Звездой какого поколения является Солнце?
Солнце обычно называют «звездой второго поколения». Но это определение нуждается в некоторой расшифровке. Для звезд вообще трудно определить понятие «поколение», которое пришло к нам из мира растений и животных, появляющихся на свет от себе подобных. В мире звезд ситуация иная: хотя звезды наследуют часть вещества своих предшественников, а иногда прямо рождаются под их влиянием (скажем, оболочки сверхновых звезд уплотняют межзвездное вещество), но непосредственной генетической связи между звездами нет. К тому же век звезды очень сильно зависит от ее начальной массы. Например, основной этап эволюции, который звезда проводит на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела, у светил с массой Солнца продолжается около 10 млрд. лет, у втрое более массивных звезд — около 0.3 млрд. лет, а у втрое менее массивных звезд — около 1000 млрд. лет! За это время внешне звезда почти не изменяется. Поэтому возраст почти неотличимых друг от друга маломассивных звезд может в действительности различаться на миллиарды лет: пойди угадай, кто из них предок, а кто потомок.
И все же у астрономов есть способ определить эпоху рождения звезды. Доказано, что в результате звездной эволюции галактический газ обогащается тяжелыми химическими элементами (более сложными, чем водород и гелий). В основном они поступают в межзвездную среду Галактики при взрывах сверхновых и сбросе оболочек менее массивными звездами в виде планетарных туманностей. Поскольку со временем межзвездная среда обогащается сложными химическими элементами звезды, сформировавшиеся в разные эпохи, различаются по химическому составу.
Считается, что у большинства звезд состав атмосферы почти не изменяется с возрастом, а значит — отражает эпоху формирования звезды. Например, в атмосфере Солнца содержится около 2% по массе элементов тяжелее гелия. Поскольку известны звезды, у которых содержание этих элементов в сотни и даже тысячи раз ниже, то ясно, что Солнце родилось из газа, обогащенного веществом предшествовавших поколений звезд. А значит Солнце не является звездой первого поколения. Да и абсолютный возраст Солнца, как показывают измерения возраста планет, составляет около 5 млрд. лет, тогда как возраст Галактики, судя по космологическим данным, около 12-14 млрд. лет. Так что Солнце родилось приблизительно в середине истории Галактики. Вот в этом смысле его и называют «звездой второго поколения».
Источник
Молодые звезды
Формирующиеся и очень молодые звезды часто окружены газопылевой оболочкой — остатками вещества, не успевшими еще упасть на звезду.
Оболочка не выпускает изнутри звездный свет и полностью перерабатывает его в инфракрасное излучение. Поэтому самые молодые звезды обычно проявляют себя лишь как мощные инфракрасные источники внутри газовых облаков.
На начальном этапе эволюция звезды очень сильно зависит от ее массы. Низкая светимость маломассивных звезд позволяет им надолго задержаться на стадии медленного сжатия. За это время оболочка успевает частично осесть на звезду, а также сформировать околозвездный газопылевой диск. Эволюция же массивной звезды протекает так быстро, что звезда проживает значительную часть жизни, окруженная остатками своей протозвездной оболочки, которую часто называют газопылевым коконом.
Диапазон масс новорожденных звезд простирается от нескольких сотых долей до 100 масс Солнца, причем маленькие звезды образуются значительно чаще, чем крупные. В среднем в Галактике ежегодно рождается примерно десяток звезд с общей массой около пяти масс Солнца. Примерно половина звезд рождаются одиночными. Остальные образуют двойные, тройные и более сложные системы. Чем больше компонентов, тем реже встречаются такие системы. Известны системы, содержащие до семи компонентов.
Большой интерес представляют не только индивидуальные и кратные молодые звезды, но и их коллективы. Молодые звезды сконцентрированы вблизи экваториальной плоскости Галактики, что совсем не удивительно: именно там находится слой межзвездного газа. На нашем небосводе молодые звезды большой светимости и нагретые ими газовые облака пролегли полосой Млечного Пути. Но если темной летней ночью внимательно посмотреть на небо, можно заметить, что в Млечном Пути выделяются отдельные «звездные облака». Эти обширные группировки молодых звезд получили название «звездные комплексы».
