinien von Eisen- und anderen Elementen Hinweise auf ihre Metallizität, während bei Gas die Emissionslinien von H II-Regionen oder Nebeln verwendet werden. Systematische Unsicherheiten, Auswahlbias und Alterseffekte müssen berücksichtigt werden. MDFs ermöglichen es, Modelle der chemischen Evolution zu testen und die Sternentstehungsgeschichte abzuleiten.

In Galaxien zeigen Metallizitätsverteilungen typischerweise Unterschiede zwischen Komponenten wie Halo, Scheibe und bulge. Der Halo ist meist metalarm, während die dünne Scheibe höhere Metallizitäten aufweist; zwischen Scheibe und dicker Scheibe bestehen oft Übergangsverteilungen. Globale MDFs können rechts verschoben oder schief geformt sein, was auf inflows von Gas, Outflows und variable Sternentstehungsraten hindeutet.

Theoretisch werden MDFs durch einfache Modelle wie das Closed-Box-Modell charakterisiert, das oft eine zu starke Metallanreicherung vorhersagt. Realistische Modelle berücksichtigen Gaszufuhr, Galaktische Auswürfe und zeitlich veränderliche Sektoren, um die Form der Verteilung besser zu reproduzieren.

Zeitliche Entwicklung wird durch die Alters-Metallizitäts-Beziehung (AMR) ergänzt, die beschreibt, wie Metallizität mit dem Alter von Sternpopulationen korreliert. Große spectroskopische Umfragen wie SDSS, APOGEE, Gaia-ESO und LAMOST liefern umfangreiche MDFs für verschiedene Galaxienkomponenten.