Metallisitet

I astronomi og fysisk kosmologi er metallisiteten (med nemninga Z^[1]) til ein lekam grunnstofforholdet lekamen består av som ikkje er hydrogen og helium. Sidan stjerner, som utgjer det meste av den synlege materien i universet, hovudsakleg består av hydrogen og helium, nyttar astronomar samleomgrepet «metall» for alle andre grunnstoff.^[2] Ei stjernetåke som er rik på karbon, nitrogen, oksygen og neon vil derfor vere «metallrik» i astrofysisk samanheng, sjølv om desse grunnstoffa er ikkje-metall i kjemien. Omgrepet må ikkje forvekslast med den vanlege definisjonen av «metall», sidan metallsambindingar ikkje er mogeleg i stjerner, og dei sterkaste kjemiske bonda berre er mogeleg i ytre lag av kjølige K- og M-stjerner. Jordliknande kjemi har derfor liten eller ingen relevans i det indre av stjernene.

Metallisiteten til ein himmellekam kan indikerer kor gammal han er. Då universet først vart danna bestod det nesten berre av hydrogen, i følgje Big Bang-teorien. Gjennom nukleosyntese vart ein større del helium og spor av litium og beryllium danna, og ingen tyngre grunnstoff. Derfor har eldre stjerner lågare metallisitet enn yngre stjerner, som sola.

1. ↑ «The Most Metal-Poor Galaxies». Ned.ipac.caltech.edu. Henta 13. juni 2016. 
2. ↑ Referansefeil: Ugyldig <ref>-merke; ingen tekst vart gjeven for referansen med namnet Martin