Stjärnbefolkning

Konstnärens uppfattning om Vintergatans spiralstruktur som visar Baades allmänna befolkningskategorier. De blå regionerna i spiralarmarna är sammansatta av den yngre populationen I-stjärnor, medan de gula stjärnorna i den centrala utbuktningen är de äldre populationens II-stjärnor. I verkligheten finns många population I-stjärnor också blandade med den äldre populationen II-stjärnor.

Under 1944 kategoriserade Walter Baade grupper av stjärnor inom Vintergatan i stjärnpopulationer . I sammanfattningen av artikeln av Baade erkänner han att Jan Oort ursprungligen tänkte ut denna typ av klassificering 1926 .

Baade observerade att blåare stjärnor var starkt förknippade med spiralarmarna, och gula stjärnor dominerade nära den centrala galaktiska utbuktningen och inom klotformade stjärnhopar . Två huvudindelningar definierades som population I och population II , med en annan nyare, hypotetisk indelning kallad population III tillkom 1978.

Bland populationstyperna fann man signifikanta skillnader med deras individuella observerade stjärnspektra. Dessa visades senare vara mycket viktiga och var möjligen relaterade till stjärnbildning, observerad kinematik , stjärnålder och till och med galaxevolution i både spiral- och elliptiska galaxer. Dessa tre enkla befolkningsklasser delade med fördel stjärnor efter deras kemiska sammansättning eller metallicitet .

Per definition visar varje befolkningsgrupp trenden där minskande metallhalt indikerar stigande ålder på stjärnor. Därför ansågs de första stjärnorna i universum (mycket lågt metallinnehåll) som population III, gamla stjärnor (låg metallicitet) som population II och nya stjärnor (hög metallicitet) som population I. Solen anses vara population I, en ny stjärna med en relativt hög metallicitet på 1,4 %. Observera att astrofysiknomenklaturen anser att alla grundämnen som är tyngre än helium är en "metall", inklusive kemiska icke-metaller som syre.

Stjärnutveckling

Observationer av stjärnspektra har visat att stjärnor som är äldre än solen har färre tunga grundämnen jämfört med solen. Detta tyder omedelbart på att metallicitet har utvecklats genom generationerna av stjärnor genom processen med stjärnnukleosyntes .

Bildandet av de första stjärnorna

Under nuvarande kosmologiska modeller var all materia som skapades i Big Bang mestadels väte (75%) och helium (25%), med endast en mycket liten del bestående av andra lätta element som litium och beryllium . När universum hade svalnat tillräckligt, föddes de första stjärnorna som population III-stjärnor, utan några förorenande tyngre metaller. Detta antas ha påverkat deras struktur så att deras stjärnmassor blev hundratals gånger mer än solens. I sin tur utvecklades dessa massiva stjärnor också mycket snabbt, och deras nukleosyntetiska processer skapade de första 26 grundämnena (upp till järn i det periodiska systemet ).

Många teoretiska stjärnmodeller visar att de flesta III-stjärnor med hög masspopulation snabbt tömde sitt bränsle och sannolikt exploderade i extremt energiska supernovor med parinstabilitet . Dessa explosioner skulle grundligt ha spridit sitt material och skjutit ut metaller i det interstellära mediet (ISM), för att införlivas i de senare generationerna av stjärnor. Deras förstörelse tyder på att inga galaktiska högmasspopulationer III-stjärnor borde vara observerbara. Vissa stjärnor av population III kan dock ses i galaxer med hög rödförskjutning vars ljus har sitt ursprung under universums tidigare historia. Forskare har hittat bevis på en extremt liten ultrametallfattig stjärna, något mindre än solen, som finns i ett binärt system av spiralarmarna i Vintergatan . Upptäckten öppnar för möjligheten att observera ännu äldre stjärnor.

Stjärnor för massiva för att producera parinstabila supernovor skulle sannolikt ha kollapsat till svarta hål genom en process som kallas fotodisintegration . Här kan en del materia ha rymt under denna process i form av relativistiska jetstrålar , och detta kunde ha distribuerat de första metallerna i universum.

