Есть всего 3 популяции звезд, но «поколения» - более сложный вопрос.
Когда мы смотрим на звезды во Вселенной, мы разделяем их на три разные категории. Первое поколение звезд было сформировано из материала, образовавшегося исключительно во время Большого взрыва: только водорода и гелия с точностью 99,999999%. Вторая категория включает небольшую долю более тяжелых элементов, образовавшихся в ядерных топках первого поколения звезд. Эти звезды до сих пор существуют даже в нашей собственной галактике: на окраинах галактик, в гало Млечного Пути и в самых древних шаровых скоплениях. Наконец, есть звезды, подобные Солнцу, которые появляются только после того, как несколько поколений звезд жили и умерли, обеспечивая сырье для образования звезды, подобной нашей. Но сколько же могло быть поколений звезд? Вот что хочет знать Джеймс Билл, спрашивая:
«Вы и другие писали, что наше Солнце - звезда по крайней мере 3-го поколения, и, возможно существуют звезды 6-го поколения. Одна вещь, которую я не знаю, - есть ли предел тому, сколько поколений может быть?»
На самом деле предел есть, но он не очень хороший. Вот что мы знаем.
Иллюстрация CR7, первой обнаруженной галактики, в которой, как считалось, располагались звезды населения III: первые звезды, когда-либо сформировавшиеся во Вселенной. Дальнейшие наблюдения показали, что до этого все звезды внутри нее имели по крайней мере одно поколение; в лучшем случае это звезды населения II. (ESO / M. KORNMESSER)
Когда мы говорим о звездах, мы должны быть осторожны и говорить об одном и том же. С одной стороны, мы действительно делим звезды на три разные популяции. Они названы, без шуток, звездами Населения I, Населения II и Населения III. Они были названы в порядке открытия:
Звезды населения I - это звезды, подобные нашему Солнцу: они богаты тяжелыми элементами (~ 1% или более элементов тяжелее гелия), что возможно только в том случае, если несколько поколений ранее существовавших звезд жили и умерли.
Звезды населения II - это звезды гораздо более чистые, чем наше Солнце: они содержат только часть тяжелых элементов, которые есть у нашего Солнца, и встречаются только в регионах, в которых было относительно небольшое количество предшествующих звездообразований.
Звезды популяции III еще предстоит открыть, но они представляют собой самые первые звезды, которые должны были образоваться: с нулевым «загрязнением» от предыдущих поколений звезд.
Звезды населения I были обнаружены первыми (очевидно), поскольку они представляют собой большинство звезд на нашем небе.
В скоплении Terzan 5 присутствует много старых звезд с меньшей массой (тусклых и красных), но также и более горячие, молодые звезды с большей массой, некоторые из которых будут генерировать железо и даже более тяжелые элементы. Оно содержит смесь звезд населения I и населения II, что указывает на то, что это шаровое скопление, которое не прекращало формировать звезды, когда Вселенная была очень молодой. (NASA/ESA/HUBBLE/F. FERRARO)
История того, как мы узнали о существовании разных звездных составов, интересна сама по себе. Если вы возьмете большую коллекцию элементов и нагреете ее до определенной температуры, вы обнаружите, что электроны в присутствующих атомах и ионах претерпевают переходы: в частности, они будут поглощать любое фоновое излучение с определенной длиной волны, на которой происходят переходы. Когда вы просто смотрите глазами на звезду, подобную нашему Солнцу, вы вообще не видите этого эффекта.
Но если вы разделите свет звезды на отдельные длины волн, используя астрономическую методику спектроскопии, вы увидите те особенности поглощения, которые соответствуют комбинации двух различных эффектов. Первый - это температура поверхности звезды, которая определяет, на каком уровне ионизации находятся атомы (и какие переходы возможны и вероятны). Вторая - это обилие присутствующих элементов. Когда мы смотрим на звезду в этой технике, раскрывается ее состав.
О-звезды, самые горячие из всех звезд, на самом деле имеют более слабые линии поглощения во многих случаях, потому что температура поверхности достаточно велика, и большинство атомов на ее поверхности имеют слишком большую энергию, чтобы проявлять характерные атомные переходы, которые приводят к поглощению. (NOAO/AURA/NSF; MODIFICATIONS BY E. SIEGEL)
Для более слабых звезд или скоплений звезд у нас есть аналогичные методы (например, изучение относительной силы различных линий излучения или поглощения), которые также могут выявить их состав. Мы можем смотреть на отдельные звезды в нашей галактике; мы можем смотреть на звездные скопления или шаровые скопления; мы можем смотреть на облака газа в межзвездном или даже межгалактическом пространстве; мы даже можем смотреть на далекие галактики целиком и в совокупности рассматривать весь исходящий от них свет.
