Metallicitet (astrofysik): Forskelle mellem versioner
Content deleted Content added
John.St (diskussion | bidrag) Omredigeret i betydeligt omfang + nyt afsn. |
John.St (diskussion | bidrag) →Metallicitet og stjerners "geografi": LMC & SMC metalindices |
||
Linje 81:
De metalfattige [[stjernegenerationer|2. generations-/population II-stjerner]] i og omkring vor [[Mælkevejen|Mælkevejsgalakse]] findes hovedsagelig i [[kuglehob]]ene i dens [[Halo (astronomi)|halo]] eller som frie stjerner i haloen og endvidere i Mælkevejens kerne (på engelsk: "The Bulge"). En vis andel af stjernerne i den såkaldte "tykke skive" er også ret metalfattige, med metalindex <nowiki>[Fe/H]</nowiki> helt ned til -2,2. I kuglehoben [[47 tuc]] i [[Peberfuglen (stjernebillede)|Peberfuglen]] er metalindexet <nowiki>[Fe/H]</nowiki> = -0,67, mens det i [[Messier 92]] i [[Herkules (stjernebillede)|Herkules]] er -2,0.
Desuden er stjernene i de to nære [[dværggalakse]]r, den [[Store Magellanske Sky|Store]] (LMC) og den [[Lille Magellanske Sky]] (SMC), meget metalfattige. LMC har Z≈0,006 (0,6%; dvs. index = -0,5) og SMC≈0,002 (0,2%; dvs. index = -0,2). Af denne årsag ser stjernerne i disse to dværggalakser ud til at være mere blå, end Mælkevejens stjerner af 3.generation/population I, fordi metalfattige stjerners atmosfærer er mere gennemsigtige end metalrige stjerners, og vi derfor ser ind til dybereliggende og dermed varmere lag i stjernerne i SMC og LMC.
'''Metalrige stjerner'''
| |||