Astronomija

Metalnost in starost izbočenih zvezd proti halou

Metalnost in starost izbočenih zvezd proti halou


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Kolikor razumem trenutne modele, je izboklina galaksije najprej nastala in bi tako vsebovala starejšo populacijo II, kot so zvezde. Trenutno pa ima halo več populacije zvezd z nižjo kovinskostjo kot izboklina. Je to zato, ker je gostota zvezd v izboklini veliko večja? Mislim, da je to gosto poseljeno območje ogromnih vročih zvezd, ki hitro odmrejo in ustvarijo novejše območje populacije I generacije naslednje generacije, ki je bogato s kovinami. Inverzno bi veljalo za halo, kjer so zvezde manj gosto zapakirane. Je to pravilno?


Vaša intuicija je v veliki meri pravilna: ključno je, da je imela regija izboklin dovolj globok potencial, tako da supernove niso mogle pregnati preostalega plina in so se iz plina lahko tvorile nove zvezde (obogatena z izmetom supernove) v nadaljevalnem ciklu. V izoliranih protogalaktičnih oblakih z majhno maso, ki so verjetno prispevali k halou, je začetni krog supernov izločil večino plina (vključno s prvotnim plinom, ki še ni oblikoval zvezd) - zato je malo priložnosti za tvorbo več zvezd ( iz plina z višjo kovino) stalno.

V resnici je pomembna celotna masa v določeni regiji. Na primer, gostota zvezd v osrednjih predelih kroglaste kopice je precej visoka, vendar masa kopice kot celote ni dovolj, da zadrži večino plina, ko njene masivne zvezde postanejo supernove.

(Opomba: tradicionalna izraza "Prebivalstvo I" in "Prebivalstvo II" se ne uporabljata več toliko, saj se starost in kovinskost lahko nenehno spreminjata in nista vedno močno povezani.)


Astronomi, ki ustvarjajo prvi obsežni starostni zemljevid izbokline Rimske ceste

Skupina astronomov Evropskega južnega observatorija (ESO), ki želi bolje razumeti zgodovino nastanka naše Galaksije, je začela ustvarjati prvi starostni zemljevid izbokline Galaksije. Njihovi trenutni rezultati kažejo, da je obdobje nastajanja zvezd, ki je trajalo približno 4 milijarde let, ustvarilo zapleteno strukturo v izboklini.

Infrardeča karta, sestavljena iz raziskave VVV notranje Mlečne ceste, ki prikazuje tri preučena območja. Zasluga za podobo: ESO / M. Rejkuba / F. Surot Madrid / E. Valenti.

Mlečna pot je spiralna galaksija s izboklino v središču s premerom tisoč svetlobnih let, ki vsebuje približno četrtino celotne mase zvezd.

Prejšnje študije so pokazale, da izboklina gosti dve komponenti: populacijo kovinsko revnih zvezd s sferično porazdelitvijo in populacijo kovinsko bogatih zvezd, ki tvorijo podolgovato palico z "pasom", kot je X ali dvo- loban arašid. Vendar so analize dosedanjih starosti zvezd dale nasprotujoče si rezultate.

Zdaj so astronomka ESO Marina Rejkuba in sodelavci analizirali barvo, svetlost in spektralne informacije o kemiji posameznih zvezd, da bi pripravili starostni zemljevid izbokline Rimske ceste.

Raziskovalci so uporabili simulirane in opazovane podatke o milijonih zvezd iz spremenljivk VISTA v infrardeči raziskavi Via Lactea (VVV) o notranji Mlečni cesti in jih primerjali z meritvami vsebnosti kovin okoli 6000 zvezd v notranji izboklini iz spektroskopske raziskava, izvedena na zelo velikem teleskopu ESO.

"Analizirali smo barvo in svetlost zvezd, da bi našli tiste, ki so pravkar dosegli točko, da v jedru izčrpajo vodikovo gorivo, kar je občutljiv kazalnik starosti," je dejal dr. Rejkuba.

"Naše ugotovitve niso bile v skladu s čisto staro izboklino Rimske ceste, ampak zahtevajo nastanek zvezd, ki traja približno 4 milijarde let in se začne pred približno 11 milijardami let."

"Najmlajše zvezde, ki jih vidimo, so stare vsaj 7 milijard let, kar je starejše, kot so predlagale nekatere prejšnje študije."

Eno od treh preučevanih področij prikazuje superpozicijo skoraj 3 milijonov zvezd, ki pripadajo različnim strukturam Rimske ceste vzdolž vidne črte: disk Mlečne ceste in zvezde, ki pripadajo izbočeni regiji. Zasluga za podobo: ESO / M. Rejkuba / F. Surot Madrid / E. Valenti.

