الفلك

المعادن وعمر النجوم المنتفخة مقابل الهالة

المعادن وعمر النجوم المنتفخة مقابل الهالة

من خلال ما فهمته من النماذج الحالية ، تشكل انتفاخ المجرة أولاً ، وبالتالي ، سيحتوي على السكان الأكبر سنًا مثل النجوم. ومع ذلك ، فإن الهالة حاليًا بها عدد أكبر من النجوم ذات المعادن الأقل من الانتفاخ. هل هذا لأن كثافة النجوم في الانتفاخ أعلى بكثير؟ تفكيري هو أن هذه منطقة مكتظة بالسكان من النجوم الساخنة الضخمة التي تموت بسرعة وتخلق منطقة جديدة من الجيل القادم من النجوم الغنية بالمعادن. سيكون معكوس الهالة حيث تكون النجوم أقل كثافة. هل هذا صحيح؟


حدسك صحيح إلى حد كبير: المفتاح هو أن منطقة الانتفاخ الأولي لديها إمكانات عميقة بدرجة كافية بحيث لا تتمكن المستعرات الأعظمية من طرد الغاز المتبقي ، وبالتالي يمكن أن تتشكل نجوم جديدة من الغاز (المخصب بواسطة مقذوفات المستعر الأعظم) في دورة مستمرة. في السحب المجرية قليلة الكتلة والمعزولة والتي ربما ساهمت في تكوين الهالة ، أطلقت الجولة الأولى من المستعرات الأعظمية معظم الغاز (بما في ذلك الغاز الأصلي الذي لم يشكل نجومًا بعد) - وبالتالي ، هناك فرصة ضئيلة لتشكيل المزيد من النجوم ( غازات ذات فلزية عالية) على أساس مستمر.

ما يهم حقًا هو الكتلة الكلية في منطقة معينة. على سبيل المثال ، كثافة النجوم في المناطق المركزية للعنقود الكروي عالية جدًا ، لكن كتلة العنقود ككل ليست كافية للاحتفاظ بمعظم الغاز عندما تتحول نجومه الضخمة إلى مستعر أعظم.

(ملاحظة جانبية: المصطلحان التقليديان "السكان 1" و "السكان 2" لم يعد يتم استخدامهما كثيرًا بعد الآن ، نظرًا لأن العمر والمعدنية يمكن أن تختلف باستمرار ولا ترتبط دائمًا بقوة.)


علماء الفلك يرسمون أول خريطة عمرية واسعة النطاق لتضخم مجرة ​​درب التبانة

بدأ فريق من علماء الفلك في المرصد الأوروبي الجنوبي (ESO) الذين يتطلعون إلى فهم أفضل لتاريخ تكوين مجرتنا درب التبانة في إنشاء أول خريطة عمرية لانتفاخ المجرة. تظهر نتائجهم الحالية أن فترة تشكل النجوم استمرت حوالي 4 مليارات سنة خلقت الهيكل المعقد في الانتفاخ.

خريطة الأشعة تحت الحمراء التي تم إنشاؤها من مسح VVV لمجرة درب التبانة الداخلية توضح المناطق الثلاثة التي تمت دراستها. رصيد الصورة: ESO / M. Rejkuba / F. Surot Madrid / E. Valenti.

مجرة درب التبانة عبارة عن مجرة ​​حلزونية بها انتفاخ في المركز يبلغ قطره آلاف السنين الضوئية ، وتحتوي على حوالي ربع الكتلة الكلية للنجوم.

أظهرت الدراسات السابقة أن الانتفاخ يستضيف مكونين: مجموعة من النجوم الفقيرة بالمعادن التي لها توزيع كروي ، ومجموعة من النجوم الغنية بالمعادن التي تشكل قضيبًا ممدودًا بخصر ، مثل X أو ثنائي فول سوداني مفصص. ومع ذلك ، فقد أسفرت تحليلات أعمار النجوم حتى الآن عن نتائج متضاربة.

الآن ، حللت عالمة الفلك في ESO مارينا Rejkuba وزملاؤها اللون والسطوع والمعلومات الطيفية حول كيمياء النجوم الفردية لإنتاج خريطة عمرية لانتفاخ مجرة ​​درب التبانة.

استخدم الباحثون بيانات محاكاة وملاحظة لملايين النجوم من متغيرات VISTA في مسح الأشعة تحت الحمراء عبر Lactea (VVV) لمجرة درب التبانة الداخلية وقارنوها بقياسات المحتوى المعدني لحوالي 6000 نجمة عبر الانتفاخ الداخلي من التحليل الطيفي. تم إجراء المسح على تلسكوب كبير جدا ESO.

قال الدكتور رجكوبا: "قمنا بتحليل لون النجوم وسطوعها لإيجاد تلك التي وصلت لتوها إلى نقطة استنفاد حرق وقود الهيدروجين في اللب ، وهو مؤشر عمر حساس".

"النتائج التي توصلنا إليها لم تكن متسقة مع انتفاخ مجرة ​​درب التبانة القديم البحت ، ولكنها تتطلب تكوين نجم يستمر حوالي 4 مليارات سنة ويبدأ منذ حوالي 11 مليار سنة."

"أصغر النجوم التي نراها يبلغ عمرها 7 مليارات سنة على الأقل ، وهو أقدم مما اقترحته بعض الدراسات السابقة."

إحدى المناطق الثلاثة التي تمت دراستها ، تُظهر تراكبًا لما يقرب من 3 ملايين نجم تنتمي إلى هياكل مختلفة لمجرة درب التبانة على طول خط البصر: قرص مجرة ​​درب التبانة ، بالإضافة إلى النجوم التي تنتمي إلى منطقة الانتفاخ. رصيد الصورة: ESO / M. Rejkuba / F. Surot Madrid / E. Valenti.

