|
Звезды, бедные металлами, являются живыми ископаемыми
|
|
|
|
Наше солнце, как и все звезды, состоит в основном из водорода и гелия. Это, безусловно, самые распространенные элементы, образовавшиеся на заре Вселенной. Но наша звезда также богата другими элементами, которые астрономы называют металлами: углеродом, азотом, железом, золотом и другими. Эти элементы были созданы в результате астрофизических процессов, таких как взрыв сверхновых и столкновение нейтронных звезд.
|
|
|
|
Пыль давно умерших звезд собралась в молекулярные облака и образовала новые, более молодые звезды, такие как Солнце, звезды, богатые металлами. Но все еще существуют звезды, которые не богаты металлами. Эти звезды с крайне низким содержанием металлов, или EMP, содержат ключи к пониманию происхождения звезд в космосе.
|
|
|
|
Общая модель звезд заключается в том, что с каждым последующим поколением количество металла в звезде увеличивается. Самые первые звезды состояли почти из чистого водорода и гелия. Они умерли, превратившись в сверхновые, и из их останков образовались новые звезды. Крупнейшая из этих звезд вскоре умерла, и цикл продолжился.
|
|
|
|
Предполагается, что Солнце относится, по крайней мере, к третьему поколению звезд. Из-за этого происхождение его химического состава трудно точно проследить. Металлы могут образовываться в результате всевозможных процессов. Но звезды с крайне низким содержанием металлов отличаются друг от друга. Их химический состав настолько прост, что мы можем рассматривать их как продукт единичного взрыва сверхновой. Возможно, свою роль сыграли и другие процессы, но в основном эти звезды относятся к простым звездам второго поколения.
|
|
|
|
|
|
|
Причина, по которой это важно, заключается в том, что во Вселенной не осталось звезд первого поколения. Без более тяжелых металлов, которые могли бы увеличить плотность их ядра, эти звезды-предки должны были иметь массу в сотни солнечных масс, чтобы запустить процесс слияния ядер. Они прожили очень короткую жизнь, и поэтому мы мало что знаем о них.
|
|
|
|
С помощью EMPs мы можем изучить состав первых звезд и лучше понять такие вещи, как их размер и продолжительность жизни. Но одна из проблем заключается в том, что очень трудно отличить "чрезвычайно бедную" металлическую звезду от "почти бедной" металлической звезды. Чтобы по-настоящему определить разницу, необходимо собрать спектры звезд с высоким разрешением, а это требует времени и ресурсов. В новом исследовании представлен обзор того, что мы знаем о EMP на данный момент, чтобы стимулировать дальнейшие исследования.
|
|
|
|
Одно из открытий заключается в том, что в пределах нашей галактики не все EMP находятся в гало Млечного Пути. Большинство звезд с низким содержанием металлов являются старыми красными карликами, и со временем тесное взаимодействие с другими звездами может привести к их миграции во внешнее гало галактики. Тот факт, что некоторые EMP остаются в диске галактики, указывает на некоторые интересные особенности галактической динамики. Есть даже свидетельства того, что некоторые EMP на самом деле довольно молоды. Таким образом, EMP могут перевернуть некоторые из наших нынешних моделей звездной эволюции.
|
|
|
|
Еще одной особенностью является то, что соотношение углерода, азота и кислорода в EMP позволяет нам точно определить массу и возраст звезд первого поколения. Поскольку соотношение элементов, образующихся в ядре звезды, зависит от ее массы, простой состав EMP-частиц дает нам четкое представление о первых звездах. Имея достаточно данных, мы могли бы определить, например, как быстро они образовались после Большого взрыва и были ли звезды первого поколения обычными или редкими.
|
|
|
|
В работе также рассматриваются технические аспекты эволюции звезд и то, как EMP могут помочь нам понять долгосрочную эволюцию галактик. Но для достижения этой цели нам нужно собрать гораздо больше данных о EMP.
|
|
|
|
Источник
|
