Tähden metallipitoisuus

Kohteesta Wikipedia
Siirry navigaatioon Siirry hakuun

Tähden metallipitoisuus tai tähden metallisuus on vetyä ja heliumia raskaampien aineiden suhteellinen osuus tähdessä. Tähtitieteessä kaikkia heliumia raskaampia alkuaineita kutsutaan metalleiksi, vaikka ne eivät varsinaisia metalleja olisikaan.[1]

Jättiläisplaneettoja on huomattu löytyvän yleisemmin tähdiltä, joiden metallipitoisuus on korkea.[2] Pienempien planeettojen esiintymisen ei sen sijaan ole todettu olevan riippuvainen tähden metallisuudesta.[3]

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Kurki-Suonio, Hannu: Miksi tähtitieteilijät nimittävät metalleiksi monia ei-metallisia alkuaineita? Tähdet ja avaruus - Tähtitiede-FAQ. Viitattu 30.8.2012.
  2. G., Marcy & R.P.Butler, & Fischer, D.A. & Vogt, S.S. & Wright, J.T. & Tinney, C. G. & Jones, H. R.A.: Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits, and Metallicities. Progress of Theoretical Physics Supplement, 13.6.2005, 158. vsk, s. 24–42. doi:10.1143/PTPS.158.24. arXiv:astro-ph/0505003v2 Viitattu 30.8.2012. (englanniksi)
  3. Buchhave, Lars A. & Latham, David W. & Johansen, Anders et al.: An abundance of small exoplanets around stars with a wide range of metallicities. Nature, 2012, 486. vsk, nro 7403, s. 375–377. doi:10.1038/nature11121. Artikkelin verkkoversio Viitattu 30.8.2012. (englanniksi)
Tämä tähtitieteeseen liittyvä artikkeli on tynkä. Voit auttaa Wikipediaa laajentamalla artikkelia.