Khác biệt giữa bản sửa đổi của “Độ kim loại”

→‎top: Cập nhật danh pháp theo TCVN, GF, replaced: ôxy → oxy using AWB
(→‎top: Cập nhật danh pháp theo TCVN, GF, replaced: ôxy → oxy using AWB)
|authors=D. Kunth, G. Östlin, | url=http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Kunth/Kunth1.html| date=2000
|journal= The Astronomy and Astrophysics Review
|volume=10 |issue=1| accessdateaccess-date =ngày 17 tháng 5 năm 2015}}</ref><ref name=GCE>{{ chú thích web| author=W. Sutherland| url=http://qmplus.qmul.ac.uk/mod/resource/view.php?id=304800| title=The Galaxy. Chapter 4. Galactic Chemical Evolution| date=ngày 26 tháng 3 năm 2013| accessdateaccess-date =ngày 17 tháng 5 năm 2015}}</ref>. Hiện nay, phần lớn vật chất trong vũ trụ đã được biết đều là dưới dạng hiđrô (X) hoặc heli (Y). Các [[nguyên tố hóa học]] khác bị các nhà thiên văn theo thói quen gọi một cách bóng bẩy là ''kim loại'' (Z), và theo thời gian trở thành một quy ước trong ngành.<ref name="Martin">{{chú thích web | author=John C. Martin | title=What we learn from a star's metal content | work=New Analysis RR Lyrae Kinematics in the Solar Neighborhood | url=https://edocs.uis.edu/jmart5/www/rrlyrae/metals.htm|accessdateaccess-date =ngày 7 tháng 9 năm 2005 }}</ref> Tỉ dụ, các sao hay [[tinh vân]] chứa nhiều [[cacbon]], [[nitơ]], [[ôxyoxy]] hoặc [[neon]] được gọi là các sao hay tinh vân có '''độ kim loại''' cao, hay ''giàu kim loại'', mặc dù các chất ấy, theo định nghĩa thông thường không phải là [[kim loại]]. Trong thuật ngữ thiên văn học, các chất nặng hơn hiđrô và heli cũng được gọi chung là các ''nguyên tố nặng'' (heavy elements), nhưng danh từ '''metallicity''' ('''độ kim loại''') đã được chọn cho các đo lường vì có lẽ nó ngắn gọn hơn trong tiếng Anh. Dù sao, thuật ngữ này vẫn không nên dùng ngoài ngành để tránh gây nhầm lẫn.
 
Tính kim loại trong các ngôi sao và các vật thể thiên văn khác là một ước lượng gần đúng của lượng chất hóa học của chúng, vốn thay đổi theo thời gian bằng các cơ chế của sự tiến hóa của sao,<ref>
|first=Andrew
|last=McWilliam
|accessdateaccess-date =ngày 13 tháng 1 năm 2015}}</ref> và do đó cung cấp dấu hiệu của tuổi của các sao này.<ref>
{{chú thích web
|url = http://ned.ipac.caltech.edu/level5/March03/McWilliam/McWilliam5.html
|first = Andrew
|last = McWilliam
|accessdateaccess-date = ngày 13 tháng 1 năm 2015}}</ref> Độ kim loại của một ngôi sao cũng giúp một phần nào trong việc xác định xem ngôi sao ấy có hành tinh hay không và nếu có thì loại gì. Sự chẩn đoán này dựa vào mối tương quan trực tiếp giữa tính kim loại và loại hành tinh mà một ngôi sao có thể có. Mặt trời (có 8 hành tinh và 5 hành tinh lùn) được dùng làm tiêu chuẩn với [Fe / H] = 0,00.<ref>{{citechú thích web |url=http://www.astro.caltech.edu/~jwang/Project4.html |publisher=Caltech |title=Planet-Metallicity Correlation - The Rich Get Richer |author=Ji Wang}}</ref><ref>{{cite journal |bibcode=2005ApJ...622.1102F |doi=10.1086/428383 |title=The Planet‐Metallicity Correlation |journal=The Astrophysical Journal |volume=622 |issue=2 |pages=1102 |year=2005 |last1=Fischer |first1=Debra A. |last2=Valenti |first2=Jeff|doi-access=free }}</ref><ref>{{Cite journal |arxiv=1310.7830 |last1=Wang |first1=Ji |title=Revealing a Universal Planet-Metallicity Correlation for Planets of Different Sizes Around Solar-Type Stars |journal=The Astronomical Journal |volume=149 |issue=1 |pages=14 |last2=Fischer |first2=Debra A. |year=2013 |doi=10.1088/0004-6256/149/1/14 |bibcode=2015AJ....149...14W|s2cid=118415186 }}</ref><ref>{{citechú thích web |work=Astrobiology Magazine |url=http://www.astrobio.net/news-exclusive/when-stellar-metallicity-sparks-planet-formation/ |title=When Stellar Metallicity Sparks Planet Formation |author=Ray Sanders |date=ngày 9 Apriltháng 4 năm 2012}}</ref><ref>{{citechú thích booksách |title=From Lithium to Uranium: Elemental Tracers of Early Cosmic Evolution |editor1=Vanessa Hill |editor2=Patrick François |editor3=Francesca Primas |pages=509–511 |chapter=The G star problem}} (Proceedings of the International Astronomical Union Symposia and Colloquia, IAU S228)</ref>
 
==Định nghĩa==