Когда мы это делаем, мы можем извлечь из этого несколько уроков:
- Наиболее обогащенные звезды живут в плоскостях спиральных галактик, ближайших к центрам галактик.
- Старые звезды, которые образовались раньше в истории Вселенной, в целом более древние.
- Звезды населения II разбросаны по всей галактике, такой как наш Млечный Путь, но преимущественно далеко от центра, в галактическом гало или сконцентрированы в самых старых шаровых скоплениях.
- И хотя мы еще не нашли настоящих звезд населения III, мы обнаружили звезды с чрезвычайно малым количеством тяжелых элементов: всего лишь ~ 0,001% от того, что мы находим на Солнце.
Это краткое сравнение, которое показывает расположение красных и синих звезд, которые доминируют в шаровых скоплениях галактик NGC 1277 и NGC 1278. Оно показывает, что в NGC 1277 преобладают древние красные шаровые скопления. Это свидетельство того, что галактика NGC 1277 перестала образовывать новые звезды много миллиардов лет назад по сравнению с NGC 1278, в которой больше молодых голубых звездных скоплений. Число и цвета шаровых скоплений могут пролить свет на историю звездообразования родительской галактики, в то время как самые старые шаровые скопления часто содержат исключительно звезды населения II. (NASA, ESA, AND Z. LEVAY (STSCI))
Таким образом, мы наблюдаем устойчивую и последовательную картину. Чем выше процент тяжелых элементов, которые мы находим в звезде или популяции звезд, тем сильнее они пострадали от «загрязнения» от предыдущих поколений звезд. Вот что представляют собой эти тяжелые элементы: это загрязнения или переработанный мусор предыдущих поколений звезд, которые жили и умерли.
От звезд, похожих на Солнце, до гигантских звезд, которые становятся сверхновыми, до белых карликов или нейтронных звезд, которые сливаются и взрываются, звезды и звездные остатки обогатили материал, из которого формируются новые звезды. В общем, количество и соотношение присутствующих тяжелых элементов - углерода, кислорода, железа и других, по отношению к легким, могут сказать нам, сколько всего «переработано» внутри любой звезды или звездного населения, которое мы можем наблюдать.
Солнечный спектр показывает значительное количество особенностей, каждая из которых соответствует поглощающим свойствам уникального элемента периодической таблицы. Характеристики поглощения смещаются в красную или синюю сторону, если объект движется к нам или от нас, в то время как сила каждой линии зависит от температуры и свойств ионизации. (NIGEL A. SHARP, NOAO/NSO/KITT PEAK FTS/AURA/NSF)
Тем не менее, Население III определенно означает «первое поколение звезд», но Население II не означает «второе поколение звезд», а Население I не обязательно означает «третье (и текущее ) поколение звезд». Заманчиво провести такую категоризацию, и действительно, даже некоторые астрономы небрежно говорят о звездах первого, второго и третьего поколения подобным образом, но это слишком наивно, чтобы быть точным.
В действительности каждая звезда, которая когда-либо существовала, образовалась в результате сжатия молекулярного газового облака. Эти газовые облака не обязательно хорошо перемешаны; части этого облака могут иметь материал от звезды, которая недавно умерла, в то время как другие части этого облака могут вообще не иметь материала от этой звезды. Каждый раз, когда формируется звезда, эта звезда состоит из комбинации нетронутого материала, который не подвергался изменению со времен Большого взрыва, а также всего переработанного материала всех звезд, которые были до нее.
Самая последняя версия изображения, показывающая первичное происхождение каждого из элементов, встречающихся в природе в периодической таблице. Слияния нейтронных звезд, столкновения белых карликов и сверхновые могут позволить нам подняться даже выше, чем показано в таблице. (JENNIFER JOHNSON; ESA/NASA/AASNOVA)
Если бы мы спросили: «Звезда какого поколения является нашим Солнцем», ответ будет таков: мы должны быть комбинацией нескольких предыдущих поколений: нетронутый материал, какой-то материал, прошедший по крайней мере два предыдущих поколения звезд и, вероятно, комбинация материала, прошедшего всего одно поколение.
Проще говоря, мы являемся совокупностью всего, что было до нас.
