Из Википедии, бесплатной энциклопедии
  (Перенаправлено из Населения II )
Перейти к навигации Перейти к поиску
Художественная концепция спиральной структуры Млечного Пути, показывающая основные категории населения Бааде. В синей области в спиральных рукавах составляют младшие звезды населения I, в то время как желтые звезды в центральной выпуклости являются старыми звездами 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 Млечного Пути на звездные популяции . В аннотации к статье Бааде он признает, что Ян Оорт первоначально задумал этот тип классификации в 1926 году : «[...] Два типа звездного населения были выделены среди звезд нашей собственной галактики еще Оортом. 1926 год ». [1] Бааде заметил, что более голубые звезды тесно связаны со спиральными рукавами, а желтые звезды преобладают около центрального галактического балджа и внутри шаровых звездных скоплений . [2] Два основных подразделения были определены как Население I иНаселение II с еще одним новым подразделением, названным Населением III, добавленным в 1978 году, которое часто сокращенно обозначают как Население I, II или III.

Между типами населения были обнаружены существенные различия в их индивидуальных наблюдаемых звездных спектрах. Они были позже показано, что очень важно, и, возможно , были связаны с образованием звезд, наблюдаемых кинематики , [3] звездной возраста, и даже эволюции галактик как в спирали или эллиптические галактики. Эти три простых класса населения удобно разделить звезды по их химическому составу или металличности . [4] [3]

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 металла) были признаны населения III, старые звезды (низкий металличности) , как населения II, и недавние звезды (высокая металличности) как населения I. [5] ВС считается население 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.

Звездное развитие [ править ]

Наблюдение за спектрами звезд показало, что звезды старше Солнца имеют меньше тяжелых элементов по сравнению с Солнцем. [3] Это сразу предполагает, что металличность эволюционировала на протяжении поколений звезд в процессе звездного нуклеосинтеза .

Формирование первых звезд [ править ]

Согласно нынешним космологическим моделям, вся материя, созданная в результате Большого взрыва, состояла в основном из водорода (75%) и гелия (25%), и лишь очень небольшая часть состояла из других легких элементов. например литий и бериллий . [6] Когда Вселенная достаточно остыла, первые звезды родились как звезды населения III без каких-либо примесей более тяжелых металлов. 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 очень быстро эволюционировали, и в результате их нуклеосинтетических процессов были созданы первые 26 элементов (вплоть до железа втаблица Менделеева ). [7]

Многие теоретические звездные модели показывают, что большинство звезд из населения III с большой массой быстро исчерпали свое топливо и, вероятно, взорвались в сверхновых с чрезвычайно высокой парной нестабильностью . Эти взрывы полностью рассеяли бы свой материал, выбрасывая металлы в межзвездную среду (ISM), чтобы они были включены в более поздние поколения звезд. Их разрушение предполагает, что никаких галактических звезд населения III большой массы не следует наблюдать. [8] Однако некоторые звезды населения III можно было бы увидеть в галактиках с большим красным смещением , свет которых возник в более ранней истории Вселенной. [9] Ничего не было обнаружено, однако ученые нашли доказательства существования чрезвычайно маленькой звезды с ультранизким содержанием металлов., немного меньше Солнца, находится в двойной системе спиральных рукавов Млечного Пути . Открытие открывает возможность наблюдать даже более старые звезды. [10]

Звезды, слишком массивные для образования сверхновых с парной нестабильностью, скорее всего, схлопнулись бы в черные дыры в результате процесса, известного как фотораспад . Здесь часть вещества могла ускользнуть во время этого процесса в виде релятивистских струй , и это могло распространить первые металлы во Вселенную. [11] [12] [а]

Формирование наблюдаемых звезд [ править ]

Самые старые наблюдаемые звезды [8], известные как Population II, имеют очень низкую металличность; [5] [14] по мере того, как рождались следующие поколения звезд, они становились более обогащенными металлами, так как 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 звезды, 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 [ править ]

Звезды населения I [ править ]

Популяция I звезда Ригель с отражательной туманностью IC 2118

Население I, или металл-богатые, звезды молодые звезд с самой высокой металличностью из всех трех групп населения, и чаще встречается в спиральных рукавах в Млечном Пути галактики. Земля «s ВС является примером металлической богатой звезды и рассматривается как промежуточное население I звезды, в то время как солнечные , как Му Arae гораздо богаче металлами. [15]

Звезды населения I обычно имеют правильные эллиптические орбиты галактического центра с низкой относительной скоростью . Ранее была выдвинута гипотеза, что высокая металличность звезд населения I делает их более вероятными обладателями планетных систем, чем две другие группы населения, потому что планеты , особенно планеты земной группы , как полагают, образовались в результате аккреции металлов. [16]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. [17] Между промежуточными звездами Населения I и Населения II находится промежуточное население диска.

