Звездное население - Stellar population

Художественная концепция спиральной структуры Млечного Пути, показывающая основные категории населения Бааде. В синий области спиральных рукавов включают более молодые звезды населения I, в то время как желтый 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 г. Вальтер Бааде категоризированные группы звезд в Млечный Путь в звездное население. В аннотации к статье Бааде он признает, что Ян Оорт первоначально задумал этот тип классификации в 1926: «[...] Два типа звездного населения были признаны Оортом среди звезд нашей галактики еще в 1926 году».[1]Бааде заметил, что более голубые звезды прочно связаны со спиральными рукавами, а желтые звезды преобладают около центральной части. галактическая выпуклость и внутри шаровые звездные скопления.[2] Два основных подразделения были определены как Население I и Население II, с другим более новым подразделением под названием Население III добавлены в 1978 году, которые часто сокращенно обозначают как Pop I, II или III.

Между типами населения были обнаружены существенные различия в их индивидуальных наблюдаемых звездных спектрах. Позже было показано, что они очень важны и, возможно, были связаны со звездообразованием. кинематика,[3] звездный возраст, и даже эволюция галактики в обоих спираль или же эллиптический галактики. Эти три простых класса населения удобно разделить звезды по их химическому составу или металличность.[4][3]

По определению, каждая группа населения показывает 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.[5] В солнце считается популяцией I, недавней звездой с относительно высокой металличностью 1,4%. Обратите внимание, что номенклатура астрофизики рассматривает любой элемент тяжелее, чем гелий быть «металлом», включая химические неметаллы, такие как кислород.

Звездное развитие

Наблюдение за звездные спектры показал, что звезды старше Солнца имеют меньше тяжелых элементов по сравнению с Солнцем.[3] Это сразу говорит о том, что металличность эволюционировала на протяжении поколений звезд в процессе Звездный нуклеосинтез.

Формирование первых звезд

Согласно нынешним космологическим моделям, вся материя, созданная в Большой взрыв был в основном водород (75%) и гелий (25%), при этом лишь очень малая часть состоит из других легких элементов. например литий и бериллий.[6] 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 тоже очень быстро эволюционировали, и их нуклеосинтетический процессы создали первые 26 элементов (до утюг в периодическая таблица ).[7]

Многие теоретические звездные модели показывают, что большинство звезд из населения III с большой массой быстро исчерпали свое топливо и, вероятно, взорвались с чрезвычайно высокой энергией. сверхновые с 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 увидеть на высокихкрасное смещение галактики, свет которых возник во время ранней истории Вселенной.[9] Ничего не было обнаружено, однако ученые нашли доказательства чрезвычайно маленькая звезда с ультранизким содержанием металлов, немного меньше Солнца, обнаружен в двойной системе спиральных рукавов в Млечный Путь. Открытие открывает возможность наблюдать даже более старые звезды.[10]

Звезды, слишком массивные, чтобы производить сверхновые с парной нестабильностью, скорее всего, схлопнулись бы в черные дыры через процесс, известный как фотодезинтеграция. Здесь что-то могло ускользнуть во время этого процесса в виде релятивистские струи, и это могло привести к распространению первых металлов во Вселенной.[11][12][а]

Формирование наблюдаемых звезд

Самые старые наблюдаемые звезды,[8] известные как Популяция II, имеют очень низкую металличность;[5][14] по мере того как рождались следующие поколения звезд, они становились все более обогащенными металлами, поскольку газообразный облака, из которых они образовались, получили богатый металлами пыль произведены предыдущими поколениями. Когда эти звезды умирали, они вернули богатый металлами материал межзвездная среда через планетарные туманности и сверхновые, обогащающие туманности, из которых образовались новые звезды. Эти самые молодые звезды, в том числе солнце, поэтому имеют самое высокое содержание металлов и известны как звезды населения I.

