Металичност

Во астрономијата и физичката космологија металичноста е дел од маса од звезда или некој друг вид на астрономски објект различен од водород и хелиум.Поголемиот дел од физичката материја во вселената е во форма на водород и хелиум, па поради тоа астрономите го користат терминот "метали " укажувајќи на сите други елементи. На пример, звездите кои се релативно богати со јаглерод, азот, кислород и неон би биле "метално богати " во астрофизичките термини, иако тие елементи се неметали во хемијата. Овој термин не треба да се меша со вообичаената физичка дефинија за цврстите метали.

Глобалниот кластер М80. Звездите во глобуларниот кластер се поточно стари членови кои имаат недостиг на метал во Популација 2.

Металичноста во звездите и во другите астрономски објекти е приближна проценка за нивното хемиско изобилие кое се менува во текот на времето со механизмите од ѕвездениот развој и поради тоа прикажуваат индикации на нивната возраст. Во космолошките термини, Универзумот исто така хемиски се развива.Според теоријата за Големата експлозија, раната вселена прво се состоела од водород и хелиум со мали количини на литиум и берилиум, но немало присутност на некои потешки елементи. Во процесот на ѕвезден развој, каде што звездите на крајот на нивниот живот се ослободуваат од поголемиот дел од својата маca преку ѕвездените ветрови или како експлозија на звезди (supernovae), содржината на металот од Галаксијата и Универзумот се покачува. Се смета дека постарите генерации на звезди генерално имаат помала металичност од помладите генерации.

Следењето на промените во хемиските изобилија на различни типови на звезди, засновани на спектралните навики кои подоцна беа поврзани со металичноста, го наведе астрономот Валтер Баде во 1944 година да го предложи постоењето на две различни популации на звезди.Ова стана општо познато како Популација 1 ( богати метали ) и Популација 2 ( сиромашни метали ) звезди. Трето ѕвездено население беше претставена во 1978, позната како Популација 3. Овие екстремно метало-сиромашни звезди беа теоризирани како прво-родени звезди создадени во Универзумот.

Дефиниција

Ѕвездениот состав е определен од спектроскопијата е вообичаено едноставно дефинирано од страна на параметрите Х, Y и Z, каде што Х е фракционалниот процент од водород, Y е фракционалниот процент од хелиум и сите останати хемиски елементи како фракционалниот процент од З. Или просто дефинирано како;

${\displaystyle X+Y+Z=1.00}$

Во повеќето зведи и други астрономски извори, водородот и хелиумот се двата најдоминантни елементи. Фракцијата на водородната маса е генерално изразена како X=m*H/M каде што М е вкупната маса на системот, а m*H e фракционата маса од водородот што го содржи.Слично на тоа, фракцијата на масата на хелиумот е прикажана како Y=m*He/M.Остатокот на елементите се колективно прикажани како метали и металичноста-фракција на маса од елементите потешки од хелиумот.Металичноста на многу астрономски објекти не може да бидат директно пресметани.Наместо тоа, агенти се употребени да добијат индиректни проценки.На пример набљудувач може да ја мери содржината на железото во Галаксијата.