الفلك

ما النسبة المئوية لجميع النجوم التي عاشت (حتى الآن) هي بقايا نجمية؟

ما النسبة المئوية لجميع النجوم التي عاشت (حتى الآن) هي بقايا نجمية؟

وفقًا لهذا المنشور ، وجدت أن حوالي 90 ٪ من جميع النجوم هي نجوم متسلسلة رئيسية. لذلك أفترض أن الـ 10٪ الأخرى تتكون من نجوم أولية ونجوم عملاقة أقدم وبقايا نجمية. لذلك أتساءل كم عدد النجوم الذين ماتوا (أي تحولوا إلى بقايا ، باستثناء أسلاف المستعرات الأعظمية التي تفجر النجم بأكمله دون أن تترك أي شيء وراءها)؟


معظم البقايا من الأقزام البيضاء ، لأن أسلافها يمكن أن تكون أقصر بكثير من عمر المجرة وتكون أكثر عددًا بكثير من الأسلاف ذات الكتلة الأعلى للنجوم النيوترونية والثقوب السوداء.

يشير إحصاء للحي المحلي إلى أن حوالي 10٪ من "النجوم" هي أقزام بيضاء. هذا الرقم منخفض لأن (أ) فقط النجوم أكبر من حوالي 1 مليون دولار odot $ لقد كان لديها الوقت لتصبح أقزامًا بيضاء و (ب) توزيع الكتلة النجمية عند الولادة مرجح بشدة للنجوم الأقل كتلة من هذا.

استقراء دالة الكتلة النجمية للولادة لتقدير عدد النجوم المولودة بها $ M> 8M_ odot $ (لا يوجد أي منها تقريبًا في التسلسل الرئيسي الآن) يشير إلى وجود المزيد $ sim 1 دولار٪ من النجوم النيوترونية و $ sim 0.1 دولار٪ من الثقوب السوداء ، على الرغم من أن هذه الكسور لا تزال بحاجة للتأكيد بالرصد والرقم الأخير غير مؤكد للغاية حتى باعتباره حسابًا نظريًا.


ما هي النجوم؟: دليل

قصيدة للمفاعلات النووية العملاقة في سماء الليل.

عندما ننظر إلى سماء الليل ، نرى سجادة متلألئة من النجوم. هذه الوخزات المتلألئة من الضوء هي في الواقع كرات ضخمة من البلازما و [مدش] ، الهيليوم وغاز الهيدروجين فائق التسخين.

يتم تشغيلها عن طريق الاندماج النووي ، وتأتي في العديد من الأشكال المختلفة ، ولها مسار تطوري رائع.

ولادة نجم

تتكون النجوم داخل سحب غير متبلورة من الغاز والغبار تسمى السدم. كتل من الغاز و mdash في الغالب الهيليوم والهيدروجين و [مدش] داخل هذه الحضانات النجمية تنهار تحت جاذبيتها الخاصة وتبدأ في التسخين ، وتشكيل بروتستار. ترتفع درجات الحرارة في قلب هذه النجوم الأولية الدوامة لأنها تجمع الغاز والغبار القريبين.

سيقضي النجم الأولي حوالي 100 مليون سنة في مرحلة T Tauri. لا يمكن لهذه النجوم الكبيرة المتطايرة أن تولد اندماجًا نوويًا حتى الآن ، لكنها يمكن أن تحزم الرياح النجمية التي تنبعث منها. في النهاية ، عندما تصل درجات حرارة لب النجم إلى حوالي 27 مليون درجة فهرنهايت ، يحدث الاندماج النووي. ذرات الهيدروجين والهيليوم ترتبط ببعضها البعض ، وفويلا: يولد نجم.

هذا الاندفاع للطاقة يبطئ انهيار الجاذبية. المواد التي لا يبتلعها النجم الوليد يمكن أن تشكل الكواكب والكويكبات والأجرام السماوية الأخرى. قد تستغرق هذه العملية حوالي 100000 عام ، وفقًا لـ Universe Today.

بمجرد أن يبدأ الاندماج النووي ، ينزلق النجم إلى مرحلته التالية ، مرحلة التسلسل الرئيسي. وفقًا لـ National Geographic ، فإن معظم النجوم التي نراها في سماء الليل (والنهار) هي نجوم تسلسل رئيسي. تقضي النجوم معظم حياتها في مرحلة التسلسل الرئيسي.

انها مصنفة

هناك العديد من الأنواع المختلفة للنجوم المتسلسلة الرئيسية. يستخدم علماء الفلك التوقيع الطيفي للنجم لفك تشفير تركيبه وإشراقه ولونه ودرجة حرارته. بناءً على هذه الملاحظات ، يمكنهم معرفة عمر النجم وحجمه. الفئات الطيفية السبعة ، مرتبة من الأكثر سخونة إلى الأروع ، هي O و B و A و F و G و K و M.

تُقاس درجة حرارة النجم بوحدة كلفن. يمكن أن تتراوح درجة حرارة سطح النجوم من حوالي 2500 كلفن في أبرد النجوم إلى حوالي 30000 كلفن في أشد النجوم حرارة. (الحمم البركانية التي اندلعت من بركان كيلويا في هاواي تصل درجات الحرارة إلى حوالي 1444 كلفن). يرتبط لون النجم مباشرة بدرجة حرارته. تبدو النجوم الأكثر سخونة بيضاء أو زرقاء. النجوم الأكثر برودة لها ألوان أكثر دفئًا وغالبًا ما تظهر باللون الأصفر والبرتقالي والأحمر.

يميز علماء الفلك سطوع النجم من خلال قياس كل من حجمه و لمعانه ، أو إجمالي كمية الطاقة التي ينتجها النجم في ثانية واحدة ، بالإضافة إلى بعده. يمكن تصنيف النجوم حسب لمعانها. الفئات الست ، من ألمع إلى خافت هي Ia و Ib و II و III و IV و V.

يمكن لكتلة النجم أن تحدد كيف سيعيش ويموت. النجوم الأكثر ضخامة تحترق من خلال الهيدروجين بسرعة أكبر وتموت أولاً. يقيس علماء الفلك كتلة النجوم الأخرى في "الكتل الشمسية" بالنسبة لشمسنا.

باستخدام كل هذه المتغيرات ، يرسم علماء الفلك المرحلة التطورية للنجم على مخطط هيرتزبرونج-راسل.

أصغر النجوم تسمى النجوم القزمة الحمراء. هذه النجوم طويلة العمر وفيرة في الكون وخافتة للغاية ، وتصدر 0.01٪ من طاقة شمسنا. من ناحية أخرى ، يمكن أن تصل الكواكب العملاقة قصيرة العمر إلى 100 كتلة شمسية. إنها تحترق أكثر إشراقًا ، وتصل إلى درجات حرارة تصل إلى 30000 كلفن ، وهي نادرة جدًا في الكون.