Химическая классификация по Бааде

Население I звезды

Население I звезда Ригель с отражательная туманность IC 2118

Звезды популяции I, или богатые металлами, - молодые звезды с самой высокой металличностью из всех трех популяций, и чаще встречаются в спиральные рукава из Млечный Путь галактика. В земной шар с солнце является примером богатой металлами звезды и считается промежуточной звездой населения I, в то время как солнечно-подобная Му Араэ намного богаче металлами.[15]

Звезды населения I обычно имеют регулярные эллиптические орбиты галактического центра, с низким относительная скорость. Ранее предполагалось, что высокая металличность звезд населения I делает их более вероятными планетные системы чем две другие группы населения, потому что планеты, особенно планеты земной группы, считаются сформированными нарастание 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.

Население II звезды

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

Население II, или звезды с низким содержанием металлов, - это звезды, в которых относительно мало элементов тяжелее гелия. Эти объекты были сформированы в более ранние времена Вселенной. Звезды промежуточного населения II распространены в выпуклость недалеко от центра Млечный Путь, тогда как звезды популяции II, обнаруженные в галактическое 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 отношение альфа-элементы (О, Si, Ne и т. д.) относительно Fe по сравнению со звездами населения I; Текущая теория предполагает, что это результат Сверхновые типа II будучи более важными участниками межзвездная среда в момент их образования, тогда как Сверхновая типа Ia обогащение металлами произошло позже в эволюции Вселенной.[19]

Ученые нацелены на эти самые старые звезды в нескольких различных обзорах, включая обзор HK с объективной призмой. Тимоти С. Бирс и другие. и Гамбург-ESO обзор Норберт Кристлиб и др., первоначально начавшие с обморока квазары. К настоящему времени они обнаружили и подробно изучили около десяти звезд с низким содержанием металлов (UMP) (таких как Звезда Снедена, Cayrel's Star, BD + 17 ° 3248 ) и трех самых старых известных на сегодняшний день звезд: HE0107-5240, HE1327-2326 и HE 1523-0901. Звезда Каффо была идентифицирована как самая бедная металлами звезда, когда она была обнаружена в 2012 году с использованием Sloan Digital Sky Survey данные. Однако в феврале 2014 года было объявлено об открытии звезды с еще меньшей металличностью, SMSS J031300.36-670839.3 расположен с помощью SkyMapper данные астрономической съемки. Менее значительный дефицит металлов в них, но они ближе и ярче, а значит, более известны. HD 122563 (а красный гигант ) и HD 140283 (а субгигант ).

Population III звезды

Возможное свечение звезд населения III на снимках НАСА с Космический телескоп Спитцера

Population III звезды[20] представляют собой гипотетическую популяцию чрезвычайно массивных, ярких и горячих звезд, практически не имеющих металлы, за исключением, возможно, смешанных выбросов других близлежащих сверхновых из популяции III. Такие звезды, вероятно, существовали в очень ранней Вселенной (т. Е. С большим красным смещением) и, возможно, начали образование химические элементы Тяжелее чем водород которые необходимы для последующего формирования планеты и жизнь как мы это знаем.[21][22]

Существование звезд населения III следует из физическая космология, но они пока не наблюдались напрямую. Косвенные доказательства их существования были найдены в галактика 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 квазар спектры излучения.[7] Они также считаются компонентами слабые голубые галактики. Эти звезды, вероятно, инициировали период вселенной. реионизация, главный фаза перехода газов, что приводит к отсутствию непрозрачности, наблюдаемому сегодня. Наблюдения за галактикой UDFy-38135539 предполагают, что это могло сыграть роль в этом процессе реионизации. В Европейская южная обсерватория обнаружил яркий карман из ранних звезд населения в очень яркой галактике Космос Красное Смещение 7 от периода реионизации примерно через 800 миллионов лет после Большого 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 от первых звезд через 400 миллионов лет после Большой взрыв

Существующие теории расходятся во мнениях относительно того, 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 меньшими звездами.[26][27][28] Меньшие звезды, если бы они оставались 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 до того, как она накопит больше масса, она может дожить до наших дней, возможно, даже в нашей галактике Млечный Путь.[29]