Исторически первыми были обнаружены и исследованы более компактные группы молодых звезд — рассеянные скопления, подобные Плеядам. Эти сравнительно плотные группы из нескольких сот или тысяч звезд, связанных взаимной гравитацией, успешно противостоят разрушающему влиянию гравитационного поля Галактики. Их происхождение не вызывает споров: предками таких скоплений являются плотные ядра межзвездных молекулярных облаков. Рассеянные скопления понемногу теряют свои звезды, но все же живут довольно долго: в среднем около 500 млн лет, а иногда и несколько миллиардов.
Часто молодые плотные скопления окружены разреженной короной из таких же молодых звезд. Нередко подобные короны встречаются и сами по себе, без центрального скопления. Их называют звездными ассоциациями. Обычно на фоне Млечного Пути выделяются лишь самые массивные и яркие члены. У некоторых из них замечены признаки расширения со скоростью 5–10 км/с, которое началось с самого рождения звезд. Причина, вероятно, в том, что массивные горячие звезды сразу после своего появления разогревают окружающий газ и изгоняют его из области звездообразования. С уходом газа эти области лишаются 70–95% своей массы и уже не могут удержать быстро движущиеся звезды, которые вслед за газом покидают место своего рождения за 10–20 млн лет.
Процесс формирования звезд очень сложен и во многом еще до конца не изучен. Известны галактики, богатые межзвездным веществом, но почти лишенные молодых звезд. А в других системах формирование звезд происходит так интенсивно, что напоминает взрыв. Понять, какие причины стимулируют звездообразование или, напротив, приглушают его, еще только предстоит.
Реактивные струи молодых звезд
При наблюдении формирующихся и молодых звезд астрономы обнаруживают в их окрестностях быстрые потоки газа, напоминающие реактивные струи, несущиеся в двух противоположных направлениях от звезды. По-видимому, каждая звезда проходит в своей молодости через эпоху образования сверхзвуковых потоков. Компьютерные модели движения газа с «вмороженным» в него магнитным полем в окрестности молодой звезды позволяют объяснить эти наблюдения. Падающий на звезду газ тянет за собой магнитное поле. Достигнув аккреционного диска, газ продолжает свое движение к звезде, увеличивая при этом скорость вращения. Но сжимающаяся протозвезда, будучи связанной через магнитное поле с внешними, медленно вращающимися областями газового диска, тормозит свое вращение.
Увлекаемые газом магнитные силовые линии закручиваются штопором, а уплотнившееся спиральное магнитное поле начинает толкать газ вдоль оси вращения в обе стороны от звезды. На ускоряющийся газ действуют газовое давление, магнитное давление и центробежная сила. В результате их конкуренции возникают колебания плотности газа, приводящие к дроблению потока на отдельные сгустки, летящие друг за другом, как пули. Они действительно наблюдаются в струях, летящих от звезд, и называются узелками.
Источник
Астрономы нашли самые ранние звезды Вселенной
Представление художника о галактике CR7, самой яркой из обнаруженных молодых галактик. Предположительно, среди ее звезд есть так называемые звезды III типа населения — самые первые звезды во Вселенной
Изображение: ESO/M. Kornmesser
Астрономы из Института астрофизики и космических исследований, Лиссабонского университета и Лейденской обсерватории обнаружили самую яркую из ранее известных молодых галактик, получившую обозначение CR7. Как оказалось, она содержит в себе звезды, принадлежащие к III типу населения, аналогичные первым звездам Вселенной. Ранее их существование было предсказано лишь теоретически. Исследование принято к публикации в Astrophysical Journal (препринт), а кратко с ним можно ознакомиться в пресс-релизе Южной Европейской обсерватории.
Исследователи с помощью Очень Большого Телескопа, а также телескопов обсерватории Кека и «Хаббла» провели самый обширный на данный момент обзор далеких галактик. Свет от них идет настолько долго, что астрономы видят их такими, какими они были миллиарды лет назад. В новом исследовании ученые рассмотрели галактики, сформировавшиеся в эпоху реионизации, спустя всего 800 миллионов лет после Большого Взрыва. В результате обзора астрономы обнаружили ряд чрезвычайно ярких и молодых галактик, самая яркая среди которых CR7.