شمسنا قزم أصفر من النوع G. أقرب جيراننا من النجوم ، Proxima Centauri ، هو قزم أحمر من النوع M. Vega ، في كوكبة Lyra ، هو نجم قزم من النوع A-أبيض مزرق.

نجمة الموت

الهيدروجين هو مصدر الوقود الرئيسي للنجم. في النهاية ، سوف يستهلك النجم كل الهيدروجين الموجود في قلبه ، بعد أن يحوله إلى هيليوم. ستؤدي قوى الجاذبية إلى انهيار اللب ، مما يؤدي إلى تسخينه مرة أخرى. ستؤدي درجات الحرارة المتزايدة إلى تحفيز تفاعلات الاندماج في الطبقات الخارجية للنجم ، مما يؤدي إلى تمدده ويصبح عملاقًا أحمر.

في نهاية حياتهم ، العمالقة الحمراء ذات الكتلة المتوسطة تتخلص من طبقاتها الخارجية وتتحول إلى قزم أبيض شديد الكثافة. تتلاشى هذه القشرة النجمية الصغيرة والأكثر كثافة في النهاية إلى نجوم قزمة سوداء بعيدة المنال ، والتي يكاد لا يمكن لعلماء الفلك اكتشافها. ستلتقي شمسنا بهذا المصير في غضون 6 مليارات سنة.

شمسنا هي النجم الوحيد في هذا النظام. هذا ليس هو الحال في كل مكان في الكون. يُطلق على العديد من أنظمة النجوم اسم "النظام الثنائي" ، بمعنى أنها تتكون من نجمين يدوران حول بعضهما البعض. (فكر في تاتوين.) هناك أيضًا "أنظمة متعددة" لها عدد من النجوم المختلفة.

تقع الأقزام البيضاء في نظام نجمي ثنائي في دائرة صعبة. تمتص غاز الهيدروجين والمواد الأخرى من النجم المرافق لها حتى تتضخم وتنفجر في اندماج نووي. بعد أن "يذهب القزم الأبيض إلى nova" ، فإنه يخفت ويعيد الدورة. في بعض الحالات ، وفقًا لوكالة ناسا ، يمكن للقزم الأبيض أن يجمع ما يكفي من المواد من نجمه المصاحب لينفجر تمامًا ويتحول إلى مستعر أعظم.

بدلاً من أن تتحول إلى قزم أبيض ، عملاق أحمر عملاق ، نجوم تزيد كتلتها عن ثمانية أضعاف كتلة شمسنا ، تفرز بعنف الغاز والغبار في الوسط الكوني. (في وقت سابق من هذا العام ، كان هناك حديث عن منكب الجوزاء قد يتحول إلى مستعر أعظم كامل). وتسمى بقايا هذا الانفجار العنيف بالنجوم النيوترونية.

أكبر كتلة من النجوم و mdashth التي تزيد كتلتها عن 25 ضعف كتلة شمسنا و mdashgo supernova وتترك ثقوبًا سوداء تدور في أعقابها. بعد الانفجار ، تنهار كل مواد النجم في نقطة واحدة ، مما يؤدي إلى ظهور ثقب أسود ذي كتلة نجمية.


البحث عن الجيل الثاني

ومع ذلك ، فإن مجرد وجودهم في مكان قريب لا يعني أنه من السهل العثور على نجوم الجيل الثاني هذه. في الواقع ، "هم نادرون جدًا" ، كما يقول لوب. في الأذرع الحلزونية لمجرة درب التبانة ، تشكلت معظم النجوم ، بما في ذلك الشمس ، بعد ذلك بكثير ، عندما كان الكون بالفعل في منتصف العمر ، منذ حوالي 4 إلى 6 مليارات سنة. يقول لوب إنه حتى في قلب مجرة ​​درب التبانة ، التي تشكلت في وقت سابق وحيث تكون الاحتمالات أكبر للعثور على نجم قديم ، "لا تزال تمثل أقل من 1 في المائة من جميع النجوم." لذلك ، فإن مجرد تحديد النجوم القديمة حقًا هو الخطوة الأولى الصعبة.

أحد العوامل الرئيسية التي تميز نجمًا قديمًا عن نجم صغير مثل شمسنا: تكوينه. العناصر الوحيدة التي انبثقت عن الانفجار العظيم كانت الهيدروجين والهيليوم وقطع صغيرة من الليثيوم ، وهذا ما يجب أن يتكون منه الجيل الأول من النجوم.

تم تشكيل العناصر الأثقل - بما في ذلك النيتروجين والأكسجين والحديد والكربون والمزيد - في الأفران النووية في لب تلك النجوم الأولى ، ثم انبعثت في الفضاء بين النجوم عندما انفجرت النجوم. يقول بيرز: "ما يلفت انتباهي هو أن العناصر التي نربطها بالحياة القائمة على الكربون اليوم يتم إنتاجها بواسطة نجوم الجيل الأول."

هذه العناصر الأثقل المحررة ، والتي يسميها علماء الفلك "المعادن" (حتى الأكسجين هو معدن في حديث الفلك) ، تلوث الهيدروجين والهيليوم المنجرف بين النجوم. وبالتالي فإن الجيل الثاني من النجوم سيشمل هذه المكونات - "التلوث البيئي" كما يسميه لوب. هذه المعادن هي الحفريات التي يبحث عنها علماء الآثار النجمية ، باستخدام طيف نجم ، أو بصمة ضوئية ، لسبر تكوينه.

لا تزال نجوم الجيل الثاني فقيرة بالمعادن مقارنة بالنجوم الحديثة مثل الشمس ، التي تم إثراء غيوم الميلاد بعدة أجيال من النجوم على مدى مليارات السنين. لذا فإن البحث عن أقدم النجوم الحية هو البحث عن أولئك الذين لديهم فقط أضعف الشوائب ، وعادة ما يتم التعبير عنها كنسبة الحديد إلى الهيدروجين. كلما كان النجم أكثر نقاءً - كلما انخفضت نسبة الحديد إلى الهيدروجين - كان من المؤكد تقريبًا أنه أقدم.

لعقود من الزمان ، وجد علماء الفلك مثل هذه النجوم بالصدفة ، ولم يدركوا الوعد الأثري الذي حملوه. الآن ، "نحن نعرف 50 نجمًا أو نحو ذلك تحتوي على أقل من واحد على ثلاثة آلاف من وفرة الحديد في الشمس. وهناك ستة نجوم - ستة فقط - تحتوي على أقل من واحد من عشرة آلاف من وفرة الحديد ، "يقول لوب. سيضع ذلك ولادتهم في غضون نصف مليار سنة مثيرة للإعجاب ، على الأكثر ، بعد الانفجار العظيم.

