Wersja z 13:08, 19 lis 2010 edytuj WikitanvirBot (dyskusja \| edycje) 111 611 edycji m robot dodaje: bn:ধাতবতা ← poprzednia edycja		Wersja z 20:33, 4 sty 2011 edytuj anuluj edycję Stok (dyskusja \| edycje) Redaktorzy, Administratorzy 136 627 edycji zmiany drobne następna edycja →
Linia 3: Metaliczność gwiazdy określa się jako: ::<math> [\mathrm{Fe}/\mathrm{H}] = \log {\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{G}} - \log {\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{S}} = \log {\left(\frac{Z_{\mathrm{G}}}{Z_{\mathrm{S}}}\right)} </math> gdzie: ~~gdzie:~~* Z<sub>G</sub> - zawartość żelaza w gwieździe w stosunku do wodoru, ~~Z<sub>S</sub> ≈ 0,0177.~~▼ * Z<sub>S</sub> - zawartość żelaza w Słońcu w stosunku do wodoru ≈ 0,0177. ▲gdzie: Z<sub>G</sub> - zawartość żelaza w gwieździe w stosunku do wodoru, Z<sub>S</sub> ≈ 0,0177. Żelazo jest jednym z pierwiastków najłatwiejszych do wykrycia [[spektroskopia astronomiczna\|metodami spektroskopowymi]]. == Znaczenie metaliczności == Dodatnie wartości odpowiadają gwiazdom o ~~wyższej~~większej zawartości metali niż ma Słońce, ujemne - gwiazdom o ~~niższej~~mniejszej ich zawartości. Metaliczność pozwala więc rozróżniać [[populacje gwiazdowe]] ze względu na różną pierwotną zawartość metali w gwiazdach. Obserwacje wskazują, że [[planeta pozasłoneczna\|planety]] tworzą się częściej wokół gwiazd zawierających więcej metali; wyższy stosunek [Fe/H] przyspiesza także wzrost [[protoplaneta\|protoplanet]]. Metaliczność gwiazdy rośnie naturalnie z jej wiekiem, ale niekiedy zjawisko [[migracja planetarna\|migracji]] może doprowadzić do kolizji planety z gwiazdą, tym samym zaburzając ~~pierwotną~~ zawartość pierwiastków. [[Kategoria:Astronomia]]

Metaliczność: Różnice pomiędzy wersjami