Звезды населения II [ править ]

Схематический профиль Млечного Пути. Звезды населения II появляются в галактическом балдже 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 обычно встречаются в выпуклости около центра Млечного Пути , тогда как звезды населения II, обнаруженные в галактическом гало , старше и, следовательно, более бедны металлами. Шаровые скопления также содержат большое количество звезд населения II. [18]

Характерной чертой звезд населения II является то, что, несмотря на их более низкую общую металличность, они часто имеют более высокое соотношение альфа-элементов ( O , Si , Ne и т. Д.) Относительно Fe по сравнению со звездами населения I; Современная теория предполагает, что это результат того, что сверхновые типа II были более важными участниками межзвездной среды во время их образования, тогда как обогащение сверхновых типа Ia металлом произошло позже в эволюции Вселенной. [19]

Ученые выбрали эти самые старые звезды в нескольких различных обзорах, включая обзор HK с объективной призмой Тимоти С. Бирса и др. и обзор Норберта Кристлиба и др. в Гамбурге - ESO , первоначально начатый для слабых квазаров . До сих пор они обнажение и подробно изучены около десяти бедных ультра металла (UMP) звезды (таких как Star Sneden в , Star Cayrel в , BD + 17 ° 3248 ) и три из самых старых звезд , известных до настоящего времени: HE0107-5240 , HE1327- 2326 и HE 1523-0901 . Звезда Каффо была определена как самая бедная металлами звезда, когда она была обнаружена в 2012 году с помощьюДанные 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 в их дефиците металла, но ближе и ярче и, следовательно, более известные, HD 122563 ( красный гигант ) и HD 140283 ( субгигант ).

Звезды населения III [ править ]

Возможное свечение населения III звезды визуализировали с помощью НАСА «S Spitzer Space Telescope

Звезды популяции III [20] представляют собой гипотетическую популяцию чрезвычайно массивных, ярких и горячих звезд, практически не содержащих металлов , за исключением, возможно, смешанных выбросов от других близлежащих сверхновых из популяции III. Такие звезды, вероятно, существовали в очень ранней Вселенной (т. Е. С большим красным смещением) и, возможно, начали производство химических элементов, более тяжелых, чем водород , которые необходимы для более позднего образования планет и жизни, какой мы ее знаем. [21] [22]

О существовании звезд населения III следует из физической космологии , но они еще не наблюдались напрямую. Косвенные доказательства их существования были обнаружены в галактике с гравитационной линзой в очень далекой части Вселенной. [23] Их существование может быть объяснением того факта, что тяжелые элементы, которые не могли быть созданы в результате Большого взрыва, наблюдаются в спектрах излучения квазаров . [7] Они также считаются компонентами слабых голубых галактик . Эти звезды, вероятно, вызвали период реионизации Вселенной , важный фазовый переход.газов, ведущих к отсутствию непрозрачности, наблюдаемому сегодня. Наблюдения за галактикой UDFy-38135539 предполагают, что она могла сыграть роль в этом процессе реионизации. Европейская южная обсерватория обнаружила яркий карман ранних звезд населения в очень яркой галактике Cosmos RedShift 7 из периода реионизации около 800 миллионов лет после Больших взрыва. В остальной части галактики есть несколько более поздних более красных звезд населения II. [24] [21] Некоторые теории утверждают, что было два поколения звезд населения III. [25]

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

Существующие теории расходятся во мнениях относительно того, были ли первые звезды очень массивными или нет. Одна из возможностей состоит в том, что эти звезды были намного больше нынешних: несколько сотен солнечных масс и, возможно, до 1000 солнечных масс. Такие звезды будут очень недолговечными и просуществуют всего 2-5 миллионов лет. [26] Такие большие звезды могли быть возможны из-за отсутствия тяжелых элементов и гораздо более теплой межзвездной среды после Большого взрыва. [ необходима цитата ] И наоборот, теории, предложенные в 2009 и 2011 годах, предполагают, что первые звездные группы могли состоять из массивной звезды, окруженной несколькими меньшими звездами. [27] [28] [29]Меньшие звезды, если бы они остались в кластере рождения, будет аккумулировать больше газа и не смогла дожить до наших дней, но +2017 исследования был сделан вывод , что если звезда 0,8 солнечных масс ( M ☉ ) или менее был выброшен из своего рождения кластера прежде чем он накопит больше массы, он сможет выжить до наших дней, возможно, даже в нашей галактике Млечный Путь. [30]

