İlk sıraya göre, daha ağır elementlerin demire (örneğin) nispi bollukları sabittir. Yani bir yıldızın metal içeriği, O'ndan daha ağır olan herhangi bir elementin içeriği için kısayoldur. (Not: artık bunun pek çok durumda doğru olmadığını biliyoruz ve elementler sentez sürecine göre gruplandırılabilir - örneğin, alfa parçacık yakalamasıyla üretilen "alfa elemanları" - O, Mg, Si vb. elementler - Ba-Sr vs. s-prosesi ile üretilir.O / Fe oranının daha fazla "metal-fakir" yıldızlarda büyüdüğünü biliyoruz, ancak Ba / Fe küçülüyor. parametresi sizi şimdiye kadar alır ve gerçek daha karmaşıktır (ve ilginçtir).
Bir sonraki nokta, "ağır" gibi bir terimden ziyade neden "metaller" olarak adlandırıldıklarıdır. Bunun biraz tarih ve yıldızlardaki ilk bolluk analizlerinin spektrumun görünür kısmında (örneğin 19. yüzyılın başlarında Hyde Woolaston tarafından yapıldığı) olduğunu tahmin ediyorum. ve Fraunhofer ). O'ndan daha ağır elementler aslında metal değildir ; Oksijen, Karbon, Azot ve Neon. Bununla birlikte, bu elementlerin imzaları (çoğu) görünür spektrumda hiç belirgin değildir. Kesinlikle metal olan Fe, Na, Mg, Ni vb. Elementlerin imzaları (emme hatları) genellikle çok belirgindir.
Böylece orada olan bir sebep ve adı "metaller" arkasında bazı tarih. Hidrojen ve helyumun yanı sıra, metalik elementlerin yıldızların optik spektrumunda en belirgin özelliklere sahip olmasına rağmen, çoğu yıldızda daha bol metal olmayan metallerin imzalarını görmek zordur.