Metallicitet (astrofysik): Forskelle mellem versioner

Content deleted Content added
→‎Beregning af metallicitet: antal atomer rettet til masse + lidt mere om metallicitetsindex
Præcisering af grænse atomnummer, atomvægt
Linje 1:
[[Billede:A Swarm of Ancient Stars - GPN-2000-000930.jpg|thumb|300px|right|[[Kuglehob]]e som [[M80]] indeholder overvejende gamle metalfattige stjerner]]
'''Metallicitet''' bruges indenfor [[astrofysik]]-grenen af [[astronomi]] til at beskrive den andel af en masse (f.eks. en stjerne) som består af andre (d.e. tungere) [[grundstof]]fer end [[Hydrogen]] ([[Brint]]) og [[Helium]]. Indenfor astronomi bruges betegnelsen "metal" som et samlebegreb for alle atomer med [[atomvægtatomnummer]]/ større end 2, dvs. [[atomnummeratomvægt]] højere end 24, nemlig de stoffer, som er dannet efter [[Big Bang]]. <ref>{{Kilde www| forfatter= John C. Martin | udgivelsesdato= 2005 | titel= What we learn from a star's metal content | url= http://etacar.umn.edu/~martin/rrlyrae/metals.htm | besøksdato= 29. januar 2007| kommentar= New Analysis RR Lyrae Kinematics in the Solar Neighborhood }}</ref>
 
==Hvad er metallicitet==