Анализ данных о звездах населения II с чрезвычайно низкой металличностью, таких как HE0107-5240 , которые, как считается, содержат металлы, произведенные звездами населения III, предполагает, что эти безметалловые звезды имели массы от 20 до 130 солнечных масс. [31] С другой стороны, анализ шаровых скоплений, связанных с эллиптическими галактиками, предполагает , что за их металлический состав ответственны сверхновые с парной нестабильностью , которые обычно ассоциируются с очень массивными звездами . [32] Это также объясняет, почему не было звезд малой массы с нулевой металличностью.наблюдается, хотя модели были построены для меньших звезд населения III. [33] Кластеры , содержащие нуль-Металличность красные карлики или коричневые карлики (возможно , созданные пара неустойчивости сверхновых [14] ) были предложены в качестве темной материи кандидатов, [34] [35] , но поиск этих типов Machos через гравитационного микролинзировании есть дала отрицательные результаты [ необходима цитата ] .

Обнаружение звезд населения III - цель космического телескопа НАСА Джеймса Уэбба . [36] Новые спектроскопические обзоры, такие как SEGUE или SDSS-II , также могут обнаружить звезды населения III. [ необходима цитата ] Звезды, наблюдаемые в галактике Cosmos Redshift 7 на z = 6.60, могут быть звездами населения III.

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Гибсон, Б.К .; и другие. (2013). "Обзор: Галактическая химическая эволюция" (PDF) . Публикации Астрономического общества Австралии . Проверено 17 апреля 2018 года .
  • Феррис, Тимоти (1988). Достижение возраста Млечного Пути . Уильям Морроу и компания стр. 512. ISBN 978-0-688-05889-0.
  • Рудольф Киппенхан (1993). 100 миллиардов солнц: рождение, жизнь и смерть звезд . Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-691-08781-8.

Примечания [ править ]

  1. ^ Было высказано предположение, что недавние сверхновые SN 2006gy и SN 2007bi могли быть сверхновыми с парной нестабильностью, в которых взорвались такие сверхмассивные звезды населения III. Было высказано предположение, что эти звезды могли образоваться относительно недавно в карликовых галактиках, содержащих первичное межзвездное вещество, не содержащее металлов; прошлые сверхновые в этих галактиках могли выбросить богатое металлами содержимое на достаточно высоких скоростях, чтобы они могли покинуть галактику, сохраняя содержание металлов в галактике на очень низком уровне. [13]

Ссылки [ править ]