Rezultati ekipe temeljijo na analizi treh področij infrardečega zemljevida VVV, ki skupaj predstavljajo največje doslej preučeno območje v izboklini Mlečne ceste. Na vseh treh področjih so ugotovitve o starostnem razponu zvezd dosledne.

"Prejšnje študije so nam povedale, da so kovinsko bogate zvezde v baru verjetno najmlajše zvezde," je povedal član ekipe dr. Francisco Surot Madrid.

„Čeprav v podatkih, ki jih uporabljamo, ne moremo razvozlati, katera zvezda pripada palici / arašidu ali komponenti sferoidov, nam rezultati kažejo, da je palica nastala že pred približno 7 milijardami let in da ni prihajalo do večje količine plina in potem oblikovati zvezde vzdolž palice. "

"Končni zemljevid nam bo pokazal stopnjo nastajanja zvezd v odvisnosti od starosti in kovinskosti zvezd na izboklini," je povedala članica ekipe dr. Elena Valenti.

"To bo pomembna sestavina pripovedovanja celotne zgodbe o nastanku izbokline Rimske ceste."

Astronomi so svoje rezultate predstavili danes na Evropski teden astronomije in vesoljske znanosti (EWASS) v Liverpoolu v Veliki Britaniji.

Marina Rejkuba et al. VVV omejuje starostno porazdelitev izbokline Rimske ceste. EWASS 2018, povzetek # 1118


Število elementov na zvezdnih diskih, izboklinah in halou Mlečne ceste

Predstavljamo pregled številčnosti elementov v zvezdnem disku, izboklini in halou Mlečne ceste s poudarkom na podatkih, pridobljenih iz zvezdnih spektrov visoke ločljivosti. Ti podatki so bistvenega pomena za ločevanje zgodovine nastanka in nadaljnjega razvoja Rimske ceste. Informacije iz takšnih podatkov so še vedno omejene in omejene na ozko določene zvezdne vzorce. Evropska vesoljska agencija bo kmalu izstrelila astrometrični satelit Gaia. Njegov končni nabor podatkov bo revolucioniral informacije o gibanju milijarde zvezd v Mlečni cesti. To bo dopolnilo več zemeljskih opazovalnih kampanj, zlasti spektroskopsko spremljanje podrobnega proučevanja številčnosti elementov v zvezdah. Naš pregled prikazuje zelo bogato in zanimivo sliko, zgrajeno iz precej majhnih in lokalnih vzorcev. Podatki Gaia si zaslužijo, da jih dopolnijo podatki enake kakovosti, ki so bili zbrani za sončno sosesko.


2 VEČ STREŽNIH PREBIVALSTEV V IZPUHANJU

Številne študije (npr. Babusiaux et al. Reference Babusiaux 2010 Hill et al. Reference Hill 2011 Gonzalez et al. Reference Gonzalez 2011 Freeman Reference Freeman, Aoki, Ishigaki, Suda, Tsujimoto in Arimoto 2012 Rojas-Arriagada et al. Reference Rojas-Arriagada 2014 ) so razlagali MDF izbokline v široki regiji v (l, b), ki ga sestavlja več populacij. Ness et al. (Referenca Ness 2013a) MDF razlaga kot pet populacij, ki so prikazane na sliki 3: 3 prevladujoče populacije (A – C) s [Fe / H] & gt −1 in dve manjši populaciji, revni s kovinami (D & amp E). Iz raziskave ARGOS izboklin, opisane v Ness et al. (Referenca Ness 2013a) imajo tri populacije A-C z [Fe / H] & gt -1 vrhove kovin približno +0,15, - 0,25, - 0,7 dex in zagotavljajo približno 95% zvezd v izboklini. Te populacije povezujejo z zvezdami izbokline v obliki škatle / arašidov (A in B), debelim diskom (C), kovinskim šibkim debelim diskom (D) in zvezdnim haloom (E). Ugotovijo, da so te populacije v različnih razmerjih prisotne po celotni notranjosti Mlečne ceste.

Slika 3. MDF za zvezde znotraj R GC & lt 3,5 kpc iz raziskave ARGOS: (a) za zvezde na b = −5 °, (b) zvezde pri b = −7,5 ° in (c) zvezde pri b = −10 °, za vse zvezde v dolžini |l| & lt 15 °, ki prikazuje spreminjajoči se prispevek kovinskih frakcij z zemljepisno širino. Označene so Gaussove komponente A – E.

