Stellar population - Hvězdná populace
Stellar population - Hvězdná populace
Během roku 1944 Walter Baade kategorizoval skupiny hvězd v Mléčné dráze do hvězdných populací .
V abstraktu článku Baadeho uznává, že Jan Oort původně koncipoval tento typ klasifikace v roce 1926 .Tyto dva typy hvězdných populací byly mezi hvězdami naší vlastní galaxie rozpoznány Oortem již v roce 1926.
Baade si všiml, že modřejší hvězdy byly silně spojeny se spirálními rameny a žluté hvězdy dominovaly poblíž centrální galaktické výdutě a uvnitř kulových hvězdokup .Dvě hlavní divize byly definovány jako
- Populace I a
- Populace II ,
s další novější divizí tzv
- Populace III přidána v roce 1978;
oni jsou často jednoduše zkráceni jako Pop. Já, Pop. II a Pop. III.
Mezi populačními typy byly zjištěny významné rozdíly s jejich jednotlivými pozorovanými hvězdnými spektry. Později se ukázalo, že jsou velmi důležité a pravděpodobně souvisely s tvorbou hvězd, pozorovanou kinematikou ,hvězdným věkem a dokonce i evolucí galaxií ve spirálních i eliptických galaxiích. Tyto tři jednoduché populační třídy užitečně rozdělovaly hvězdy podle jejich chemického složení nebo kovovosti .
Z definice vyplývá, že každá skupina populace vykazuje trend, kdy klesající obsah kovů naznačuje rostoucí věk hvězd. Z toho důvodu, že první hvězdy ve vesmíru (velmi nízký obsah kovu) byly považovány za Population III, staré hvězdy (low metallicity) jako Population II a nedávné hvězdy (high metallicity) je populační I. Sun je považován obyvatelstva I, nedávná hvězda s relativně vysokou metalicitou 1,4 procenta. Všimněte si, že nomenklatura astrofyziky považuje jakýkoli prvek těžší než helium za "kov", včetně chemických nekovů, jako je kyslík.
Hvězdný vývoj
Pozorování hvězdných spekter odhalilo, že hvězdy starší než Slunce mají ve srovnání se Sluncem méně těžkých prvků. To okamžitě naznačuje, že metalicita se vyvinula během generací hvězd procesem hvězdné nukleosyntézy .
Vznik prvních hvězd
Podle současných kosmologických modelů byla veškerá hmota vytvořená během Velkého třesku většinou vodík (75 %) a helium (25 %), přičemž pouze velmi malá část sestávala z jiných lehkých prvků, jako je lithium a berylium . Když se vesmír dostatečně ochladil, první hvězdy se zrodily jako hvězdy Populace III bez jakýchkoli kontaminujících těžších kovů. Předpokládá se, že to ovlivnilo jejich strukturu tak, že jejich hvězdná hmota byla stokrát větší než hmotnost Slunce. Na druhé straně se tyto hmotné hvězdy také vyvinuly velmi rychle a jejich nukleosyntetické procesy vytvořily prvních 26 prvků (až po železo vperiodická tabulka ).
Mnoho teoretických hvězdných modelů ukazuje, že většina hvězd Populace III s vysokou hmotností rychle vyčerpala své palivo a pravděpodobně explodovala v extrémně energetických supernovách párové nestability . Tyto exploze by důkladně rozptýlily jejich materiál a vyvrhly kovy do mezihvězdného média (ISM), aby byly začleněny do pozdějších generací hvězd. Jejich zničení naznačuje, že by neměly být pozorovatelné žádné galaktické hvězdy Populace III s vysokou hmotností. Některé hvězdy Populace III však lze vidět v galaxiích s vysokým rudým posuvem, jejichž světlo pochází z dřívější historie vesmíru.Žádné nebyly objeveny; nicméně vědci našli důkazy o extrémně malé hvězdě s velmi nízkou hladinou kovu, o něco menší než Slunce, nacházející se v binárním systému spirálních ramen v Mléčné dráze . Objev otevírá možnost pozorování ještě starších hvězd.
Hvězdy příliš hmotné na to, aby produkovaly supernovy s párovou nestabilitou, by se pravděpodobně zhroutily do černých děr procesem známým jako fotodezintegrace . Zde mohla během tohoto procesu uniknout nějaká hmota ve formě relativistických výtrysků a to mohlo distribuovat první kovy do vesmíru.