  1. ^ В. Бааде (1944), "Разрешение Мессье 32, NGC 205 и центральная область туманности Андромеды", Astrophysical Journal , 100 : 137–146, Bibcode : 1944ApJ ... 100..137B , doi : 10.1086 / 144650
  2. ^ Шепли, Харлоу (1977). Ходж, Пол (ред.). Галактики (3-е изд.). Издательство Гарвардского университета. С.  62–63 . ISBN 978-0674340510.
  3. ^ а б в Гибсон, Б.К .; Fenner, Y .; Renda, A .; Kawata, D .; Хюн-чхоль, Л. (2013). "Обзор: Галактическая химическая эволюция" (PDF) . Публикации Астрономического общества Австралии . Издательство CSIRO. 20 (4): 401–415. arXiv : astro-ph / 0312255 . Bibcode : 2003PASA ... 20..401G . DOI : 10.1071 / AS03052 . Проверено 17 апреля 2018 года .
  4. ^ D. Kunth & G. Östlin (2000). «Самые бедные металлами галактики» . 10 (1). Обзор астрономии и астрофизики . Дата обращения 3 февраля 2015 . Цитировать журнал требует |journal=( помощь )
  5. ^ а б Лорен Дж. Брайант. "Что заставляет звезды тикать" . Исследовательская и творческая деятельность Университета Индианы . Проверено 7 сентября 2005 года .
  6. ^ Cyburt, Ричард Х .; Филдс, Брайан Д .; Olive, Keith A .; Да, Цунг-Хан (2016). «Нуклеосинтез большого взрыва: современное состояние». Обзоры современной физики . 88 (1): 015004. arXiv : 1505.01076 . Bibcode : 2016RvMP ... 88a5004C . DOI : 10.1103 / RevModPhys.88.015004 .
  7. ^ a b Heger, A .; Вусли, С.Е. (2002). «Нуклеосинтетическая подпись Pppulation III». Астрофизический журнал . 567 (1): 532–543. arXiv : astro-ph / 0107037 . Bibcode : 2002ApJ ... 567..532H . DOI : 10.1086 / 338487 .
  8. ^ a b Schlaufman, Kevin C .; Томпсон, Ян Б .; Кейси, Эндрю Р. (2018). «Ультра-бедная металлами звезда, близкая к пределу горения водорода». Астрофизический журнал . 867 (2): 98. arXiv : 1811.00549 . Bibcode : 2018ApJ ... 867 ... 98S . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aadd97 .
  9. ^ Сюй, Хао; Мудрый, Джон Х .; Норман, Майкл Л. (29 июля 2013 г.). «Звезды населения III и остатки в галактиках с большим красным смещением». Американское астрономическое общество . 773 (2).
  10. ^ «Открыта одна из старейших звезд Млечного Пути» . Sci-News . 6 ноября 2018 . Проверено 12 июня 2020 .
  11. ^ Фрайер, CL; Woosley, SE; Хегер, А. (2001). «Парные сверхновые, гравитационные волны и нестационарные гамма-лучи». Астрофизический журнал . 550 (1): 372–382. arXiv : astro-ph / 0007176 . Bibcode : 2001ApJ ... 550..372F . DOI : 10.1086 / 319719 .
  12. ^ Heger, A .; Фритюрница, CL; Woosley, SE; Langer, N .; Хартманн, Д.Х. (2003). «Как огромные одиночные звезды заканчивают свою жизнь [ sic ]». Астрофизический журнал . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph / 0212469 . Bibcode : 2003ApJ ... 591..288H . DOI : 10.1086 / 375341 .
  13. ^ Кларк, Стюарт (февраль 2010 г.). «Первобытный великан: звезда, которую забыло время» . Новый ученый . Проверено 1 февраля 2015 года .
  14. ^ a b Salvaterra, R .; Феррара, А .; Шнайдер, Р. (2004). «Индуцированное образование первичных маломассивных звезд». Новая астрономия . 10 (2): 113–120. arXiv : astro-ph / 0304074 . Bibcode : 2004NewA ... 10..113S . DOI : 10.1016 / j.newast.2004.06.003 .
  15. ^ Сориано, MS; Воклер, С. (2009). "Новый сейсмический анализ звезды-хозяина экзопланеты Му Араэ". Астрономия и астрофизика . 513 : A49. arXiv : 0903.5475 . Бибкод : 2010A&A ... 513A..49S . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200911862 .
  16. ^ Чарльз Х. Лайнуивер (2000). «Оценка возрастного распределения планет земной группы во Вселенной: количественная оценка металличности как эффекта отбора». Икар . 151 (2): 307–313. arXiv : astro-ph / 0012399 . Bibcode : 2001Icar..151..307L . DOI : 10.1006 / icar.2001.6607 .
  17. ^ Buchhave, LA; и другие. (2012). «Обилие небольших экзопланет вокруг звезд с широким диапазоном металличностей». Природа . 486 (7403): 375–377. Bibcode : 2012Natur.486..375B . DOI : 10.1038 / nature11121 . PMID 22722196 . 
  18. ^ Т. С. ван Альбада; Норман Бейкер (1973). "О двух остерхоффских группах шаровых скоплений". Астрофизический журнал . 185 : 477–498. Bibcode : 1973ApJ ... 185..477V . DOI : 10.1086 / 152434 .
