Въпреки че нашият Млечен път се е образувал от един-единствен гигантски облак от газ и прах, нови изследвания са установили, че звездите в диска са различни от тези в издутината. Ново проучване измерва количеството кислород в 50 звезди в Млечния път с помощта на много големия телескоп на ESO, за да определи кога и как са се образували звездите. Проучването установи, че звездите в издутината вероятно са се образували след по-малко от милиард години след Големия взрив, когато Вселената е била още млада; звездите в диска дойдоха по-късно.
Разглеждайки подробно състава на звездите с VLT на ESO, астрономите предоставят нов поглед върху историята на нашата родна галактика, Млечния път. Те разкриват, че централната част на нашата Галактика се е образувала не само много бързо, но и независимо от останалите.
„За първи път ясно установихме„ генетична разлика “между звездите в диска и издутината на нашата Галактика“, казва Мануела Зокали, водещ автор на документа, представящ резултатите в списанието „Астрономия и астрофизика“ [1]. „От това заключаваме, че издутината трябва да се е образувала по-бързо от диска, вероятно за по-малко от милиард години и когато Вселената е била още много млада.“
Млечният път е спирална галактика, имаща въртящи се в ръцете пръсти от газ, прах и звезди, разположени в сплескан диск, и се простира директно от сферично ядро от звезди в централната област. Сферичното ядро се нарича издутина, защото изпъква от диска. Докато дискът на нашата Галактика е съставен от звезди от всички епохи, издутината съдържа стари звезди, датирани от времето на формирането на галактиката, преди повече от 10 милиарда години. Така изучаването на издутината позволява на астрономите да знаят повече за това как се е формирала нашата Галактика.
За целта международен екип от астрономи [2] анализира подробно химическия състав на 50 гигантски звезди в четири различни области на небето към Галактическата издутина. Те използваха спектрографа FLAMES / UVES на много големия телескоп на ESO, за да получат спектри с висока разделителна способност.
Химичният състав на звездите носи знака на процесите на обогатяване, претърпени от междузвездната материя до момента на образуването им. Това зависи от предишната история на образуването на звезди и по този начин може да се използва за заключение дали има „генетична връзка“ между различни звездни групи. По-специално, сравнението между изобилието на кислород и желязо в звездите е много показателно. Кислородът се произвежда предимно при експлозията на масивни, краткотрайни звезди (т. Нар. Свръхни тип II), докато желязото вместо това произхожда най-вече от свръхнове тип Ia [3], което може да отнеме много повече време. Следователно сравняването на кислорода с изобилието на желязо дава представа за раждаемостта на звездите в миналото на Млечния път.
„По-големият размер и покритието на желязо в нашата проба ни позволява да правим много по-стабилни заключения, отколкото бяха възможни досега“, казва Аурели Лекурюр от обсерваторията Париж-Медон (Франция) и съавтор на статията.
Астрономите ясно установиха, че за дадено съдържание на желязо звездите в издутина притежават повече кислород, отколкото техните дискови колеги. Това подчертава систематичната, наследствена разлика между изпъкналите и дисковите звезди.
„С други думи, изпъкналите звезди не са възникнали в диска и след това мигрират навътре, за да натрупат издутина, а по-скоро са се образували независимо от диска“, казва Зокали. „Освен това химическото обогатяване на издутината, а оттам и нейния график за формиране, е по-бързо от това на диска.“
Сравненията с теоретичните модели показват, че Галактическата издутина трябва да се е образувала за по-малко от милиард години, най-вероятно чрез поредица от звездни изблици, когато Вселената беше още много млада.
бележки
[1]: „Окисление на кислорода в Галактическата издутина: доказателство за бързо химическо обогатяване“ от Zoccali et al. Той е свободно достъпен от уебсайта на издателя като PDF файл.
[2]: Екипът е съставен от Мануела Зокали и Данте Минити (Универсидад Католика де Чили, Сантяго), Аурели Лекурюр, Ванеса Хил и Ана Гомес (Обсерватория Париж-Мьодон, Франция), Беатрис Барбю (Университет Сао Пауло, Бразилия ), Алвио Рензини (INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, Италия), и Yazan Momany и Sergio Ortolani (Universita di Padova, Италия).
[3]: Свръхновите тип Ia са подклас на свръхнови, които исторически са били класифицирани като не показващи сигнала на водорода в техните спектри. В момента те се тълкуват като разрушаване на малки компактни звезди, наречени бели джуджета, които придобиват материя от другарска звезда. Бяло джудже представлява предпоследния етап на звезда от слънчев тип. Ядреният реактор в сърцевината му отдавна е изчерпал горивото и сега е неактивен. Обаче в един момент монтажното тегло на натрупания материал ще увеличи налягането вътре в бялото джудже до толкова, че ядрената пепел там ще се запали и ще започне да гори в още по-тежки елементи. Този процес много бързо става неконтролиран и цялата звезда е взривена на парчета в драматично събитие. Вижда се изключително гореща огнена топка, която често превъзхожда галактиката домакин.
Оригинален източник: ESO News Release
