Zonnenevel: verschil tussen versies

De samenstelling van de nevel zal niet veel verschillen van de uiteindelijke samenstelling van de centrale ster die ontstaat. Voor ons eigen Zonnestelsel betekent dit dat de nevel oorspronkelijk voor ongeveer 98 [[massa (natuurkunde)|massaprocent]] uit [[Waterstof (element)|waterstof]] en [[helium]] moet hebben bestaan. Deze elementen werden gevormd vlak na de [[Oerknal|Big Bang]]. De overige 2 massaprocent bestond uit zwaardere [[element (scheikunde)|elementen]] die gevormd werden door [[nucleosynthese]] in eerdere generaties sterren, die aan het einde van hun [[sterevolutie|levensloop]] deze elementen de ruimte in bliezen. De fractie zwaardere elementen in een ster wordt wel de [[metaal (astronomie)|metaliciteit]] van de ster genoemd. [[Statistiek|Statistisch]] gezien is de kans dat planeten gevormd worden in nevels met hogere metalliciteiten groter.

 

 

Analyse van de samenstelling van acht [[meteoriet]]en die vermoedelijk zijn ontstaan tijdens de eerste drie miljoen jaar van de vorming van het Zonnestelsel heeft uitgewezen dat zo'n 1 tot 2 miljoen jaar na de vorming van de [[Zon]] de protoplanetaire schijf verrijkt werd in de [[isotoop]] van [[ijzer (element)|ijzer]] ⁶⁰Fe. Dit moet het gevolg zijn geweest van een supernova niet ver van de plek van de Zonnenevel.<ref>{{en}}Bizzarro, M.; Ulfbeck, D.; Trinquier, A.; Thrane, K.; Connelly, J.N. & Meyer, B.S.; 2007: ''Evidence for a Late Supernova Injection of ⁶⁰Fe into the Protoplanetary Disk'', [[Science]] '''316''', p. 1178 - 1181, [http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/316/5828/1178]</ref>