بعد ذلك ، في فبراير 2014 ، أعلن فريق بقيادة ستيفان كيلر من الجامعة الوطنية الأسترالية عن اكتشاف نجم به واحد على الأكثر من عشرة ملايين من الحديد مثل الشمس. يقول مايكل نورمان من جامعة كاليفورنيا في سان دييغو: "إنه نجم لا يوجد حديد في طيفه على الإطلاق". "لم ير أحد نجما مثل هذا من قبل."

يشير هذا النقص في الحديد إلى أن نجم كيلر ، كما هو معروف ، يمكن أن يكون الأقدم حتى الآن ، وربما يعود تاريخه إلى 200 مليون سنة بعد الانفجار العظيم. لم يكن اكتشافًا رائعًا من تلقاء نفسه فحسب ، بل غيّر أيضًا كل شيء اعتقد علماء الفلك أنهم عرفوه عن النجوم الأولى.

على الرغم من نقص الحديد في Keller’s Star ، إلا أنه يحتوي على كميات قابلة للقياس من الكربون والأكسجين والمعادن الأخرى. يقول بيرز: "هذا هو الشيء الرائع حقًا". "نرى نمطًا لا يمكن تفسيره في الوقت الحالي إلا من خلال مجموعة من نجوم الجيل الأول."


نهر من النجوم في الحي الشمسي

تركزت سماء الليل على القطب الجنوبي للمجرة في ما يسمى بالإسقاط المجسامي. في هذا الإسقاط الخاص ، تنحني مجرة ​​درب التبانة حول الصورة بأكملها في شكل قوس. يتم عرض النجوم في الجدول باللون الأحمر وتغطي نصف الكرة الجنوبي بأكمله تقريبًا ، وبالتالي تعبر العديد من الأبراج المعروفة. صورة الخلفية: Gaia DR2 skyma Credit: Astronomy & Astrophysucs

علم الفلك والفيزياء الفلكية تنشر أعمال الباحثين من جامعة فيينا ، الذين وجدوا نهرًا من النجوم ، تيارًا نجميًا بلغة فلكية ، يغطي معظم السماء الجنوبية. التيار قريب نسبيًا ويحتوي على 4000 نجم على الأقل تتحرك معًا في الفضاء منذ تشكلها ، قبل حوالي مليار سنة. نظرًا لقربه من الأرض ، فإن هذا التيار هو طاولة عمل مثالية يمكن من خلالها اختبار اضطراب المجموعات ، وقياس مجال الجاذبية لمجرة درب التبانة ، والتعرف على مجموعات الكواكب خارج المجموعة الشمسية مع مهام قادمة لاكتشاف الكواكب. في بحثهم ، استخدم المؤلفون بيانات من القمر الصناعي ESA Gaia.

مجرتنا المضيفة ، درب التبانة ، هي موطن لمجموعات النجوم ذات الأحجام والأعمار المتغيرة. نجد العديد من مجموعات الأطفال داخل السحب الجزيئية ، وعدد أقل من مجموعات منتصف العمر والشيخوخة في القرص المجري ، وعدد أقل من العناقيد الكروية القديمة الضخمة في الهالة. هذه المجموعات ، بغض النظر عن أصلها وأعمارها ، تخضع جميعها لقوى المد والجزر على طول مداراتها في المجرة. مع إعطاء الوقت الكافي ، تفصلهم قوى جاذبية درب التبانة بلا هوادة ، مشتتة نجومهم في مجموعة النجوم التي نعرفها باسم درب التبانة.

"تتشتت معظم العناقيد النجمية في القرص المجري بسرعة بعد ولادتها لأنها لا تحتوي على عدد كافٍ من النجوم لتكوين إمكانات جاذبية عميقة جيدًا ، أو بعبارة أخرى ، ليس لديها ما يكفي من الغراء للحفاظ عليها معًا. حتى في الجوار الشمسي المباشر ومع ذلك ، هناك عدد قليل من التجمعات ذات الكتلة النجمية الكافية للبقاء مقيدة لعدة مئات من ملايين السنين. لذلك ، من حيث المبدأ ، يجب أن تكون بقايا مجموعات أو ارتباطات متشابهة وكبيرة شبيهة بالجدول جزءًا من قرص مجرة ​​درب التبانة. " يقول ستيفان مينجاست ، المؤلف الرئيسي للورقة المنشورة في علم الفلك والفيزياء الفلكية.

بفضل دقة قياسات Gaia ، تمكن المؤلفون من قياس الحركة ثلاثية الأبعاد للنجوم في الفضاء. عند النظر بعناية في توزيع النجوم القريبة التي تتحرك معًا ، لفتت مجموعة معينة من النجوم ، غير معروفة وغير مدروسة بعد ، أنظار الباحثين على الفور. كانت مجموعة من النجوم أظهرت بالضبط الخصائص المتوقعة لمجموعة من النجوم التي ولدت معًا ولكن تم تفكيكها بواسطة مجال الجاذبية لمجرة درب التبانة.

"إن التعرف على تدفقات الأقراص القريبة يشبه البحث عن إبرة يضرب بها المثل في كومة قش. ظل علماء الفلك ينظرون إلى هذا التدفق الجديد وعبره لفترة طويلة ، حيث إنه يغطي معظم سماء الليل ، لكنهم أدركوا الآن أنه موجود هناك ، إنه ضخم وقريب بشكل صادم من الشمس "يقول جواو ألفيس ، المؤلف الثاني للورقة. "العثور على أشياء قريبة من المنزل أمر مفيد للغاية ، فهذا يعني أنها ليست باهتة للغاية ولا ضبابية للغاية لمزيد من الاستكشاف التفصيلي ، كما يحلم علماء الفلك."

بسبب قيود الحساسية لملاحظات Gaia ، احتوى اختيارهم على حوالي 200 مصدر فقط. يشير الاستقراء خارج هذه الحدود إلى أن التيار يجب أن يحتوي على 4000 نجم على الأقل ، مما يجعل الهيكل أكبر كتلة من معظم العناقيد المعروفة في الجوار الشمسي المباشر. حدد المؤلفون أيضًا عمر المجرى بحوالي مليار سنة. على هذا النحو ، فقد أكمل بالفعل أربعة مدارات كاملة حول المجرة ، وهو وقت كافٍ لتطوير هيكل يشبه التدفق كنتيجة لتفاعل الجاذبية مع قرص درب التبانة.

"بمجرد أن بحثنا في هذه المجموعة المعينة من النجوم بمزيد من التفصيل ، علمنا أننا وجدنا ما كنا نبحث عنه: هيكل شبيه بالجدول ، يمتد لمئات الفرسخ عبر ثلث السماء بأكملها." تقول فيرينا فورنكرانز ، مؤلفة مشاركة وطالبة ماجستير في جامعة فيينا. وتضيف: "لقد كان من المثير أن أكون جزءًا من اكتشاف جديد".

