Звездное население

редактировать
Группировка звезд по схожей металличности Художественная концепция спиральной структуры Млечного Пути, показывающая основные категории населения Бааде. синие области в спиральных рукавах представляют собой более молодые звезды населения I, а желтые звезды в центральной выпуклости - более старые звезды населения II. На самом деле, многие звезды населения I также смешаны с более старыми звездами населения II.

В 1944 году Вальтер Бааде разделил группы звезд в пределах Млечного Пути на звездное население . В аннотации к статье Бааде он признает, что Ян Оорт первоначально задумал этот тип классификации в 1926 : «[...] Были признаны два типа звездного населения среди звезд нашей галактики Оорт еще в 1926 году ». Бааде заметил, что более голубые звезды прочно связаны со спиральными рукавами, а желтые звезды преобладают около центрального галактического балджа и внутри шаровых звездных скоплений. Два основных подразделения были определены как Население I и Население II, с еще одним новым подразделением, названным Население III, добавленным в 1978 году, которые часто просто сокращенно обозначаются как Население I, II или III.

Между типами населения были обнаружены значительные различия в их индивидуальных наблюдаемых звездных спектрах. Позже было показано, что они очень важны и, возможно, были связаны со звездообразованием, наблюдаемой кинематикой, возрастом звезд и даже эволюцией галактик как в спирали, так и в эллиптические галактики. Эти три простых класса населения удобно разделить звезды по их химическому составу или металличности.

По определению, каждая группа населения демонстрирует тенденцию, при которой уменьшение содержания металлов указывает на увеличение возраста звезд. Следовательно, первые звезды во Вселенной (очень низкое содержание металлов) считались популяцией III, старые звезды (низкая металличность) - популяцией II, а недавние звезды (высокая металличность) - популяцией I. Солнце считается популяция I, недавняя звезда с относительно высокой металличностью 1,4%. Обратите внимание, что в астрофизической номенклатуре «металлом» считается любой элемент тяжелее гелия, включая химические неметаллы, такие как кислород.

Содержание

  • 1 Звездное развитие
    • 1.1 Формирование первых звезд
    • 1.2 Образование наблюдаемых звезд
  • 2 Химическая классификация Бааде
    • 2.1 Звезды населения I
    • 2.2 Звезды населения II
    • 2.3 Звезды населения III
  • 3 Дополнительная литература
  • 4 Примечания
  • 5 Ссылки

Развитие звезд

Наблюдение звездных спектров показало, что звезды старше у Солнца меньше тяжелых элементов по сравнению с Солнцем. Это сразу говорит о том, что металличность эволюционировала на протяжении поколений звезд в процессе Звездного нуклеосинтеза.

Формирования первых звезд

Согласно современным космологическим моделям, вся материя возникла в Большом взрыве. был в основном водородом (75%) и гелием (25%), только очень небольшая часть состояла из других легких элементов. например литий и бериллий. Когда Вселенная достаточно остыла, первые звезды родились как звезды населения III без каких-либо загрязнений более тяжелыми металлами. Предполагается, что это повлияло на их структуру, так что их звездные массы стали в сотни раз больше, чем у Солнца. В свою очередь, эти массивные звезды также эволюционировали очень быстро, и их нуклеосинтетические процессы создали первые 26 элементов (до железа в периодической таблице ).

Многие теоретические звездные модели показывают, что большинство звезд населения III с большой массой быстро исчерпали свое топливо и, вероятно, взорвались сверхновыми парной нестабильностью. Эти взрывы полностью рассеяли бы их материал, выбрасывая металлы в межзвездную среду (МЗС), чтобы быть включенными в более поздние поколения звезд. Их разрушение предполагает, что нельзя наблюдать галактические звезды населения III большой массы. Однако некоторые звезды населения III можно было бы увидеть в галактиках с большим красным смещением, свет которых возник во время Более ранняя история Вселенной. Ничего не было обнаружено, однако ученые нашли доказательства чрезвычайно маленькой ультра-бедной металлами звезды, немного меньше Солнца, найденной в двойной системе спиральных рукавов в Млечном Пути. Открытие открывает возможность наблюдения даже за более старыми звездами.

