Ehkki meie Linnutee moodustus ühest hiiglasest gaasi- ja tolmupilvest, on uued uuringud leidnud, et plaadi tähed erinevad punnis olevatest tähtedest. Uue uuringuga mõõdeti hapnikukogust Linnutee 50 tähes, kasutades ESO väga suurt teleskoopi, et teha kindlaks, millal ja kuidas tähed moodustusid. Uuring näitas, et punnis olevad tähed tekkisid tõenäoliselt vähem kui miljard aastat pärast Suurt Pauku, kui Universum oli alles noor; tähed plaadil tulid hiljem.
Vaadates üksikasjalikult tähtede koosseisu ESO VLT-ga, pakuvad astronoomid värske pilgu meie koduse galaktika Linnutee ajaloole. Nad näitavad, et meie galaktika keskosa moodustus mitte ainult väga kiiresti, vaid ka ülejäänud osadest sõltumatult.
"Esmakordselt oleme selgelt kindlaks teinud" geneetilise erinevuse "ketta tähtede ja meie galaktika mõra vahel," ütles ajakirjas Astronomy and Astrophysics tulemusi tutvustava paberi juhtiv autor Manuela Zoccali, [1] "Sellest järeldame, et mõhk pidi tekkima plaadist kiiremini, tõenäoliselt vähem kui miljard aasta pärast ja kui universum oli veel väga noor."
Linnutee on spiraalne galaktika, millel on tihendatud rattaga gaasi, tolmu ja tähtede rattad, mis asuvad lamestatud ketas ja ulatuvad otse välja keskosas asuvate tähtede sfäärilisest tuumast. Sfäärilist tuuma kutsutakse punniks, kuna see punnib ketast välja. Kui meie galaktika ketas koosneb igas vanuses tähtedest, sisaldab mõhk vanu tähti, mis pärinevad ajast, mil galaktika tekkis, rohkem kui 10 miljardit aastat tagasi. Seega võimaldavad punnide uurimine astronoomidel rohkem teada saada, kuidas meie galaktika kujunes.
Selleks analüüsis rahvusvaheline astronoomide meeskond [2] üksikasjalikult 50 hiiglasliku tähe keemilist koostist taeva neljas erinevas piirkonnas galaktilise mõra suunas. Nad kasutasid suure eraldusvõimega spektri saamiseks ESO väga suure teleskoobiga FLAMES / UVES spektrograafi.
Tähtede keemiline koostis kannab tähtedevahelise aine poolt läbi viidud rikastusprotsesse kuni nende tekkimiseni. See sõltub tähtede moodustumise varasemast ajaloost ja seega saab seda järeldada, kas erinevate tähegruppide vahel on olemas „geneetiline seos”. Eriti illustreeriv on tähtede hapniku ja raua arvukuse võrdlus. Hapnik toodetakse peamiselt massiivsete lühiealiste tähtede (nn II tüübi supernoovad) plahvatuses, samal ajal kui raud pärineb enamasti Ia tüübi supernoovadest [3], mille väljatöötamine võib võtta palju kauem aega. Hapniku ja raua sisalduse võrdlemine annab seega ülevaate tähtede sündimuse kohta Linnutee minevikus.
"Meie valimi suurem suurus ja rauasisaldus võimaldab meil teha palju jõulisemaid järeldusi, kui seni olid võimalikud," ütles Aurelie Lecureur Pariisi-Meudoni vaatluskeskusest (Prantsusmaa) ja artikli kaasautor.
Astronoomid tegid selgelt kindlaks, et antud rauasisalduse korral on punnis olevatel tähtedel rohkem hapnikku kui nende ketaskaaslastel. See toob esile süstemaatilise, päriliku erinevuse punn- ja kettatähtede vahel.
"Teisisõnu, punntähed ei pärine kettal ega rända siis väljapoole, et tekitada punnis, vaid moodustusid kettast sõltumatult," ütles Zoccali. "Pealegi on mõhk keemiliselt rikastatud ja seega ka selle moodustumise ajakava olnud ketta omast kiirem."
Võrdlused teoreetiliste mudelitega näitavad, et galaktiline mõhk pidi tekkima vähem kui miljard aasta pärast, tõenäoliselt tähepurustuste seeria kaudu, kui universum oli veel väga noor.
Märkused
[1]: Zoccali et al., „Hapniku arvukus galaktilises tuumas: tõendid kiire keemilise rikastamise kohta”. See on avaldaja veebisaidil PDF-failina vabalt saadaval.
[2]: meeskond koosneb Manuela Zoccali ja Dante Minniti (Tšiili Universidad, Santiago), Aurelie Lecureur, Vanessa Hill ja Ana Gomez (Pariisi-Meudoni observatoire, Prantsusmaa), Beatriz Barbuy (São Paulo ülikool, Brasiilia) ), Alvio Renzini (INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, Itaalia) ning Yazan Momany ja Sergio Ortolani (Universita di Padova, Itaalia).
[3]: Ia tüüpi supernoovad on supernoovade alamklass, mille klassifikatsiooni kohaselt ei olnud spektrites vesiniku allkirja. Praegu tõlgendatakse neid väikeste kompaktsete tähtede, mida nimetatakse valgeteks kääbusteks, hävitamiseks, mis omandavad kaaslasest tähelt mateeria. Valge kääbus tähistab päikeseenergia tüüpi tähe eelviimast etappi. Selle tuumareaktoris on kütus ammu otsa saanud ja on nüüd passiivne. Kuid mingil hetkel on akumuleeruva materjali paigaldusmass suurendanud rõhku valge kääbuse sees nii palju, et seal olevad tuha tuhud süttivad ja hakkavad põlema veelgi raskemateks elementideks. See protsess muutub väga kiiresti kontrollimatuks ja dramaatilise sündmuse korral puhutakse kogu täht tükkideks. Näha on äärmiselt tulist tulekera, mis sageli ületab vastuvõtva galaktika.
Algne allikas: ESO pressiteade