يمكن استخدام هذا النظام القريب المكتشف حديثًا كمسبار جاذبية قيم لقياس كتلة المجرة. من خلال أعمال المتابعة ، يمكن لهذا التيار أن يخبرنا كيف تحصل المجرات على نجومها ، ويختبر مجال الجاذبية لمجرة درب التبانة ، وبسبب قربه ، يصبح هدفًا رائعًا لمهمات اكتشاف الكواكب. يأمل المؤلفون في الكشف عن المزيد من هذه الهياكل في المستقبل بمساعدة قاعدة بيانات Gaia الغنية.


نجوم السكان الثالث: نجوم البوب ​​المنعزلة في نهاية المطاف في الكون

غالبًا في عالم علم الفلك والفيزياء الفلكية ، تؤدي الملاحظات غير المتوقعة إلى أفكار وفهم جديدة. ومع ذلك ، هناك أحيانًا بعض النماذج التي يتم بناؤها بشكل تقليدي أكثر من النظريات إلى التنبؤات الرصدية. هذه قصة أحد هذه النماذج - تلك الخاصة بالنجوم الأولى في الكون ، والتي تسمى ، على نحو غير متوقع إلى حد ما ، نجوم المجموعة الثالثة (Pop III). لم نشاهد نجوم Pop III حتى الآن بسبب المدة التي تشكلوا فيها لأول مرة - ثم ماتوا بسرعة.

(ملاحظة حول المصطلحات غير البديهية: قام علماء الفلك بتجميع النجوم بالترتيب الذي لوحظت فيه ، لذا فإن نجوم البوب ​​الأول هي نجوم اليوم ، مع تقدم نجوم البوب ​​الثاني جيلًا واحدًا. نجوم البوب ​​الثالث هي أقدم النجوم المفترضة في الوجود)

نعلم من نماذج التركيب النووي للانفجار العظيم (التي تشرح كيف تشكلت أول نوى ذرية بعد الهيدروجين وبالنسب المئوية) ، أنه خلال مئات الملايين من السنين الأولى من حياته ، احتوى الكون فقط على الهيدروجين والهيليوم وجزء ضئيل من الليثيوم. هذا يعني أن وفرة المعادن (التي يطلق عليها علماء الفلك جميع العناصر الأثقل من الهيليوم) الموجودة في النجوم تتناقص عندما ينظر المرء بعيدًا في الزمن ويفحص الأشياء التي تشكلت في وقت مبكر من حياة الكون. نظرًا لعدم وجود أي معادن تقريبًا في بدايات الكون ، يجب أن تكون النجوم الأولى أيضًا قد تشكلت بدونها على الإطلاق. هؤلاء هم نجوم Pop III الذين يصعب العثور عليهم.

تصور تكوين أحد النجوم الأولى. (Credit: Visualization: Ralf Kaehler. Simulation: Tom Abel.)

ضمن هذا الإطار ، أصبحت نماذج هذه الكائنات الأولى أكثر دقة وتعقيدًا ، لا سيما بمساعدة المحاكاة العددية. هذا المجال الخاص من الدراسة مناسب تمامًا للتعامل مع النماذج الحسابية لأن الكون المبكر أقل تعقيدًا بشكل ملحوظ من الكون الحالي. نحن نعلم الآن أن نجوم Pop III كانت أضخم بكثير من نجوم اليوم ، حيث تصل كتلتها إلى أكثر من مائة ضعف كتلة الشمس. كانت أيضًا قصيرة العمر نسبيًا بسبب كتلتها الكبيرة (تصبح الأعمار النجمية أقصر مع زيادة كتلة النجوم: فهي تحترق ، وتعيش بسرعة ، وتموت صغارًا ، تمامًا مثل بعض أشهر نجوم البوب ​​لدينا). تم طرد المعادن الأولى من المستعرات الأعظمية لهذه الأجسام ، وربما كانت الثقوب السوداء المتبقية التي خلفتها وراءها هي بذور الثقوب السوداء الهائلة الموجودة في مراكز مجموعات المجرات اليوم. في ظل النموذج الحالي لتشكيل الهيكل الهرمي كما تمليه علم الكونيات Lambda-Cold Dark Matter ، تتراكم الأجسام الأصغر لتشكل كائنات أكبر. وبالتالي ، فإن فهم تفاصيل تكوين Pop III أمر بالغ الأهمية لتجميع تشكيل المجرات الحالية معًا. فيما يلي عدد قليل من جوانب نجوم Pop III قيد التحقيق حاليًا.

المجالات المغناطيسية في نجوم Pop III

أحد التفاصيل في نماذج نجوم Pop III هو إنتاج الحقول المغناطيسية وتضخيمها. المجالات المغناطيسية ذات الأحجام المتفاوتة ، من الغلاف المغناطيسي الذي يحمي الأرض من الإشعاع الكوني إلى الحقول القوية بشكل سخيف الموجودة على نجم مغناطيسي (نجم نيوتروني دوار) ، لا مفر منها على الإطلاق في الكون الحالي. معظم نماذج الكون البدائي لديها مساحة فقط لمجالات مغناطيسية ضعيفة للغاية. لم يُفهم جيدًا بعد كيف تمكنت هذه الحقول الضعيفة من النمو من خلال عمليات تشكيل العنقود النجمية والمجرية والمجرية. علاوة على ذلك ، يمكن لهذه الحقول المغناطيسية ، بمجرد تضخيمها ، أن تؤثر أيضًا على عمليات تكوين البنية في المقابل. نريد استكشاف هذه العلاقة التكافلية إلى حد ما من خلال تتبع نمو المجالات المغناطيسية بدءًا من الأجسام الأولى.

باستخدام رمز المحاكاة الحاسوبية عالي الدقة Enzo ، قمت بدراسة نمو المجالات المغناطيسية خلال عمر نجم Pop III ، منذ ولادته ، وحتى موته المتفجر ، ثم خلال فترة ما بعده. يتضمن أحدث النماذج لتتبع التفاعلات الكيميائية ، وديناميات الجاذبية للمادة المظلمة ، والديناميكا الحرارية للغاز ، وردود الفعل الإشعاعية ، وبالطبع اقتران المجالات المغناطيسية بديناميات الغاز (تمت مناقشة بعض هذه الجوانب من المحاكاة الفيزيائية الفلكية سابقًا في تسليط الضوء على أبحاث KIPAC). يستخدم الكود أيضًا تقنية حسابية تُعرف باسم تحسين الشبكة التكيفية ، والتي تزيد بشكل انتقائي الدقة في مناطق الاهتمام من أجل الحصول على درجات عالية من الدقة بأقل وقت حسابي.

