Metallisuuden

Metallisuus on tähtitieteellinen käsite, joka kuvaa, kuinka suuri osa kappaleen massasta koostuu elementeistä, joiden atomilukema on suurempi kuin helium. Sillä tarkoitetaan yleisesti kappaleen kemiallista koostumusta raskaampien alkuaineiden osalta sekä kollektiivisesti galaksien, tähtijoukkojen ja yksittäisten tähtien aineksen kemiallista sisältöä. Metallisuutta käytetään sekä massiivisten kappaleiden että koko galaktisen järjestelmän kehityksen kuvaamiseen.

Metallisuutta ilmaistaan eri tavoilla. Yleinen mittausyksikkö on Z, massaprosentti eli metallien osuus massasta. Havainnoissa käytetään usein suhteellista mittausta, kuten [M/H] tai [Fe/H], jossa kerrannaislogaritminen arvo kertoo, miten paljon kappaleen rautapitoisuus poikkeaa auringon rautapitoisuudesta. [α/Fe] - mittaa kuvaa alfametallien (esimerkiksi O, Ne, Mg, Si) ja raudan suhdetta, mikä paljastaa kemiallisen kehitysvaiheen. Metallisuuden asteet vaihtelevat huomattavasti: vanhemmissa, tähtienpopulaatio II:n tähdissä metallisuus on tyypillisesti alhaisempi kuin nuoremmissa populatioissa, joissa tähtien synty on tapahtunut useamman generaation kuluessa.

Metsästyt ja arviointi perustuvat pääasiassa spektroskooppisiin mittauksiin. Yksittäisten tähtien metallisuus määritellään absorptio- tai emissiosilmujen perusteella sekä optisessa että infrapunaisessa spektrissä. Galakseissa käytetään pääasiassa emissiosilmujen tai vihreän välähdyksen kaltaisia neblaarisen kaasun metallisuuden indikaattoreita, sekä fotometrisia korrelaatioita. Metallisuus on keskeinen tekijä tähtien evoluiossa, galaksien kemiallisessa kehityksessä ja kosmisen aikakausien seurantassa, sillä se vaikuttaa opastukseen, opasiteettiin ja tähtien spektrillisiin ominaisuuksiin. Metalliaines kertyy galakseihin tähtien takomisen ja palautumisen kautta, mikä johtaa metallisuuden asteittaiseen nousuun universumin aikana.