تستند نتائج الفريق إلى تحليل ثلاث مناطق من خريطة VVV بالأشعة تحت الحمراء ، والتي تشكل مجتمعة أكبر منطقة تمت دراستها حتى الآن في انتفاخ مجرة ​​درب التبانة. في جميع المجالات الثلاثة ، النتائج على النطاق العمري للنجوم متسقة.

قال عضو الفريق الدكتور فرانسيسكو سوروت مدريد: "لقد أخبرتنا الدراسات السابقة أن النجوم الأغنياء بالمعادن في الحانة من المحتمل أن يكونوا أصغر النجوم".

"بينما لا يمكننا فصل أي نجم ينتمي إلى الشريط / الفول السوداني أو المكون الكروي في البيانات التي نستخدمها ، تخبرنا نتائجنا أن الشريط قد تشكل بالفعل منذ حوالي 7 مليارات سنة ولم تكن هناك كميات كبيرة من الغاز المتدفقة وتشكيل النجوم على طول الشريط بعد ذلك ".

قالت عضوة الفريق الدكتورة إيلينا فالنتي: "ستظهر لنا الخريطة النهائية معدل تكون النجوم كدالة لكل من العمر والمعدنية للنجوم عبر الانتفاخ".

"سيكون هذا عنصرًا مهمًا في سرد ​​القصة الكاملة لتشكيل انتفاخ مجرة ​​درب التبانة."

قدم علماء الفلك نتائجهم اليوم في الأسبوع الأوروبي لعلم الفلك وعلوم الفضاء (EWASS) في ليفربول ، المملكة المتحدة.

مارينا ريجكوبا وآخرون. VVV يقيد التوزيع العمري لانتفاخ مجرة ​​درب التبانة. EWASS 2018، مجردة # 1118


وفرة العناصر في قرص (أقراص) مجرة ​​درب التبانة النجمية والانتفاخ والهالة

نقدم مراجعة لوفرة العناصر في القرص النجمي لمجرة درب التبانة والانتفاخ والهالة مع التركيز على البيانات المشتقة من الأطياف النجمية عالية الدقة. هذه البيانات أساسية في فك تشابك تاريخ التكوين والتطور اللاحق لمجرة درب التبانة. المعلومات من هذه البيانات لا تزال محدودة ومقتصرة على عينات نجمية محددة بدقة. ستطلق وكالة الفضاء الأوروبية قريباً قمر جايا الفلكي. ستحدث مجموعة البيانات النهائية الخاصة به ثورة في المعلومات حول حركات مليار نجم في مجرة ​​درب التبانة. سيتم استكمال ذلك من خلال العديد من حملات المراقبة الأرضية ، ولا سيما المتابعة الطيفية لدراسة وفرة العناصر في النجوم بالتفصيل. توضح مراجعتنا الصورة الغنية جدًا والمثيرة للاهتمام المبنية من عينات صغيرة ومحلية إلى حد ما. تستحق بيانات Gaia أن تُستكمل ببيانات من نفس الجودة العالية التي تم جمعها من أجل الحي الشمسي.


عدد 2 عدد من السكان النجميين في البرج

العديد من الدراسات (مثل Babusiaux et al. Reference Babusiaux 2010 Hill et al. Reference Hill 2011 Gonzalez et al. Reference Gonzalez 2011 Freeman Reference Freeman و Aoki و Ishigaki و Suda و Tsujimoto و Arimoto 2012 Rojas-Arriagada et al. Reference Rojas-Arriagada 2014 ) قاموا بتفسير MDF للانتفاخ عبر منطقة واسعة في (ل, ب) على أنها مكونة من مجموعات سكانية متعددة. نيس وآخرون. (المرجع Ness 2013a) يفسر MDF على أنه يحتوي على خمسة مجموعات سكانية موضحة في الشكل 3: 3 مجموعات سائدة (A - C) مع [Fe / H] & gt −1 واثنين من المجموعات السكانية الفقيرة بالمعادن (D & amp E). من مسح ARGOS الانتفاخ الموصوف في Ness et al. (المرجع Ness 2013a) ، المجموعات الثلاث A-C مع [Fe / H] & gt 1 لها قمم معدنية تبلغ حوالي +0.15 ، - 0.25 ، - 0.7 ديكس ، على التوالي وتوفر حوالي 95 ٪ من النجوم في الانتفاخ. يربطون هذه المجموعات بنجوم الانتفاخ الصندوقي / الفول السوداني (A و B) ، والقرص السميك (C) ، والقرص السميك المعدني الضعيف (D) والهالة النجمية (E). وجدوا أن هذه المجموعات موجودة بنسب مختلفة في جميع أنحاء المنطقة الداخلية من درب التبانة.

الشكل 3. MDF للنجوم داخل ص GC & lt 3.5 kpc من مسح ARGOS: (أ) للنجوم في ب = −5 ° ، (ب) نجوم عند ب = −7.5 درجة ، و (ج) نجوم عند ب = -10 ° ، لجميع النجوم عبر خطوط الطول |ل| & lt 15 درجة توضح المساهمة المتغيرة لكسور المعادن مع خط العرض. يشار إلى المكونات الجاوسية A –E.