Z uporabo rdečih zvezd, Ness et al. (Referenca Ness 2012) in Uttenthaler et al. (Referenca Uttenthaler, Schultheis, Nataf, Robin, Lebzelter in Chen 2012) so pokazali, da so le zvezde, bogatejše s kovinami v populacijah A in B (tj. Zvezde s [Fe / H] & gt −0,5), del porazdelitve gostote zvezd v najbolj notranji regiji, ki odraža morfologijo izbokline v obliki črke X (npr. Ness in Lang Reference Ness in Lang 2016). To pomeni, da zvezde z [Fe / H] & lt -0,5, ki so prisotne v notranji regiji, niso del morfologije izboklin v obliki škatle / arašidov in niso v družinah orbit x1, ki podpirajo X profil. Najbolj kovinsko bogate zvezde kažejo največje minimume med vrhovi v porazdelitvi K-magnitude zvezd in so najmočneje vpletene v obliko X (Ness et al. Reference Ness 2012). Populacijo A so našli Ness in sod. (Referenca Ness 2013a) biti koncentriran proti ravnini in biti tanjši del izbokline v obliki škatle / arašidov. Prebivalstvo B ustreza vertikalno debelejšim zvezdam v izboklini, s podobnim deležem prispevkov b = 5 do 10 °. Prebivalstvo C ni bistveno vpleteno v porazdelitev gostote deljenega materiala ali strukturo škatle / arašidov, ampak gladko prehaja iz izbokline na disk z zemljepisno dolžino, ki jo identificiramo z notranjim debelim diskom. Dve populaciji zvezd (A in B), povezani s strukturo škatle / arašidov, imata podobne profile disperzije največje hitrosti z zemljepisno dolžino. Profili disperzije hitrosti za bolj kovinsko revne zvezde imajo drugačno obliko (npr. Shen et al. Reference Shen, Rich, Kormendy, Howard, De Propris in Kunder 2010 Ness et al. Reference Ness 2013b Portail et al. Reference Portail, Wegg , Gerhard in Martinez-Valpuesta 2015) (glej spodaj). 5% zvezd v izboklini s kovinami [Fe / H] & lt -1,0 je kemično podobnih zvezdam kovinsko šibkega debelega diska in haloa v bližini Solarne soseske (npr. Alves-Brito et al. Reference Alves-Brito, Meléndez , Asplund, Ramírez in Yong 2010 Bensby et al. Reference Bensby 2013) in so jih povezovali Ness et al. (Referenca Ness 2013a) s temi populacijami.

Profili vrtenja in razprševanja, o katerih poročajo Ness et al. (Referenca Ness 2013b) in prikazana na sliki 4 kot funkcija [Fe / H] podpirata diferenciacijo populacij. Kinematika zvezd v populacijah A in amp B je sorodna in se razlikuje od drugih komponent. Zvezde v populacijah A in B, ki so del razcepljene grude in izbokline boxy / arašidov, kažejo enak značilen vrhunski vzorec disperzije hitrosti v obeh levih ploščah slike 4, pri čemer je populacija A hladnejša kopija populacije B. Populacija C, povezana z debelim diskom v notranji Galaksiji, se vrti tako hitro kot populacije, bogatejše s kovinami (vse kažejo profile vrtenja, neodvisne od zemljepisne širine, ki jih pogosto vidimo v izboklinah v škatlah), vendar ima njegov profil disperzije hitrosti drugačne oblike. Najbolj kovinsko revne zvezde s [Fe / H] & lt -1 imajo profil počasnega vrtenja in visoko razpršenost, kar bi lahko pričakovali od populacije, ki ni imela prednikov povezave z diskom, na primer sferoidne populacije v izboklini ali zvezd notranjega halo ali osnovne komponente združitve.

Slika 4. Krivulje vrtenja (zgoraj) in disperzijski profili (spodaj) za 17 500 izbočenih zvezd iz raziskave ARGOS na razdaljah 5–11 kpc. Populacije od najbolj bogatih s kovinami do najbolj kovinskih revnih, navedene na sliki 3, ustrezajo populacijam A, B, C in D / E. (Ness et al. Reference Ness 2013b).

Druge študije (Babusiaux et al. Reference Babusiaux 2010 Hill et al. Reference Hill 2011 Gonzalez et al. Reference Gonzalez 2011 Rojas-Arriagada et al. Reference Rojas-Arriagada 2014) kažejo, da MDF izbokline zajema dve populaciji, kovinsko -bogate populacije, ki je del izbokline v obliki škatle / arašidov, in populacije, ki je revna s kovinami, ki je stara sferoida (tj. z možno zgodovino tvorb, ki se razlikuje od komponent diska in haloa v Mlečni cesti). Čeprav upoštevajte, da Gonzalez et al. (Referenca Gonzalez 2015) ugotavlja, da je treba ugotoviti, ali imata obe komponenti MDF različno zgodovino nastajanja. Razgradnja zvezd na dve približno enaki komponenti iz Gonzalez et al. (Referenca Gonzalez 2015) je prikazana na sliki 5 iz raziskave GIBS (Zoccali et al. Reference Zoccali 2014), kjer ti dve populaciji dosežeta vrh pri [Fe / H] približno +0,25 dex in - 0,3 dex.

