Gökbilimciler, bilinen evrendeki en eski yıldızlardan birinin ne olabileceğini keşfediyor

16.000 ışıkyılı uzaklıkta bir kırmızı dev yıldız, evrendeki ikinci nesil yıldızların gerçek bir üyesi gibi görünüyor.

Kimyasal bolluk analizine göre, ilk neslin sadece bir yıldızının yaşamında ve ölümünde üretilen elementleri içerdiği anlaşılıyor. Bu nedenle, onun yardımıyla, henüz hiçbiri keşfedilmemiş olan, şimdiye kadar doğmuş ilk nesil yıldızları bile bulabiliriz.

Ek olarak, araştırmacılar analizlerini ışığın yoğunluğunu ölçen ve böylelikle bu tür eski nesneleri bulmanın yeni bir yolunu sunan bir teknik olan fotometri kullanarak gerçekleştirdiler.

“SPLUS J210428.01−004934.2’nin (bundan sonra SPLUS J2104−0049 olarak anılacaktır) keşfini, dar bantlı S-PLUS’tan seçilen ve orta ve yüksek çözünürlüklü spektroskopi ile onaylanan çok zayıf bir yıldız bildirdik,” Araştırmacılar makalelerine yazdı.

“Kavram gözlemlerinin bu kanıtı, dar bantlı fotometriden tanımlanan spektrofotometrik olarak düşük metalik filtreleri doğrulamak için devam eden çabanın bir parçasıdır.”

Evrenin nasıl büyüdüğüne dair oldukça iyi bir anlayışa sahip olduğumuzu hissetmemize rağmen büyük patlama Bugün bildiğimiz ve sevdiğimiz yıldızlarla dolu ihtişam için, Population III yıldızları olarak bilinen ilkel karanlıkta ışıkları parıldayan ilk yıldızlar bir sır olarak kalıyor.

Şu anki yıldız oluşum süreçleri bize bu ilk yıldızların nasıl bir arada tutulduğuna dair bazı ipuçları veriyor, ancak onları bulana kadar eksik bilgiler üzerine anlayışımızı inşa ediyoruz.

Ekmek kırıntılarının yollarından biri Population 2 yıldızlarıdır – Population III’ten sonraki birkaç nesil. Bunlardan üçüncü popülasyonu hemen takip eden nesil, kompozisyon bakımından üçüncü popülasyona en yakın olan nesil olması nedeniyle belki de en heyecan verici olanıdır.

Yıldızın yaydığı ve içindeki elementlerin kimyasal parmak izlerini içeren ışık spektrumunu analiz ederek tespit edilen karbon, demir, oksijen, magnezyum ve lityum gibi son derece düşük element bolluğundan tespit edebiliriz.

Bunun nedeni, yıldızlar ortaya çıkmadan önce ağır elementlerin olmamasıydı – evren, çoğunlukla hidrojen ve helyumdan oluşan bulanık bir çorbaydı. İlk yıldızlar oluştuğunda, onlardan da yapmaları gereken şey buydu – çekirdeklerindeki termonükleer füzyon süreci yoluyla daha ağır elementler oluştu.

Yıldızın kütlesine bağlı olarak önce hidrojen helyuma, sonra helyum karbona ve bu şekilde demire dahil edilir (en küçük olanlar helyumu karbona kaynaştırmak için yeterli enerjiye sahip değildir ve bu noktaya ulaştıklarında yaşamlarını sona erdirir. ). En büyük yıldızlar bile demiri eritecek kadar enerjiye sahip değildir. Çekirdeği tamamen demir olduğunda süpernovaya dönüşür.

Bu devasa kozmik patlamalar, tüm bu magmayı yakın uzaya fırlatır. Ek olarak, patlamalar çok enerjiktir, altın, gümüş, toryum ve uranyum gibi daha ağır elementler oluşturan bir dizi nükleer reaksiyon üretirler. Küçük yıldızlar daha sonra bu malzemeleri içeren ve daha önce gelen yıldızlardan daha yüksek mineral içeriğine sahip bulutlardan oluşur.

Bugünün yıldızları – ilk sakinler – en yüksek mineral içeriğine sahiptir. (Bu, sonuçta hiçbir yeni yıldız oluşamayacağı anlamına gelir, çünkü Evrendeki hidrojen arzı sonludur Mutlu zamanlar.) Ve evren çok gençken doğan yıldızların mineral içeriği çok düşüktür, ilk yıldızlar süper zayıf yıldızlar veya UMP yıldızları olarak bilinir.

Bunlar, yalnızca bir popülasyon süpernovasından alınan materyal açısından zengin, gerçek II yıldız UMP’lerdir.

S-PLUS adlı bir taramayı kullanarak, Ulusal Bilim Vakfı’nın NOIRLab liderliğindeki bir gökbilimci ekibi SPLUS J210428-004934’ü belirledi ve şimdiye kadar keşfettiğimiz en düşük metalik dereceye sahip olmasa da (bu onur, SMS J0313-6708), UMP ara yıldız mineraline sahiptir.

Aynı zamanda, mineral bakımından son derece fakir bir yıldızda şimdiye kadar gördükleri en az miktarda karbon astronomunu da içerir. Araştırmacılar, bunun bize yıldız evrimi ve çok düşük metaller için öncü modellere önemli yeni bir sınırlama getirebileceğini söylediler.

Bir yıldızın nasıl oluşabileceğini görmek için teorik modelleme yaptılar. SPLUS J210428-004934’te gözlemlenen kimyasal bolluğun, düşük karbon ve diğer elementler için UMP yıldızlarının daha doğal bolluğu dahil olmak üzere, tek bir III yıldız yıldızının yüksek enerjili bir süpernovası tarafından kütlenin 29,5 katı kütlesinin 29,5 katı kadar daha iyi çoğaltılabileceğini buldular. Güneş.

Bununla birlikte, daha yakın modelleme, SPLUS J210428-004934’ü tam olarak çoğaltmak için yeterli silikon üretemedi. Ve bu garip çelişkiyi çözmeye çalışmak için benzer kimyasal özelliklere sahip daha eski yıldızların aranmasını tavsiye ediyorlar.

“S-PLUS fotometrisinden belirlenen ek UMP yıldızları, Pop III yıldızları anlayışımızı büyük ölçüde geliştirecek ve bugün galaksimizde hala yaşayan düşük kütleli, metal içermeyen bir yıldız bulma olasılığını mümkün kılacaktır,” Araştırmacılar yazdı.

Makaleleri şurada yayınlandı: Astrofizik Dergi Mektupları.