Bildandet av de observerbara stjärnorna

De äldsta observerade stjärnorna, kända som population II, har mycket låg metallicitet; när efterföljande generationer av stjärnor föddes, blev de mer metallberikade, eftersom de gasformiga molnen som de bildades av tog emot det metallrika damm som tillverkats av tidigare generationer. När dessa stjärnor dog, returnerade de metallberikat material till det interstellära mediet via planetariska nebulosor och supernovor, och berikade ytterligare nebulosorna, ur vilka de nyare stjärnorna bildades. Dessa yngsta stjärnor, inklusive solen , har därför det högsta metallinnehållet, och är kända som population I-stjärnor.

Kemisk klassificering av Baade

Population I stjärnor

Population I-stjärnan Rigel med reflektionsnebulosa IC 2118

, eller metallrika, stjärnor är unga stjärnor med den högsta metalliciteten av alla tre populationer och är vanligare i Vintergatans spiralarmar . Solen är ett exempel på en metallrik stjärna och anses vara en mellanpopulation I-stjärna, medan den solliknande Mu Arae är mycket rikare på metaller.

Population I-stjärnor har vanligtvis regelbundna elliptiska banor i det galaktiska centrumet , med en låg relativ hastighet . Det antogs tidigare att den höga metalliciteten av population I-stjärnor gör dem mer benägna att äga planetsystem än de andra två populationerna, eftersom planeter , särskilt jordbundna planeter , tros bildas genom ansamling av metaller. Observationer av Kepler Space Telescope- data har emellertid hittat mindre planeter runt stjärnor med en rad metalliciteter, medan endast större potentiella gasjätteplaneter är koncentrerade runt stjärnor med relativt högre metallicitet – ett fynd som har implikationer för teorier om gasjättebildning . Mellan den mellanliggande populationen I och populationen II-stjärnorna kommer den intermediära skivpopulationen.

Population II stjärnor

Schematisk profil av Vintergatan. Population II-stjärnor visas i den galaktiska utbuktningen och i klothoparna

Denna konstnärs intryck visar ett fält av Population III-stjärnor som de skulle ha dykt upp bara 100 miljoner år efter Big Bang .

Population II, eller metallfattiga, stjärnor är de med relativt lite av elementen tyngre än helium. Dessa objekt bildades under en tidigare tid av universum. Mellanpopulation II-stjärnor är vanliga i utbuktningen nära mitten av Vintergatan , medan population II-stjärnor som finns i den galaktiska halo är äldre och därmed mer metallbrist. Globulära hopar innehåller också ett stort antal stjärnor av population II.

Ett kännetecken för population II-stjärnor är att trots deras lägre totala metallicitet, har de ofta ett högre förhållande av " alfaelement " (beståndsdelar som produceras av alfaprocessen , som O och Ne ) i förhållande till Fe jämfört med population I-stjärnor; nuvarande teori tyder på att detta är resultatet av att supernovor av typ II var viktigare bidragsgivare till det interstellära mediet vid tidpunkten för deras bildande, medan anrikningen av supernova av typ Ia kom i ett senare skede i universums utveckling.

Forskare har riktat in sig på dessa äldsta stjärnor i flera olika undersökningar, inklusive HK:s objektiva prismaundersökning av Timothy C. Beers et al. och Hamburg- ESO -undersökningen av Norbert Christlieb et al., som ursprungligen startade för svaga kvasarer . Hittills har de avslöjat och studerat i detalj omkring tio ultrametallfattiga (UMP) stjärnor (som Snedens stjärna , Cayrels stjärna , BD +17° 3248 ) och tre av de äldsta stjärnorna som hittills är kända: HE 0107-5240 , HE 1327-2326 och HE 1523-0901 . Caffaus stjärna identifierades som den mest metallfattiga stjärnan hittills när den hittades 2012 med hjälp av Sloan Digital Sky Survey- data. I februari 2014 tillkännagavs dock upptäckten av en stjärna med ännu lägre metallicitet, SMSS J031300.36-670839.3 , lokaliserad med hjälp av SkyMappers astronomiska undersökningsdata. Mindre extrema i sin metallbrist, men närmare och ljusare och därmed längre kända, är HD 122563 (en röd jätte ) och HD 140283 (en subjätte ).

Population III stjärnor

Möjlig glöd av population III-stjärnor avbildad av NASA :s Spitzer Space Telescope

Population III-stjärnor är en hypotetisk population av extremt massiva, lysande och heta stjärnor med praktiskt taget inga metaller , förutom möjligen för att blanda utkast från andra närliggande population III-supernovor. Sådana stjärnor har sannolikt funnits i det mycket tidiga universum (dvs. vid hög rödförskjutning) och kan ha startat produktionen av kemiska grundämnen som är tyngre än väte , som behövs för den senare bildningen av planeter och liv som vi känner det.

