Μεταλλικότητα

Στην αστρονομία, η παρουσία λοιπών στοιχείων εκτός από υδρογόνο και ήλιο (He) λέγεται μεταλλικότητα. Καθώς το μεγαλύτερο τμήμα του σύμπαντος θεωρείται ότι αποτελείται από υδρογόνο και ήλιο, για τους αστρονόμους η έννοια μεταλλικότητα συμπεριλαμβάνει όλα τα υπόλοιπα στοιχεία ακόμα και αυτά που χημικά δεν προσδιορίζονται σαν μέταλλα. Σε απομονωμένα αστρικά συστήματα, όπως μερικοί νάνοι γαλαξίες, η διαφορά μεταλλικότητας μεταξύ των αστέρων χρησιμοποιείται ως κοσμικό ρολόι, καθώς το άστρο με την πιο χαμηλή μεταλλικότητα είναι αυτό που δημιουργήθηκε πρώτο.

 Σε πολλές περιπτώσεις, επειδή δεν μπορούν να μετρηθούν από τα φάσματα οι αφθονίες όλων των μετάλλων, υπολογίζεται μόνο αυτή του σιδήρου (Fe). Έτσι η μεταλλικότητα υπολογίζεται συνήθως με τη διαφορά του λογαριθμικού ποσοστού του σιδήρου προς το υδρογόνο από το αντίστοιχο λογαριθμικό ποσοστό του Ήλιου. Η μεταλλικότητα του Ηλίου είναι περίπου 1,8% της μάζας του. Για τα υπόλοιπα σώματα υπολογίζεται ως εξής: [ F e / H ] = log 10 ⁡ ( N F e N H ) s t a r − log 10 ⁡ ( N F e N H ) s u n {\displaystyle [\mathrm {Fe} /\mathrm {H} ]=\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{star}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{sun}}} όπου N F e {\displaystyle N_{\mathrm {Fe} }} και N H {\displaystyle N_{\mathrm {H} }} είναι οι αριθμοί των ατόμων σιδήρου και υδρογόνου ανά μονάδα όγκου για το κάθε αστέρι. Σε αυτή τη κλίμακα ο Ήλιος έχει μεταλλικότητα [Fe/H]=0 dex, ενώ ένα αστέρι με 10 φορές χαμηλότερη μεταλλικότητα θα έχει [Fe/H]=-1.0 dex. Αναλόγως, η ίδια τύπου φόρμουλα χρησιμοποιείται για να εκφραστούν και διαφορές στην αφθονία συγκεκριμένων μετάλλων σε σχέση με την Ηλιακή αφθονία. Για παράδειγμα, σημειώνουμε «[O/Fe]» τη διαφορά αφθονίας οξυγόνου και σιδήρου σε σχέση με τον Ήλιο με τον εξής τρόπο: [ O / F e ] = log 10 ⁡ ( N O N F e ) s t a r − log 10 ⁡ ( N O N F e ) s u n = [ log 10 ⁡ ( N O N H ) s t a r − log 10 ⁡ ( N O N H ) s u n ] − [ log 10 ⁡ ( N F e N H ) s t a r − log 10 ⁡ ( N F e N H ) s u n ] . {\displaystyle [\mathrm {O} /\mathrm {Fe} ]=\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {O} }}{N_{\mathrm {Fe} }}}\right)_{\mathrm {star} }}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {O} }}{N_{\mathrm {Fe} }}}\right)_{\mathrm {sun} }}=\left[\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {O} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\mathrm {star} }}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {O} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\mathrm {sun} }}\right]-\left[\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\mathrm {star} }}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\mathrm {sun} }}\right].} Με αυτή τη γραφή, μία μάζα αερίου η οποία θα αραιωθεί με καθαρό υδρογόνο, θα έχει χαμηλότερο ποσοστό [Fe/H] (διότι θα υπάρχουν λιγότερα άτομα σιδήρου ανά άτομο υδρογόνου μετά την αραίωση), αλλά για όλα τα άλλα άτομα Χ, το ποσοστό [X/Fe] θα παραμείνει το ίδιο. Αντιστρόφως, εάν μία μάζα αερίου μολυνθεί με ποσότητες καθαρού οξυγόνου, τότε το ποσοστό [Fe/H] θα παραμείνει το ίδιο αλλά το [O/Fe] θα αυξηθεί. Γενικά, οι αστρικές πυρηνικές διαδικασίες αλλοιώνουν τα ποσοστά λίγων μόνο ατόμων, οπότε, ένα άστρο ή αέριο με [X/Fe] διαφορετικό του μηδενός είναι κατά πάσα πιθανότητα ένδειξη μίας συγκεκριμένης πυρηνικής διαδικασίας που συνέβη είτε μέσα στο ίδιο στο άστρο είτε από προηγούμενες γενεές άστρων.