Slika 5. Iz Gonzalez et al. (Referenca Gonzalez 2015): MDF, pridobljen iz kombinacije štirih polj GIBS (visoke ločljivosti) in zvezd rdečih grudic iz Hill et al. (Referenčni hrib 2011). Porazdelitev gostote verjetnosti je prikazana na zgornji plošči kot črtkana črta, varianca gostote verjetnosti pa modra. Spodnja plošča prikazuje najboljši dve Gaussovi prileganju na zgornjo ploščo.

Dvokomponentna razgradnja postavi manj zvezd znotraj strukture boksov / arašidov ali X, kar približno 50% pripiše stari sferoidi (Hill et al. Reference Hill 2011). Model petih populacij Ness et al. (Referenca Ness 2013a) 95% zvezd pripisuje diskovnim zvezdam, pri čemer je populacija C (pri [Fe / H] = -0,7) disk zvezda, vendar preprosto ni del morfologije v obliki črke X (verjetno zato, ker je bila prvotno del bolj vročega debelega diska, ki se je dinamično manj odzival na nestabilnost). Ti dve interpretaciji imata torej različne posledice za zvezde v notranjosti glede na njihov izvor z diska in prispevek katere koli dodatne populacije, ki se razlikuje od katere koli druge populacije Mlečne ceste in posebej od izbokline, kot je na primer stari sferoid, ki je nastal z združitvami pri visokem rdečem premiku. Medtem ko je velik delež, do 50% zvezd pri dvokomponentni razgradnji, povezan s staro-sferoidno komponento, le

5% populacije pri razgradnji petih populacij je povezanih s katero koli staro sferoidno komponento in ta komponenta je lahko preprosto halo-zvezde, revne v kovini, v notranji regiji in ne edinstvena populacija izbokline.


Metalnost in starost izbočenih zvezd proti halou - Astronomija

    Kakovostna zgodovina SF od obstoja ali pomanjkanja pomembnih zvezdnih kazalnikov starosti, npr. Zgornje glavno zaporedje, supergianti, zvezde modre zanke, svetleče zvezde AGB, zvezde rdečih grudic, velikani, zvezde vodoravnih vej

    Natančna opazovanja porazdelitve zvezd v zgornjem glavnem zaporedju omejujejo spremembe SF v zadnjih nekaj Gyr (izvedljiva celotna lokalna skupina).

    Negotovosti zvezdnih evolucijskih sledi, ozračja

    Poskus Coimbra: več skupin pridobiva SFH iz istega nabora podatkov (polje v LMC), rezultati (Skillman 2002)

"katastrofa v Coimbri I" ali "prikaz uspeha s Coimbrinim eksperimentom"?

    Splošno soglasje, da je izboklina / halo skoraj izključno staro (npr. Zoccali et al 2003, van Loon et al 2002, Ortolani et al 1995), vendar so podrobnosti o starosti odvisne od razporeditve kovinskih in kovinskih primerjav GC. Potencialno najmočnejši dokazi prihajajo iz izboljšanega [/ Fe] (Rich & amp McWilliam 2000).

Zdi se, da stara komponenta (10 Gyr) obstaja na podlagi podatkov Hipparcosa (Binney et al. 2000, Jimenez et al. 1997)

    Zdi se, da se izboklina M31 razlikuje od izbokline MW: bolj bogata s kovinami in širša razporeditev kovinskih materialov in očitno znatna starostna razpršenost (Brown in sod. 2003, ACS CMD) onesnaženost diska eno možno opozorilo. Še ne morem ločiti dveh ločenih komponent v primerjavi z bolj neprekinjeno distribucijo.

    Najnovejši SF je najbolje preučen. Ni močnih dokazov za močno epizodno SF na lestvici Myr, npr. Dohm-Palmer et al. 1998 Možni globalni dogodki, ki jih vidimo v LMC / SMC, vendar verjetno ne gre za variacije več kot faktorja nekaj (toda glej Harrisa na tej konferenci), ki ne povzročajo dramatičnih razlik zaradi bližine velike galaksije?

    Široka paleta SFH. Draco, Ursa Minor, kipar, Leo II, Sextans, Tucana pretežno stari (toda nekateri "vmesni-stari") Leo I, Carina, Fornax pretežno v srednji starosti

Tudi dSph s pretežno starimi zvezdami lahko kažejo dokaze za daljša obdobja nastajanja zvezd na podlagi kemijskih dokazov (Ikuta & amp Arimoto 2002)


Naša galaksija Rimske ceste ima kozmični halo, star 11,4 milijarde let

Nova študija je z izjemno natančnostjo določila starost zunanjih krajev Mlečne ceste in osvetlila, kako so nastale naša galaksija in drugi po vsem vesolju.

