Credit: SDSS/NAOJ
Σχήμα 1: Μια οπτική εικόνα του αστεριού SDSS J0018-0939, που λαμβάνεται από την έρευνα Sloan Digital Sky. Αυτό είναι ένα χαμηλής μάζας αστέρι με μάζα περίπου τη μισή από του Ήλιου., η απόσταση από αυτό το αστέρι είναι περίπου 1.000 έτη φωτός., η θέση του στον ουρανό είναι κοντά στον αστερισμό του Κήτους.
Μια ομάδα αστρονόμων από το Εθνικό Αστρονομικό Παρατηρητήριο της Ιαπωνίας (NAOJ), το Πανεπιστήμιο του Κόναν, το Πανεπιστήμιο του Hyogo της Ιαπωνίας, το Πανεπιστήμιο της Notre Dame, και το Νέου Μεξικού, Πολιτειακό Πανεπιστήμιο, έχει χρησιμοποιήσει το 8,2 μ τηλεσκόπιο Subaru υψηλής Διασποράς φασματογράφο (HDS) για να ανακαλύψει ένα χαμηλής μάζας αστέρι, το SDSS J0018-0939 (Εικ. 1), που παρουσιάζει τις ιδιαίτερες αναλογίες χημικής αφθονίας που σχετίζονται με τη διαδικασία της δημιουργίας νέων ατομικών πυρήνων (νουκλεοσύνθεση) σε ένα πρώτης γενιάς πολύ-ογκώδες άστρο.
Μέχρι τώρα, δεν υπάρχει απόδειξη παρατήρησης που να υποστηρίζει τις αριθμητικές προσομοιώσεις της ύπαρξης των πολύ ογκωδών άστρων μεταξύ της πρώτης γενιάς των αστέρων που σχηματίζονται μετά τη Μεγάλη Έκρηξη.
Credit: NAOJ
Εικόνα 2: Οι αναλογίες χημικής αφθονίας (σε σχέση με το σίδηρο) του SDSS J0018-0939 (κόκκινοι κύκλοι) σε σύγκριση με τις προβλέψεις του μοντέλου για μια έκρηξη σουπερνόβα από ένα τεράστιο αστέρι. Το μοντέλο εξηγεί καλά τις χημικές αναλογίες αφθονίας ενός αστεριού σύγκρισης (ένα παρόμοιο, χαμηλής μάζας αστέρι, G39-36., Μπλε τρίγωνα), ενώ τα ελαφρύτερα στοιχεία, όπως άνθρακας και μαγνήσιο, καθώς και το βαρύτερο στοιχείο κοβαλτίου, του SDSS J0018-0939 δεν έχουν αναπαραχθεί καλά.
Τα αστέρια με μάζες ελαφρώς μικρότερη από τον Ήλιο, έχουν πολύ μεγάλη διάρκεια ζωής, και εξακολουθούν να λάμπουν για αρκετό καιρό.
Ο Γαλαξίας μας περιέχει τέτοια χαμηλής μάζας αστέρια με χαμηλή συνολική περιεκτικότητα σε μέταλλα, συμπεριλαμβανομένων των στοιχείων που παράγονται από τα πρώτα ογκώδη αστέρια.
Τα διακριτικά μοτίβα χημικής αφθονίας από αυτά τα αστέρια, μπορούν να χρησιμοποιηθούν για να υπολογιστούν οι μάζες των πρώτων άστρων.
Credit: NAOJ
Σχήμα 3: Οι αναλογίες χημικής αφθονίας (σε σχέση με το σίδηρο) του SDSS J0018-0939 (κόκκινοι κύκλοι) σε σύγκριση με το μοντέλο πρόβλεψης για τις εκρήξεις των πολύ ογκωδών άστρων. Η μαύρη γραμμή υποδεικνύει το μοντέλο του ενός ασταθούς ζεύγους σουπερνόβα από ένα αστέρι με 300 ηλιακές μάζες, ενώ η μπλε γραμμή δείχνει το μοντέλο μιας έκρηξης που προκλήθηκε από κατάρρευση του πυρήνα ενός αστέρα με 1.000 ηλιακές μάζες. Οι αναλογίες αφθονίας του νατρίου (Na) και αλουμινίου (ΑΙ), τα οποία δεν έχουν αναπαραχθεί καλά από τα μοντέλα αυτά, μπορεί να παράγονται κατά τη διάρκεια της εξέλιξης των αστέρων πριν από την έκρηξη, αλλά αυτό δεν περιλαμβάνεται στο τρέχον μοντέλο.
Τα μοντέλα νουκλεοσύνθεσης για εκρήξεις σουπερνόβα των τεράστιων άστρων, τα οποία αναπαράγουν με επιτυχία τις αναλογίες αφθονίας που βρέθηκαν στα περισσότερα από τα αστέρια στις αρχικές γενιές, προηγουμένως γνωστές (. Σχήμα 2) δεν εξηγούν άμεσα τους χημικούς δείκτες αφθονίας που παρατηρήθηκαν πρόσφατα από το αστέρι που ανακαλύφθηκε νωρίτερα.
Credit: NAOJ
Εικόνα 4: καλλιτεχνική απεικόνιση από ογκώδη, φωτεινά αστέρια πρώτης γενιάς στο Σύμπαν το οποίο θα αποτελέσει ένα σύμπλεγμα. Τα πιο ογκώδη από αυτά, τα οποία θα μπορούσαν να είναι πάνω από 100 φορές μεγαλύτερης μάζας από τον Ήλιο, εκρήγνυνται και εκτινάσουν υλικό που περιλαμβάνει βαριά στοιχεία, κυρίως σίδηρο.
Η ανακάλυψη ενός άστρου που θα μπορούσε να έχει καταγράψει τις χημικές αποδόσεις της πρώτης γενιάς του πολύ-ογκώδους άστρου, θα "τονώσει" περαιτέρω τη μοντελοποίηση της εξέλιξης των πολύ ογκωδών αστέρων και τις διαδικασίες νουκλεοσύνθεσης που συνέβησαν κατά τη διάρκεια των εκρήξεων τους.
Εάν μια πιο λεπτομερής μοντελοποίηση των στοιχειωδών προτύπων αφθονίας σε αυτό το αστέρι επιβεβαιώσει την ύπαρξη των πολύ ογκωδών άστρων, αυτή η νέα ανακάλυψη θα βοηθήσει να επικεντρωθεί η κατανόηση του σχηματισμού των πρώτων άστρων και η γέννηση των στοιχείων.
Credit: NAOJ
Σχήμα 5: καλλιτεχνική απεικόνιση της νέας γενιάς αστέρων. Το υλικό που περιλαμβάνει βαριά στοιχεία από την πρώτη γενιά, των πολύ ογκωδών άστρων αναμιγνύεται με υδρογόνο γύρω από το αστέρι. Οι νέες γενιές αστέρων που σχηματίζονται από τα νέφη αερίου που περιλάμβανουν μικρή ποσότητα βαρέων στοιχείων. Το SDSS J0018-0939, ένα χαμηλής μάζας αστέρι με μεγάλη διάρκεια ζωής, διαμορφώνεται ως ένα από αυτά τα αστέρια δεύτερης γενιάς, παρουσιάζοντας στοιχεία της πρώτης γενιάς ενός πολύ-ογκώδους αστεριού.
Περαιτέρω έρευνα για να βρουν τις πρώτες γενιές των, φτωχών σε μέταλλα αστέρων χαμηλής μάζας είναι απαραίτητο να εκτιμηθεί το ποσοστό των πολύ ογκωδών άστρων μεταξύ των πρώτων άστρων. Εάν τα πολύ ογκώδη αστέρια είναι σχετικά συχνά, τα επόμενης γενιάς μεγάλα τηλεσκόπια όπως, το Τριάντα Μέτρων τηλεσκόπιο (TMT) και το διαστημικό τηλεσκόπιο Τζέιμς Γουέμπ (JWST) θα έχουν τη δυνατότητα να ανιχνεύσουν άμεσα ομάδες τέτοιων πρώτων αστέρων σε μελέτες από τους πιο μακρινούς γαλαξίες
......................................
___________________
Το πιο «παλιό» αστέρι
Η χημική υπογραφή ενός από τα πρώτα άστρα του Σύμπαντος εντοπίσθηκε από ιάπωνες αστροφυσικούς
(Καλλιτεχνική απεικόνιση πρωτο-αστέρων NASA/JPL)
Τα πρώτα άστρα του Σύμπαντος ήταν μεγάλα και έβρισκαν υπερβολικά βίαιο εκρηκτικό θάνατο σύμφωνα με μελέτη που εντόπισε τη χημική υπογραφή ενός πρωτο-αστέρα
Ουάσινγκτον
Την «υπογραφή» ενός πρωτο-αστέρα υποστηρίζουν ότι εντόπισαν ιάπωνες αστροφυσικοί στη χημική σύσταση ενός άστρου που βρίσκεται στον αστερισμό του Κήτους και απέχει μόλις 1.000 έτη φωτός από τη Γη. Η ανακάλυψη, αν επιβεβαιωθεί, προσφέρει στους επιστήμονες την πρώτη «ματιά» στα πρώτα αστέρια που δημιουργήθηκαν στο Σύμπαν και δείχνει ότι αυτά ήταν εξαιρετικά μεγάλα και πέθαναν με έναν υπερβολικά βίαιο εκρηκτικό θάνατο.
Τα πρώτα άστρα
Σύμφωνα με τα θεωρητικά μοντέλα των επιστημόνων τα πρώτα άστρα που δημιουργήθηκαν στο Σύμπαν είχαν μεγάλο μέγεθος (μετά τη Μεγάλη Εκρηξη στο Σύμπαν υπήρχε μόνο υδρογόνο, ήλιο και λίγο λίθιο, αέρια τα οποία μπορούν να «γεννήσουν» μόνο μεγάλους και φωτεινούς αστέρες) και σύντομη ζωή. Εικάζεται ότι μπορεί να ήταν έως και εκατοντάδες φορές μεγαλύτερα από τον Ηλιο και ότι κατέρρευσαν σχετικά γρήγορα σε τεράστιες εκρήξεις σουπερνόβα δημιουργώντας την επόμενη γενιά αστέρων με βαρύτερα χημικά στοιχεία.
Ακριβώς όμως επειδή αυτή η πρώτη αστρική γενιά – η οποία αποκαλείται συχνά από τους αστρονόμους «πληθυσμός ΙΙΙ» – έλαμψε και έσβησε τόσο νωρίς σήμερα δεν μπορούμε να δούμε κανέναν εκπρόσωπό της. Αυτό περιορίζει σημαντικά τις γνώσεις μας καθώς το μέγεθος της μάζας των πρωτο-αστέρων είναι καθοριστικής σημασίας για τη διάρκεια της ζωής τους και για τα χημικά στοιχεία που θα μπορούσαν να παραγάγουν με τις εκρήξεις τους: όσο πιο μεγάλοι ήταν τόσο πιο γρήγορα θα κατέρρεαν, χωρίς να είναι σε θέση να παραγάγουν στοιχεία βαρύτερα από τον σίδηρο, ενώ αν ήταν μικρότεροι θα είχαν μεγαλύτερη διάρκεια ζωής και θα παρήγαγαν πιο βαριά στοιχεία.
Υπερμεγέθεις και υπερ-εκρηκτικοί
Τώρα μια ομάδα επιστημόνων με επικεφαλής τον Ουάκο Αόκι από το Εθνικό Αστεροσκοπείο της Ιαπωνίας στο Τόκιο (NAO) υποστηρίζει ότι εντόπισε ένα άστρο, το SDSS J001820.5–093939.2, το οποίο φαίνεται να έχει δημιουργηθεί από τη σκόνη που άφησε πίσω της η έκρηξη ενός πρωτο-αστέρα. Όπως περιγράφουν στη μελέτη τους που δημοσιεύθηκε στην επιθεώρηση «Science» οι ερευνητές εξέτασαν τον SDSS J001820.5–093939.2 με φάσματα υψηλής ανάλυσης από το ιαπωνικό τηλεσκόπιο Subaru στη Χαβάη και ανακάλυψαν ότι η χημική του σύσταση ξεφεύγει από τα συνηθισμένα. «Είναι ένα μοναδικό άστρο με ένα πολύ ιδιαίτερο χημικό μοτίβο το οποίο δεν έχουμε ξαναδεί ως τώρα»δήλωσε ο κ. Αόκι στο ειδησεογραφικό τμήμα του «Science».
Σύμφωνα με τις αναλύσεις ο SDSS J001820.5–093939.2 ανήκει στους λεγόμενους αστέρες χαμηλής μεταλλικότητας αλλά διαφέρει από όλους τους άλλους Είναι υπερβολικά φτωχός σε μέταλλα: περιέχει λίγο σίδηρο (1.000 φορές λιγότερο από ό,τι ο Ηλιος) και σχεδόν καθόλου βαρύτερα μέταλλα όπως το στρόντιο ή το βάριο. Επίσης η χημική του σύσταση παρουσιάζει μεγάλη δυσαναλογία ανάμεσα στα στοιχεία με ζυγό ατομικό αριθμό (τα οποία είναι πολύ περισσότερο) και στα στοιχεία με μονό ατομικό αριθμό. «Τα χαρακτηριστικά αυτά προβλέπονται από τα μοντέλα νουκλεοσύνθεσης για υπερκαινοφανείς αστέρες ή αστέρες με μάζα μεγαλύτερη από 140 φορές από αυτή του Ηλιου» σημειώνουν οι ερευνητές στη μελέτη τους «κάτι το οποίο υποδηλώνει ότι η κατανομή μάζας των αστέρων πρώτης γενιάς ίσως εκτείνεται στις 100 ηλιακές μάζες ή και περισσότερο».
Αυτό σημαίνει ότι οι αστέρες του πληθυσμού ΙΙΙ ήταν μάλλον μεγαλύτεροι από ό,τι πίστευαν ως τώρα οι επιστήμονες κσι ότι, ακριβώς εξαιτίας του τεράστιου μεγέθους τους, κατέληγαν σε έναν εξαιρετικά βίαιο θάνατο. Ο κ. Αόκι υποστηρίζει ότι κατέρρεαν με εκρήξεις αστάθειας ζεύγους οι οποίες ήταν 10 ως 100 φορές πιο ισχυρές από αυτές των συνηθισμένων σουπερνόβα που μπορούμε να παρατηρήσουμε στον γαλαξία μας. Ειδικοί από άλλα ερευνητικά κέντρα που δεν συμμετείχαν στη μελέτη χαρακτήρισαν τα ευρήματα σημαντικά, αν και ορισμένοι επεσήμαναν ότι δεν μπορεί να αποκλειστεί το ενδεχόμενο ο SDSS J001820.5–093939.2 να αποτελεί προϊόν όχι μόνο μιας αλλά περισσότερων αστρικών εκρήξεων. Κάποιοι εξέφρασαν την ελπίδα ότι το διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb, που θα εκτοξευθεί το 2018 διαδεχόμενο το Hubble, θα μπορέσει να «συλλάβει» τα ίχνη κάποιας τέτοιας «αρχαίας» έκρηξης προσφέροντας σαφέστερα στοιχεία.
Μετάφραση: To-New-Sas
Πηγή: phys.org , tovima.gr
Δεν υπάρχουν σχόλια :
Δημοσίευση σχολίου