Иако се наш Млечни пут формирао од једног, џиновског облака гаса и прашине, нова истраживања су открила да су звезде на диску другачије од оних у испупченом облику. Ново истраживање је измерило количину кисеоника у 50 звезда у Млечном путу помоћу ЕСО-овог веома великог телескопа како би се утврдило када и како су звезде настале. Истраживањем је утврђено да су звезде у испупчењу вероватно настале за мање од милијарду година након Великог праска, када је Универзум био још млад; звезде на диску су се појавиле касније.
Детаљно гледајући састав звезда са ЕСО-овим ВЛТ-ом, астрономи пружају свеж поглед на историју наше матичне галаксије, Млечног пута. Они откривају да се централни део наше Галаксије формирао не само врло брзо, већ и независно од осталих.
„Први пут смо јасно утврдили„ генетску разлику “између звезда на диску и испупчења наше Галаксије“, рекла је Мануела Зоццали, водећа ауторка рада презентујући резултате у часопису Астрономи анд Астропхисицс [1]. „Из овога закључујемо да је испупчење морало да се формира брже од диска, вероватно у мање од милијарду година и када је Универзум био још млад.“
Млечни пут је спирална галаксија, која има кракове облика гаса, прашине и звезда који леже у спљоштеном диску и простиру се директно из сферног језгра звезда у централном региону. Сферно језгро се назива испупчење, јер излази из диска. Док се диск наше Галаксије састоји од звезда свих старосних доба, испупчење садржи старе звезде које потичу из времена формирања галаксије, пре више од 10 милијарди година. Дакле, проучавање испупчења омогућава астрономима да сазнају више о томе како се формирала наша Галаксија.
Да би то постигли, међународни тим астронома [2] детаљно је анализирао хемијски састав 50 џиновских звезда у четири различита подручја неба према Галактичкој избочини. Искористили су спектрограф ФЛАМЕС / УВЕС на ЕСО-овом веома великом телескопу да би добили спектар високе резолуције.
Хемијски састав звезда носи потпис процеса обогаћивања који пролазе међузвездане материје до тренутка њиховог формирања. То зависи од претходне историје формирања звезда и на основу тога се може закључити да ли постоји „генетска веза“ између различитих звезданих група. Конкретно, поређење између количине кисеоника и гвожђа у звездама је врло илустративно. Кисик се претежно производи у експлозији масивних, краткотрајних звезда (тзв. Суперновее типа ИИ), док гвожђе уместо тога потиче углавном из супернова типа Иа [3], што може потрајати много дуже. Поређење кисеоника са обиљем гвожђа зато даје увид у стопу наталитета звезда у прошлости Млечног пута.
„Већа величина и покривеност садржаја гвожђа у нашем узорку омогућава нам да извучемо много снажније закључке него што је то било могуће до сада“, рекла је Аурелие Лецуреур из Опсерваторија Парис-Меудон (Француска) и коауторица рада.
Астрономи су јасно утврдили да, за дати садржај гвожђа, звезде у испупчењу поседују више кисеоника него њихови дискови. Ово наглашава систематску, наследну разлику између испупчених и дисковних звезда.
"Другим речима, испупчене звезде нису настале у диску и затим мигрирају према унутра како би изградиле испупчење, већ су формиране независно од диска", рекао је Зоццали. "Штавише, хемијско обогаћивање испупчења, а самим тим и временски оквир формирања, било је брже од оног диска."
Поређења са теоријским моделима указују на то да се Галактичка избочина мора формирати за мање од милијарду година, највероватније путем низа експлозија звезда, кад је Универзум био још врло млад.
Напомене
[1]: „Обиље кисеоника у галактичкој избочини: доказ брзог хемијског обогаћивања“ Зоццали ет ал. С веб странице издавача слободно је доступан у облику ПДФ датотеке.
[2]: Тим чине Мануела Зоццали и Данте Миннити (Универсидад Цатолица де Цхиле, Сантиаго), Аурелие Лецуреур, Ванесса Хилл и Ана Гомез (Обсерватоире де Парис-Меудон, Француска), Беатриз Барбуи (Универсидаде де Сао Пауло, Бразил) ), Алвио Рензини (ИНАФ-Оссерваторио Астрономицо ди Падова, Италија), и Иазан Момани и Сергио Ортолани (Университа ди Падова, Италија).
[3]: Супернове типа Иа су подкласа супернова које су историјски класификоване као да не показују потпис водоника у својим спектрима. Тренутно се тумаче као прекид малих, компактних звезда, названих бели патуљци, који материју добијају од пратиоца. Бијели патуљак представља претпосљедњу фазу звијезде соларног типа. Нуклеарни реактор у свом језгру одавно је понестао горива и сада је неактиван. Међутим, у неком тренутку монтажна тежина акумулирајућег материјала ће повећати притисак унутар белог патуљка толико да се нуклеарни пепео тамо запалио и почео да гори у још тежим елементима. Овај процес врло брзо постаје неконтролисан и цела звезда је у драматичном догађају разнешена на комаде. Примећује се изузетно врућа ватрена кугла која често надмашује галаксију домаћина.
Изворни извор: ЕСО Невс Релеасе
