Redigerer Nukleosyntese

'''Nukleosyntese''' er prosessen som skaper nye [[atomkjerne]]r ([[atom]]er) av eksisterende atomkjerner og [[subatomær partikkel|subatomære partikler]]. Nukleonene består av [[kvark]]er som bindes sammen av [[gluon]]er. De første nukleonene ([[proton]]er og [[nøytron]]er oppsto i forbindelse med [[Big Bang]] da temperaturen (energitettheten) var sunket til omkring 10 millioner grader. I løpet av de første tre minuttene ble de enkleste atomkjernene dannet, og etter Big Bang besto vanlig materie i universet av omtrent 24% [[helium]], 76% [[hydrogen]] (etter vekt) og små mengder andre isotoper som [[Deuterium]] [[Helium]]-3 og [[Litium]]-7.

Nukleosyntese av lettere atomkjerner foregår vesentlig i [[stjerne]]r ved [[kjernereaksjon]]er. Stjerner som er mer enn 4 ganger solens vekt vil etterhvert eksplodere som en [[supernova]] og produserer stadig tyngre atomer opp til jern. I den siste fasen, når kjernen imploderer oppstår intens stråling som kan produsere de aller tyngste kjernene. Disse atomene blir spredt når stjernen eksploderer og kan derfor inngå når nye stjerner og planetsystemer dannes.

På denne måten er universets masse i dag fordelt på 74% Hydrogen, 24% Helium, 1% Oksygen, 0,5% Karbon og 0,5% andre grunnstoffer. [[Solen]] er en relativt ung 3 generasjons stjerne med en [[metallisitet]] på ca. 1,6. Dette er en forutsenting for at planeter som jorden kan dannes, ettersom [[solsystemet]]s planeter har et høyt innold av andre stoffer enn hydrogen og helium.<ref>{{Kilde www| forfatter= Charles H. Lineweaver | utgivelsesdato= desember 2000 | tittel= An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect | url= http://arxiv.org/abs/astro-ph/0012399 | besøksdato= 29. januar 2007}}</ref>

==Referanser==
<references/>
{{Autoritetsdata}}

[[Kategori:Kjernefysikk]]
[[Kategori:Partikkelfysikk]]
[[Kategori:Atomfysikk]]