Back Metaal (sterrekunde) Afrikaans معدنية (علم الفلك) Arabic Metalicidá AST Металичност Bulgarian ধাতবতা Bengali/Bangla Metalicitet BS Metal·licitat Catalan Metalicita Czech Metallicitet (astrofysik) Danish Metallizität German

Kelogaman

Bagi kelogaman unsur-unsur kimia, lihat Sifat-sifat logam, metaloid dan bukan logam.
Kelompok globul M80. Bintang-bintang dalam kelompok globul adalah ahli-ahli yang lebih tua yang miskin logam dari Populasi II.

Dalam astronomi, kelogaman (Jawi: ‏كلوڬمن‎‎) atau metalisiti (Inggeris: metallicity) digunakan untuk kelimpahan unsur yang ada dalam objek yang lebih berat daripada hidrogen atau helium. Kebanyakan jirim fizikal di dalam alam semesta adalah dalam bentuk hidrogen dan helium, jadi ahli astronomi menggunakan perkataan "logam" sebagai istilah jangka pendek untuk "semua unsur kecuali hidrogen dan helium". Penggunaan ini berbeza daripada definisi fizikal biasa logam padu. Sebagai contoh, bintang dan nebula dengan kelimpahan karbon, nitrogen, oksigen, dan neon yang agak tinggi dipanggil "kaya logam" dalam istilah astrofizik, walaupun unsur-unsur itu bukan logam dalam kimia.

Kehadiran unsur-unsur yang lebih berat berasal daripada nukleosintesis bintang, teori bahawa kebanyakan unsur yang lebih berat daripada hidrogen dan helium dalam alam semesta (dirujuk "logam" selepas ini) terbentuk di dalam teras bintang ketika mereka berkembang. Lama kelamaan, angin najam dan supernova menyebarkan logam ke persekitaran, memperkaya medium antara bintang dan menyediakan bahan kitar semula untuk kelahiran bintang-bintang baru. Ini berikutan generasi-generasi bintang yang lebih tua, yang terbentuk di alam semesta awal miskin logam, secara amnya mempunyai kelogaman yang lebih rendah daripada generasi muda, yang terbentuk di dalam alam semesta yang lebih kaya logam.

Perubahan yang diperhatikan dalam kelimpahan kimia dari pelbagai jenis bintang, berdasarkan kepada keganjilan spektrum yang kemudian dikaitkan dengan kelogaman, membawa ahli astronomi Walter Baade pada tahun 1944 untuk mencadangkan kewujudan dua populasi bintang yang berlainan.[1] Ini dikenali sebagai bintang Populasi I (mewah atau kaya logam) dan Populasi II (kurang atau miskin logam). Populasi bintang ketiga diperkenalkan pada tahun 1978, yang dikenali sebagai bintang Populasi III.[2][3][4] Bintang-bintang yang sangat miskin logam itu diteorikan sebagai bintang-bintang "sulung" yang dicipta di alam semesta

  1. ^ W. Baade (1944). "The Resolution of Messier 32, NGC 205, and the Central Region of the Andromeda Nebula". Astrophysical Journal. 100: 121–146. Bibcode:1944ApJ...100..137B. doi:10.1086/144650.
  2. ^ M. J. Rees (1978). "Origin of pregalactic microwave background". Nature. 275 (5675): 35–37. Bibcode:1978Natur.275...35R. doi:10.1038/275035a0. no-break space character in |author= at position 3 (bantuan)
  3. ^ S. D. M. White; M. J. Rees (1978). "Core condensation in heavy halos - A two-stage theory for galaxy formation and clustering". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 183 (3): 341–358. Bibcode:1978MNRAS.183..341W. doi:10.1093/mnras/183.3.341. no-break space character in |author= at position 3 (bantuan); no-break space character in |author2= at position 3 (bantuan)
  4. ^ J. L. Puget; J. Heyvaerts (1980). "Population III stars and the shape of the cosmological black body radiation". Astronomy and Astrophysics. 83: L10–L12. Bibcode:1980A&A....83L..10P. no-break space character in |author= at position 3 (bantuan)
From Wikipedia, the free encyclopedia · View on Wikipedia

Developed by Nelliwinne