Ngtjyty

Es diu metal·licitat d'un estel, o d'un medi, al seu contingut en elements pesants, és a dir, convencionalment, elements de massa atòmica igual o superior a la del carboni. Només s'aplica als estels, o els medis estel·lars. I es parla d'elements de massa atòmica igual, o superior, al carboni perquè aquests elements només es poden formar en les explosions de noves, o supernoves.

Espectroscòpicament és fàcil amidar l'abundància d'elements metàl·lics (en el sentit usual) en estrelles utilitzant la profunditat de les seves línies d'absorció. L'abundància d'aquests elements es troba correlacionada amb les abundàncies d'altres elements més lleugers com a carboni o oxigen. En astrofísica, solen denominar-se per aquesta raó metalls a tots els elements més pesats que l'heli. Atès que la fracció d'elements més pesats que l'heli augmenta en funció del temps còsmic, la metal·licitat d'una estrella està relacionada amb el moment que es va formar, el que permet deduir la seva edat o la zona de la galàxia on va néixer. En el cas de la Via Làctia la metal·licitat decreix dintre del disc a mesura que ens allunyem del centre, així mateix decau més ràpidament àdhuc si ens sortim del disc en la direcció perpendicular al plànol galàctic.

Existeixen diversos formalismes matemàtics per a expressar la metal·licitat.

• Metal·licitat en fraccions de massa

X → Fracció de massa del H

Y → Fracció de massa del He

Z → Fracció de massa en "metalls"

On es verifica: X+Y+Z=1{displaystyle X+Y+Z=1}

Composició primordial: X=0,76 Y=0,24 Z=0,00

Composició solar: X=0,70 Y=0,28 Z=0,02

• Índex de metal·licitat

Sovint la metal·licitat s'expressa utilitzant com a patró l'abundància d'elements metàl·lics del Sol. Aquesta mesura no és de caràcter absolut sinó relativa. Les línies d'absorció que es comparen són les de l'hidrogen amb les del ferro. La metal·licitat del Sol és d'un 1,6% en massa. L'índex de metal·licitat s'expressa com a %[Fe/H] que representa el logaritme del quocient entre l'abundància de metalls a l'estrella i l'abundància solar. Aquesta és la seva fórmula:

[Fe/H]=log⁡(ab.Feab.H)∗−log⁡(ab.Feab.H)sol{displaystyle [Fe/H]=log {left({frac {ab.Fe}{ab.H}}right)_{*}}-log {left({frac {ab.Fe}{ab.H}}right)_{sol}}}

on ab és l'abundància de ferro (Fe) o hidrogen (H) segons el cas.

L'índex de metal·licitat del Sol serà [Fe/H]=0{displaystyle [Fe/H]=0}. Els objectes més pobres en metalls que el Sol tenen un índex de metal·licitat negatiu i els més rics tenen un índex positiu. Com l'escala és logarítmica, una metal·licitat de "-1" equivaldrà a una abundància deu vegades menor a la del Sol i un índex de valor "+1" a una abundància deu vegades major.