Звезды, слишком массивные, чтобы производить сверхновые с парной нестабильностью, вероятно, схлопнулись бы в черные дыры в результате процесса, известного как фотораспад. Здесь во время этого процесса могло ускользнуть какое-то вещество в виде релятивистских струй, и это могло распространить первые металлы во Вселенную.

Образование наблюдаемых звезд

Самые старые наблюдаемые звезды, известные как население II, имеют очень низкую металличность; по мере рождения последующих поколений звезд они становились все более обогащенными металлами, поскольку газовые облака, из которых они образовались, получали богатую металлами пыль, произведенную предыдущими поколениями. Когда эти звезды умирали, они вернули обогащенный металлами материал в межзвездную среду через планетарные туманности и сверхновые, еще больше обогатив туманности, из которых образовались новые звезды. Эти самые молодые звезды, включая Солнце, поэтому имеют самое высокое содержание металлов и известны как звезды населения I.

Химическая классификация Бааде

Популяция I звезды

Популяция I звезда Ригель с отражательной туманностью IC 2118

Население I, или богатые металлами, звезды - молодые звезды с самой высокой металличностью из всех трех популяций, которые чаще встречаются в спиральных рукавах галактики Млечный Путь. Земля Солнце является примером богатой металлами звезды и считается промежуточной звездой населения I, в то время как солнечно-подобная Му Араэ является гораздо богаче металлами.

Звезды населения I обычно имеют правильные эллиптические орбиты центра галактики с низкой относительной скоростью. Ранее предполагалось, что высокая металличность звезд населения I делает их более вероятными обладателями планетных систем, чем двух других популяций, поскольку планеты, особенно планеты земной группы, как полагают, образовались в результате аккреции металлов. Тем не менее, наблюдения набора данных Кеплера обнаружили планеты меньшего размера вокруг звезд с диапазоном металличностей, в то время как только более крупные потенциальные планеты газовых гигантов сосредоточены вокруг звезд с относительно более высокой металличностью - открытие, которое имеет значение для теорий образования газовых гигантов. Между промежуточными звездами Населения I и Населения II находится промежуточное население диска.

Звезды населения II

Схематический профиль Млечного Пути. Звезды населения II появляются в галактическом балджу и внутри шаровых скоплений.

Звезды населения II, или бедные металлами, - это звезды, в которых относительно мало элементов тяжелее гелия. Эти объекты были сформированы в более ранние времена Вселенной. Звезды промежуточного населения II часто встречаются в выпуклости около центра нашей галактики, тогда как звезды населения II, обнаруженные в галактическом гало, старше и, следовательно, более металлизированы. бедные. Шаровидные скопления также содержат большое количество звезд населения II.

Звезды населения II характерны тем, что, несмотря на их более низкую общую металличность, они часто имеют более высокое отношение альфа-элементов (O, Si, Ne и т.д.) относительно Fe по сравнению со звездами населения I. Текущая теория предполагает, что это результат того, что сверхновые звезды II типа вносят более важный вклад в межзвездную среду во время их образования, тогда как сверхновые звезды типа Ia обогащают металл пришел позже в эволюции Вселенной.

Ученые выбрали эти самые старые звезды в нескольких различных обзорах, включая обзор HK с объективной призмой, проведенный Тимоти С. Бирсом и др. и обзор Гамбург - ESO и др., первоначально начатый для слабых квазаров. К настоящему времени они обнаружили и детально изучили около десяти звезд с ультранизким содержанием металлов (UMP) (таких как звезда Снедена, звезда Кейрела, BD + 17 ° 3248 ) и три из самых старых известных на сегодняшний день звезд: HE0107-5240, HE1327-2326 и HE 1523-0901. Звезда Каффау была определена как самая бедная металлами звезда, когда она была обнаружена в 2012 году с использованием данных Sloan Digital Sky Survey. Однако в феврале 2014 года было объявлено об открытии звезды с еще меньшей металличностью, SMSS J031300.36-670839.3, обнаруженной с помощью данных астрономического обзора SkyMapper. Менее остро дефицит металла в них, но ближе и ярче и, следовательно, более известен, это HD 122563 (красный гигант ) и HD 140283 (a субгигант ).

