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, вся материя, созданная в результате Большого взрыва, состояла 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 указывает на то, что галактические звезды населения III большой массы не должны 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, 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 планеты газовых гигантов 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 металлов, но ближе и ярче и, следовательно, более известные, 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 в том виде, в каком мы ее знаем.
О существовании звезд населения III следует 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 , важный фазовый переход газов, ведущий 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
Происхождение Вселенной: 7 различных теорий
Как появилась Вселенная, которую мы знаем? И как мы объясним ее происхождение? Несомненно, все остальные свидетельства и данные, собранные за эти годы космологами, указывают на то, что все это могло начаться с «большого взрыва». Но что, если есть еще?
В 1927 году бельгийский астроном Жорж Леметр стал первым, кто предложил теорию расширяющейся Вселенной (позже подтвержденную Эдвином Хабблом). Он предположил, что расширяющаяся Вселенная может быть прослежена до особой точки, которую он назвал «первичным атомом», назад во времени. Это заложило основу современной теории Большого Взрыва.
Что такое теория большого взрыва?
Теория Большого взрыва — это объяснение, основанное в основном на математических моделях, того, как и когда возникла Вселенная.
Космологическая модель Вселенной, описанная в теории Большого взрыва, объясняет, как она первоначально расширилась из состояния бесконечной плотности и температуры, известного как изначальная (или гравитационная) сингулярность. За этим расширением последовала космическая инфляция и резкое падение температуры. Во время этой фазы Вселенная раздувалась с гораздо большей скоростью, чем скорость света (в 10 26 раз).
Впоследствии Вселенная была разогрета до такой степени, что элементарные частицы (кварки, лептоны и так далее) до постепенного понижения температуры (и плотности) привели к образованию первых протонов и нейтронов.
Через несколько минут после расширения протоны и нейтроны объединяются, образуя первичные ядра водорода и гелия-4. Предполагаемый радиус наблюдаемой Вселенной в течение этой фазы составлял 300 световых лет. Первые звезды и галактики появились примерно через 400 миллионов лет после этого события.
Важнейшим элементом модели Большого Взрыва является космическое сверхвысокочастотное фоновое излучение (Реликтовое излучение), представляющий собой электромагнитное излучение, оставшееся со времен зарождения Вселенной. Реликтовое излучение остается самым убедительным доказательством большого взрыва.
Хотя теория остается широко признанной во всем научном спектре, несколько альтернативных объяснений — таких, как стационарная Вселенная и вечная инфляция, приобрели привлекательность с годами.
7. Теория вечной инфляции
Понятие инфляции было введено космологом Аланом Гутом в 1979 году, чтобы объяснить, почему Вселенная плоская, чего не хватало в первоначальной теории Большого взрыва.
Хотя идея Гута об инфляции объясняет плоскую Вселенную, она создала сценарий, который не позволяет Вселенной избежать этой инфляции. Если бы это было так, не произошло бы повторного нагрева Вселенной, равно как и образования звезд и галактик.
Эта конкретная проблема была решена Андреасом Альбрехтом и Полем Штайнхардтом в их «новой инфляции». Они утверждали, что быстрое расширение Вселенной произошло всего за несколько секунд, прежде чем прекратиться. Он продемонстрировал, как Вселенная может быстро раздуваться и при этом нагреваться.
Концепция «вечной инфляции», или теория хаотической инфляции, была введена Андреем Линде, профессором Стэнфордского университета. Он был основан на предыдущих работах Штейнхардта и Александра Виленкина.
Теория утверждает, что инфляционная фаза Вселенной продолжается вечно; это не конец для Вселенной в целом. Другими словами, космическая инфляция продолжается в одних частях Вселенной и прекращается в других. Это приводит к сценарию мультивселенной, в котором пространство разбивается на пузыри. Это как вселенная внутри вселенной.
В мультивселенной в разных вселенных могут действовать разные законы природы, физики. Итак, вместо единого расширяющегося космоса наша Вселенная могла бы быть инфляционной мультивселенной с множеством маленьких вселенных с различными свойствами.
Однако Пол Стейнхардт считает, что его теория «новой инфляции» ни к чему не приводит и не предсказывает, и утверждает, что понятие мультивселенной является «фатальным недостатком» и неестественным.