Prejšnje študije notranjega haloa Rimske ceste - območja, ki obkroža znan spiralno oborožen disk galaksije - so ocenjevale, da je nastal pred 10 in 13 milijardami let. Nova študija to precej zmanjšuje, pri čemer je starost notranjega oreola vezana na 11,4 milijarde let, plus minus 700 milijonov let.

Ugotovitev naj bi astronomom pomagala, da bolje razumejo galaktični razvoj v splošnem smislu, je dejal avtor študije Jason Kalirai z Znanstvenega inštituta za vesoljski teleskop v Baltimoru.

"V bistvu ste odpravili eno glavnih ovir, da smo morali sestaviti popolno sliko o tem, kako se galaksije skozi čas razvijajo in oblikujejo," je za SPACE.com povedal Kalirai. [Osupljive fotografije naše Galaksije Rimske ceste]

Struktura Mlečne poti

Mlečna pot je sestavljena iz treh glavnih delov: osrednje izbokline, sorazmerno ravnega diska in grobo sferičnega okoliškega haloa.

Halo je sestavljen iz kroglastih kopic - gosto zapakiranih konglomeracij na stotisoče ali milijone zvezd - pa tudi enojnih "poljskih" zvezd, ki same sedijo v črnini vesolja. Mnogi znanstveniki menijo, da je halo sestavljen iz dveh ločenih zvezdnih populacij, zato regijo razdelijo na notranjo in zunanjo halo.

Te tri glavne sestavine Rimske ceste naj bi nastale v različnih časih, najprej pa se je oblikoval halo.

Najstarejše kroglaste kopice v naši galaksiji so stare 13,5 milijarde let, kar pomeni, da so nastale le 200 milijonov let po velikem poku, ki je ustvaril vesolje. Toda astronomi so imeli manj uspeha pri natančnem srečevanju zvezd s halo polji, zato se je razumevanje, kako in kdaj je celotni halo nastal, izmuzljivo. [Slike: Pogled nazaj v Veliki pok]

"Resnično nimamo dobre diagnostike starosti zvezd z majhno maso," je dejal Kalirai.

Za pomoč pri reševanju tega vprašanja je Kalirai pogledal umirajoče halo-poljske zvezde, ki so se pravkar prešle iz tovarn aktivne fuzije v čudne predmete, znane kot beli palčki.

Preučevanje novih belih palčkov

Beli palčki so ostanki sorazmerno majhnih zvezd, ki so izčrpale gorivo in za seboj pustile zatemnjena, a nadgosta jedra materiala. Velika večina zvezd v galaksiji, vključno z našim soncem, bo končala kot beli palčki.

Gostota belega škrata je milijonkrat večja od "običajne" snovi, ki smo je vajeni tukaj na Zemlji, je dejal Kalirai. Toda ta eksotična telesa so na pomembne načine pravzaprav precej preprosta.

"To je tako preprosta zvezda," je dejal Kalirai. "V fiziki zvezde prevladuje en atom - vodik."

Kalirai je izkoristil to nezapleteno naravo. Na podlagi podatkov več različnih teleskopov po vsem svetu je razvil način za določitev starosti novokovanega belega škrata z analizo emisij vodika.

Kalirai je spoznal, da te emisije, pravilno analizirane, razkrivajo maso belega pritlikavca in druge pomembne značilnosti, s pomočjo katerih lahko nato ocenimo, koliko je bil star objekt, ko je iz aktivne zvezde prešel na umirajočega škrata.

Tehniko je kalibriral s preučevanjem spektrov novonastalih belih palčkov, ki jih prepozna njihova temperatura, v kroglasti kopici Messier 4, ki ima znano starost približno 12,5 milijarde let. Ko je potrdil, da metoda deluje, je Kalirai pogledal štiri zvezde v notranjosti halo, ki so pravkar postale beli palčki.

Študij teh štirih je prinesel starost 11,7 milijarde let, plus ali minus 700 milijonov, za notranje polje halo. Rezultati, ki so veliko natančnejši od predhodnih ocen starosti halo, je dejal Kalirai, so bili danes (30. maja) objavljeni v reviji Nature.

"Ta novi chro & shynometer ponuja sredstvo za določanje starosti zvezdnih populacij v halou in bo povečal naše znanje o tem, kako in kje so se zvezde galaksij in rsquos oblikovale in razvijale," Timothy Beers iz Nacionalnega observatorija Kitt Peak in Nacionalne optične astronomije Observatorij v Tucsonu, Ariz., Je napisal v spremnem prispevku v Naravi.

Razumevanje Mlečne poti

Starost 11,7 milijarde let za notranji halo je smiselna. Zunanji halo naj bi bil navsezadnje nekoliko starejši, najstarejši jati galaksij pa kažejo, da so se gradniki Rimske ceste začeli združevati pred približno 13,5 milijardami leti.