تظهر هذه المحاكاة نموًا هائلاً للمجالات المغناطيسية التي يمكن أن ترتبط بفترتين مختلفتين. الفترة الأولى هي أثناء انهيار الجاذبية للغاز قبل تكوين النجم. نظرًا لأن الغاز يتراكم على نفسه بسبب قوة الجاذبية الخاصة به ، فإن خطوط المجال المغناطيسي أيضًا يتم لفها بإحكام ، وبالتالي يتم تضخيمها بشكل كبير. تحدث المرحلة الثانية بعد فترة وجيزة من انفجار النجم في مستعر أعظم ، حيث تتمدد الموجة الصدمية الناتجة إلى الخارج وتبدأ في البرودة. ينتج عن هذا الاختلاف في درجة الحرارة بين مقدمة صدمة التبريد وموجات الصدمة الساخنة نفسها تشكيل حركة مضطربة تبدأ مرة أخرى في تحريف الحقول المغناطيسية وتضخيمها. يوضح الشكل أدناه لقطات للمنطقة المحيطة قبل تشكل النجوم ، وبعد المستعر الأعظم ، وما بعدها.

يُظهر هذا الشكل إسقاطات ثنائية الأبعاد للحظة قبل تشكل النجم (الألواح العلوية) ، واللحظة التي تلي انطلاق المستعر الأعظم (الوسط) ، وامتداد آثار صدمة المستعر الأعظم للخارج (أسفل). لاحظ الطاقة المغناطيسية المتزايدة خلال العملية. (الائتمان: Daegene Koh.)

بعد ملايين السنين ، سوف ينهار الغاز الذي طرده الإشعاع المنبعث من النجم والمستعر الأعظم الذي تلاه على نفسه مرة أخرى. ومع ذلك ، هذه المرة بعض الأشياء قد تغيرت. أولاً ، العناصر الأثقل التي تكونت وأطلقت نتيجة المستعر الأعظم ستكون قد اختلطت مع الغاز. ثانيًا ، سيكون الغاز غير الممغنط سابقًا ممغنطًا بدرجة عالية في المنطقة المجاورة للمنطقة المصابة. ستعالج الدراسات المستقبلية بالضبط كيف يؤثر هذا التأثير الأخير على الجيل التالي من تشكل النجوم.

نجوم البوب ​​الثالث أثناء إعادة التأين

بالإضافة إلى النمذجة التفصيلية للأشياء نفسها ، يمكن أن تكون نجوم Pop III أيضًا كائنات مثيرة للاهتمام في سياق إعادة التأين. إعادة التأين هي الانتقال من الكون المحايد إلى الكون المتأين بالكامل الذي هو الحاضر. يبدأ هذا الانتقال نتيجة لتشكيل النجوم والإشعاع المؤين الذي ينبعث منها. في البداية ، كانت هذه النجوم ببساطة تشكل جيوبًا من الغاز المتأين حولها والتي من شأنها أن تتقلص بعد ذلك مع إعادة اتحاد الذرات. ومع ذلك ، في النهاية ، مع استمرار تشكل النجوم والإشعاع المنبعث من نوى المجرة النشطة ، أصبح الكون متأينًا تمامًا.

لقد درست الدور الدقيق لنجوم Pop III خلال هذه الفترة باستخدام رمز محاكاة شبه رقمي 21cmFAST. بدلاً من إجراء محاكاة عددية كاملة ، والتي قد تكون باهظة من الناحية الحسابية لمثل هذه المشكلات واسعة النطاق ، يجمع هذا الرمز بين النماذج التحليلية لتسريع الحساب. على وجه الخصوص ، أضفت وظائف النماذج لتكون معتمدة على كتلة المجرات ، في حين أنها افترضت سابقًا قيمة واحدة لقدرة التأين لجميع المجرات. يوضح الشكل أدناه لقطة للكسر المتأين في المربع المحاكى لمقارنة نموذج يشتمل على نجوم Pop III مقابل نموذج به مجرات متعارف عليها فقط.

يوضح هذا الشكل إسقاطات جزء التأين للغاز المحيط بنجوم Pop III مقابل Pop II و I stars. اللون الأحمر محايد تمامًا والأزرق مؤين تمامًا. اليسار هو النموذج بما في ذلك نجوم Pop III بينما يستبعدهم اليمين. تُظهر الحبكة اليسرى هياكل فقاعية أكثر دقة وتفصيلاً حيث أن الأجسام ذات الكتلة الأصغر قادرة على تقديم مساهمات. (الائتمان: Daegene Koh.)​​​​​

تشير ملاحظات الكوازارات وقياسات الخلفية الكونية الميكروية (CMB) والقيود الأخرى إلى نقطة نهاية مشتركة لـ "عصر إعادة التأين" عند انزياح أحمر يبلغ 6 تقريبًا ، أو عندما كان عمر الكون حوالي مليار سنة. تم ضبط جميع هذه النماذج لتتوافق مع هذه القيود. ومع ذلك ، فإن الاختلاف الرئيسي يكمن في إظهار الأهمية النسبية لنجوم Pop III في إملاء بدء عملية إعادة التأين. إنها توفر جزءًا كبيرًا من الإشعاع المؤين خلال بداية الكون ، وبالتالي فهي عنصر مهم في فهم هذه الفترة المضطربة إلى حد ما في تاريخ الكون.

ملاحظات المستقبل القريب

هذه فترة مثيرة بشكل خاص للنظر في نجوم Pop III والمجرات الأولى. نظرًا لأن هذه النجوم قصيرة العمر نسبيًا ، سيكون من الصعب توقع بقاء أي منها حتى يومنا هذا. وبالتالي ، فإن أفضل فرصة لرصد هذه الأشياء هي من خلال النظر بشكل أعمق في الماضي. حتى الآن ، تفتقر أدوات المراقبة إلى القدرة التقنية للنظر بعيدًا بما يكفي في الماضي لمراقبة نجوم Pop III. ومع ذلك ، فإن الجيل التالي من التلسكوبات ، مثل تلسكوب جيمس ويب الفضائي (JWST) ، يجب أن يقترب أكثر فأكثر من عالم نجوم البوب ​​III لتقييد نماذجنا بشكل أكبر. مصفوفات التلسكوب الراديوي العملاقة التي سيتم بناؤها قريبًا ، مثل مصفوفة الكيلومتر المربع (SKA) ، يمكن أن تخترق ما بعد عصر إعادة التأين إلى العصور المظلمة الكونية وستوفر بالتأكيد المزيد من القرائن حول الكون المبكر. كما أن ظهور علم فلك الموجات الثقالية ، الذي فتحه مرصد مقياس التداخل الليزري لموجات الجاذبية (LIGO) ، قد وجد دليلاً على احتمال ارتباط الثقوب السوداء الثقيلة ببقايا المستعر الأعظم بوب الثالث. إنني أتطلع إلى بناء نماذج أكثر تعقيدًا من أي وقت مضى للمقارنة بالملاحظات التي نعلم أنها تنتظرنا في العقد القادم.

