Metallizität

Der Massenanteil von Wasserstoff und Helium wird üblich mit den Symbolen X und Y sowie für die schwereren Elemente mit der Metallizität Z bezeichnet.

${\displaystyle 1=Z+Y+X}$

Als Maß für die Metallizität eines Sterns wird zunächst häufig nicht die Masse, sondern die Teilchenzahl ${\displaystyle N}$ seiner schweren Elemente auf die des Wasserstoffs bezogen; diese relative Elementhäufigkeit kann aus den gemessenen Stärken der Absorptionslinien von Eisen und Wasserstoff ermittelt werden. Für normale Hauptreihensterne wird die relative Elementhäufigkeit dann als logarithmiertes Verhältnis mit der entsprechenden Häufigkeit der Sonne verglichen (normiert), da sich die Elemente gleichförmig im Universum anreichern:

${\displaystyle {\text{Metallizität}}[\mathrm {Fe} /\mathrm {H} ]=\lg {\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)}\underbrace {-\lg {\left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\odot }}} _{-(-4,5)=+4,5(s.u.)}}$

Nach dieser Formel

• hat die Sonne (Index ${\displaystyle _{\odot }}$) definitionsgemäß eine Metallizität von 0,
• enthalten Sterne mit einer positiven Metallizität relativ mehr Eisen als die Sonne und sind damit jünger,
• enthalten Sterne mit einer negativen Metallizität relativ weniger Eisen als die Sonne und sind damit älter.

Das oben verwendete Teilchenzahl-Verhältnis zwischen Eisen- und Wasserstoff-Atomen in der Sonne beträgt:

${\displaystyle \left({\frac {N_{\mathrm {Fe} }}{N_{\mathrm {H} }}}\right)_{\odot }\approx {\frac {1}{31000}}\approx 0{,}0032\,\%}$, was einem logarithmierten Wert von −4,5 entspricht (${\displaystyle 0{,}0032\,\%\approx 10^{-4{,}5}}$).

Daher liegt der Massenanteil des Eisens an der Sonnenmasse bei ca. 0,16 %.[1]

Für chemisch pekuliäre oder bereits von der Hauptreihe weg entwickelte Sterne gilt das allgemeine Häufigkeitsmuster nicht mehr.