فلزینگی

ستاره‌ها ممکن است بر اساس میزان عناصر سنگین موجود در آنها که به سن آنها مربوط است، یا نوع کهکشانی که در آن هستند دسته‌بندی شوند.

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.

۱. ستارگان جمعیت I شامل خورشید و ستاره‌های درخشان، گرم و جوان، متمرکز در دیسک کهکشان‌های مارپیچی است. آنها به ویژه در بازوهای مارپیچی یافت می‌شوند. با توجه به مدل شکل گیری عناصر سنگین در ابرنواخترها، این مطرح می‌کند که گازی که از آن تشکیل شده‌اند با عناصر سنگین تشکیل شده از ستارههای غول پیکر قبلی پر شده بود. حدود ۲٪ از کل متعلق است به جمعیت I.

۲. ستارگان جمعیت II ستارگانی که معمولاً در خوشه‌های کروی و هستهٔ یک کهکشان هستند. به نظر می‌رسد آنها مسن تر، کمتر درخشان و خنک تر از ستاره‌های جمعیت I هستند. آنها عناصر سنگین کمتری دارند، به دلیل پیر بودن یا بودن در مناطقی که در آن هیچ عنصر سنگینی تولید شده توسط ستاره‌های پیشین یافت نمی‌شود.

ستاره شناسان اغلب این وضعیت را این گونه توصیف می‌کنند و ان را «کم فلز» می‌نامند، و از «فلزینگی» به عنوان نشانه‌ای از سن استفاده می‌کنند.

برخی از ستاره‌ها را نمی‌توان به آسانی در این دو گروه قرار داد، که آنها را در زیر گروه‌هایی به نام extreme Population I,II قرار می‌دهند.

اخترشناسان ستاره‌ها را به سه دسته (جمعیت) تقسیم می‌کنند: جمعیت یک (I)، جمعیت دو (II) و جمعیت سه (III). این جمعیت‌ها به همان ترتیبی که نخستین بار پیدا شدند، مرتب شده‌اند و هر چه به جمعیت‌های بالاتر می‌رویم، مقدار فلز آن‌ها هم کمتر می‌شود. نظریه‌های فعلی می‌گویند که جمعیت‌های بالاتر عمر بیشتری هم دارند.

فلزینگی خورشید تقریباً ۱٫۶٪ (جرمی) است. فلزینگی ستاره‌های دیگر را معمولاً به شکل «[Fe/H]» بیان می‌کنند که نشان‌دهندهٔ لگاریتم نسبت فراوانی عنصر آهن در آن ستاره به خورشید است. (آهن فراوان‌ترین عنصر سنگین در ستاره‌ها نیست، ولی آشکارسازی‌اش با داده‌های طیف‌سنجی از دیگر عنصرها ساده‌تر است) پس رابطهٔ ریاضی فلزینگی یک ستاره به این شکل خواهد بود:

که در آن ${\displaystyle N_{\mathrm{F}\mathrm{e}}}$