Звезды населения III

Возможное свечение звезд населения III, полученное НАСА космическим телескопом Спитцер

Звезды населения III представляют собой гипотетическую популяцию чрезвычайно массивных, ярких и горячие звезды практически без металлов, за исключением, возможно, смешанных выбросов других близлежащих сверхновых из населения III. Такие звезды, вероятно, существовали в очень ранней Вселенной (т. Е. С большим красным смещением) и, возможно, начали производство химических элементов тяжелее водорода, которые необходимы для более позднего образование планет и жизни в том виде, в каком мы ее знаем.

Существование звезд населения III следует из физической космологии, но они не пока не наблюдалось напрямую. Косвенные доказательства их существования были обнаружены в галактике с гравитационной линзой в очень далекой части Вселенной. Их существование может быть объяснением того факта, что тяжелые элементы, которые не могли образоваться в результате Большого взрыва, наблюдаются в спектрах излучения квазара . Они также считаются компонентами тускло-голубых галактик. Эти звезды, вероятно, вызвали период реионизации Вселенной, основного фазового перехода газов, ведущего к наблюдаемой сегодня недостаточной непрозрачности. Наблюдения за галактикой UDFy-38135539 позволяют предположить, что она могла сыграть роль в этом процессе реионизации. Европейская южная обсерватория обнаружила яркий карман ранних звезд населения в очень яркой галактике Красное смещение Космоса 7 периода реионизации примерно через 800 миллионов лет после Большого взрыва. В остальной части галактики есть несколько более поздних более красных звезд населения II. Некоторые теории утверждают, что существовало два поколения звезд населения III.

Впечатление художника о первых звездах через 400 миллионов лет после Большого взрыва

Текущие теории разделяются на то, были ли первые звезды очень массивными или нет ; теории, предложенные в 2009 и 2011 годах, предполагают, что первые звездные группы могли состоять из массивной звезды, окруженной несколькими звездами меньшего размера. Меньшие звезды, если бы они остались в скоплении рождения, накапливали бы больше газа и не могли бы дожить до наших дней, но исследование 2017 года пришло к выводу, что если звезда с массой 0,8 солнечной массы или меньше будет выброшена из своего скопления рождения, прежде чем она накопит больше массы, он мог бы выжить до наших дней, возможно, даже в нашей галактике Млечный Путь.

Одно из предложений, разработанное с помощью компьютерных моделей звездообразования, состоит в том, что без тяжелых элементов и с большим количеством более теплая межзвездная среда от Большого взрыва, было легко сформировать звезды с гораздо большей общей массой, чем звезды, обычно видимые сегодня. Ожидается, что типичные массы звезд населения III будут около нескольких сотен масс Солнца, что намного больше, чем у нынешних звезд. В моделях максимальная масса звезды населения III составляет ~ 1000 солнечных. Анализ данных об очень низкой металличности звезд населения II, таких как HE0107-5240, которые, как считается, содержат металлы, производимые звездами населения III, предполагает, что эти безметалловые звезды имели масс от 20 до 130 масс Солнца. С другой стороны, анализ шаровых скоплений, связанных с эллиптическими галактиками, предполагает сверхновые с парной нестабильностью, которые обычно ассоциируются с очень массивными звездами. металлический состав. Это также объясняет, почему не наблюдались маломассивные звезды с нулевой металличностью, хотя модели были построены для меньших звезд населения III. Кластеры с нулевой металличностью красные карлики или коричневые карлики (возможно, созданные сверхновыми с парной нестабильностью) были предложены в качестве кандидатов темной материи, но поиск этих типов от MACHO до гравитационного микролинзирования дали отрицательные результаты.

Обнаружение звезд населения III - цель космического телескопа Джеймса Уэбба НАСА. Новые спектроскопические обзоры, такие как SEGUE или SDSS-II, также могут обнаружить звезды населения III. Звезды, наблюдаемые в галактике Cosmos Redshift 7 на z = 6.60, могут быть звездами населения III.

Дополнительная литература

Примечания

Ссылки

Последняя правка сделана 2021-06-09 10:50:10
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте