Czerwony olbrzym odległy o 16 000 lat świetlnych wydaje się być prawdziwym członkiem drugiej generacji gwiazd we Wszechświecie.
Z analizy obfitości chemicznej wynika, że zawiera on pierwiastki, które powstały przy życiu i śmierci tylko jednej gwiazdy pierwszego pokolenia. Dlatego z jego pomocą możemy znaleźć nawet pierwszą generację gwiazd, które kiedykolwiek się narodziły – z których żadna nie została jeszcze odkryta.
Ponadto naukowcy przeprowadzili analizę za pomocą fotometrii, techniki, która mierzy intensywność światła, a tym samym oferuje nowy sposób znajdowania takich starożytnych obiektów.
„Zgłosiliśmy odkrycie SPLUS J210428.01-004934.2 (zwanego dalej SPLUS J2104-0049), bardzo słabej gwiazdy wybranej z jej wąskopasmowego S-PLUS i potwierdzonej przez spektroskopię o średniej i wysokiej rozdzielczości”, Naukowcy napisali w swoim artykule.
„Te obserwacje potwierdzające koncepcję są częścią ciągłych wysiłków mających na celu potwierdzenie spektrofotometrycznie nisko metalicznych filtrów zidentyfikowanych na podstawie fotometrii wąskopasmowej”.
Chociaż wydaje nam się, że całkiem dobrze rozumiemy, jak wyrósł wszechświat wielka eksplozja Do wysadzanej gwiazdami chwały, którą znamy i kochamy dzisiaj, pierwsze gwiazdy, których światła migoczą w pierwotnej ciemności, znane jako gwiazdy populacji III, pozostają tajemnicą.
Obecne procesy formowania się gwiazd dają nam pewne wskazówki na temat tego, jak te wczesne gwiazdy trzymały się razem, ale dopóki ich nie znajdziemy, budujemy naszą wiedzę na niekompletnych informacjach.
Jednym ze śladów bułki tartej jest Populacja 2 gwiazdki – kilka następnych pokoleń po populacji III. Spośród nich pokolenie, które następuje bezpośrednio po trzeciej populacji, jest prawdopodobnie najbardziej ekscytujące, ponieważ ich skład jest najbliższy trzeciej populacji.
Możemy je zidentyfikować po wyjątkowo niskiej zawartości pierwiastków, takich jak węgiel, żelazo, tlen, magnez i lit, które są wykrywane poprzez analizę widma światła emitowanego przez gwiazdę, które zawiera chemiczne odciski palców pierwiastków w niej zawartych.
Dzieje się tak, ponieważ przed pojawieniem się gwiazd nie było żadnych ciężkich pierwiastków – wszechświat był swego rodzaju mętną zupą składającą się głównie z wodoru i helu. Kiedy powstały pierwsze gwiazdy, to właśnie powinni byli zrobić z nich – w wyniku procesu termojądrowej syntezy w ich jądrach uformowały się cięższe pierwiastki.
Najpierw wodór jest włączany do helu, następnie hel do węgla, i tak dalej, aż do żelaza, w zależności od masy gwiazdy (najmniejsze nie mają wystarczającej energii, aby stopić hel w węgiel, kończąc swoje życie, gdy osiągną ten punkt ). Nawet największe gwiazdy nie mają wystarczającej ilości energii, aby stopić żelazo. Kiedy jego rdzeń jest w całości z żelaza, przekształca się w supernową.
Te masywne kosmiczne eksplozje wyrzucają całą magmę w bliską przestrzeń kosmiczną. Ponadto eksplozje są bardzo energiczne, generują szereg reakcji jądrowych, które tworzą cięższe pierwiastki, takie jak złoto, srebro, tor i uran. Następnie z obłoków, które zawierają te materiały i mają wyższą zawartość minerałów niż gwiazdy, które pojawiły się wcześniej, powstają małe gwiazdy.
Dzisiejsze gwiazdy – pierwsi mieszkańcy – mają najwyższą zawartość minerałów. (Oznacza to, że ostatecznie żadne nowe gwiazdy nie będą mogły się uformować, ponieważ Zapas wodoru we wszechświecie jest ograniczony Szczęśliwe czasy.) A gwiazdy, które narodziły się, gdy Wszechświat był bardzo młody, mają bardzo niską zawartość minerałów, a pierwsze gwiazdy znane są jako bardzo słabe gwiazdy lub gwiazdy UMP.
Są to prawdziwe UMP gwiazdy II, bogate w materiał pobrany tylko z jednej supernowej populacji.
Korzystając ze skanu o nazwie S-PLUS, zespół astronomów pod kierownictwem NOIRLab National Science Foundation zidentyfikował SPLUS J210428-004934 i chociaż nie ma on najniższego metalicznego stopnia, jaki do tej pory odkryliśmy (ten zaszczyt należy do SMS J0313-6708), Ma pośredni minerał UMP.
Zawiera również najmniej bogate w węgiel astronomowie, jakie kiedykolwiek widzieli w gwieździe, która jest wyjątkowo uboga w minerały. Naukowcy stwierdzili, że może to dać nam nowe, ważne ograniczenie ewolucji gwiazd i modeli progenitorowych dla bardzo niskich metali.
Aby zobaczyć, jak może powstać gwiazda, przeprowadzili modelowanie teoretyczne. Odkryli, że obfitość chemiczna obserwowana w SPLUS J210428-004934, w tym niskoemisyjna i bardziej naturalna obfitość gwiazd UMP dla innych pierwiastków, może być lepiej odtworzona przez wysokoenergetyczną supernową pojedynczej gwiazdy III o masie 29,5 razy większej od masy gwiazdy III. Słońce.
Jednak modelowanie bliższych pasowań nadal nie mogło wyprodukować wystarczającej ilości krzemu, aby dokładnie powielić SPLUS J210428-004934. I zalecają poszukiwanie bardziej starożytnych gwiazd o podobnych właściwościach chemicznych, aby spróbować rozwiązać tę dziwną sprzeczność.
„Dodatkowe gwiazdy UMP zidentyfikowane na podstawie fotometrii S-PLUS znacznie poprawią naszą wiedzę na temat gwiazd Pop III i umożliwią znalezienie małej masy, wolnej od metali gwiazdy wciąż żyjącej w naszej galaktyce”, Naukowcy napisali.
Ich artykuł został opublikowany w Astrophysical Journal Letters.
„Introwertyk. Myśliciel. Rozwiązuje problemy. Specjalista od złego piwa. Skłonny do apatii. Ekspert od mediów społecznościowych. Wielokrotnie nagradzany fanatyk jedzenia.”