6. Конформная циклическая модель
Роджер Пенроуз, 6 ноября 2005 года
Модель конформной циклической космологии (англ. conformal cyclic cosmology или CCC) предполагает, что Вселенная проходит через повторяющиеся циклы большого взрыва и последующих расширений. Общая идея состоит в том, что «большой взрыв» был не началом Вселенной, а скорее переходной фазой. Его разработал физик-теоретик и математик Роджер Пенроуз.
В качестве основы для своей модели Пенроуз использовал множественные метрические последовательности FLRW (Фридмана – Лемэтра – Робертсона – Уокера). Он утверждал, что конформная граница одной последовательности FLRW может быть присоединена к границе другой.
Метрика FLRW — это наиболее близкое приближение к природе Вселенной и часть модели Лямбда-CDM. Каждая последовательность начинается с большого взрыва, за которым следует инфляция и последующее расширение.
Циклическая или осциллирующая модель, в которой Вселенная повторяется снова и снова в неопределенном цикле, впервые оказалась в центре внимания в 1930-х годах, когда Альберт Эйнштейн исследовал идею «вечной» Вселенной. Он считал, что по достижении определенной точки Вселенная начинает коллапсировать и заканчивается Большим хрустом перед тем, как пройти через Большой отскок.
Прямо сейчас существует четыре различных варианта циклической модели Вселенной, одна из которых — конформная циклическая космология.
5. Мираж четырехмерной черной дыры
Исследование, проведенное группой исследователей в 2013 году, предположило, что наша Вселенная могла возникнуть из обломков, выброшенных из коллапсировавшей четырехмерной звезды или черной дыры.
По мнению космологов, участвовавших в исследовании, одно из ограничений теории Большого взрыва — объяснение температурного равновесия, обнаруженного во Вселенной.
Хотя большинство ученых согласны с тем, что инфляционная теория дает адекватное объяснение того, как маленький участок с однородной температурой быстро расширится и превратится во Вселенную, которую мы наблюдаем сегодня, группа сочла это неправдоподобным в силу хаотичной природы Большого взрыва.
Для решения этой проблемы команда предложила модель космоса, в которой наша трехмерная Вселенная является мембраной и плавает внутри четырехмерной «объемной вселенной». Они утверждали, что если в четырехмерной «объемной вселенной» есть четырехмерные звезды, то, скорее всего, они обрушатся в четырехмерные черные дыры. Эти четырехмерные черные дыры будут иметь трехмерный горизонт событий (точно так же, как трехмерные имеют двухмерный горизонт событий), который они назвали «гиперсферой».
Когда команда смоделировала коллапс 4-D звезды, они обнаружили, что выброшенные обломки умирающей звезды, скорее всего, образуют 3-D мембрану вокруг этого 3-мерного горизонта событий. Наша Вселенная могла бы быть одной из таких мембран.
Модель «четырехмерной черной дыры» космоса действительно объясняет, почему температура во Вселенной почти равномерна. Она также может дать ценную информацию о том, что именно спровоцировало космическую инфляцию через несколько секунд после ее возникновения. Однако недавнее наблюдение, проведенное спутником Planck ЕКА, выявило небольшие вариации температуры космического микроволнового фона (CMB). Эти спутниковые показания отличаются от предложенной модели примерно на четыре процента.
4. Теория плазменной Вселенной
На наше нынешнее понимание Вселенной в основном влияет гравитация, в частности Общая теория относительности Эйнштейна, с помощью которой космологи объясняют природу Вселенной. По совпадению, как и большинство других вещей, ученые на протяжении многих лет рассматривали альтернативу гравитации.
Космология плазмы (или теория плазменной Вселенной) предполагает, что электромагнитные силы и плазма играют очень важную роль во Вселенной вместо гравитации. Хотя у этого подхода много разных вариантов, основная идея остается той же; каждое астрономическое тело, включая Солнце, звезды и галактики, является результатом какого-либо электрического процесса.
Первая выдающаяся теория плазменной Вселенной была предложена лауреатом Нобелевской премии Ханнесом Альвеном в конце 1960-х годов. Позже к нему присоединился шведский физик-теоретик Оскар Клейн для разработки модели Альфвена – Клейна.