و- ربما في النهاية- شخص ما لديه كاميرا قوية جدًا (على تلسكوب) سيحصل على لقطة واضحة جيدة لأحد نجوم البوب ​​الأكثر انعزالًا.

القراءة ذات الصلة

تضخيم المجالات المغناطيسية في منطقة HII البدائية والمستعر الأعظم (نُشر في الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية ، 28 يوليو 2016)

توسيع نماذج إعادة التأين شبه الرقمية إلى النجوم والمجرات الأولى (المنشورة في الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية، 23 نوفمبر 2017)


اكتشف العلماء بقايا أحد أقدم النجوم في الكون - وهي ضخمة

ربما كانت النجوم الأولى أكبر بمئات المرات من كتلة الشمس.

بعد التنقيب في الضوء من نجم برتقالي قديم ، وجد علماء الفلك بقايا محتملة لأحد النجوم الأولى في الكون: عملاق ربما كان أكبر بـ 140 مرة من كتلة الشمس.

هذا الاكتشاف ، الذي نُشر يوم الخميس في مجلة Science ، يمثل المرة الأولى التي يقوم فيها علماء الفلك بملاحظات تشير إلى أن مثل هذه النجوم الضخمة سكنت الكون المبكر ، على الرغم من عقود من النظريات التي تقترح أن بعض تلك النجوم الأولى كانت ضخمة.

منذ مليارات السنين ، عندما انفجر هذا النجم البدائي في مستعر أعظم مذهل ، قام بتفجير أحشائه في الفضاء وبذر السحابة التي شكلت في النهاية النجم البرتقالي ، الذي يبعد الآن حوالي 1000 سنة ضوئية عن الأرض.

إن معرفة كتلة هذه النجوم الأولى - أو نطاق الكتل - أمر بالغ الأهمية لفهم مدى سرعة إضاءة الأضواء في الكون المبكر جدًا وتحويلها من مكان مظلم وغاز إلى مكان مليء بالمجرات والنجوم الوليدة.

يقول عالم الفيزياء الفلكية بجامعة تكساس في أوستن فولكر بروم ، الذي يصف النتائج الجديدة بأنها "نقطة بيانات مهمة": "كيف انتهت العصور المظلمة الكونية - هذا يعتمد حقًا على كتلة النجوم الأولى".

ولدت النجوم الأولى في الكون بعد عدة مئات من ملايين السنين من الانفجار العظيم ، كما يقول بروم ، عندما اختلط الهيدروجين والهيليوم والمادة المظلمة في حساء رقيق غمر الفضاء. في ذلك الوقت ، بدأت كتل غير منتظمة من المادة المظلمة في الانهيار ، وخلقت مزيجًا كثيفًا من الغازات التي اشتعلت في النهاية وأصبحت نجوماً ، وأضاءت الكون ، ووضع حد لما يسميه علماء الفلك العصور المظلمة الكونية.

كان العديد من هذه النجوم الأولى ، التي يطلق عليها نجوم السكان 3 ، صغيرة نسبيًا ، وتبلغ كتلتها عشرات المرات مثل شمس الأرض. لكن علماء الفلك يعتقدون أن البعض كان يجب أن يكون ضخمًا - مئات الكتل الشمسية. تشكلت هذه النجوم العملاقة من سحب كبيرة من الغازات المنهارة ببطء ، وكانت نشطة بما يكفي لإعادة تشكيل محيطها ، مما ساعد على تكوين المجرات المبكرة والعناقيد النجمية وحرق ضبابًا كونيًا طويل الأمد.

لكن النجوم الكبيرة تعيش بسرعة وتموت صغارًا. بعد بضعة ملايين من السنين ، انفجرت الكواكب البدائية العملاقة في مستعرات أعظم مذهلة لدرجة أنها استطاعت تدمير المجرات.

العناصر الكيميائية المتدفقة من هذه النجوم المحتضرة إلى الكون الرضيع بذرت غيوم الغاز المحيطة ، تاركة أنماطًا يمكن لعلماء الفلك قراءتها الآن مثل بصمات الأصابع. ساعدت هذه العناصر السحب الغازية على البرودة والتكثف بسرعة أكبر وتشكل جيلًا ثانيًا من النجوم الأصغر ، والتي لا يزال بعضها على قيد الحياة ويمكن استخراجها من أجل البصمات النجمية القديمة.

بدأ فريق بقيادة عالم الفلك واكو أوكي من المرصد الفلكي الوطني في اليابان البحث عن بصمات أصابع النجوم الضخمة القديمة من خلال البحث عن النجوم الصغيرة طويلة العمر ذات المحتوى المعدني المنخفض. قد تكون هذه النجوم التي تشكلت في وقت مبكر من الكون ولم تتلوث برذاذ دهور من المستعرات الأعظمية.

يقول أوكي: "يسجل نجم منخفض المعادن بوضوح نتاج مستعر أعظم واحد". "يمكننا تقدير كتلة النجم السلف من الوفرة الكيميائية للمنتجات."

بعبارة أخرى ، كانوا يبحثون عن نجوم الجيل الثاني التي قد تحمل بصمات أسلاف الجيل الأول.

برزت إحدى النجوم في الاستطلاع ، نجمة برتقالية صغيرة تسمى J0018-0939. كان يحتوي على مستويات منخفضة من الكربون والمغنيسيوم والكوبالت (تعتبر جميعها "معادن" في علم الفلك) ولكنها تحتوي على مستوى عالٍ بشكل غريب من الحديد. عادةً ، كانت قراءة الحديد العالية هذه كافية لاستبعاد النجم من المسح. لكن العلماء كانوا مفتونين.

وجه الفريق تلسكوب سوبارو في هاواي إلى النجم وألقى نظرة فاحصة على ملفه الكيميائي ، وأجروا قياسات دقيقة لوفرة العناصر الكيميائية. لا يبدو أي شيء قد رآه أي شخص من قبل

يقول بروم: "لقد خاطروا وقد أتت ثمارها".

بعد ذلك ، قارن علماء الفلك بصمة الإصبع بالمحاكاة الحاسوبية للمواد الكيميائية التي تم إنشاؤها والتخلص منها بواسطة أنواع مختلفة من المستعرات الأعظمية. وفقًا للفريق ، فإن نموذج الانفجار الأنسب للملف الكيميائي هو ما يسمى بالمستعر الأعظم الثنائي غير المستقر ، وهو نوع مذهل من الانفجار يمكن أن يكون أقوى بمئات المرات من المستعرات الأعظمية التي نشهدها اليوم.

