Versionen fra 27. nov. 2011, 16:53 redigér John.St (diskussion \| bidrag) Autopatruljerede 1.437 edits m →‎Metallicitetens oprindelse: + wikilink ← Gå til forrige forskel		Versionen fra 27. nov. 2011, 16:54 redigér fjern redigering John.St (diskussion \| bidrag) Autopatruljerede 1.437 edits m →‎Metallicitetens oprindelse: fjernede wikilink, som pegede tilbage på artiklen selv - god spøg Gå til næste forskel →
Linje 22: 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%). ==Beregning af metallicitet==

Metallicitet (astrofysik): Forskelle mellem versioner