Модель построена на предположении, что Вселенная поддерживает равные количества материи и антивещества (это не так, согласно современной физике элементарных частиц). Границы этих двух областей отмечены космическими электромагнитными полями. Таким образом, взаимодействие между ними приведет к образованию плазмы, которую Альфвен назвал «амбиплазмой».
Согласно теории, такая плазма должна образовывать большие участки вещества и антивещества по всей Вселенной. Кроме того, было высказано предположение, что наше текущее местоположение в космосе должно быть в той части, где материи гораздо больше, чем антивещества, — таким образом решается проблема асимметрии материи и антивещества.
3. Теория медленного замораживания
Десятилетия математического моделирования и исследований привели космологов к обоснованному выводу, что наша Вселенная возникла из одной точки с бесконечной плотностью и температурой, называемой сингулярностью. Последующее расширение Космоса позволило ему остыть, что привело к образованию галактик, звезд и других астрономических объектов.
Однако, как мы знаем, стандартная модель Большого взрыва не осталась незамеченной, и одна из таких сложных теорий была предложена Кристофом Веттерихом, профессором Гейдельбергского университета в Германии.
Веттерих утверждал, что Вселенная, которую мы знаем сегодня, на самом деле могла начаться как холодная и разреженная, пробудившаяся от долгого замораживания. Со временем фундаментальные частицы в ранней Вселенной стали тяжелее, а гравитационная постоянная уменьшилась.
Кроме того, он объяснил, что если массы частиц увеличиваются, излучение из ранней Вселенной может заставить пространство казаться более горячим и удаляться друг от друга, даже если это не так.
Основная идея космической модели Медленного Замораживания Веттериха состоит в том, что у Вселенной нет ни начала, ни будущего. Вместо горячего Большого взрыва теория защищает холодную и медленно эволюционирующую Вселенную. Согласно Веттериху, теория объясняет флуктуации плотности в ранней Вселенной (первичные флуктуации) и то, почему в нашем нынешнем космосе преобладает темная энергия.
2. Индуистская космология
Религия и наука были лучшими врагами, по крайней мере со времен Коперника и Галилея. Возможно, нет места науке, когда мы говорим о религии и наоборот. Однако есть одна религия, космологические верования которой хорошо согласуются с современной моделью Вселенной.
Теории творения в индуистской мифологии широко рассматриваются как одна из самых древних и значимых из всех других религиозных аналогий. На протяжении многих лет выдающиеся физики и космологи, включая Карла Сагана и Нильса Бора, восхищались индуистскими космологическими верованиями за их близкое сходство с временными линиями в стандартной космологической модели Вселенной.
Согласно индуистской мифологии, Вселенная следует бесконечной циклической модели. Это означает, что на смену нашей нынешней Вселенной придет бесконечное количество вселенных. Каждая повторение Вселенной делится на две фазы — «калпа» (или день Брахмы) и «пралая» (ночь Брахмы), и каждая из них длится 4,32 миллиарда лет. Согласно индуистской мифологии, возраст Вселенной (8,64 миллиарда лет) превышает расчетный возраст Солнечной системы.
1. Стационарная Вселенная
Стационарная модель утверждает, что наблюдаемая Вселенная остается неизменной в любом месте и в любое время. Во Вселенной, которая вечно расширяется, материя непрерывно создается, чтобы заполнить пространство.
Согласно модели, галактики и другие крупные астрономические тела рядом с нами должны казаться похожими на те, что находятся далеко. Однако Большой взрыв говорит нам, что далекие галактики должны выглядеть моложе, чем находящиеся в непосредственной близости (при наблюдении с Земли), поскольку свету требуется гораздо больше времени, чтобы добраться до нас.
Идея стационарного состояния была впервые предложена в 1948 году космологами Германом Бонди, Фредом Хойлом и Томасом Голдом. Она исходила из совершенного космологического принципа, который сам по себе утверждает, что Вселенная, где бы ты ни смотрел, одинакова, и она всегда будет одинаковой.
Теория стационарных состояний получила широкую популярность в начале и середине XX века. Однако к 1960-м годам она была в основном отвергнута научным сообществом в пользу Большого взрыва после открытия космического микроволнового фона.
Источник