Nukleosyntese

Frå Wikipedia – det frie oppslagsverket
Gå til: navigering, søk

Nukleosyntese er prosessen som skapar nye atomkjernar (atom) av eksisterande atomkjernar og subatomære partiklar. Nukleona består av kvarkar som blir bundne saman av gluon. Dei første nukleona (proton og nøytron oppstod i samband med Big Bang då temperaturen (energitettleiken) hadde falle til omkring 10 millionar gradar. I løpet av dei første tre minutta vart dei enklaste atomkjernane danna, og etter Big Bang bestod vanleg materie i universet av omtrent 24% helium, 76% hydrogen (etter vekt) og små mengder andre isotopar som deuterium, helium-3 og litium-7.

Nukleosyntese av lettare atomkjernar føregår vesentleg i stjerner ved kjernereaksjonar. Stjerner som er meir enn fire gonger vekta av sola vil etterkvart eksplodere som ein supernova og produserer stadig tyngre atom opp til jarn. I den siste fasen, når kjernen imploderer oppstår intens stråling som kan produsere dei aller tyngste kjernane. Desse atoma blir spreidde når stjerna eksploderer og kan difor inngå når nye stjerner og planetsystem dannast.

På denne måten er massen til universet i dag fordelt på 74% hydrogen, 24% helium, 1% oksygen, 0,5% karbon og 0,5% andre grunnstoff. Sola er ei relativt ung stjerne til tredje generasjon med ein metallisitet på ca 1,6. Dette er ein føresetnad for at planetar som jorda kan dannast, sidan solsystemet sine planetar har eit høgt innhald av andre stoff enn hydrogen og helium.[1]

Kjelder[endre | endre wikiteksten]

  1. Charles H. Lineweaver. An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect. Vitja 13. april 2013.