|
Мы пока не можем увидеть первые звезды
|
|
|
|
Если вы возьмете вселенский запас водорода и гелия и дадите ему вариться около 13 миллиардов лет, вы получите нас. Мы — потомки первобытных элементов. Мы — пыль первых звезд и многих поколений звезд после них. Так что наш поиск первых звезд космоса — это поиск нашей собственной истории. Хотя мы еще не уловили свет этих первых звезд, некоторые из их прямых потомков могут находиться в нашей галактике. Первые звезды были массивными. Без каких-либо более тяжелых элементов, которые могли бы их утяжелить, им нужно было быть примерно в 300 раз больше нашего Солнца, чтобы вызвать ядерный синтез в их ядре. Из-за своего размера они довольно быстро прошли циклы слияния и прожили очень короткую жизнь. Но взрывы сверхновых, сигнализирующие об их смерти, разбросали более тяжелые элементы, такие как углерод и железо, из которых образовались новые звезды. Крупные звезды второго поколения также погибли как сверхновые и разбросали еще более тяжелые элементы. В результате каждое поколение звезд содержало все больше и больше этих элементов. На астрономическом жаргоне мы говорим, что каждое поколение имеет более высокую металличность.
|
|
|
|
Конечно, вопрос о том, к какому поколению принадлежит звезда, может быть неясным. Ясно, что самые первые звезды, образовавшиеся полностью из первичного водорода и гелия, являются звездами первого поколения, а звезды, образовавшиеся полностью из остатков первых поколений, являются настоящими звездами второго поколения. Но звезды формируются разного размера, поэтому вполне вероятно, что некоторые массивные звезды второго поколения стали сверхновыми раньше, чем некоторые меньшие звезды первого поколения. Многие ранние звезды могли образоваться в основном из материала первого поколения с примесью пыли второго поколения, в то время как другие образовались в основном из звезд второго поколения с примесью наследия первого поколения. Звезды, подобные нашему Солнцу, вероятно, представляют собой смесь материала нескольких поколений.
|
|
|
Что касается современных звезд, то вместо того, чтобы пытаться определить их поколение, мы классифицируем их на популяции в зависимости от их металличности. Металличность звезды принимается как отношение железа к гелию [Fe/He] в логарифмическом масштабе. Звезды популяции I имеют соотношение [Fe/He] не менее -1, что означает, что соотношение железа в них составляет 10% или более от солнечного. Звезды населения II имеют [Fe/He] менее -1. Третья категория, «Население III», предназначена для настоящих звезд первого поколения. В галактике Млечный Путь большинство звезд в галактической плоскости являются звездами I популяции, такими как Солнце. Они сформировались намного позже в истории нашей галактики и моложе и содержат больше металлов. Старые звезды населения II обычно находятся в гало, окружающем нашу галактику, или в старых шаровых скоплениях, вращающихся вокруг Млечного Пути. Это имеет смысл, поскольку у более старых звезд было больше времени, чтобы покинуть галактическую плоскость. Учитывая эволюцию нашей галактики, вполне вероятно, что некоторые из звезд населения II в нашем гало действительно являются звездами второго поколения. Но как отличить их от других старых звезд?
|
|
|
|
Это цель нового исследования, опубликованного на сервере препринтов arXiv. Он рассматривает как наблюдения далеких квазаров, так и моделирование звезд населения III, чтобы определить металличность звезд действительно второго поколения. Авторы обнаружили, что, хотя звезды второго поколения будут редки в гало Млечного Пути, некоторые из них могут скрываться там. Ключом к их идентификации является не содержание железа по отношению к гелию, [Fe/He], а скорее соотношение углерода и магния к железу, [C/Fe] и [Mg/Fe]. Углерод образуется в звездах как часть цикла CNO, который является термоядерным циклом второго уровня после сгорания водорода. Магний — продукт трехстадийного синтеза углерода с гелием. Многие звезды первого поколения взорвались как мощные сверхновые, но некоторые взорвались с меньшей энергией. Эти сверхновые с низкой энергией будут выделять такие элементы, как углерод и магний, но не так много железа. Таким образом, звезды с исключительно высоким соотношением [C/Fe], вероятно, образовались из остаточного материала одной звезды первого поколения. Чем ниже отношение [C/Fe], тем больше вероятность того, что звезда населения II образовалась из звезд первого и второго поколения. Таким образом, кажется, что главное — искать звезды с гало с [C/Fe] > 2,5. Мы пока не нашли таких звезд, но по мере того, как в сети появляется все больше обзоров неба, это, вероятно, только вопрос времени. Нам все равно придется искать самые далекие галактики, чтобы найти звезду первого поколения, но вскоре мы можем найти одного из их потомков гораздо ближе к дому.
|
|
|
|
Источник
|