По словам ученых, само по себе обнаружение столь яркой галактики является важным научным результатом. Светимость в лаймановской спектральной линии водорода втрое превысила предыдущий рекорд среди объектов ранней Вселенной, принадлежащий галактике Himiko. Однако, анализируя спектр излучения, астрономы обнаружили еще одну особенность галактики — в ней практически нет спектральных линий, соответствующих элементам тяжелее гелия. Это важная характеристика, указывающая на наличие в галактике скоплений звезд III типа населения, никогда ранее не наблюдавшихся.
Давид Собрал, соавтор работы
Наряду с ними, в галактике удалось найти и более привычные звезды, спектр которых смещен в красную область. По словам авторов, это свидетельствует о волнообразном процессе формирования звезд населения III, предсказанном теорией. Обнаруженные скопления, по всей видимости, принадлежат к последней такой волне.
Для точного подтверждения того, что найденные звезды принадлежат именно III типу, исследователи планируют провести дополнительные наблюдения с помощью телескопов ALMA, «Хаббл» и Очень Большого Телескопа. Кроме того, они надеются найти подобные объекты среди звезд других ярких галактик, аналогичных CR7.
Первыми звездами, образовавшимися в ранней Вселенной были звезды III типа населения. Именно они были двигателями процесса реионизации, выступали в роли фабрик по производству тяжелых элементов. Изначально же они состояли лишь из водорода, гелия и следовых количеств лития, образовавшихся вследствие Большого Взрыва. По существующим предположениям, масса первых звезд могла превышать солнечную в тысячи раз, а температура их поверхности измерялась десятками тысяч кельвинов. Такие объекты существовали недолго, около пары миллионов лет, а затем становились сверхновыми.
Источник
Звездное население — Stellar population
В 1944 году Вальтер Бааде разделил группы звезд в Млечном Пути на звездные популяции .
В аннотации к статье Бааде он признает, что Ян Оорт первоначально задумал этот тип классификации в 1926 году :
[. ] Два типа звездного населения были обнаружены среди звезд нашей галактики Оортом еще в 1926 году.
Бааде заметил, что более голубые звезды тесно связаны со спиральными рукавами, а желтые звезды преобладают около центрального галактического балджа и внутри шаровых звездных скоплений . Два основных подразделения были определены как
с другим более новым подразделением под названием
- Население III добавлено в 1978 г .;
их часто просто сокращают как Pop. Я, Поп. II и Pop. III.
Между типами населения были обнаружены существенные различия в их индивидуальных наблюдаемых звездных спектрах. Позже было показано, что они очень важны и, возможно, были связаны со звездообразованием, наблюдаемой кинематикой , звездным возрастом и даже эволюцией галактик как в спиральных, так и в эллиптических галактиках. Эти три простых класса населения удобно разделить звезды по их химическому составу или металличности .
По определению, каждая группа населения показывает тенденцию, при которой уменьшение содержания металлов указывает на увеличение возраста звезд. Следовательно, первые звезды во Вселенной (очень низкое содержание металлов) считались Населением III, старые звезды (низкая металличность) — Населением II, а недавние звезды (высокая металличность) — Населением I. Солнце считалось Населением I, недавней звездой. с относительно высокой металличностью 1,4%. Обратите внимание, что в астрофизической номенклатуре «металлом» считается любой элемент тяжелее гелия , включая химические неметаллы, такие как кислород.
СОДЕРЖАНИЕ
Звездное развитие
Наблюдение за спектрами звезд показало, что звезды старше Солнца имеют меньше тяжелых элементов по сравнению с Солнцем. Это сразу предполагает, что металличность эволюционировала на протяжении поколений звезд в процессе звездного нуклеосинтеза .
Формирование первых звезд
Согласно нынешним космологическим моделям, все вещество, созданное в результате Большого взрыва, состояло в основном из водорода (75%) и гелия (25%), и лишь очень небольшая часть состояла из других легких элементов, таких как литий и бериллий . Когда Вселенная достаточно остыла, первые звезды родились как звезды населения III без каких-либо загрязнений более тяжелыми металлами. Предполагается, что это повлияло на их структуру, так что их звездные массы стали в сотни раз больше, чем у Солнца. В свою очередь, эти массивные звезды также очень быстро эволюционировали, и в результате их нуклеосинтетических процессов были созданы первые 26 элементов (вплоть до железа в периодической таблице ).