Vznik pozorovatelných hvězd
Nejstarší pozorované hvězdy, známé jako Populace II, mají velmi nízkou metalicitu; jak se zrodily další generace hvězd, staly se více obohacenými kovy, protože plynná mračna, ze kterých se vytvořily, přijala prach bohatý na kovy vyrobený předchozími generacemi. Jak tyto hvězdy umíraly, vracely materiál obohacený kovy do mezihvězdného prostředí prostřednictvím planetárních mlhovin a supernov, čímž dále obohacovaly mlhoviny, z nichž se zformovaly novější hvězdy. Tyto nejmladší hvězdy, včetně Slunce , mají proto nejvyšší obsah kovů a jsou známé jako hvězdy Populace I.
Chemická klasifikace podle Baade
Hvězdy populace I
Hvězda populace I Rigel s reflexní mlhovinou IC 2118
Populace I, nebo bohaté na kovy, hvězdy jsou mladé hvězdy s nejvyšším metallicity z všech tří populací, a jsou více běžně vyskytují v spirálních ramenech z Milky Way galaxii. Země 's Sun je příkladem hvězdy bohaté na kovy a je považován za meziprodukt Populace I hvězdy, zatímco sluneční podobné Mu Arae je mnohem bohatší na kovy.
Populace I hvězdy obvykle mají pravidelné eliptické dráhy z galaktického centra , s nízkou relativní rychlostí . Dříve se předpokládalo, že díky vysoké metalicitě hvězd Populace I je pravděpodobnější, že budou vlastnit planetární systémy než ostatní dvě populace, protože se předpokládá, že planety , zejména pozemské planety , jsou tvořeny akrecí kovů. Nicméně pozorování Keplerova vesmírného dalekohledudata objevila menší planety kolem hvězd s řadou metalicit, zatímco pouze větší, potenciální plynné obří planety jsou soustředěny kolem hvězd s relativně vyšší metalicitou - toto zjištění má důsledky pro teorie vzniku plynných obrů. Mezi hvězdami střední Populace I a Populace II se nachází střední populace disku.
Hvězdy populace II
Schematický profil Mléčné dráhy. Hvězdy populace II se objevují v galaktické výduti a v kulových hvězdokupách
Populace II neboli hvězdy chudé na kovy jsou hvězdy s relativně malým množstvím prvků těžších než helium. Tyto objekty byly vytvořeny během dřívější doby vesmíru. Hvězdy střední populace II jsou běžné ve výduti poblíž středu Mléčné dráhy , zatímco hvězdy populace II nalezené v galaktickém halu jsou starší, a proto mají více kovů. Kulové hvězdokupy také obsahují vysoký počet hvězd populace II.
Charakteristickým populační II hvězdy je, že přes svou celkovou nižší metallicity, často mají vyšší poměr " alfa prvků " (prvků vyrobených procesem alfa , a to O , Ne , atd ), vztaženo na Fe ve srovnání s hvězdy populace I ; současná teorie naznačuje, že je to důsledek supernov typu II, které byly důležitějšími přispěvateli do mezihvězdného prostředí v době jejich formování, zatímco obohacování supernovy typu Ia o kov přišlo v pozdější fázi vývoje vesmíru.
Vědci se zaměřili na tyto nejstarší hvězdy v několika různých průzkumech, včetně průzkumu HK pomocí objektivu a hranolu Timothyho C. Beerse a kol . a průzkum Hamburg- ESO Norberta Christlieba et al ., původně začal pro slabé kvasary . Dosud odkryli a podrobně prostudovali asi deset ultra metal chudých (UMP) hvězd (jako je Snedenova hvězda , Cayrelova hvězda , BD +17° 3248 ) a tři nejstarší dosud známé hvězdy: HE0107-5240 , HE1327- 2326 a HE 1523-0901 . Caffauova hvězdabyla identifikována jako dosud nejchudší hvězda na kovy, když byla nalezena v roce 2012 pomocí dat Sloan Digital Sky Survey . V únoru 2014 však byl oznámen objev hvězdy s ještě nižší metalicitou, SMSS J031300.36-670839.3 lokalizované pomocí dat astronomického průzkumu SkyMapper . Méně extrémní v jejich nedostatku kovu, ale blíž a jasnější a tím déle známo, jsou HD 122563 (a červený obr ) a HD 140283 (a subgiant ).
Hvězdy populace III
Možné záře populační III hvězdy zobrazovány podle NASA 's Spitzer Space Telescope
Hvězdy Populace III jsou hypotetickou populací extrémně hmotných, svítících a horkých hvězd s prakticky žádnými kovy , možná s výjimkou smíšených ejektů z jiných blízkých supernov Populace III. Takové hvězdy pravděpodobně existovaly ve velmi raném vesmíru ( tj . při vysokém rudém posuvu) a mohly zahájit produkci chemických prvků těžších než vodík, které jsou potřebné pro pozdější formování planet a života, jak ho známe.
