Metallicitet (astrofysik): Forskelle mellem versioner
Content deleted Content added
m Typo fixing, typos fixed: linier → linjer (4) ved brug af AWB |
John.St (diskussion | bidrag) m →Metallicitetens oprindelse: + wikilink |
||
Linje 20:
I forholdsvise lette stjerner som Solen dannes grundstoffer indtil [[ilt]] (<sup>16</sup><sub>8</sub>O). Tungere grundstoffer indtil [[jern]] (<sup>56</sup><sub>26</sub>Fe) dannes i mere massive stjerner. Alle grundstoffer tungere end jern dannes af de atomare reaktioner under og efter en supernovaeksplosion.
Når stjerner med masser mellem 0,8 og ca. 9 solmasser slynger deres atmosfærer ud, nemlig under den udviklingsfase, hvor de skifter fra at være [[rød kæmpestjerne|røde kæmpestjerner]] til at være [[hvid dværg|hvide dværge]], beriges gas- og støvskyerne i det [[Interstellart medium|interstellare medium]] (ISM) med tunge grundstoffer, og det samme sker i en supernovaeksplosion, blot i langt større mængder. Nye stjerner indeholder derfor en stadig voksende andel af "metaller", de alleryngste stjerner, som oftest betegnes [[Stjernegenerationer|4. generation]] har ved deres dannelse ca. dobbelt så stort "metal"indhold som Solen, som er en stjerne af [[Stjernegenerationer|3. generation]].
De tidligst dannede stjerner indeholdt ingen metaller, havde en [[metallicitet]] på 0, også kaldet Z=0. I løbet af den følgende ca. 9 milliarder år øgedes "metal"indholdet i [[Interstellart medium|ISM]] indtil det havde nået en værdi af ca. 0,02 (2%) på det tidspunkt vor egen lokale stjerne, [[Solen]], dannedes. I de ca. 4,6 milliarder år, der er gået siden da, er ISMs "metal"indhold vokset til ca. 0,04 (4%).
| |||