Интересно, каков вклад металлов и пыли, запертых в планетах, по отношению к их количеству в межзвездной среде (МЗС). Другими словами, когда мы измеряем металличность и массу пыли в галактике, мы чувствительны к металлам и пыли в различных фазах ISM, и поэтому наблюдаемое значение является нижним пределом. Является ли «исправление» вариацией второго порядка?
Количество металлов, заключенных в планетах, совершенно ничтожно по сравнению с количеством металлов в межзвездной среде (МЗС).
Во-первых, в типичной звездной системе массовая доля планет составляет менее 1%, и из них наибольшая масса приходится на газообразные планеты, а не на твердые планеты. Например, в Солнечной системе массовая доля всех планет составляет 0,1 %, в то время как каменистые планеты составляют лишь часть .
Во-вторых, обычно лишь небольшая часть газа в галактике заключена в звездах. Для малых галактик, которые являются наиболее многочисленными, всего около 5% газа находится в звездах (например , Шомберт и др., 2001 ), хотя для больших галактик, таких как Млечный Путь, которые более эффективно преобразовывают газ в звезды, отношение ISM к звездному газу может быть порядка единицы (например , Morokuma-Matsui & Baba 2015 ).
То есть доля металлов, заключенных в планетах, порядка , в зависимости от типа рассматриваемой галактики.
С другой стороны, доля металлов, запертых в пыли , значительна, с типичными значениями примерно 1/3 металлов в пыли. Таким образом, если вы хотите узнать металличность галактики, глядя на линии излучения или поглощения металлов, вы должны либо учитывать этот фактор (надеясь, что это универсальный фактор, которым он может быть, а может и не быть, см., например, Zafar & Watson 2013 ). ), или измерять металлы, которые не превращаются в пылинки, например, цинк или серу.