در اخترشناسی و کیهان شناسی، فلزینگی یا فلزیگی ( به انگلیسی: Metallicity ) نشان دهندهٔ نسبتی از جرم یک جسم نجومی است که از عنصرهایی به جز هیدروژن و هلیوم ساخته شده است. از آن جا که ستاره ها، که بیشترِ جرم مرئی جهان را ساخته اند، بیش از هر چیز از هیدروژن و هلیوم ساخته شده اند، اخترشناسان برای سادگی، همهٔ عنصرهای سنگین تر از این دو عنصر را فلز می نامند. از این رو سحابی ای که دارای مقدار زیادی کربن، نیتروژن، اکسیژن و نئون باشد، پرفلز ( به انگلیسی: metal rich ) دانسته می شود، هرچند که این عنصرها را در علم شیمی فلز نمی دانند.
فلزینگی یک جسم می تواند نشان دهندهٔ عمر آن هم باشد. بر اساس نظریهٔ مهبانگ، در عالم آغازین تنها هیدروژن ( و مقدار ناچیزی هلیوم، لیتیوم و بریلیوم به خاطر هسته زایی مهبانگ ) وجود داشت. از این رو ستاره هایی که فلزینگی پایینی دارند، در عالم آغازین شکل گرفته اند و بنابراین عمر بیشتری دارند.
ستاره ها ممکن است بر اساس میزان عناصر سنگین موجود در آنها که به سن آنها مربوط است، یا نوع کهکشانی که در آن هستند دسته بندی شوند. [ ۱]
این تقسیم بندی در اوائل دهه ۱۹۵۰ توسط اخترشناس آلمانی Walter Baade تعریف شد. این تقسیم بندی معیارهای مختلفی همچون سن، مواد تشکیل دهنده و مکان آنها در کهکشان دارد. [ ۲]
۱. ستارگان جمعیت I شامل خورشید و ستاره های درخشان، گرم و جوان، متمرکز در دیسک کهکشان های مارپیچی است. آنها به ویژه در بازوهای مارپیچی یافت می شوند. با توجه به مدل شکل گیری عناصر سنگین در ابرنواخترها، این مطرح می کند که گازی که از آن تشکیل شده اند با عناصر سنگین تشکیل شده از ستارههای غول پیکر قبلی پر شده بود. حدود ۲٪ از کل متعلق است به جمعیت I. [ ۱]
۲. ستارگان جمعیت II ستارگانی که معمولاً در خوشه های کروی و هستهٔ یک کهکشان هستند. به نظر می رسد آنها مسن تر، کمتر درخشان و خنک تر از ستاره های جمعیت I هستند. آنها عناصر سنگین کمتری دارند، به دلیل پیر بودن یا بودن در مناطقی که در آن هیچ عنصر سنگین تولید شده ای توسط ستاره های پیشین یافت نمی شود. [ ۱]
ستاره شناسان اغلب این وضعیت را این گونه توصیف می کنند و ان را «کم فلز» می نامند، و از «فلزینگی» به عنوان نشانه ای از سن استفاده می کنند. [ ۱]
برخی از ستاره ها را نمی توان به آسانی در این دو گروه قرار داد، که آنها را در زیر گروه هایی به نام extreme Population I, II قرار می دهند. [ ۲]
این نوشته برگرفته از سایت ویکی پدیا می باشد، اگر نادرست یا توهین آمیز است، لطفا گزارش دهید: گزارش تخلففلزینگی یک جسم می تواند نشان دهندهٔ عمر آن هم باشد. بر اساس نظریهٔ مهبانگ، در عالم آغازین تنها هیدروژن ( و مقدار ناچیزی هلیوم، لیتیوم و بریلیوم به خاطر هسته زایی مهبانگ ) وجود داشت. از این رو ستاره هایی که فلزینگی پایینی دارند، در عالم آغازین شکل گرفته اند و بنابراین عمر بیشتری دارند.
ستاره ها ممکن است بر اساس میزان عناصر سنگین موجود در آنها که به سن آنها مربوط است، یا نوع کهکشانی که در آن هستند دسته بندی شوند. [ ۱]
این تقسیم بندی در اوائل دهه ۱۹۵۰ توسط اخترشناس آلمانی Walter Baade تعریف شد. این تقسیم بندی معیارهای مختلفی همچون سن، مواد تشکیل دهنده و مکان آنها در کهکشان دارد. [ ۲]
۱. ستارگان جمعیت I شامل خورشید و ستاره های درخشان، گرم و جوان، متمرکز در دیسک کهکشان های مارپیچی است. آنها به ویژه در بازوهای مارپیچی یافت می شوند. با توجه به مدل شکل گیری عناصر سنگین در ابرنواخترها، این مطرح می کند که گازی که از آن تشکیل شده اند با عناصر سنگین تشکیل شده از ستارههای غول پیکر قبلی پر شده بود. حدود ۲٪ از کل متعلق است به جمعیت I. [ ۱]
۲. ستارگان جمعیت II ستارگانی که معمولاً در خوشه های کروی و هستهٔ یک کهکشان هستند. به نظر می رسد آنها مسن تر، کمتر درخشان و خنک تر از ستاره های جمعیت I هستند. آنها عناصر سنگین کمتری دارند، به دلیل پیر بودن یا بودن در مناطقی که در آن هیچ عنصر سنگین تولید شده ای توسط ستاره های پیشین یافت نمی شود. [ ۱]
ستاره شناسان اغلب این وضعیت را این گونه توصیف می کنند و ان را «کم فلز» می نامند، و از «فلزینگی» به عنوان نشانه ای از سن استفاده می کنند. [ ۱]
برخی از ستاره ها را نمی توان به آسانی در این دو گروه قرار داد، که آنها را در زیر گروه هایی به نام extreme Population I, II قرار می دهند. [ ۲]
wiki: فلزینگی