Kalirai namerava pogledati na novo kovane bele pritlikavke v zunanji halo, da bi dobil starost za poljske zvezde v tej regiji. In želi tudi preučiti več palčkov v notranjem halou, da bo lahko bolje predstavil, kako dolgo so tam postajale zvezde.

Nove tehnike ni mogoče neposredno uporabiti za druge galaksije, saj so tako oddaljeni beli palčki pretemni, da bi lahko spektre podrobno preučevali. Toda rezultati bi morali astronomom še vedno pomagati razumeti osnove galaktičnega razvoja, ki presegajo našo lastno Rimsko cesto, je dejal Kalirai.

"Če poznate starost nastajanja notranjega halo, omejite nekaj bolj splošnega glede načinov, kako nastajajo galaksije," je dejal.


Dostopne možnosti

Pridobite popoln dostop do dnevnika za eno leto

Vse cene so neto cene.
DDV bo dodan kasneje na blagajni.
Izračun davka bo dokončan med plačilom.

Pridobite časovno omejen ali popoln dostop do člankov na ReadCube.

Vse cene so neto cene.


OBMOČJA OBILJA IN GALAKTIČNA KEMIJSKA EVOLUCIJA

PovzetekMetalnost zvezd v Galaksiji je od [Fe / H] = −4 do +0,5 dex, številčnost sončnega železa pa je ε (Fe) = 7,51 ± 0,01 dex. Povprečne vrednosti [Fe / H] v sončni soseščini, halou in galaktični izboklini so –0,2, –1,6 in –0,2 dex.

Podrobna analiza številčnosti razkriva, da galaktični disk, halo in izboklina kažejo edinstvene vzorce številčnosti O, Mg, Si, Ca in Ti ter zajem nevtronskih elementov. Ti podpisi kažejo, da ima okolje pomembno vlogo pri kemijskem razvoju in da imajo supernove številne okuse z različnimi donosi elementov.

300-kratna razpršenost v številnih težkih elementih najbolj kovinsko revnih zvezd kaže na nepopolno mešanje izmetov iz posamezne supernove z zelo različnimi donosi v oblakih 10 ∼ M.

Sestava zvezd zvezde Orion kaže, da so regije, ki tvorijo zvezde, bistveno samobogatene v časovnem obsegu 80 milijonov let. Hitri modeli samobogatenja in nehomogenega kemijskega razvoja so potrebni, da se ujemajo z opaženimi trendi številčnosti in razpršenostjo v razmerju starost-kovinskost.


7 ARGUMENTOV ZA IZPUŠČANJE VMESNEGA STAROSTI: ASIMPTOTIČNE VELIKE ZVEZDE IN PLANETARNE NEBULE

Asimptotična velikanska veja in PNe sta ločeno okno v zgodovino nastajanja zvezd zvezdne populacije.

Whitelock, Feast in amp Catchpole (Referenca Whitelock, Feast in Catchpole 1991) so uporabili 4 leta skoraj IR-fotometrije za preučevanje pulzirajočih obdobij spremenljivk Mira, opaženih proti galaktični izboklini. Dobe so bile določene za 104 predmete, od katerih je bil način razporeditve obdobja

475 d, z najmanjšim in največ 170 oziroma 722 d. To je bilo v nasprotju z obdobji

250 d, povezanih s starimi populacijami (debel disk, halo, kroglasta kopica), in veliko daljša obdobja (do 2 000 d), povezana z mladimi zvezdnimi populacijami na tankem disku (Feast & amp Whitelock Reference Feast in Whitelock 1987). Ocenili so povprečno starost za rodovitno populacijo populacije Mira v Ljubljani t

3 Gyr in izpostavil začetno kovinskost in številčnost helija kot vira večje negotovosti. V zadnjem času so Matsunaga in sod. (Referenca Matsunaga 2009) je analiziral vzorec 1 364 spremenljivk Mira proti galaktičnemu središču, toliko bližje ravnini. Njihova porazdelitev v obdobju se giblje med 100 ≲ P/ d ≲ 630d, z načinom njihove distribucije P

300 d, nakazuje še mlajše starosti kot delo Whitelock, Feast in amp Catchpole (Reference Whitelock, Feast and Catchpole 1991).

Gesicki et al. (Referenca Gesicki, Zijlstra, Hajduk in Szyszka 2014) je sklepal na belega pritlikavca / osrednjo zvezdo PNe mas 31 galaktičnih izboklin PNe, iz katerih so bile začetne zvezdne mase (in s tem grobe starosti) ocenjene s pomočjo razmerja med začetno in končno maso , Po uporabi empiričnega razmerja med začetno in končno maso iz grozdov (Casewell et al. Reference Casewell 2009), Gesicki et al. (Referenca Gesicki, Zijlstra, Hajduk in Szyszka 2014) so ​​izpeljali zgodovino nastajanja zvezd za rodovno populacijo izboklin PNe, za katero menijo, da ni verjetna. Tudi po popravljanju selekcijskih učinkov, kot je od mase odvisna življenjska doba faze PNe, so sklepali, da je starostna porazdelitev močno dosegla t