Многие теоретические звездные модели показывают, что большинство звезд населения III с большой массой быстро исчерпали свое топливо и, вероятно, взорвались сверхновыми с чрезвычайно высокой парной нестабильностью . Эти взрывы должны были полностью рассеять свой материал, выбрасывая металлы в межзвездную среду (ISM), чтобы они были включены в более поздние поколения звезд. Их разрушение предполагает, что никаких галактических звезд населения III большой массы не должно наблюдаться. Однако некоторые звезды населения III можно увидеть в галактиках с большим красным смещением , свет которых возник в более ранней истории Вселенной. Ничего не было обнаружено, однако ученые нашли доказательства чрезвычайно маленькой звезды с ультранизким содержанием металлов , немного меньше Солнца, обнаруженной в двойной системе спиральных рукавов Млечного Пути . Открытие открывает возможность наблюдения даже за более старыми звездами.
Звезды, слишком массивные для образования сверхновых с парной нестабильностью, вероятно, схлопнулись бы в черные дыры в результате процесса, известного как фотодезинтеграция . Здесь часть вещества могла ускользнуть во время этого процесса в виде релятивистских струй , и это могло распределить первые металлы во Вселенной.
Формирование наблюдаемых звезд
Самые старые наблюдаемые звезды, известные как Население II, имеют очень низкую металличность; по мере того, как рождались следующие поколения звезд, они становились все более обогащенными металлами, поскольку газовые облака, из которых они образовывались, получали богатую металлами пыль, произведенную предыдущими поколениями. Когда эти звезды умирали, они вернули обогащенный металлами материал в межзвездную среду через планетарные туманности и сверхновые звезды, еще больше обогатив туманности, из которых образовались новые звезды. Эти самые молодые звезды, включая Солнце , поэтому имеют самое высокое содержание металлов и известны как звезды населения I.
Химическая классификация по Бааде
Население I звезды
Население I, или металл-богатые, звезды молодые звезд с самой высокой металличностью из всех трех групп населения, и чаще встречается в спиральных рукавах в Млечном Пути галактики. Земля «s ВС является примером металлической богатой звезды и рассматривается как промежуточное население I звезды, в то время как солнечные , как Му Arae гораздо богаче металлами.
Звезды населения I обычно имеют правильные эллиптические орбиты галактического центра с низкой относительной скоростью . Ранее была выдвинута гипотеза, что высокая металличность звезд населения I делает их более вероятными обладателями планетных систем, чем две другие группы населения, потому что планеты , особенно планеты земной группы , как полагают, образовались в результате аккреции металлов. Однако наблюдения данных космического телескопа Кеплера показали, что вокруг звезд с разной металличностью были обнаружены планеты меньшего размера, в то время как только более крупные потенциальные газовые планеты-гиганты сосредоточены вокруг звезд с относительно более высокой металличностью — открытие, которое имеет значение для теорий образования газовых гигантов. Между промежуточными звездами Населения I и Населения II находится промежуточное население диска.
Население II звезды
Звезды населения II или бедные металлами — это звезды, в которых относительно мало элементов тяжелее гелия. Эти объекты были сформированы в более ранние времена Вселенной. Звезды промежуточного населения II обычно встречаются в выпуклости около центра Млечного Пути , тогда как звезды населения II, обнаруженные в галактическом гало , старше и, следовательно, более бедны металлами. Шаровые скопления также содержат большое количество звезд населения II.
Характерной чертой звезд населения II является то, что, несмотря на их более низкую общую металличность, они часто имеют более высокое соотношение « альфа-элементов » ( O , Si , Ne и т. Д.) Относительно Fe по сравнению со звездами населения I; Текущая теория предполагает, что это результат того, что сверхновые типа II были более важными участниками межзвездной среды во время их образования, тогда как обогащение сверхновых типа Ia металлом произошло на более позднем этапе развития Вселенной.
Ученые выбрали эти самые старые звезды в нескольких различных обзорах, включая обзор HK с объективной призмой Тимоти С. Бирса и др . и обзор Норберта Кристлиба и др . в Гамбурге — ESO , первоначально начатый для слабых квазаров . До сих пор они обнажение и подробно изучены около десяти бедных ультра металла (UMP) звезды (таких как Star Sneden в , Star Cayrel в , BD + 17 ° 3248 ) и три из самых старых звезд , известных до настоящего времени: HE0107-5240 , HE1327- 2326 и HE 1523-0901 . Звезда Каффау была определена как самая бедная металлами звезда, когда она была обнаружена в 2012 году с использованием данных Sloan Digital Sky Survey . Однако в феврале 2014 года было объявлено об открытии звезды с еще меньшей металличностью — SMSS J031300.36-670839.3 , обнаруженной с помощью данных астрономического обзора SkyMapper . Менее остро в их дефиците металла, но ближе и ярче и, следовательно, более известными являются HD 122563 ( красный гигант ) и HD 140283 ( субгигант ).
