Metallicitet (astrofysik): Forskelle mellem versioner

Man havde observeret linierlinjer i [[Solen]]s [[Spektroskopi|spektrum]], havde identificeret [[brint]] og et [[grundstof]], som havde visse [[Spektroskopi|spektrale]] ligheder med brint (dette grundstof var på daværende tidspunkt ikke fundet på Jorden og det blev derfor navngivet efter det græske navn for Solen, Helios, nemlig [[helium]]), og desuden indeholdt solspektret linierlinjer af "noget andet" i små mængder (ca. 2%). Dette "noget andet" fik så navnet "metal", fordi man havde identificeret nogle få linierlinjer af metal, desuden havde en ret sikker forestilling om, at det øvrige "noget andet" også måtte være tungere grundstoffer og derfor gættede på nogle af de, som er ofte forekommende på Jorden, nemlig [[metal]]ler.

Solens metallicitet er ca. 0,02 (2%) beregnet efter masse ('''ikke''' antal atomer). Det er mest almindeligt at angive metalliciteten som log¹⁰(<nowiki>[Fe/H]</nowiki>), dvs. titals-[[logaritme]]n af forholdet mellem en stjernes indhold af [[jern]] (Fe) og [[brint]] (H) sat i forhold til Solens indhold af de samme grundstoffer. Adskillige andre grundstoffer, som ikke er metaller i kemisk forstand, findes i langt større mængder end jern, men netop jern har nogle meget karakteristiske linierlinjer i den visuelle del af [[spektrum|spektret]], og er derfor et af de nemmeste grundstoffer at måle.