Astronomide, metaliklik, hidrojen ve helyumdan daha ağır olan bir objede bulunan elementlerin bolluğudur. Evrendeki normal fiziksel maddenin çoğu hidrojen veya helyumdur; astronomlar ‘metaller’ kelimesini "hidrojen ve helyum dışındaki tüm elementler için uygun bir kısa terim olarak kullanırlar. Kelimenin bu kullanımı, bir metalin elektriksel yönden iletken bir katı olarak, geleneksel kimyasal veya fiziksel tanımından farklıdır. Nispeten yüksek karbon, azot, oksijen ve neon bolluğuna sahip yıldızlar ve bulutsular, astrofiziksel olarak ‘metal bakımından zengin’ olarak adlandırılır, ancak tüm bu elementler kimyada metal değildir.
Daha ağır elementlerin varlığı, evrendeki hidrojen ve
helyumdan daha ağır elementlerin (metaller) çoğunluğunun, evrimleştikçe
yıldızların çekirdeklerinde oluştuğu teorisi olan stellar nükleosentezden
kaynaklanmaktadır. Zamanla stellar rüzgarlar ve süpernovalar metalleri
çevreleyen ortama bırakır, stellararası ortamı zenginleştirir ve yeni yıldızların
doğuşu için geri dönüşüm malzemeleri sağlar. Sonuçta, metal bakımından fakir
erken evrende oluşan eski nesil yıldızlar, genellikle metal bakımından zengin
bir evrende oluşan genç nesillerinkinden daha düşük metalikliğe sahip olur.
Daha sonra metaliklikle ilgili spektral özelliklere dayanan
farklı yıldız türlerinin kimyasal bolluklarında gözlenen değişiklikler, 1944'te
astronom Walter Baade'nin iki farklı yıldız popülasyonunun varlığını önermesine
neden oldu. Bunlar yaygın olarak popülasyon I (metal bakımından zengin) ve
popülasyon II (metal bakımından fakir) yıldızları olarak kabul edildi. 1978'de
popülasyon III yıldızları olarak bilinen üçüncü bir stellar popülasyon
tanıtıldı. Bu son derece metal fakiri yıldızların, evrende yaratılan ‘ilk-doğan’
yıldızlar olduğu teorileştirildi.
https://en.wikipedia.org/wiki/Metallicity
1 Haziran 2021