Население III звезды
Звезды популяции III — это гипотетическая совокупность чрезвычайно массивных, ярких и горячих звезд, практически не содержащих металлов , за исключением, возможно, смешанных выбросов других близлежащих сверхновых из популяции III. Такие звезды, вероятно, существовали в очень ранней Вселенной (т. Е. С большим красным смещением) и, возможно, начали производство химических элементов, более тяжелых, чем водород , которые необходимы для более позднего образования планет и жизни, какой мы ее знаем.
О существовании звезд населения III можно судить из физической космологии , но они еще не наблюдались напрямую. Косвенные доказательства их существования были обнаружены в галактике с гравитационной линзой в очень далекой части Вселенной. Их существование может быть объяснением того факта, что тяжелые элементы, которые не могли образоваться в результате Большого взрыва, наблюдаются в спектрах излучения квазаров . Также считается, что они являются компонентами слабых голубых галактик . Эти звезды, вероятно, вызвали период реионизации Вселенной , крупный фазовый переход газов, приводящий к отсутствию непрозрачности, наблюдаемому сегодня. Наблюдения за галактикой UDFy-38135539 предполагают, что она могла сыграть роль в этом процессе реионизации. Европейская южная обсерватория обнаружила яркий карман ранних звезд населения в очень яркой галактике Cosmos RedShift 7 из периода реионизации около 800 миллионов лет после Больших взрыва. В остальной части галактики есть несколько более поздних более красных звезд населения II. Некоторые теории утверждают, что было два поколения звезд населения III.
Существующие теории расходятся во мнениях относительно того, были ли первые звезды очень массивными или нет. Одна из возможностей состоит в том, что эти звезды были намного больше нынешних звезд: несколько сотен солнечных масс и, возможно, до 1000 солнечных масс. Такие звезды будут очень недолговечными и просуществуют всего 2-5 миллионов лет. Такие большие звезды могли быть возможны из-за отсутствия тяжелых элементов и гораздо более теплой межзвездной среды после Большого взрыва. И наоборот, теории, предложенные в 2009 и 2011 годах, предполагают, что первые звездные группы могли состоять из массивной звезды, окруженной несколькими меньшими звездами. Меньшие звезды, если бы они остались в кластере рождения, будет аккумулировать больше газа и не смогла дожить до наших дней, но +2017 исследования был сделан вывод , что если звезда 0,8 солнечных масс ( M ☉ ) или менее был выброшен из своего рождения кластера прежде чем он накопит больше массы, он сможет выжить до наших дней, возможно, даже в нашей галактике Млечный Путь.
Анализ данных о звездах населения II с чрезвычайно низкой металличностью, таких как HE0107-5240 , которые, как считается, содержат металлы, производимые звездами населения III, предполагает, что эти безметалловые звезды имели массы от 20 до 130 солнечных масс. С другой стороны, анализ шаровых скоплений, связанных с эллиптическими галактиками, предполагает , что за их металлический состав ответственны сверхновые с парной нестабильностью , которые обычно ассоциируются с очень массивными звездами . Это также объясняет, почему не наблюдались маломассивные звезды с нулевой металличностью , хотя модели были построены для меньших звезд населения III. Кластеры, содержащие красные карлики с нулевой металличностью или коричневые карлики (возможно, созданные сверхновыми с парной нестабильностью), были предложены в качестве кандидатов на темную материю , но поиски этих типов MACHO с помощью гравитационного микролинзирования дали отрицательные результаты.
Обнаружение звезд населения III — цель космического телескопа Джеймса Уэбба НАСА . Новые спектроскопические обзоры, такие как SEGUE или SDSS-II , также могут обнаружить звезды населения III. Звезды, наблюдаемые в галактике Cosmos Redshift 7 на z = 6.60, могут быть звездами населения III.
Источник