Existensen av population III-stjärnor härleds från fysisk kosmologi , men de har ännu inte observerats direkt. Indirekta bevis för deras existens har hittats i en gravitationslinsgalax i en mycket avlägsen del av universum. Deras existens kan förklara det faktum att tunga grundämnen – som inte kunde ha skapats i Big Bang – observeras i kvasaremissionsspektra . De tros också vara komponenter i svaga blå galaxer . Dessa stjärnor utlöste troligen universums period av återjonisering , en stor fasövergång av vätgasen som utgör det mesta av det interstellära mediet. Observationer av galaxen UDFy-38135539 tyder på att den kan ha spelat en roll i denna återjoniseringsprocess. European Southern Observatory upptäckte en ljus ficka av tidiga befolkningsstjärnor i den mycket ljusa galaxen Cosmos Redshift 7 från återjoniseringsperioden omkring 800 miljoner år efter Big Bang, vid $z = 6,60$ . Resten av galaxen har några senare rödare population II-stjärnor. Vissa teorier hävdar att det fanns två generationer av population III-stjärnor.

Konstnärens intryck av de första stjärnorna, 400 miljoner år efter Big Bang

Nuvarande teori är delad om huruvida de första stjärnorna var mycket massiva eller inte. En möjlighet är att dessa stjärnor var mycket större än nuvarande stjärnor: flera hundra solmassor och möjligen upp till 1 000 solmassor. Sådana stjärnor skulle vara mycket kortlivade och bara hålla i 2–5 miljoner år. Så stora stjärnor kan ha varit möjliga på grund av bristen på tunga grundämnen och ett mycket varmare interstellärt medium från Big Bang. ^{[ citat behövs ]} Omvänt antyder teorier som föreslagits 2009 och 2011 att de första stjärngrupperna kan ha bestått av en massiv stjärna omgiven av flera mindre stjärnor. De mindre stjärnorna, om de stannade kvar i födelseklustret, skulle ackumulera mer gas och kunde inte överleva till idag, men en studie från 2017 drog slutsatsen att om en stjärna med 0,8 solmassor ( M ☉ ) eller _mindre kastades ut från sin födelsehop. innan den samlade mer massa kunde den överleva till idag, möjligen till och med i vår galax Vintergatan.

Analyser av data från population II-stjärnor med extremt låg metallicitet som HE 0107-5240 , som tros innehålla metaller som produceras av population III-stjärnor, tyder på att dessa metallfria stjärnor hade massor av 20 till 130 solmassor. Å andra sidan antyder analys av klothopar associerade med elliptiska galaxer parinstabilitetssupernovor, som vanligtvis är associerade med mycket massiva stjärnor, var ansvariga för deras metalliska sammansättning. Detta förklarar också varför det inte har observerats några lågmassastjärnor med noll metallicitet , även om modeller har konstruerats för mindre population III-stjärnor. Kluster som innehåller röda dvärgar med nollmetallicitet eller bruna dvärgar (möjligen skapade av parinstabilitetssupernovor) har föreslagits som kandidater för mörk materia , men sökningar efter dessa typer av MACHO genom gravitationell mikrolinsning har gett negativa resultat. ^{[ citat behövs ]}

Detektering av population III-stjärnor är ett mål för NASA:s James Webb Space Telescope . Nya spektroskopiska undersökningar, såsom SEGUE eller SDSS-II , kan också lokalisera population III-stjärnor. ^{[ citat behövs ]}

Den 8 december 2022 rapporterade astronomer möjlig upptäckt av Population III-stjärnor.

Se även

Anteckningar

Vidare läsning

Gibson, B.K.; et al. (2013). "Recension: Galactic Chemical Evolution" (PDF) . Publikationer från Astronomical Society of Australia . Hämtad 17 april 2018 .
Ferris, Timothy (1988). Kommer till ålder i Vintergatan . William Morrow & Co. sid. 512. ISBN 978-0-688-05889-0 .
Kippenhahn, Rudolf (1993). 100 miljarder solar: Stjärnornas födelse, liv och död . Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08781-8 – via Google Books.