И это важно, потому что звезды имеют различный срок жизни. Самые массивные звезды, несмотря на наибольшее количество топлива, на самом деле живут меньше всего. Чем массивнее звезда, тем горячее становится ее ядро, а значит, она быстрее сжигает свое топливо. Есть пословица, что "пламя, которое горит вдвое ярче, горит вдвое быстрее", но для звезд ситуация гораздо более ужасная.
Одно из многих скоплений в этой области, скопление Sharpless, выделено массивными недолговечными яркими голубыми звездами. Всего за 10 миллионов лет большинство из самых массивных из них взорвутся сверхновой типа II, или подвергнутся прямому коллапсу. Мы еще не раскрыли точную судьбу всех таких звезд, и количество поколений, предшествовавших образованию нашего Солнца, - это вопрос, на который у нас нет ответа. (ESO / VST SURVEY)
Звезды имеют массу от 8% массы Солнца до, по крайней мере, в 260 раз больше массы нашего Солнца. Но скорость, с которой они сжигают топливо в своей активной зоне, сильно различается. Нашему Солнцу понадобится около 12 миллиардов лет, чтобы полностью сжечь все свое топливо. Но звезды, которые в сотни раз массивнее Солнца, светят не в сотни раз ярче, а в миллионы раз ярче, что указывает на то, как быстро они сжигают топливо своего ядра.
Когда мы объединили всю информацию о звездах и времени их жизни, мы обнаружили, что самые массивные и самые короткоживущие звезды живут всего 1-2 миллиона лет, прежде чем у них закончится топливо и они закончат свою жизнь в грандиозном катаклизме. С другой стороны, многие другие звезды живут дольше нынешнего возраста Вселенной. Возможно, некоторым из самых бедных металлом звезд, которые мы видим, предшествовало только одно поколение.
SDSS J102915 + 172927 - это древняя звезда, расположенная на расстоянии 4140 световых лет от нас в галактическом гало, которая содержит лишь 1/20 000-ю тяжелых элементов, которыми обладает Солнце, и ей должно быть более 13 миллиардов лет: одна из старейших во Вселенной. Это определенно звезда популяции II и, вероятно, настоящая звезда «второго поколения». (ESO, DIGITIZED SKY SURVEY 2)
В самых богатых из всех регионах звездообразования, таких как около центров активных галактик, где материя продолжает поступать в эту область, звездообразование может продолжаться непрерывно в течение сотен миллионов лет. Для галактик, которые сливаются друг с другом и постоянно пополняются новым газом, может иметь место даже более миллиард лет непрерывного звездообразования.
Учитывая, что самые массивные и самые короткоживущие звезды существуют всего 1-2 миллиона лет, а затем этот материал выбрасывается обратно во Вселенную, где он может участвовать в формировании следующего поколения звезд, вполне возможно, что какой-то материал был внутри огромного количества поколений звезд. Хотя большая часть существующего материала, вероятно, использовалась только в нескольких поколениях: где-то от 3 до 6, вероятно, хорошее предположение, мы могли бы, если процесс достаточно эффективен, иметь звезды, которые прошли через десятки или, возможно, даже 100+ поколений за 13,8 миллиарда лет.
Часть галактической плоскости с областями звездообразования, выделенными розовым цветом из-за излучения атомов водорода. Когда образуются новые звезды, самые массивные из них быстро умирают, а их остатки могут участвовать в будущих эпизодах звездообразования. Возможно, что многие из этих атомов к настоящему времени находились внутри десятков или даже более 100 поколений звезд. (Y. BELETSKY (LCO)/ESO)
Самая сложная часть этого вопроса не в том, что ответ - комбинация факторов. Вселенная после Большого взрыва состояла (по массе) из 75% водорода, 25% гелия, вот и все. Когда наше Солнце только сформировалось, оно состояло из 70% водорода, 28% гелия и примерно 1-2% «прочего». Большая часть материала, составляющего Солнце, осталась неизменной со времени Большого взрыва, а большая часть остального, вероятно, находилась только внутри нескольких звезд за всю историю Вселенной.
Но самая большая проблема заключается в том, что мы получаем снимок Вселенной только тогда, когда смотрим на нее сегодня: мы видим ее такой, какая она есть в этот момент, когда приходит свет от ее объектов. Мы можем только делать выводы о том, что было раньше. Мы можем также представить, что весь водород в каждой галактике будет сожжен в какой-то момент в далеком будущем. Сколько будет поколений звезд? Я надеюсь, что когда-нибудь мы сможем найти ответ на этот вопрос.
Комментариев нет:
Отправить комментарий