Metalisitas: Perbedaan antara revisi
Konten dihapus Konten ditambahkan
k Bot: Perubahan kosmetika |
Tidak ada ringkasan suntingan |
||
Baris 1:
[[Berkas:A_Swarm_of_Ancient_Stars_-_GPN-2000-000930.jpg|jmpl|300px|ka|[[Gugus bola]] [[Messier 80|M80]]. Bintang-bintang dalam gugus bola adalah anggota Populasi II, yaitu bintang tua yang miskin logam.]]
Di dalam [[astronomi]] dan [[fisika kosmologi]], '''metalisitas''' (Inggris: ''metallicity'') atau '''kadar kelogaman''' dari sebuah [[objek astronomi]] adalah proporsi massa unsur kimia selain [[hidrogen]] dan [[helium]]. Karena hampir semua benda yang terlihat di alam semesta adalah [[bintang]], yang sebagian besar terdiri dari hidrogen dan helium, astronom, untuk mudahnya menggunakan istilah "metal" untuk menggambarkan semua unsur yang lebih berat dari hidrogen dan helium. Sebagai contoh, jika sebuah [[nebula]] kaya akan unsur [[karbon]], [[nitrogen]], [[oksigen]], dan [[neon]] akan disebut "kaya metal" dalam peristilahan astrofisika, meskipun unsur-unser tersebut bukanlah metal atau logam dalam arti kimia. Istilah ini tidak boleh dicampur dengan definisi "metal" pada umumnya, [[ikatan logam]] dalam arti kimia tidaklah mungkin di dalam inti bintang, dan [[ikatan kimia|ikatan-ikatan kimia]] hanya mungkin terjadi pada kulit terluar bintang [[kelas spektrum|kelas]] K atau M yang dingin. Sifat-sifat kimia umum tidaklah mempunyai arti dan relevansi di dalam inti bintang.
Metalisitas dari sebuah objek astronomi bisa memberi indikasi umur objek itu. Ketika alam semesta membentuk, menurut teori big bang, awalnya terdiri dari hydrogen, yang kemudian melalui [[nukleosintesis purba]], menghasilkan helium dalam jumlah cukup besar, serta [[litium]] dan [[berilium]] dalam jumlah sangat kecil, dan tidak ada unsur lainnya. Jadi bintang-bintang tua memiliki metalisitas lebih rendah dibandingkan bintang yang lebih muda seperti matahari.
| |||