يقول أوكي إن الطريقة الوحيدة للحصول على مستعر أعظم ثنائي غير مستقر وإنتاج هذا القدر من الحديد هي بتفجير نجم عملاق لا يقل عن 140 ضعف كتلة الشمس.

لا تتناسب جميع العناصر الموجودة في الملف الكيميائي مع فاتورة هذا النوع من الانفجارات ، وهي النتيجة التي تراجعت معها عالمة الفلك آنا فريبيل من معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا. لكن فريبيل يشير إلى أن محاكاة ما سيحدث في المستعرات الأعظمية التي لم تتم ملاحظتها أمر صعب للغاية.

يقول فريبيل ، الذي لاحظ عددًا قليلاً من نجوم الجيل الثاني: "ما زلت متحفظًا قليلاً بشأن ما إذا كانت هذه [النجوم العملاقة البدائية] موجودة".

مثل J0018-0939 ، تحمل نجوم Frebel بصمات النجوم الأولى في الكون. لكن على عكس هذا ، لا تكشف هذه التوقيعات عن وجود عملاق متكتل. "ولكن سأكون سعيدا للغاية إذا اتضح أنها صحيحة."


عائلة النجوم

نرى آلاف النجوم في سماء الليل. كل واحد فريد من نوعه. عندما تنظر إلى النجوم الفردية ، يبدو بعضها مشرقًا وقريبًا بينما يبدو البعض الآخر قاتمًا وبعيدًا. القليل ، مثل منكب الجوزاء وسيريوس (حق)، مشرقة جدًا بحيث يمكنك تحديد ألوانها.

تتألق النجوم لأنها تحول المادة إلى طاقة وتشعها على شكل ضوء. إذا رسمناها حسب درجة الحرارة والسطوع ، فمعظمها يقع في نطاق يسمى التسلسل الرئيسي.

شمسنا نجمة

الشمس هي أقرب نجم إلى الأرض. إنه مهم لأنه يغمرنا بالضوء ، ويمكننا دراسته للتعرف على النجوم الأخرى. The Sun is larger than 90 percent of the stars in our galaxy. Compared to the extreme giants and dwarfs, however, it is of medium temperature and brightness. Like all stars on the main sequence, the Sun produces energy in its core by converting hydrogen to helium.

Our Sun, Our Star: Stars look like points of light in the sky. The Sun appears disc-like and brighter because it is closer to us than any other star.

How the Sun Shines: Atomic reactions occur inside the Sun to produce the energy it needs to shine. Without the Sun’s nuclear furnace, we would have no sunlight – and probably no life.

A Solar Lifetime: A star like the Sun will shine for another 5 billion years before running out of fuel. Other types of stars have very different life spans.


Orange Dwarfs Most Likely To Harbor Intelligent Life, Say Astronomers

The sweet spot for planets suitable for life are cooler, longer-lived stars of the spectral-type G and K slightly less luminous and slightly cooler than our own Sun, Edward Guinan, the paper’s second author, and an astronomer at Villanova University in Pennsylvania, told me. Stars hotter than the Sun, Guinan says, are not ideal since they have short lifetimes of only three billion years or less.

Gallery: Stunning Photos Of The Earth From Space

Our own Sun is a yellow dwarf --- by stellar spectral classification, a G-2 star. Thus, the fact that we’re here posing such questions on a planet circling a star that is not even astrobiologically-optimal gives pause to wonder: Is intelligent life in our galaxy even more abundant than anyone could have imagined?

“We don’t yet have an answer,” Manfred Cuntz, the paper’s lead author and an astronomer at the University of Texas at Arlington, told me. “And due to significant roadblocks to biological evolution, intelligent life could be relatively rare in our galaxy.”

An artist's impression of the Tau Ceti system. (Image by J. Pinfield for the RoPACS network at the . [+] University of Hertfordshire, 2012)

In contrast, some astrobiologists have long argued that extremely long-lived and ubiquitous red dwarf M-type stars would make the best candidates for complex life. They make up some 75 percent of all stars in our galaxy and are expected to have lifetimes of some 50 billion years or more.

But in order to be warm enough to be habitable, they must orbit their stars in such close proximity that they would also suffer the effects of intense radiation, stellar flares and winds.

“This can cause red dwarf planets’ to lose their atmospheres and water inventories,” Guinan said. In most cases, this results in dry so-called “Dune” desert-like planets with little or no atmospheres. Or, he says, such red dwarf planets can also end up like Venus, with a huge carbon dioxide atmosphere and also no water.

Their paper outlined the properties of more than 300 nearby orange dwarf stars in order to determine both the width and stability of what they term the stars’ climatological stellar habitable zones. They analyzed the stars’ stellar habitable real estate --- including the numbers of stars as a function of their spectral type their stellar lifetimes habitable zone locations and also the orbital width of each such habitable zone.

In the process, they also took into account the long-term effects of stellar flares, x-rays and ultraviolet radiation on possible earthlike planets around such G- and K-type stars.

The authors were particularly impressed by the astrobiological potential for life around K-stars, which are two to three times more numerous than stars like the Sun.

“Many K-stars can be much older than our Sun,” Guinan said. “So, if life formed and evolved on habitable zone planet hosted by a old K-star --- a few to several billions of years older than the Sun it could maybe even harbor intelligent life.”

The yellow-orange dwarf Tau Ceti --- which lies only 12 light years from Earth --- even hosts five possible super-earths. Two of these may be potentially habitable, says Guinan.

With an age of as much as eight billion years, could any of Tau Ceti’s planets harbor intelligent life? After all, this was SETI pioneer Frank Drake’s first target in his initial radio search for extraterrestrial intelligence more than 50 years ago. But after numerous scans for intelligent signals, the planets around Tau Ceti still appear void of extraterrestrial civilizations.

Even so, the odds now appear to be shifting in sentient life’s favor.

To wit, says Guinan, suppose both a K-star and a sunlike star each formed some 10 billion years ago and soon spawned habitable earthlike planets. Life on planets around a sunlike star, he says, would have likely long ended, since that star would have already expanded into a Red Giant.

But a K-type star doesn’t expand into a red giant until it is at least 20 billion years old, says Guinan. Thus, for an earthlike planet circling a K-star, he says, life could be “very advanced by now.”


Stars observed in galaxies were originally divided into two populations by Walter Baade in the 1940s. Although a more refined means of classifying stellar populations has since been established (according to whether they are found in the thin disk, thick disk, halo or bulge of the galaxy), astronomers have continued to coarsely classify stars as either Population I (Pop I, metal-rich) or Population II (Pop II, metal-poor). However, even the most metal-poor Pop II stars have metallicities (commonly denoted [Z/H]) far above that of the gas left over from the Big Bang.