باستخدام النجوم المتجمعة الحمراء ، نيس وآخرون. (مرجع نيس 2012) و Uttenthaler et al. (المرجع Uttenthaler و Schultheis و Nataf و Robin و Lebzelter و Chen 2012) أظهر أن النجوم الأكثر ثراءً بالمعادن في التجمعات السكانية A و B (أي النجوم ذات [Fe / H] و gt −0.5) هي جزء من توزيع كثافة النجوم في المنطقة الأعمق التي تعكس الشكل المورفولوجي للانتفاخ على شكل X (على سبيل المثال Ness and Lang Reference Ness and Lang 2016). هذا يعني أن النجوم ذات [Fe / H] & lt −0.5 الموجودة في المنطقة الداخلية ليست جزءًا من مورفولوجيا انتفاخ الصندوق / الفول السوداني وليست في مجموعات مدار x1 تدعم ملف تعريف X. تظهر النجوم الأكثر ثراءً بالمعادن أكبر حد أدنى بين القمم في توزيع النجوم على شكل K وهي الأكثر مشاركة في الشكل X (Ness et al. Reference Ness 2012). تم العثور على السكان A بواسطة Ness et al. (المرجع Ness 2013a) ليتم تركيزه باتجاه المستوى ويكون الجزء الأرق من انتفاخ الصندوق / الفول السوداني. يتوافق المجتمع B مع النجوم السميكة رأسياً في الانتفاخ ، مع جزء مساهمة مماثل عبر ب = 5 إلى 10 درجات. لا يشارك السكان C بشكل كبير في توزيع كثافة الانقسام أو هيكل الصندوق / الفول السوداني ، لكن ينتقل بسلاسة من الانتفاخ إلى القرص مع خط الطول ، حيث يتم تحديده مع القرص السميك الداخلي. مجموعتي النجوم (A و B) المرتبطين بالبنية الصندوقية / الفول السوداني لهما ملامح تشتت سرعة ذروة متشابهة مع خطوط الطول. ملامح تشتت السرعة للنجوم الأكثر فقراً بالمعادن لها شكل مختلف (على سبيل المثال Shen et al. Reference Shen و Rich و Kormendy و Howard و De Propris و Kunder 2010 Ness et al. Reference Ness 2013b Portail et al. Reference Portail، Wegg ، غيرهارد ومارتينيز فالبويستا 2015) (انظر أدناه). 5٪ من النجوم في الانتفاخ ذات الفلزات [Fe / H] & lt −1.0 تشبه كيميائيًا نجوم القرص السميك ضعيف المعدن والهالة بالقرب من حي الطاقة الشمسية (على سبيل المثال Alves-Brito et al. Reference Alves-Brito، Meléndez ، Asplund، Ramírez and Yong 2010 Bensby et al. Reference Bensby 2013) وكان مرتبطًا بـ Ness et al. (مرجع نيس 2013 أ) مع هؤلاء السكان.

ملفات تعريف الدوران والتشتت التي أبلغ عنها Ness et al. (المرجع Ness 2013b) والموضح في الشكل 4 كدالة لـ [Fe / H] تدعم التمايز بين المجموعات السكانية. ترتبط حركيات النجوم في التجمعات السكانية A & amp ؛ B وتختلف عن المكونات الأخرى. تُظهر النجوم في المجموعتين A و B ، والتي تعد جزءًا من الكتلة المنقسمة والانتفاخ الصندوقي / الفول السوداني ، نفس نمط الذروة المميز لتشتت السرعة في اللوحين الأيسر من الشكل 4 ، مع كون المجموعة A نسخة متماثلة أكثر برودة من السكان ب. المجموعة C ، المرتبطة بالقرص السميك في المجرة الداخلية ، تدور بنفس سرعة دوران المجموعات الأكثر ثراءً بالمعادن (تُظهر جميعها ملامح الدوران المستقلة عن خط العرض والتي تُرى عادةً في الانتفاخات الصندوقية) ولكن ملف تعريف تشتت السرعة لها هيئة مختلفة. النجوم الأكثر فقرًا بالمعادن مع [Fe / H] & lt −1 لها شكل دوران بطيء وتشتت عالٍ قد يكون متوقعًا لمجتمع ليس له ارتباط أسلاف بالقرص ، مثل التجمعات الكروية في الانتفاخ أو النجوم من الهالة الداخلية أو عنصر الاندماج الأساسي.

الشكل 4. منحنيات الدوران (أعلى) وملامح التشتت (أسفل) لـ 17500 نجم منتفخ من مسح ARGOS ضمن مسافات 5-11 kpc. تتوافق المجموعات السكانية من معظم المعادن الغنية إلى معظم فقراء المعادن المشار إليها في الشكل 3 مع المجموعات السكانية A و B و C و D / E. (نيس وآخرون. مرجع نيس 2013 ب).

اقترحت دراسات أخرى (Babusiaux et al. Reference Babusiaux 2010 Hill et al. Reference Hill 2011 Gonzalez et al. Reference Gonzalez 2011 Rojas-Arriagada et al. Reference Rojas-Arriagada 2014) أن MDF للانتفاخ يتألف من مجموعتين ، معدن - السكان الأغنياء الذين يشكلون جزءًا من انتفاخ الصندوق / الفول السوداني وسكان فقراء بالمعادن يكون كرويًا قديمًا (أي مع تاريخ تكوين محتمل يختلف عن مكونات القرص والهالة في مجرة ​​درب التبانة). على الرغم من ملاحظة أن Gonzalez et al. (المرجع Gonzalez 2015) يخلص إلى أنه لم يتم بعد تحديد ما إذا كان مكونا MDF لهما تاريخ تكوين مختلف. تحلل النجوم إلى مكونين متساويين تقريبًا من Gonzalez et al. (المرجع Gonzalez 2015) موضح في الشكل 5 ، من مسح GIBS (Zoccali et al. Reference Zoccali 2014) ، حيث يبلغ ذروتهما المجموعتان [Fe / H] بحوالي +0.25 dex و -0.3 dex.

