Το λήμμα δεν περιέχει πηγές ή αυτές που περιέχει δεν επαρκούν. Μπορείτε να βοηθήσετε προσθέτοντας την κατάλληλη τεκμηρίωση. Υλικό που είναι ατεκμηρίωτο μπορεί να αμφισβητηθεί και να αφαιρεθεί. Η σήμανση τοποθετήθηκε στις 07/07/2012.

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^[1].

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:

${\displaystyle [\mathrm {Fe} /\mathrm {H} ]=\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{star}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{sun}}}$

όπου ${\displaystyle N_{\mathrm {Fe} }}$ και ${\displaystyle N_{\mathrm {H} }}$ 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:

${\displaystyle [\mathrm {O} /\mathrm {Fe} ]=\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {O} }}{N_{\mathrm {Fe} }}}\right)_{\mathrm {star} }}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {O} }}{N_{\mathrm {Fe} }}}\right)_{\mathrm {sun} }}=\left[\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {O} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\mathrm {star} }}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {O} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\mathrm {sun} }}\right]-\left[\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\mathrm {star} }}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\mathrm {sun} }}\right].}$

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.

Το Βικιλεξικό έχει σχετικό λήμμα:   μεταλλικότητα

Αυτό το λήμμα χρειάζεται επέκταση. Μπορείτε να βοηθήσετε την Βικιπαίδεια επεκτείνοντάς το.