For this reason, astronomers have introduced a third class of star. Population III (Pop III ) stars are composed entirely of primordial gas – hydrogen, helium and very small amounts of lithium and beryllium. This means that the gas from which Pop III stars formed had not been ‘recycled’ (incorporated into, and then expelled) from previous generations of stars, but was pristine material left over from the Big Bang. As such, these stars would have a [Z/H]

-10 and would constitute the very first generation of stars formed within a galaxy. These Pop III stars would then produce the metals observed in Pop II stars and initiate the gradual increase in metallicity across subsequent generations of stars.

The only problem is that Pop III stars are entirely hypothetical at present. Despite intense searches, no Pop III star has ever been observed. A number of explanations have been put forward to explain this:

  • As the oldest population of stars, the majority of Pop III stars would have exhausted their fuel supplies long ago and would now be observed as remnants (white dwarfs, neutron stars or black holes), the original composition of which is nearly impossible to determine. However, this alone cannot explain the absence of Pop III stars, as those with the lowest masses should still be present (albeit difficult to observe due to their extremely low luminosities) in the Galaxy population today.
  • Another explanation is that stars sweep up gas from the interstellar medium as they move through it, and this may contaminate the outer layers of Pop III stars. This would give Pop III stars the appearance of metal-poor Pop II stars.
  • A more plausible explanation is that the metals produced in the cores of the Pop III stars have been dredged up to the surface by convection. Such ‘self-contaminated’ Pop III stars would also most likely be misclassified as metal-poor Pop II stars.
  • The currently favoured explanation for the lack of observed Pop III stars, is that the Pop III generation of stars were الكل high mass stars, with masses ranging from 60 to 300 times that of the Sun. In other words, no low mass Pop III stars were ever formed. This is supported by recent theoretical models which show that primordial stars possessed much higher masses than the stars we see in the Universe today. If this bias in the mass distribution of primordial stars is the case, then الكل Pop III stars would have exhausted their fuel supplies long ago and would now be present only as remnants.

Whatever the reason, it is extremely unlikely that we will ever observe a Pop III star and they will remain hypothetical entities. Nevertheless, there are still some astronomers out there on the hunt for them.

دراسة علم الفلك عبر الإنترنت في جامعة سوينبرن
جميع المواد محفوظة لشركة Swinburne University of Technology باستثناء ما تم تحديده.


Ancient stardust sheds light on the first stars

This artist’s impression shows what the very distant young galaxy A2744_YD4 might look like. Observations using ALMA have shown that this galaxy, seen when the Universe was just 4% of its current age, is rich in dust. Such dust was produced by an earlier generation of stars and these observations provide insights into the birth and explosive deaths of the very first stars in the Universe. Credit: ESO/M. Kornmesser

Astronomers have used ALMA to detect a huge mass of glowing stardust in a galaxy seen when the Universe was only four percent of its present age. This galaxy was observed shortly after its formation and is the most distant galaxy in which dust has been detected. This observation is also the most distant detection of oxygen in the Universe. These new results provide brand-new insights into the birth and explosive deaths of the very first stars.

An international team of astronomers, led by Nicolas Laporte of University College London, have used the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) to observe A2744_YD4, the youngest and most remote galaxy ever seen by ALMA. They were surprised to find that this youthful galaxy contained an abundance of interstellar dust — dust formed by the deaths of an earlier generation of stars.

Follow-up observations using the X-shooter instrument on ESO’s Very Large Telescope confirmed the enormous distance to A2744_YD4. The galaxy appears to us as it was when the Universe was only 600 million years old, during the period when the first stars and galaxies were forming.

“Not only is A2744_YD4 the most distant galaxy yet observed by ALMA,” comments Nicolas Laporte, “but the detection of so much dust indicates early supernovae must have already polluted this galaxy.”

This image is dominated by a spectacular view of the rich galaxy cluster Abell 2744 from the NASA/ESA Hubble Space Telescope. But, far beyond this cluster, and seen when the Universe was only about 600 million years old, is a very faint galaxy called A2744_YD4. New observations of this galaxy with ALMA, shown in red, have demonstrated that it is rich in dust. تنسب إليه:
ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), NASA, ESA, ESO and D. Coe (STScI)/J. Merten (Heidelberg/Bologna)

Cosmic dust is mainly composed of silicon, carbon and aluminium, in grains as small as a millionth of a centimetre across. The chemical elements in these grains are forged inside stars and are scattered across the cosmos when the stars die, most spectacularly in supernova explosions, the final fate of short-lived, massive stars. Today, this dust is plentiful and is a key building block in the formation of stars, planets and complex molecules but in the early Universe — before the first generations of stars died out — it was scarce.

The observations of the dusty galaxy A2744_YD4 were made possible because this galaxy lies behind a massive galaxy cluster called Abell 2744. Because of a phenomenon called gravitational lensing, the cluster acted like a giant cosmic “telescope” to magnify the more distant A2744_YD4 by about 1.8 times, allowing the team to peer far back into the early Universe.

The ALMA observations also detected the glowing emission of ionised oxygen from A2744_YD4. This is the most distant, and hence earliest, detection of oxygen in the Universe, surpassing another ALMA result from 2016.

The detection of dust in the early Universe provides new information on when the first supernovae exploded and hence the time when the first hot stars bathed the Universe in light. Determining the timing of this “cosmic dawn” is one of the holy grails of modern astronomy, and it can be indirectly probed through the study of early interstellar dust.

The team estimates that A2744_YD4 contained an amount of dust equivalent to 6 million times the mass of our Sun, while the galaxy’s total stellar mass — the mass of all its stars — was 2 billion times the mass of our Sun. The team also measured the rate of star formation in A2744_YD4 and found that stars are forming at a rate of 20 solar masses per year — compared to just one solar mass per year in the Milky Way.

“This rate is not unusual for such a distant galaxy, but it does shed light on how quickly the dust in A2744_YD4 formed,” explains Richard Ellis (ESO and University College London), a co-author of the study. “Remarkably, the required time is only about 200 million years — so we are witnessing this galaxy shortly after its formation.”

This means that significant star formation began approximately 200 million years before the epoch at which the galaxy is being observed. This provides a great opportunity for ALMA to help study the era when the first stars and galaxies “switched on” — the earliest epoch yet probed. Our Sun, our planet and our existence are the products — 13 billion years later — of this first generation of stars. By studying their formation, lives and deaths, we are exploring our origins.

“With ALMA, the prospects for performing deeper and more extensive observations of similar galaxies at these early times are very promising,” says Ellis.

And Laporte concludes: “Further measurements of this kind offer the exciting prospect of tracing early star formation and the creation of the heavier chemical elements even further back into the early Universe.”


شاهد الفيديو: قدرات النسبة المئوية %% (شهر نوفمبر 2021).