Kas ir metāliskums?

Pateicoties spektrometru burvībai, astronomi var analizēt tālo zvaigžņu ķīmisko sastāvu, pat dažu zvaigžņu tuvējās galaktikās. Metāliskums ir viens no galvenajiem mainīgajiem, ko astronomi ir izmantojuši, lai klasificētu dažādas zvaigznes kā baltos pundurus, sarkanos milžus, galvenās secības zvaigznes un supergigantus. Otrs mainīgais ir krāsa.

Tā kā zvaigznes darbojas kodolsintēzes procesā, to enerģijas avots rodas no vieglo atomu kodolu (ūdeņraža un hēlija) sapludināšanas smagākos kodolos (ogleklis). Jo jaunāka ir zvaigzne, jo vairāk tajā ir gaišo kodolu un mazāks ir tās metāliskums. Zvaigznes ar vismazāko metāliskumu bija hipotētiskas III populācijas zvaigznes, pirmās zvaigznes, kas radās pēc tam, kad no Lielā sprādziena tika kondensēta viela. Šo zvaigžņu metāliskums būtu bijis 10–8% pēc masas.

Visām mūsdienu zvaigznēm ir ievērojama metāliskuma pakāpe, kas būtu noslēpums, ja ne postulācija par III populācijas zvaigžņu iepriekšējo pastāvēšanu. Kā minēts, tie būtu sastāvējuši gandrīz tikai no gaismas elementiem. Tā kā šīs zvaigznes ir ļoti masīvas un efektīvas vieglo kodolu saplūšanā, tās būtu uzsprāgušas pēc mazāk nekā miljona gadu (parastais zvaigžņu dzīves ilgums ir 10 miljardi gadu), radot smagos elementus supernovas nukleosintēzes ceļā. Supernovas sprādziena milzīgajā karstumā un spiedienā daļa vieglo elementu ātri tiktu saspiesti kopā smagos elementos.

Šīs pirmatnējās supernovas radīja II populācijas zvaigznes, kas ir senākās mūsdienās novērojamās zvaigznes. Vecākajiem no tiem metāliskums ir aptuveni 10–5 %, kas ir mazāks par 1/10,000 11 daļu no Saules. Astronomi turpina meklēt zvaigznes ar metālu nabadzību kā logu uz agrīno Visumu.