الشكل 5. من Gonzalez et al. (المرجع Gonzalez 2015): تم الحصول على MDF من مزيج من أربعة حقول GIBS (عالية الدقة) والنجوم المتجمعة الحمراء من Hill et al. (المرجع Hill 2011). يظهر توزيع الكثافة الاحتمالية في اللوحة العلوية كخط متقطع ، مع تباين كثافات الاحتمال باللون الأزرق. تُظهِر اللوحة السفلية أفضل نوعين مناسبين لتوزيع اللوحة العلوية.

يضع التحلل المكون من عنصرين عددًا أقل من النجوم داخل الهيكل الصندوقي / الفول السوداني أو على شكل X ، ويعزو حوالي 50 ٪ إلى جسم كروي قديم (Hill et al. Reference Hill 2011). نموذج الخمس سكان لنيس وآخرون. (مرجع Ness 2013a) ينسب 95٪ من النجوم إلى نجوم قرصية ، مع كون المجموعة C (عند [Fe / H] = -0.7) هي نجوم قرصية ولكنها ببساطة ليست جزءًا من مورفولوجيا الشكل X (ربما لأنها كانت في الأصل جزءًا من قرص سميك أكثر سخونة والذي كان ديناميكيًا أقل استجابة لعدم الاستقرار). وبالتالي فإن هذين التفسرين لهما آثار مختلفة على النجوم في المنطقة الداخلية من حيث أصلها من القرص ومساهمة أي مجموعة إضافية تختلف عن أي مجموعة سكانية أخرى لمجرة درب التبانة وبالتحديد عن الانتفاخ ، مثل شكل كروي قديم. عن طريق الاندماجات ذات الانزياح الأحمر العالي. في حين أن جزءًا كبيرًا ، يصل إلى 50٪ من النجوم في التحلل المكون من عنصرين ، يرتبط بمكوِّن كروي قديم ، فقط

يرتبط 5 ٪ من السكان في التحلل المكون من خمسة أفراد بأي مكون كروي قديم ، وقد يكون هذا المكون ببساطة نجوم هالة فقيرة بالمعادن في المنطقة الداخلية وليس مجموعة فريدة من الانتفاخ.


المعادن وعمر النجوم المنتفخة مقابل الهالة - علم الفلك

    تاريخ SF النوعي من وجود أو عدم وجود مؤشرات نجمية مهمة للأعمار ، على سبيل المثال ، التسلسل الرئيسي العلوي ، والعملاق الفائق ، والنجوم ذات الحلقة الزرقاء ، ونجوم AGB المضيئة ، والنجوم ذات التكتلات الحمراء ، والعمالقة ، والنجوم الفرعية الأفقية

    تقيد الملاحظات الدقيقة لتوزيع النجوم عبر التسلسل الرئيسي العلوي اختلافات SF على مدى عدد قليل من Gyr (مجموعة محلية كاملة ممكنة).

    عدم اليقين في المسارات التطورية النجمية والأجواء

    تجربة كويمبرا: تستمد مجموعات متعددة SFH من نفس مجموعة البيانات (حقل في LMC) ، النتائج (Skillman 2002)

`` كارثة كويمبرا 1 '' ، أو `` إثبات نجاح تجربة كويمبرا ''؟

    إجماع عام على أن الانتفاخ / الهالة قديمة بشكل حصري تقريبًا (على سبيل المثال Zoccali et al 2003 ، van Loon et al 2002 ، Ortolani et al 1995) ، ولكن ملاحظة تفاصيل النطاق العمري تعتمد على توزيع الفلزية والفلزات مقارنة GCs. أقوى دليل محتمل يأتي من [/ Fe] المحسن (Rich & amp McWilliam 2000).

يبدو أن المكون القديم (10 Gyr) موجود بناءً على بيانات Hipparcos (Binney et al 2000 Jimenez et al 1997)

    يبدو انتفاخ M31 مختلفًا عن انتفاخ MW: توزيع معدني أكثر ثراءً وأوسع نطاقًا ، وعلى ما يبدو ، تشتت كبير في العمر (Brown et al. 2003 ، ACS CMDs) تلوث قرصي أحد التحذيرات المحتملة. غير قادر حتى الآن على التمييز بين مكونين منفصلين مقابل توزيع أكثر استمرارًا.

    أفضل دراسة في الآونة الأخيرة SF. لا يوجد دليل قوي على SF العرضي بشدة على مقاييس Myr ، على سبيل المثال Dohm-Palmer et al 1998 شوهدت الأحداث العالمية المحتملة في LMC / SMC ، ولكن ربما لا توجد اختلافات بأكثر من عامل قليل (لكن انظر Harris ، هذا المؤتمر) لا توجد اختلافات دراماتيكية نتيجة القرب من مجرة ​​كبيرة؟

    مجموعة متنوعة من SFHs. Draco ، Ursa Minor ، Sculptor ، Leo II ، Sextans ، Tucana في الغالب كبار السن (ولكن بعض `` متوسط ​​العمر '') Leo I ، Carina ، Fornax في الغالب متوسط ​​العمر

حتى dSphs ذات النجوم القديمة في الغالب قد تظهر دليلاً على فترات طويلة من تشكل النجوم بناءً على الأدلة الكيميائية (Ikuta & amp Arimoto 2002)


مجرتنا درب التبانة لها هالة كونية عمرها 11.4 مليار سنة

حددت دراسة جديدة عمر المجرات الخارجية لمجرة درب التبانة بدقة غير مسبوقة ، وسلطت الضوء على كيفية تشكل مجرتنا وغيرها في جميع أنحاء الكون.

