金属量
金属量(きんぞくりょう、metallicity)とは天文学で、天体に含まれる水素・ヘリウム以外の元素の割合を指す。天文学では、ヘリウムよりも原子番号の大きな元素は「金属 (metal)」または「重元素 (heavy element)」と呼ばれる。
天体の金属量はその天体の形成時期の指標となる。ビッグバンモデルによれば、誕生直後の宇宙にはほぼ水素原子のみが存在し、その後ビッグバン元素合成の過程によってヘリウムとごくわずかのリチウムが生成された。そのため、宇宙の最初期に生まれた最も古い恒星(初代星または種族IIIとして知られる)は金属量が非常に小さい。その後宇宙の進化が進むと、恒星内部での元素合成によって作られた重元素が星の進化に伴って惑星状星雲や超新星となって星間物質に戻され、宇宙全体の重元素量や恒星の金属量は次第に増加することになる。よってこのような重元素の多い星間物質から星形成によって生まれた新しい恒星は金属量が多い。
恒星の金属量 Z は、その質量に占める水素とヘリウム以外の元素の割合として定義される。従って、水素の質量比 X、ヘリウムの質量比 Y との間に
X + Y + Z = 1 {\displaystyle X+Y+Z=1}
という関係を持つ。太陽の金属量は約1.34%である(X=0.7381, Y=0.2485, Z=0.0134)。太陽以外の恒星の金属量はしばしば [Fe/H] という指標で表される。これはその恒星に含まれる鉄と水素の存在量比を太陽における鉄と水素の存在比と比較してその比率を常用対数で示したものである。すなわち、