Metallicitet (astrofysik): Forskelle mellem versioner
Content deleted Content added
John.St (diskussion | bidrag) |
John.St (diskussion | bidrag) m →Metallicitetens oprindelse: manglende '[' i wikilink |
||
Linje 18:
De tunge grundstoffer, "metallerne", er uden undtagelse dannet under kernereaktioner i stjerners kerne eller i [[supernova]]eksplosioner.
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. Hovedparten af "[[jernmetaller]]ne" ([[Periodiske system|periode 4, gruppe 24-30]]) stammer fra [[supernova]]er af type Ia, dertil en mindre andel fra supernovatyperne Ib, Ic og II, hvoraf II er hovedlevandør af [[grundstof]]fer med atomvægte større end jernmetallerne.
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]]. Nogle af dem, de som er dannet i meget berigede skyer i [[Interstellart medium|ISM]] (opblandingen af [[supernovarest]]er i ISM er tilfældig og derfor ujævn), har op til tre gange så stor metallicitet som [[Sol]]en.
| |||