Хоча наш Чумацький Шлях утворився з єдиної, гігантської хмари газу та пилу, нові дослідження виявили, що зірки на диску відрізняються від тих, що знаходяться в опуклість. Нове опитування вимірювало кількість кисню в 50 зірках у Чумацькому Шляху, використовуючи дуже великий телескоп ESO, щоб визначити, коли і як утворюються зірки. Дослідження показало, що зірки в опуклість, ймовірно, утворилися менш ніж за мільярд років після Великого вибуху, коли Всесвіт був ще молодий; зірки в диску з’явилися пізніше.
Докладно дивлячись на склад зірок із VLT ESO, астрономи дають новий погляд на історію нашої домашньої галактики Чумацький Шлях. Вони виявляють, що центральна частина нашої Галактики формувалася не тільки дуже швидко, але й незалежно від решти.
"Вперше ми чітко встановили" генетичну різницю "між зірками на диску та випинанням нашої Галактики", - сказала Мануела Зоккалі, провідний автор статті, представляючи результати журналу "Астрономія та астрофізика" [1]. "Ми випливаємо з цього, що опуклість, мабуть, утворилася швидше, ніж диск, ймовірно, менше ніж за мільярд років і коли Всесвіт був ще зовсім молодим".
Чумацький Шлях являє собою спіральну галактику, що має рукоятки, що мають форму газів, пилу та зірок, що лежать у сплющеному диску, і простягається безпосередньо від сферичного ядра зірок у центральній області. Сферичне ядро називається опуклістю, оскільки воно випинається з диска. У той час як диск нашої Галактики складається із зірок різного віку, опуклість містить старі зірки, що датуються часом утворення Галактики, більше 10 мільярдів років тому. Таким чином, вивчення опуклості дозволяє астрономам більше знати про те, як утворилася наша Галактика.
Для цього міжнародна команда астрономів [2] детально проаналізувала хімічний склад 50 гігантських зірок у чотирьох різних областях неба у напрямку до Галактичної виступу. Вони використовували спектрограф FLAMES / UVES на дуже великому телескопі ESO для отримання спектрів високої роздільної здатності.
Хімічний склад зірок несе в собі ознаки процесів збагачення, що зазнали міжзоряної речовини до моменту їх утворення. Це залежить від попередньої історії утворення зірок і тому може бути використане для висновку, чи існує "генетична зв'язок" між різними зоряними групами. Зокрема, порівняння між великою кількістю кисню та заліза у зірках є дуже показовим. Кисень переважно виробляється при вибуху масивних недовговічних зірок (так званих наднових типу II), тоді як натомість залізо походить здебільшого у наднових типу Іа [3], що може зайняти набагато більше часу. Порівнюючи кисень із надлишком заліза, отже, можна зрозуміти рівень народжуваності зірок у минулому Чумацькому Шляху.
"Більший розмір і охоплення вмістом заліза в нашій вибірці дозволяють зробити набагато більш надійні висновки, ніж це було можливо дотепер", - сказала Аурелі Лекурюр із Паризько-Медонської обсерваторії (Франція) та співавтор статті.
Астрономи чітко встановили, що за даного вмісту заліза зірки в опуклісі мають більше кисню, ніж їхні дискові аналоги. Це підкреслює систематичну, спадкову різницю між зірками опуклості та диска.
"Іншими словами, зірчасті зірки не зароджуються в диску, а потім переміщуються всередину, щоб наростити опуклість, а скоріше формуються незалежно від диска", - сказав Зоккалі. «Більше того, хімічне збагачення опуклості, а отже, і часовий масштаб її утворення, було швидше, ніж у диска».
Порівняння з теоретичними моделями свідчать про те, що Галактична випинання, мабуть, сформувалося менш ніж за мільярд років, швидше за все, через низку зіркових вибухів, коли Всесвіт був ще зовсім молодим.
Примітки
[1]: «Велика кількість кисню в Галактичній випічці: свідчення швидкого збагачення хімічних речовин» Zoccali et al. Він доступний на веб-сайті видавця у вигляді файлу PDF.
[2]: До складу команди входять Мануела Зоккалі та Данте Мінніті (Університет Католіка де Чилі, Сантьяго), Аурелі Лекурюр, Ванесса Хілл та Ана Гомес (Обсерваторія де Париж-Мюдон, Франція), Беатріс Барбуй (Університет де Сан-Паулу, Бразилія ), Альвіо Рензіні (INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, Італія), та Yazan Momany та Sergio Ortolani (Universita di Padova, Італія).
[3]: Наднови типу Ia - це підклас наднових, які історично були класифіковані як такі, що не мають ознаки водню у своїх спектрах. В даний час вони трактуються як зрив маленьких компактних зірок, званих білими карликами, які набувають матерії у зірки-супутника. Білий карлик представляє передостанню стадію зірки сонячного типу. Ядерний реактор в його ядрі давно закінчився паливом і зараз неактивний. Однак в якийсь момент монтажна маса накопичувального матеріалу збільшить тиск всередині білого гнома настільки, що ядерний попіл там запалиться і почне горіти на ще більш важкі елементи. Цей процес дуже швидко стає безконтрольним, і вся зірка підірвана на шматки в драматичній події. Видно надзвичайно гарячу вогняну кулю, яка часто перекриває галактику господаря.
Оригінальне джерело: Новини ESO