3 Gyr. Gesicki et al. (Referenca Gesicki, Zijlstra, Hajduk in Szyszka 2014) je uporabil popravek premika razmerja med začetno in končno maso izbočenih zvezd, da bi se na končnih točkah strinjal z meritvami starosti Bensbyja et al. (Referenca Bensby 2013). Ugotovili so, da je zgodovina nastajanja zvezd Galaktične izbokline dosegla vrhunec

3 Gyr, z zelo počasnim upadanjem števila do starosti

11 Gyr, nato pa vrh pri 15 Gyr. V zaključku sta Gesicki in sod. (Referenca Gesicki, Zijlstra, Hajduk in Szyszka 2014) navajajo, da je kovinsko revna komponenta izbokline premalo zastopana med izboklinami PNe.

Nedavna, podobna preiskava je raziskava Buella (Reference Buell 2013), ki je metaanaliza predhodno objavljenih podatkov o izboklinah PNe (Cuisinier et al. Reference Cuisinier, Maciel, Köppen, Acker in Stenholm 2000 Escudero, Costa in amp Maciel Reference Escudero, Costa in Maciel 2004 Exter, Barlow in amp Walton Reference Exter, Barlow in Walton 2004 Ratag et al. Reference Ratag, Pottasch, Dennefeld in Menzies 1992, Reference Ratag, Pottasch, Dennefeld in Menzies 1997 Liu et al. Reference Liu, Luo , Barlow, Danziger in Storey 2001 Wang & amp Liu Reference Wang in Liu 2007) in sklop posodobljenih modelov, razvitih v tem delu. Metoda Buella (Referenca Buell 2013) upošteva tako izpeljano maso belega pritlikavca kot opaženo količino (vključno) helija PNe. Buell (Referenca Buell 2013) ugotavlja, da imajo najprimernejši modeli za reprodukcijo povprečja porazdelitve progenitorne mase glavnega zaporedja $ M sim 1.5 text_ < odot> $ in začetna vsebnost helija Y.

0,32, kar kaže na najvišjo starost t

3 Gyr in razmerje obogatitve helija in kovin $ textY / besediloZ približno 4 $. Ti modeli se ujemajo tudi z asimptotično velikansko svetilnostjo konice veje Galaktične izbokline.

Tretja tovrstna preiskava je Delgado-Inglada et al. (Referenca Delgado-Inglada, Rodríguez, Peimbert, Stasińska in Morisset 2015), ki so preučevali 20 PNe v izboklini in disku ter merili tudi številčnosti Ar, C, Cl, He, N, Ne in O glede na H. Njihove najboljše -fit modeli kažejo, da je njihov izbočeni podvzorec z vsebnostjo helija v območju 0,28 ≲ Y. ≲ 0,43, so najprimernejši za rodovnike z začetnimi masami $ M sim 2 hbox <--> 4 text_ < odot> $. Menijo, da so te začetne mase malo verjetne zaradi drugih omejitev v zgodovini nastajanja zvezd izbokline in opozarjajo na analizo Buella (Referenca Buell 2013), ki je uporabil He-izboljšane modele za ujemanje populacije izboklin PNe.

Drugačno diagnostiko so raziskali Uttenthaler in sod. (Reference Uttenthaler 2007): spektroskopske številčnosti asimptotičnih velikanskih zvezd. Technetium, nestabilen element, sintetiziran preko s-proces, je bil v spektrih identificiran v 4 od 27 preučevanih zvezd. Uttenthaler et al. (Referenca Uttenthaler 2007) je izjavil, da je za to potrebno tretje izkopavanje in s tem razmeroma velike začetne mase ($ M gtrsim 1,5 text_ < odot> $) in mladih starosti za precejšen del izbočene zvezdne populacije. Nazadnje, Jiménez-Esteban & amp Engels (Referenca Jiménez-Esteban in Engels 2015) je nedavno prilagodil evolucijske modele in modele prahu večvalovnim opazovanjem najbolj rdečih galaktičnih izboklin asimptotičnih velikanskih zvezd in ocenil začetni masni razpon 1,1 $ lesssim M / besedilo_ < odot> manjsim 6,0 $.

Skrb za te trditve je občutljivost napovedi zvezdnih modelov na kemijo. Karakas, Marino in amp Nataf (Referenca Karakas, Marino in Nataf 2014) so ​​pokazali, da je teoretično razmerje med začetno in končno maso zelo občutljivo na številčnost začetnega helija. Pri fiksni začetni masi imajo zvezde, obogatene s helijem, krajše življenje in za seboj puščajo bolj masivne bele pritlikavke. Karakas (Referenca Karakas 2014) je pozneje pokazal, da napovedi ogljikovih zvezd in tretji poglabljanje postanejo manj verjetni, ko se povečata začetna kovinskost in / ali začetna številčnost helija.