قدرت الدراسات السابقة للهالة الداخلية لمجرة درب التبانة - المنطقة المحيطة بالقرص الحلزوني المألوف للمجرة - أنها تشكلت في أي مكان منذ ما بين 10 و 13 مليار سنة. تضيق الدراسة الجديدة ذلك إلى حد كبير ، حيث ربطت عمر الهالة الداخلية بـ 11.4 مليار سنة ، زائد أو ناقص 700 مليون سنة.

قال مؤلف الدراسة جيسون كاليراي من معهد علوم تلسكوب الفضاء في بالتيمور ، إن هذا الاكتشاف يجب أن يساعد علماء الفلك على فهم تطور المجرات بشكل أفضل بالمعنى العام.

قال كاليراي لموقع ProfoundSpace.org: "لقد قضيت أساسًا على واحدة من العوائق الرئيسية التي كان علينا وضع صورة كاملة لكيفية تطور المجرات وتشكيلها بمرور الوقت". [صور مذهلة لمجرة درب التبانة]

هيكل مجرة ​​درب التبانة

تتكون مجرة ​​درب التبانة من ثلاثة أجزاء رئيسية: انتفاخ مركزي وقرص مسطح نسبيًا وهالة محيطية كروية تقريبًا.

تتكون الهالة من عناقيد كروية - تجمعات كثيفة من مئات الآلاف أو ملايين النجوم - بالإضافة إلى نجوم "حقل" مفردة تجلس وحدها في سواد الفضاء. يعتقد العديد من العلماء أن الهالة تتكون من مجموعتين نجميتين منفصلتين ، لذلك يقسمون المنطقة إلى هالة داخلية وهالة خارجية.

يُعتقد أن هذه المكونات الثلاثة الرئيسية لمجرة درب التبانة قد تشكلت في أوقات مختلفة ، مع تشكل الهالة أولاً.

أقدم العناقيد الكروية في مجرتنا يبلغ عمرها 13.5 مليار سنة ، مما يعني أنها تشكلت فقط 200 مليون سنة أو نحو ذلك بعد الانفجار العظيم الذي خلق الكون. لكن علماء الفلك حققوا نجاحًا أقل في تأريخ نجوم مجال الهالة على وجه التحديد ، لذلك ثبت أن فهم كيف ومتى ظهرت الهالة الكلية أمر بعيد المنال. [صور: النظر إلى الانفجار العظيم]

قال كاليراي: "ليس لدينا في الحقيقة أي تشخيص جيد لسن النجوم ذات الكتلة المنخفضة".

للمساعدة في معالجة هذه المشكلة ، نظر كاليراي في نجوم مجال الهالة المحتضرة ، تلك التي انتقلت للتو من مصانع الاندماج النشط إلى الأجسام الغريبة المعروفة باسم الأقزام البيضاء.

دراسة الأقزام البيضاء الجديدة

الأقزام البيضاء هي بقايا نجوم صغيرة نسبيًا استنفدت وقودها ، تاركة ورائها نوى خافتة ولكن فائقة الكثافة من المواد. الغالبية العظمى من النجوم في المجرة ، بما في ذلك شمسنا ، سينتهي بها الأمر كأقزام بيضاء.

قال كاليراي إن كثافة القزم الأبيض تبلغ مليون مرة كثافة المادة "العادية" التي اعتدنا عليها هنا على الأرض. لكن هذه الأجسام الغريبة هي في الواقع بسيطة للغاية من نواحٍ مهمة.

قال كاليراي: "إنها نجمة بسيطة". "فيزياء النجم تهيمن عليها ذرة واحدة - الهيدروجين."

استفاد كاليراي من هذه الطبيعة غير المعقدة. باستخدام بيانات من عدة تلسكوبات مختلفة حول العالم ، طور طريقة لتحديد عمر قزم أبيض صُنع حديثًا من خلال تحليل انبعاثات الهيدروجين.

أدرك كاليراي أن هذه الانبعاثات ، التي تم تحليلها بشكل صحيح ، تكشف عن كتلة القزم الأبيض وخصائص مهمة أخرى ، والتي يمكن استخدامها بعد ذلك لتقدير عمر الجسم عندما تحول من النجم النشط إلى القزم المحتضر.

قام بمعايرة هذه التقنية من خلال دراسة أطياف الأقزام البيضاء المشكلة حديثًا - التي تم تحديدها من خلال درجة حرارتها - في الكتلة الكروية Messier 4 ، والتي يبلغ عمرها حوالي 12.5 مليار سنة. بمجرد أن أكد أن الطريقة تعمل ، نظر كاليراي إلى أربعة نجوم في الهالة الداخلية التي أصبحت للتو أقزامًا بيضاء.

أسفرت دراسة هذه الأربعة عن عمر 11.7 مليار سنة ، زائد أو ناقص 700 مليون ، لحقل الهالة الداخلية. وقال كاليراي إن النتائج - التي تعد أكثر دقة من تقديرات عمر الهالة الداخلية السابقة - نُشرت اليوم (30 مايو) في مجلة نيتشر.

"يوفر هذا chro & shynometer الجديد وسيلة لتحديد أعمار التجمعات النجمية في الهالة ، وسيزيد من معرفتنا بكيفية وأين تشكلت المجرة ونجوم rsquos وتطورت ،" تيموثي بيرز ، من مرصد قمة كيت الوطني وعلم الفلك البصري الوطني كتب المرصد في توكسون ، أريزونا ، في مقالة مناظير مصاحبة في الطبيعة.

فهم درب التبانة

إن عمر 11.7 مليار سنة للهالة الداخلية له معنى معين. يُعتقد أن الهالة الخارجية أقدم قليلاً ، وتشير أقدم مجموعات المجرات إلى أن اللبنات الأساسية لمجرة درب التبانة بدأت تتجمع منذ حوالي 13.5 مليار سنة أو نحو ذلك.