Existence hvězd populace III je odvozena z fyzické kosmologie , ale ještě nebyly pozorovány přímo. Nepřímý důkaz jejich existence byl nalezen v galaxii s gravitační čočkou ve velmi vzdálené části vesmíru. Jejich existence může vysvětlit skutečnost, že těžké prvky - které nemohly vzniknout při velkém třesku - jsou pozorovány v emisních spektrech kvasarů . Jsou také považovány za součásti slabě modrých galaxií . Tyto hvězdy pravděpodobně spustily období reionizace vesmíru , hlavní fázový přechodvodíkového plynu tvořícího většinu mezihvězdného prostředí. Pozorování galaxie UDFy-38135539 naznačují, že mohla hrát roli v tomto procesu reionizace. European Southern Observatory objevil jasný kapsu hvězd časných obyvatel ve velmi jasné galaxie Cosmos rudý posuv 7 z období reionization asi 800 miliónů let po Velkém třesku, při Z = 6,60 . Zbytek galaxie má některé pozdější červenější hvězdy Populace II. Některé teorie tvrdí, že existovaly dvě generace hvězd populace III.
Umělcův dojem z prvních hvězd 400 milionů let po velkém třesku
Současná teorie je rozdělena na to, zda byly první hvězdy velmi hmotné nebo ne. Jednou z možností je, že tyto hvězdy byly mnohem větší než současné hvězdy: několik stovek hmotností Slunce a možná až 1 000 hmotností Slunce. Takové hvězdy by měly velmi krátkou životnost a vydržely by pouze 2-5 milionů let. Tak velké hvězdy mohly být možné díky nedostatku těžkých prvků a mnohem teplejšímu mezihvězdnému médiu z Velkého třesku. Naopak teorie, navržená v roce 2009 a 2011 ukazují, že to první hvězda skupiny mohly sestával z masivní hvězdy obklopené několika menšími hvězdami. Menší hvězdy, pokud by zůstaly v rodící se hvězdokupě, by akumulovaly více plynu a nemohly by přežít do dnešních dnů, ale studie z roku 2017 dospěla k závěru, že pokud by byla ze své zrozené hvězdokupy vyvržena hvězda o hmotnosti 0,8 Slunce ( M ) nebo méně než nashromáždil více hmoty, mohl přežít až do současnosti, možná i v naší galaxii Mléčná dráha.
Analýza dat extrémně nízkou metallicity populace II hvězdy jako HE0107-5240 , u kterých se předpokládá, že obsahují kovy produkované hvězdy populace III, naznačují, že tyto kovy bez hvězdy měly masy 20 až 130 hmotností Slunce. Na druhé straně analýza kulových hvězdokup spojených s eliptickými galaxiemi naznačuje , že za jejich kovové složení byly zodpovědné supernovy s párovou nestabilitou , které jsou obvykle spojovány s velmi hmotnými hvězdami . To také vysvětluje, proč zde nebyly žádné hvězdy s nízkou hmotností s nulovou metalicitoupozorovány, ačkoli modely byly zkonstruovány pro menší hvězdy populace III.Klastry obsahující nulovou metallicity červené převyšuje nebo hnědý převyšuje (případně vytvořené dvojice-nestability supernov ), byly navrženy jako temné hmoty kandidáty, , ale hledá pro tyto typy machos přes gravitační mikročoček mít přineslo negativní výsledky.
Detekce hvězd populace III je cílem kosmického dalekohledu NASA Jamese Webba . Nové spektroskopické průzkumy, jako je SEGUE nebo SDSS-II , mohou také lokalizovat hvězdy populace III.
Poznámky
- Bylo navrženo, že nedávné supernovy SN 2006gy a SN 2007bi mohly být supernovy párové nestability, kde explodovaly takové superhmotné hvězdy populace III. Clark (2010) spekuluje o tom, že tyto hvězdy mohly vzniknout relativně nedávno v trpasličích galaxiích , protože obsahují hlavně prvotní mezihvězdnou hmotu bez kovů. Minulé supernovy v těchto malých galaxiích mohly vyvrhnout svůj obsah bohatý na kovy dostatečně vysokou rychlostí, aby mohly uniknout z galaxie, a udržet obsah kovů v malých galaxiích velmi nízký.