Одно предложение, разработанное компьютерными моделями звездообразование, это то, что без тяжелых элементов и гораздо более теплый межзвездная среда в результате Большого взрыва было легко сформировать звезды с гораздо большей общей массой, чем звезды, обычно видимые сегодня.[нужна цитата ] Ожидается, что типичные массы звезд населения III составят несколько сотен. солнечные массы, что намного больше, чем у нынешних звезд. В моделях максимальная масса звезды населения III составляет ~ 1000 солнечных. Анализ данных крайне низкихметалличность Звезды населения II, такие как HE0107-5240, которые, как считается, содержат металлы, производимые звездами населения III, предполагают, что эти безметалловые звезды имели массу от 20 до 130 солнечных масс.[30] С другой стороны, анализ шаровые скопления связана с эллиптические галактики предлагает сверхновые с парной нестабильностью, которые обычно ассоциируются с очень массивными звездами, были ответственны за их металлический сочинение.[31] Это также объясняет, почему не было звезд малой массы с нулевым металличность наблюдается, хотя модели были построены для меньших звезд населения III.[32] Кластеры с нулевой металличностью красные карлики или же коричневые карлики (возможно, созданный сверхновыми с парной нестабильностью[14]) были предложены как темная материя кандидаты,[33][34] но ищет эти типы МАЧО через гравитационное микролинзирование дали отрицательные результаты[нужна цитата ].

Обнаружение звезд населения III - цель НАСА. Космический телескоп Джеймса Уэбба.[35] Новый спектроскопический опросы, такие как SEGUE или же SDSS-II, может также обнаружить звезды населения III.[нужна цитата ] Звезды, наблюдаемые в Космос Красное Смещение 7 галактика в z = 6.60 может быть звездой населения III.

дальнейшее чтение

  • Гибсон, Б.К .; и другие. (2013). "Обзор: Галактическая химическая эволюция" (PDF). Публикации Астрономического общества Австралии. Получено 17 апреля 2018.
  • Феррис, Тимоти (1988). Достижение возраста Млечного Пути. Уильям Морроу и Ко. п. 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

  1. ^ Было высказано предположение, что недавние сверхновые SN 2006gy и SN 2007bi могло быть сверхновые с парной нестабильностью где взорвались такие сверхмассивные звезды населения III. Было высказано предположение, что эти звезды могли образоваться относительно недавно в карликовые галактики содержащий исконно безметалловый межзвездное вещество; прошлые сверхновые в этих галактиках могли выбросить богатое металлами содержимое на достаточно высоких скоростях, чтобы они могли покинуть галактику, сохраняя содержание металлов в галактике очень низким.[13]