يخطط كاليراي للنظر في الأقزام البيضاء حديثة النضج في الهالة الخارجية للحصول على عمر لنجوم المجال في تلك المنطقة. ويريد أيضًا دراسة المزيد من الأقزام في الهالة الداخلية ، حتى يتمكن من تكوين فكرة أفضل عن المدة التي استغرقتها النجوم هناك لتتشكل.

لا يمكن تطبيق التقنية الجديدة بشكل مباشر على المجرات الأخرى ، لأن الأقزام البيضاء البعيدة تكون قاتمة جدًا لدرجة يصعب معها دراسة أطيافها بالتفصيل. قال كاليراي إن النتائج يجب أن تساعد علماء الفلك على فهم أساسيات تطور المجرات التي تتجاوز مجرتنا درب التبانة.

وقال: "إذا كنت تعرف عمر تشكل الهالة الداخلية ، فأنت تقيد شيئًا أكثر عمومية حول الطرق التي تتشكل بها المجرات".


خيارات الوصول

احصل على حق الوصول الكامل إلى دفتر اليومية لمدة عام واحد

جميع الأسعار أسعار صافي.
سيتم إضافة ضريبة القيمة المضافة في وقت لاحق عند الخروج.
سيتم الانتهاء من حساب الضريبة أثناء الخروج.

احصل على وصول محدود أو كامل للمقالات على ReadCube.

جميع الأسعار أسعار صافي.


نسب الوفرة والتطور الكيميائي المجري

الملخصتتراوح نسبة فلزية النجوم في المجرة من [Fe / H] = −4 إلى +0.5 dex ، ووفرة الحديد الشمسي هي ε (Fe) = 7.51 ± 0.01 dex. متوسط ​​قيم [Fe / H] في الجوار الشمسي ، الهالة ، والانتفاخ المجري هي 0.2 و 1.6 و 0.2 dex على التوالي.

يكشف تحليل الوفرة التفصيلي أن قرص المجرة والهالة والانتفاخ تظهر أنماط وفرة فريدة لعناصر O و Mg و Si و Ca و Ti وعناصر التقاط النيوترونات. تُظهر هذه التواقيع أن البيئة تلعب دورًا مهمًا في التطور الكيميائي وأن المستعرات الأعظمية تأتي في العديد من النكهات مع مجموعة من إنتاجية العناصر.

يشير التشتت 300 ضعف في وفرة العناصر الثقيلة لأكثر النجوم فقيرة بالمعادن إلى اختلاط غير كامل لمقذوفات من مستعر أعظم فردي ، مع نواتج مختلفة إلى حد كبير ، في سحب ∼10 6 M.

يشير تكوين نجوم رابطة الجبار إلى أن مناطق تشكل النجوم يتم تخصيبها ذاتيًا بشكل كبير على مقاييس زمنية تبلغ 80 مليون سنة. نماذج الإثراء الذاتي السريع والتطور الكيميائي غير المتجانسة مطلوبة لمطابقة اتجاهات الوفرة الملحوظة والتشتت في العلاقة بين العمر والمعدنية.


7 حجج لجرح متوسط ​​العمر: نجوم فرع عملاق مقوّم وسدم كوكبي

يعتبر الفرع العملاق المقارب و PNe نافذة مميزة في تاريخ تكوين النجوم لمجموعات نجمية.

استخدم Whitelock و Feast و amp Catchpole (مرجع Whitelock و Feast and Catchpole 1991) 4 سنوات من القياس الضوئي بالقرب من الأشعة تحت الحمراء لدراسة الفترات النبضية لمتغيرات ميرا التي لوحظت تجاه الانتفاخ المجري. تم تحديد الفترات لـ 104 كائنًا ، تم تحديد طريقة توزيع الفترة منها

475 د بحد أدنى وحد أقصى 170 و 722 د على التوالي. كان هذا يتناقض مع فترات

250 يومًا مرتبطًا بالتجمعات القديمة (القرص السميك ، الهالة ، الكتلة الكروية) ، والفترات الأطول بكثير (حتى 2000 يوم) المرتبطة بالتجمعات النجمية الشابة في القرص الرقيق (Feast & amp Whitelock Reference Feast and Whitelock 1987). لقد قدروا متوسط ​​العمر لسلف انتفاخ سكان ميرا ر

3 Gyr ، وإحضار الفلزية الأولية ووفرة الهيليوم كمصادر لعدم اليقين الجوهري. في الآونة الأخيرة ، Matsunaga et al. (المرجع ماتسوناجا 2009) حلل عينة من متغيرات ميرا 1364 تجاه مركز المجرة ، أقرب بكثير إلى المستوى. يمتد توزيع الفترة الخاصة بهم في النطاق 100 ≲ ص/ د ≲ 630d ، مع تعديل توزيعها ص

300 د ، توحي بأعمار أصغر حتى من أعمال Whitelock و Feast و amp Catchpole (المرجع Whitelock و Feast and Catchpole 1991).