  19. ^ Вулф, Артур М .; Гавайзер, Эрик; Прочаска, Джейсон X. (2005). «СИСТЕМЫ ЗАГЛУШЕННОЙ ЛИА» . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 43 (1): 861–918. arXiv : astro-ph / 0509481 . Bibcode : 2005ARA & A..43..861W . DOI : 10.1146 / annurev.astro.42.053102.133950 .
  20. ^ Tominga, N .; и другие. (2007). "Нуклеосинтез сверхновых в населении III 13-50 миллионов солнечных звезд и закономерности обилия чрезвычайно бедных металлами звезд". Астрофизический журнал . 660 (5): 516–540. arXiv : astro-ph / 0701381 . Bibcode : 2007ApJ ... 660..516T . DOI : 10.1086 / 513063 .
  21. ^ а б Собрал, Дэвид; Мэтти, Джоррит; Дарвиш, Бехнам; Шерер, Даниэль; Мобашер, Бахрам; Röttgering, Huub JA; Сантос, Сержио; Хеммати, Шубане (4 июня 2015 г.). «Доказательства существования звездных популяций типа III в наиболее ярких излучателях Лаймана-α в эпоху реионизации: спектроскопическое подтверждение». Астрофизический журнал . 808 (2): 139. arXiv : 1504.01734 . Bibcode : 2015ApJ ... 808..139S . DOI : 10.1088 / 0004-637x / 808/2/139 .
  22. ^ Overbye, Dennis (17 июня 2015). «Астрономы сообщают, что обнаружили самые ранние звезды, которые обогатили космос» . Нью-Йорк Таймс . Дата обращения 17 июня 2015 .
  23. ^ РАЭ Фосбери; и другие. (2003). «Массивное звездообразование в галактике H II с гравитационной линзой на z  = 3,357». Астрофизический журнал . 596 (1): 797–809. arXiv : astro-ph / 0307162 . Bibcode : 2003ApJ ... 596..797F . DOI : 10.1086 / 378228 .
  24. ^ «Лучшее наблюдательное свидетельство звезд первого поколения во Вселенной» . Журнал ESO Astronomy . 17 июня 2015 г.
  25. ^ Bromm, V .; Yoshida, N .; Hernquist, L .; Макки, CF (2009). «Образование первых звезд и галактик». Природа . 459 (7243): 49–54. arXiv : 0905.0929 . Bibcode : 2009Natur.459 ... 49В . DOI : 10,1038 / природа07990 . PMID 19424148 . 
  26. ^ Ohkubo, Takuya; Номото, Кеничи; Умеда, Хидеюки; Ёсида, Наоки; Цурута, Сатико (01.12.2009). «Эволюция очень массивных звезд населения III с увеличением массы от предглавной последовательности до коллапса» . Астрофизический журнал . 706 (2): 1184–1193. DOI : 10.1088 / 0004-637X / 706/2/1184 . ISSN 0004-637X . 
  27. ↑ Редд, Нола (февраль 2011 г.). «В конце концов, первые звезды Вселенной не были одиночками» . Space.com . Проверено 1 февраля 2015 года .
  28. ↑ Андреа Томпсон (январь 2009 г.). «Как образуются массивные звезды: найдено простое решение» . Space.com . Проверено 1 февраля 2015 года .
  29. ^ Карр, Бернард Дж. «Космология, население III» .
  30. Перейти ↑ Dutta J, Sur S, Stacy A, Bagla JS (2017). «Могут ли звезды популяции III дожить до наших дней?». arXiv : 1712.06912 [ astro-ph.GA ].
  31. ^ Умэда Hideyuki; Номото, Ken'Ichi (2003). "Сверхновые, образующие черные дыры, первого поколения и структура содержания металлов в звезде с очень бедным содержанием железа". Природа . 422 (6934): 871–873. arXiv : astro-ph / 0301315 . Bibcode : 2003Natur.422..871U . DOI : 10,1038 / природа01571 . PMID 12712199 . 
  32. ^ Puzia, Thomas H .; Кисслер ‐ Патиг, Маркус; Goudfrooij, Пол (2006). «Чрезвычайно обогащенные α-шаровые скопления в галактиках ранних типов: шаг к рассвету звездных популяций?». Астрофизический журнал . 648 (1): 383–388. arXiv : astro-ph / 0605210 . Полномочный код : 2006ApJ ... 648..383P . DOI : 10.1086 / 505679 .
  33. ^ Сисс, Лайонел; Ливио, Марио; Латтанцио, Джон (2002). «Строение, эволюция и нуклеосинтез изначальных звезд». Астрофизический журнал . 570 (1): 329–343. arXiv : astro-ph / 0201284 . Bibcode : 2002ApJ ... 570..329S . DOI : 10.1086 / 339733 .
  34. ^ Керинс, EJ (1997). «Звезды с очень малой массой с нулевой металличностью в виде гало темной материи» Астрономия и астрофизика . 322 : 709. arXiv : astro-ph / 9610070 . Bibcode : 1997A & A ... 322..709K .
  35. Перейти ↑ Sanchez-Salcedo, FJ (1997). «О строгом ограничении массивных темных скоплений в галактическом гало» . Письма в астрофизический журнал . 487 (1). L61. Bibcode : 1997ApJ ... 487L..61S . DOI : 10.1086 / 310873 .
  36. ^ Rydberg, C.-E .; Zackrisson, E .; Lundqvist, P .; Скотт, П. (март 2013 г.). "Обнаружение изолированных звезд населения III с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 429 (4): 3658–3664. arXiv : 1206,0007 . Bibcode : 2013MNRAS.429.3658R . DOI : 10.1093 / MNRAS / sts653 .