Рекомендации

  1. ^ В. Бааде (1944), "Резолюция Мессье 32, NGC 205 и центральная область туманности Андромеды", Астрофизический журнал, 100: 137–146, Bibcode:1944ApJ ... 100..137B, Дои:10.1086/144650
  2. ^ Шепли, Харлоу (1977). Ходж, Пол (ред.). Галактики (3-е изд.). Издательство Гарвардского университета. стр.62–63. ISBN  978-0674340510.
  3. ^ а б c Гибсон, Б.К .; Fenner, Y .; Ренда, А .; 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. Дои:10.1071 / AS03052. Получено 17 апреля 2018.
  4. ^ Д. Кунт и Г. Остлин (2000). "Самые бедные металлами галактики". 10 (1). Обзор астрономии и астрофизики. Получено 3 февраля 2015. Цитировать журнал требует | журнал = (помощь)
  5. ^ а б Лорен Дж. Брайант. "Что заставляет звезды тикать". Исследования и творческая деятельность Университета Индианы. Получено 7 сентября, 2005.
  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. Дои:10.1103 / RevModPhys.88.015004.
  7. ^ а б Heger, A .; Вусли, С. (2002). «Нуклеосинтетическая подпись Pppulation III». Астрофизический журнал. 567 (1): 532–543. arXiv:astro-ph / 0107037. Bibcode:2002ApJ ... 567..532H. Дои:10.1086/338487.
  8. ^ а б 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. Дои: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». Научные новости. 6 ноября 2018 г.. Получено 12 июн 2020.
  11. ^ Fryer, C.L .; Woosley, S.E .; 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. Дои:10.1086/319719.
  12. ^ Heger, A .; Fryer, C.L .; Woosley, S.E .; 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. Дои:10.1086/375341.
  13. ^ Кларк, Стюарт (февраль 2010 г.). «Первобытный гигант: звезда, о которой время забыло». Новый ученый. Получено 1 февраля 2015.
  14. ^ а б 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. Дои:10.1016 / j.newast.2004.06.003.
  15. ^ Сориано, M.S .; Воклер, С. (2009). "Новый сейсмический анализ звезды-хозяина экзопланеты Му Араэ". Астрономия и астрофизика. 513: A49. arXiv:0903.5475. Bibcode:2010A&A ... 513A..49S. Дои: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. Дои:10.1006 / icar.2001.6607.
  17. ^ Buchhave, L.A .; и другие. (2012). «Обилие небольших экзопланет вокруг звезд с широким диапазоном металличностей». Природа. 486 (7403): 375–377. Bibcode:2012Натура.486..375Б. Дои:10.1038 / природа11121. 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. Дои:10.1086/152434.
  19. ^ Вулф, Артур М .; Гавайзер, Эрик; Прочаска, Джейсон X. (2005). «СИСТЕМЫ ЗАГЛУШЕННОГО ЛИА». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 43 (1): 861–918. arXiv:astro-ph / 0509481. Bibcode:2005ARA & A..43..861W. Дои: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. Дои:10.1086/513063.
  21. ^ а б Собрал, Дэвид; Мэтти, Джоррит; Дарвиш, Бехнам; Шерер, Даниэль; Мобашер, Бахрам; Röttgering, Huub J. A .; 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. Дои:10.1088 / 0004-637x / 808/2/139.
  22. ^ Прощай, Деннис (17 июня 2015 г.). «Астрономы сообщают, что обнаружили самые ранние звезды, которые обогатили космос». Нью-Йорк Таймс. Получено 17 июн 2015.
  23. ^ Р. А. Э. Фосбери; и другие. (2003). "Массивное звездообразование в галактике H II с гравитационной линзой в z = 3.357". Астрофизический журнал. 596 (1): 797–809. arXiv:Astro-ph / 0307162. Bibcode:2003ApJ ... 596..797F. Дои: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, К.Ф. (2009). «Образование первых звезд и галактик». Природа. 459 (7243): 49–54. arXiv:0905.0929. Bibcode:2009Натура 459 ... 49Б. Дои:10.1038 / природа07990. PMID  19424148.
  26. ^ Редд, Нола (февраль 2011 г.). «В конце концов, первые звезды Вселенной не были одиночками». Space.com. Получено 1 февраля 2015.
  27. ^ Андреа Томпсон (январь 2009 г.). «Как образуются массивные звезды: найдено простое решение». Space.com. Получено 1 февраля 2015.
  28. ^ Карр, Бернард Дж. «Космология, население III».
  29. ^ Датта Дж., Сур С., Стейси А., Багла Дж. С. (2017). «Могут ли звезды популяции III дожить до наших дней?». arXiv:1712.06912 [astro-ph.GA ].
  30. ^ Умеда, Хидеюки; 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:2003Натура.422..871У. Дои:10.1038 / природа01571. PMID  12712199.
  31. ^ 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. Bibcode:2006ApJ ... 648..383P. Дои:10.1086/505679.
  32. ^ Сисс, Лайонел; Ливио, Марио; Латтанцио, Джон (2002). «Строение, эволюция и нуклеосинтез изначальных звезд». Астрофизический журнал. 570 (1): 329–343. arXiv:астро-ф / 0201284. Bibcode:2002ApJ ... 570..329S. Дои:10.1086/339733.
  33. ^ Крейнс, Э. Дж. (1997). «Звезды с нулевой металличностью и очень малой массой в виде гало темной материи». Астрономия и астрофизика. 322: 709. arXiv:Astro-ph / 9610070. Bibcode:1997 A&A ... 322..709K.
  34. ^ Санчес-Сальседо, Ф. Дж. (1997). «О строгом ограничении массивных темных скоплений в галактическом гало». Письма в астрофизический журнал. 487 (1). L61. Bibcode:1997ApJ ... 487L..61S. Дои:10.1086/310873.
  35. ^ 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:2013МНРАС.429.3658Р. Дои:10.1093 / мнрас / стс653.