جيسكي وآخرون. (المرجع Gesicki و Zijlstra و Hajduk و Szyszka 2014) استدل على القزم الأبيض / النجم المركزي لكتل ​​PNe المكونة من 31 انتفاخًا مجريًا PNe ، والتي تم تقدير الكتل النجمية الأولية (وبالتالي الأعمار الخشنة) عن طريق العلاقات الجماعية الأولية والنهائية ، عند استخدام علاقة الكتلة التجريبية الأولية النهائية من المجموعات (Casewell et al. Reference Casewell 2009) ، Gesicki et al. (المرجع Gesicki و Zijlstra و Hajduk و Szyszka 2014) اشتقوا تاريخًا لتكوين النجوم للسكان السلف من الانتفاخ PNe الذي يرونه غير قابل للتصديق. حتى بعد تصحيح تأثيرات الاختيار مثل العمر المعتمد على الكتلة لمرحلة PNe ، فقد استنتجوا أن التوزيع العمري بلغ ذروته بشكل حاد عند ر

3 جير. جيسكي وآخرون. (المرجع Gesicki و Zijlstra و Hajduk و Szyszka 2014) طبقوا تصحيح إزاحة علاقة الكتلة الأولية والنهائية للنجوم المنتفخة للاتفاق عند نقاط النهاية مع قياسات العمر لـ Bensby et al. (المرجع Bensby 2013). ووجدوا أن تاريخ تشكل النجوم لانتفاخ المجرة بلغ ذروته

3 Gyr منذ ، مع انخفاض بطيء جدًا في أعداد الأعمار

11 جير ، ثم الذروة في 15 جير. في استنتاجهم ، Gesicki et al. (المرجع Gesicki و Zijlstra و Hajduk و Szyszka 2014) تشير إلى أن العنصر الفقير بالمعادن في الانتفاخ غير ممثّل بشكل كافٍ بين الانتفاخ PNe.

تم إجراء تحقيق حديث مشابه وهو إجراء Buell (Reference Buell 2013) ، وهو تحليل تلوي لبيانات PNe المنتفخة المنشورة مسبقًا (Cuisinier et al. Reference Cuisinier و Maciel و Köppen و Acker و Stenholm 2000 Escudero و Costa و amp Maciel Reference Escudero، Costa and Maciel 2004 Exter، Barlow، & amp Walton Reference Exter، Barlow and Walton 2004 Ratag et al. Reference Ratag، Pottasch، Dennefeld and Menzies 1992، Reference Ratag، Pottasch، Dennefeld and Menzies 1997 Liu et al. Reference Liu، Luo ، Barlow، Danziger and Storey 2001 Wang & amp Liu Reference Wang and Liu 2007) ومجموعة من النماذج المحدثة التي تم تطويرها في هذا العمل. تمثل طريقة Buell (Reference Buell 2013) كلا من كتلة القزم الأبيض المستنتج والوفرة المرصودة (بما في ذلك) الهيليوم من PNe. توصل Buell (Reference Buell 2013) إلى أن أفضل النماذج الملائمة لإعادة إنتاج متوسط ​​التوزيع لها كتل سلف تسلسل رئيسي تبلغ $ M sim 1.5 text_ < odot> $ ووفرة الهيليوم الأولية ص

0.32 ، مما يشير إلى ذروة عمر ر

3 جير ونسبة تخصيب الهيليوم إلى المعادن $ نصنعم / نصض تقريبا 4 دولار. تتطابق هذه النماذج أيضًا مع لمعان طرف الفرع العملاق المقارب للانتفاخ المجري.

التحقيق الثالث من هذا النوع هو Delgado-Inglada et al. (المرجع Delgado-Inglada و Rodríguez و Peimbert و Stasińska و Morisset 2015) ، الذين درسوا 20 PNe في الانتفاخ والقرص وقياس أيضًا وفرة Ar و C و Cl و He و N و Ne و O بالنسبة إلى H. أفضل ما لديهم تشير النماذج المناسبة إلى أن العينة الفرعية المنتفخة ، مع وفرة من الهيليوم تقع في النطاق 0.28 ≲ ص ≲ 0.43 ، هي الأنسب للأسلاف مع الكتل الأولية $ M sim 2 hbox <--> 4 text_ < odot> دولار. لقد اعتبروا أن هذه الكتل الأولية غير محتملة نظرًا للقيود الأخرى المفروضة على تاريخ تشكل النجوم للانتفاخ ، ويشيرون إلى تحليل Buell (مرجع Buell 2013) الذي استخدم نماذج He-المحسّنة لمطابقة مجموعة الانتفاخ في PNe.

تم استكشاف تشخيص مختلف بواسطة Uttenthaler et al. (المرجع Uttenthaler 2007): الوفرة الطيفية لنجوم الفروع العملاقة المقاربة. التكنيتيوم ، وهو عنصر غير مستقر يتم تصنيعه عبر س-العملية ، تم التعرف عليها في أطياف 4 من 27 نجمة تمت دراستها. أوتنثالر وآخرون. (المرجع Uttenthaler 2007) ذكر أن هذا يتطلب عملية تجريف ثالثة ، وبالتالي كتل أولية كبيرة نسبيًا ($ M gtrsim 1.5 text_ < odot> $) والأعمار الصغيرة لجزء كبير من الكتلة النجمية المنتفخة. أخيرًا ، قام Jiménez-Esteban & amp Engels (المرجع Jiménez-Esteban and Engels 2015) مؤخرًا بتكييف النماذج التطورية والغبار مع الملاحظات متعددة الأطوال الموجية للنجوم الفروع العملاقة المنتفخة المجرة الأكثر احمرارًا ، وقدر نطاق كتلة أولي قدره 1.1 دولار lesssim M / نص_ < odot> lesssim 6.0 دولار.

الاهتمام بهذه الادعاءات هو حساسية تنبؤات النماذج النجمية للكيمياء. أظهر Karakas و Marino و amp Nataf (المرجع Karakas و Marino و Nataf 2014) أن علاقة الكتلة النظرية الأولية والنهائية حساسة جدًا لوفرة الهيليوم الأولية. في الكتلة الأولية الثابتة ، النجوم المخصبة بالهيليوم لها أعمار أقصر وتترك وراءها أقزامًا بيضاء أكثر ضخامة. أظهر Karakas (المرجع Karakas 2014) لاحقًا أن تنبؤ نجم الكربون والاحتكاك الثالث يصبحان أقل احتمالية مع زيادة الفلزية الأولية و / أو وفرة الهيليوم الأولية.