Ne glede na večinoma neraziskane negotovosti diagnostika galaktičnih izbočenih asimptotičnih velikanskih zvezd neprestano zagovarja zvezdno populacijo s precejšnjo in verjetno prevladujočo zvezdo pred 2 in 8 leti.


Metalnost in starost izbočenih zvezd proti halou - Astronomija

Čeprav je tam zunaj milijarde galaksij, živimo v njih galaksija. Ko besedo uporabimo z veliko začetnico, se nanaša na Galaksijo Rimske ceste. To je ostanek iz časov, ko nihče ni vedel, da obstajajo druge galaksije. Kaj pa je galaksija in v čem se razlikuje od a zvezdna kopica?

Tako galaksije kot zvezdne kopice so zbirke zvezd, ki jih drži njihova medsebojna gravitacijska sila. Večja kot je masa, močnejša je privlačna sila. Vendar je več razlik kot podobnosti.

Zvezdaste kopice so na voljo v dveh sortah: odprto in kroglast. Odprte kopice so nepravilne oblike, kroglaste kopice pa so sferične. Galaksije so običajno eliptične ali spiralne oblike, obstajajo pa nepravilne. [Več o vrstah galaksij lahko izveste s klikom na povezavo & ldquoKaj je galaksija? & Rdquo na koncu tega članka.]

Zvezde
Galaksije vsebujejo zvezde različnih starosti in sestave. Toda vsem zvezdnim kopicam je eno skupno. Zvezde v dani kopici so nastale iz istega molekularnega oblaka in so podobne starosti in sestave.

V Mlečni poti so bile zvezde kroglastih kopic nekatere od prvih zvezd v Galaksiji. Stari so več kot deset milijard let, več kot dvakrat starejši od Sonca. Teh je približno 150. Odprti grozdi pa so redko stari več kot nekaj sto milijonov let. Pravzaprav se še vedno oblikujejo v regijah z veliko plina in prahu za nove zvezde. Čeprav astronomi vedo za več kot dva tisoč odprtih grozdov, jih je verjetno več kot desetkrat več.

Globularne kopice imajo nizko raven elementov, težjih od vodika in helija. Ker so ti elementi narejeni v zvezdah in v eksplozijah supernove, meglice bogatijo prejšnje generacije zvezd. To pomeni, da imajo stare kroglaste kopice nizke deleže teh težjih elementov, vendar jih imajo mladi odprti grozdi velik delež.

Velikost
Mnoge odprte kopice imajo manj kot sto zvezd, največje pa le redko vsebujejo več kot tisoč zvezd. This means that the gravitational attraction of the stars is comparatively weak, so these clusters tend to break up over time.

The globular clusters are spherical. They have diameters of 100 - 300 light years, and contain from tens of thousands to over a million stars. For example, the Hercules Globular Cluster has about 300,000 stars.

To me, 300,000 stars &mdash and certainly a million stars &mdash sounds like a lot. Nevertheless galaxies are much bigger. Even the smaller dwarf galaxies are likely to have a few tens of millions of stars. The largest dwarfs may have a few billion.

If a dwarf galaxy can have over a billion stars, how big is a full-sized galaxy? The Milky Way, for example, has about 300 billion stars, and its disk is over 100,000 light years in diameter. Our neighbor, the Andromeda Galaxy, has three times as many stars and a disk about twice the diameter of the Milky Way's. They are both large galaxies, but not monster galaxies. All the galaxies we know are dwarfed by IC 1101, a supergiant elliptical galaxy six million light years in diameter.

Star clusters orbit the center of a galaxy just as the other stars do. Whatever size a cluster may be, it's part of an even bigger galaxy. The galaxy is not only bigger, but in addition to all its visible matter, has even larger amounts of dark matter. Dark matter has a gravitational effect, but can't be seen in any kind of light.

Open cluster or galactic cluster?
Galactic cluster is just an older name for an open cluster. These clusters are located in the galactic disk, as this is where star formation is occurring. Izraz galactic distinguished them from the globular clusters which are in the bulge or out in the halo of the Galaxy. This diagram shows the structure of the Milky Way and you can see that although the disk is in the Galactic plane, the halo is outside the disk.

We now prefer the term open cluster, both as a contrast to the shape of the globular clusters and to avoid confusion with galaxy clusters. Galaxy clusters are entirely different objects – they are clusters of galaxies.

Avtorske pravice in kopija vsebine 2021 Mona Evans. Vse pravice pridržane.
To vsebino je napisala Mona Evans. Če želite to vsebino uporabiti na kakršen koli način, potrebujete pisno dovoljenje. Za podrobnosti se obrnite na Mono Evans.