पहले आदेश के लिए, भारी तत्वों के सापेक्ष प्रचुर मात्रा में लोहे (उदाहरण के लिए) स्थिर हैं। तो किसी तारे की धातु की सामग्री किसी भी तत्व की सामग्री के लिए आशुलिपि से भारी है। (एनबी: हम अब जानते हैं कि यह कई परिस्थितियों में सच नहीं है और तत्वों को संश्लेषण प्रक्रिया द्वारा समूहीकृत किया जा सकता है - उदाहरण के लिए हम "अल्फा तत्वों" के बारे में बात कर सकते हैं - ओ, एमजी, सी आदि अल्फा कण कैप्चर द्वारा निर्मित; या एस-प्रक्रिया; तत्वों - बा, सीन आदि एस-प्रक्रिया द्वारा निर्मित। हम जानते हैं कि ओ / फ़े का अनुपात अधिक "धातु-गरीब" सितारों में बड़ा हो जाता है, लेकिन बा / फ़े छोटा हो जाता है। इसलिए एक एकल "धातुता" के बारे में बात करना। पैरामीटर केवल आपको अभी तक मिलता है, और सच्चाई अधिक जटिल (और दिलचस्प) है।
अगला बिंदु यह है कि क्यों उन्हें "भारी" या कुछ और की तरह "धातु" के रूप में संदर्भित किया जाता है। मुझे लगता है कि यह थोड़ा इतिहास और इस तथ्य से कम है कि सितारों में प्रारंभिक बहुतायत विश्लेषण स्पेक्ट्रम के दृश्य भाग में किए गए (और अभी भी पूरे हैं) (जैसे कि 19 वीं शताब्दी के शुरुआती भाग में हाइड वूलस्टोन द्वारा किया गया था) और फ्राउन्होफर )। सबसे प्रचुर मात्रा में भारी तत्व, जो वास्तव में धातु नहीं हैं; वे ऑक्सीजन, कार्बन, नाइट्रोजन और नियॉन हैं। हालाँकि, इन तत्वों के हस्ताक्षर (अधिकांश) सितारों के दृश्यमान स्पेक्ट्रा में बिल्कुल स्पष्ट नहीं हैं। जबकि Fe, Na, Mg, Ni आदि जैसे तत्वों के हस्ताक्षर (अवशोषण रेखाएं), जो निश्चित रूप से धातु हैं, अक्सर बहुत प्रमुख होते हैं।
इस प्रकार, वहाँ है एक कारण और नाम "धातुओं" के पीछे कुछ इतिहास। यह है कि हाइड्रोजन और हीलियम के अलावा, धातु तत्वों में सितारों के ऑप्टिकल स्पेक्ट्रा में सबसे प्रमुख विशेषताएं हैं, जबकि अधिकांश तारों में अधिक प्रचुर मात्रा में गैर-धातुओं के हस्ताक्षर देखने में कठिन हैं।