بغض النظر عن الشكوك غير المستكشفة إلى حد كبير ، فإن التشخيصات من نجوم المجرة العملاقة المقاربة المنتفخة تجادل باستمرار عن مجموعة نجمية ذات تكوين نجمي كبير وربما سائد بين 2 و 8 جير منذ ما قبل.


المعادن وعمر النجوم المنتفخة مقابل الهالة - علم الفلك

على الرغم من وجود مليارات المجرات هناك ، إلا أننا نعيش فيها المجرة. عندما نكتب الكلمة بأحرف كبيرة ، فإنها تشير إلى مجرة ​​درب التبانة. هذه بقايا من الأيام التي لم يكن فيها أحد يعلم بوجود مجرات أخرى. ولكن ما هو ملف المجرة وكيف تختلف عن عنقود نجمي?

كل من المجرات والعناقيد النجمية عبارة عن مجموعات من النجوم متماسكة معًا بواسطة قوة الجاذبية المتبادلة. كلما كبرت الكتلة ، كانت القوة الجاذبة أقوى. ومع ذلك ، هناك اختلافات أكثر من أوجه التشابه.

تأتي العناقيد النجمية في نوعين: افتح و كروي. العناقيد المفتوحة غير منتظمة الشكل والعناقيد الكروية كروية. عادة ما تكون المجرات بيضاوية الشكل أو حلزونية الشكل ، ولكن هناك مجرات غير منتظمة الشكل. [يمكنك معرفة المزيد عن أنواع المجرات من خلال النقر على الرابط & ldquo ما هو المجرة؟ & rdquo في نهاية هذه المقالة.]

النجوم
تحتوي المجرات على نجوم ذات مدى واسع من الأعمار والتكوين. لكن كل العناقيد النجمية تشترك في شيء واحد. تشكلت النجوم في مجموعة معينة من نفس السحابة الجزيئية وبالتالي فهي ذات عمر وتكوين متشابهين.

في مجرة ​​درب التبانة ، كانت نجوم العناقيد الكروية من أوائل النجوم في المجرة. عمرها أكثر من عشرة مليارات سنة ، أي أكثر من ضعف عمر الشمس. هناك حوالي 150 منهم. من ناحية أخرى ، نادرًا ما يكون عمر المجموعات المفتوحة أكثر من بضع مئات من ملايين السنين. في الواقع ، لا يزالون يتشكلون في مناطق بها الكثير من الغاز والغبار لنجوم جديدة. على الرغم من أن علماء الفلك يعرفون أكثر من ألفي مجموعة مفتوحة ، فمن المحتمل أن يكون هناك أكثر من عشرة أضعاف هذا العدد.

تحتوي العناقيد الكروية على مستويات منخفضة من العناصر أثقل من الهيدروجين والهيليوم. نظرًا لأن هذه العناصر مصنوعة في النجوم وفي انفجارات المستعرات الأعظمية ، يتم إثراء السدم بالأجيال السابقة من النجوم. هذا يعني أن العناقيد الكروية القديمة لها نسب منخفضة من هذه العناصر الثقيلة ، لكن المجموعات الفتية الفتية تميل إلى أن تحتوي على نسبة عالية منها.

بحجم
تحتوي العديد من العناقيد المفتوحة على أقل من مائة نجم ونادرًا ما تحتوي أكبرها على أكثر من ألف نجمة. هذا يعني أن جاذبية النجوم ضعيفة نسبيًا ، لذلك تميل هذه المجموعات إلى التفتت بمرور الوقت.

العناقيد الكروية كروية. يبلغ أقطارها 100 - 300 سنة ضوئية ، وتحتوي على عشرات الآلاف إلى أكثر من مليون نجمة. For example, the Hercules Globular Cluster has about 300,000 stars.

To me, 300,000 stars &mdash and certainly a million stars &mdash sounds like a lot. Nevertheless galaxies are much bigger. Even the smaller dwarf galaxies are likely to have a few tens of millions of stars. The largest dwarfs may have a few billion.

If a dwarf galaxy can have over a billion stars, how big is a full-sized galaxy? The Milky Way, for example, has about 300 billion stars, and its disk is over 100,000 light years in diameter. Our neighbor, the Andromeda Galaxy, has three times as many stars and a disk about twice the diameter of the Milky Way's. They are both large galaxies, but not monster galaxies. All the galaxies we know are dwarfed by IC 1101, a supergiant elliptical galaxy six million light years in diameter.

Star clusters orbit the center of a galaxy just as the other stars do. Whatever size a cluster may be, it's part of an even bigger galaxy. The galaxy is not only bigger, but in addition to all its visible matter, has even larger amounts of dark matter. Dark matter has a gravitational effect, but can't be seen in any kind of light.

Open cluster or galactic cluster?
Galactic cluster is just an older name for an open cluster. These clusters are located in the galactic disk, as this is where star formation is occurring. على المدى galactic distinguished them from the globular clusters which are in the انتفاخ or out in the halo of the Galaxy. This diagram shows the structure of the Milky Way and you can see that although the disk is in the Galactic plane, the halo is outside the disk.

We now prefer the term open cluster, both as a contrast to the shape of the globular clusters and to avoid confusion with galaxy clusters. Galaxy clusters are entirely different objects – they are clusters of galaxies.

Content copyright © 2021 by Mona Evans. كل الحقوق محفوظة.
This content was written by Mona Evans. If you wish to use this content in any manner, you need written permission. Contact Mona Evans for details.


شاهد الفيديو: حقائق مذهلة لا تعرفونها عن النجوم. النجوم اكثر من حبات الرمل على الارض 1000 مرة!! (شهر اكتوبر 2021).