Selvom vores Mælkeveje er dannet af en enkelt, gigantisk sky af gas og støv, har ny forskning fundet, at stjernerne på disken er forskellige fra dem, der er i bulen. En ny undersøgelse har målt mængden af ilt i 50 stjerner i Mælkevejen ved hjælp af ESOs Very Large Telescope til at bestemme, hvornår og hvordan stjernerne dannede sig. Undersøgelsen fandt, at stjerner i bulen sandsynligvis dannede sig i mindre end en milliard år efter Big Bang, da universet stadig var ung; stjernerne på disken kom senere.
Ser detaljeret på stjernernes sammensætning med ESOs VLT, giver astronomer et frisk blik på historien om vores hjemmegalakse, Mælkevejen. De afslører, at den centrale del af vores galakse dannede ikke kun meget hurtigt, men også uafhængigt af resten.
"For første gang har vi klart konstateret en 'genetisk forskel' mellem stjerner på disken og udbulingen af vores Galaxy," sagde Manuela Zoccali, hovedforfatter af papiret, der præsenterede resultaterne i tidsskriftet Astronomy and Astrophysics [1]. ”Vi udleder heraf, at udbuelsen skal have dannet sig hurtigere end disken, sandsynligvis på under en milliard år, og da universet stadig var meget ung.”
Mælkevejen er en spiralgalakse, der har pinwheel-formede arme af gas, støv og stjerner, der ligger i en udfladet skive og strækker sig direkte ud fra en sfærisk kerne af stjerner i det centrale område. Den sfæriske kerne kaldes en bule, fordi den bugner ud fra disken. Mens skiven til vores Galaxy består af stjerner i alle aldre, indeholder udbuelsen gamle stjerner, der stammede fra det tidspunkt, galaksen dannede sig for mere end 10 milliarder år siden. Således at studere bule giver astronomer mulighed for at vide mere om, hvordan vores galakse dannede sig.
For at gøre dette analyserede et internationalt team af astronomer [2] i detaljer den kemiske sammensætning af 50 gigantiske stjerner i fire forskellige himmelområder mod den galaktiske bule. De brugte FLAMES / UVES-spektrograf på ESOs Very Large Telescope for at opnå spektre i høj opløsning.
Den kemiske sammensætning af stjerner bærer underskrivelsen af berigelsesprocesserne, der gennemgår af den interstellære substans, indtil deres dannelse. Det afhænger af den tidligere historie med stjernedannelse og kan således bruges til at udlede, om der er en 'genetisk forbindelse' mellem forskellige stjernegrupper. Sammenligningen mellem forekomsten af ilt og jern i stjerner er især illustrerende. Oxygen produceres overvejende i eksplosionen af massive, kortlivede stjerner (såkaldte Type II supernovaer), mens jern i stedet for det meste har oprindelse i Type Ia supernovae [3], hvilket kan tage meget længere tid at udvikle sig. Sammenligning af ilt med jernforekomster giver derfor indsigt i stjernefødselsraten i Mælkevejens fortid.
”Den større størrelse og jernindholdet af vores prøve giver os mulighed for at drage meget mere robuste konklusioner end hidtil var muligt,” sagde Aurelie Lecureur fra Paris-Meudon-observatoriet (Frankrig) og medforfatter til avisen.
Astronomerne konstaterede tydeligt, at stjerner for en given jernindhold besidder mere ilt end diskenes modstykker. Dette fremhæver en systematisk, arvelig forskel mellem bule- og diskstjerner.
”Med andre ord, bule stjerner stammer ikke fra disken og vandrede derefter indad for at opbygge bule, men snarere dannet uafhængigt af disken,” sagde Zoccali. "Desuden har den kemiske berigelse af udbuelsen, og dermed dens tidsdannelse, været hurtigere end disken."
Sammenligninger med teoretiske modeller indikerer, at den galaktiske bule må have dannet sig på mindre end en milliard år, sandsynligvis gennem en række starbursts, da universet stadig var meget ung.
Noter
[1]: “Oxygenforekomster i den galaktiske bule: bevis for hurtig kemisk berigelse” af Zoccali et al. Det er frit tilgængeligt fra udgiverens websted som en PDF-fil.
[2]: Holdet er sammensat af Manuela Zoccali og Dante Minniti (Universidad Catolica de Chile, Santiago), Aurelie Lecureur, Vanessa Hill og Ana Gomez (Observatoire de Paris-Meudon, Frankrig), Beatriz Barbuy (Universidade de Sao Paulo, Brasilien ), Alvio Renzini (INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, Italien), og Yazan Momany og Sergio Ortolani (Universita di Padova, Italien).
[3]: Type Ia-supernovaer er en underklasse af supernovaer, der historisk blev klassificeret som ikke viser signaturen af brint i deres spektre. De fortolkes i øjeblikket som forstyrrelsen af små, kompakte stjerner, kaldet hvide dværge, der får materie fra en ledsagerstjerne. En hvid dværg repræsenterer den næstsidste fase af en solstjernetype. Atomreaktoren i sin kerne er løbet tør for brændstof for længe siden og er nu inaktiv. På et eller andet tidspunkt vil monteringsvægten af det akkumulerende materiale imidlertid have øget trykket inde i den hvide dværg så meget, at den nukleare aske derinde vil antænde og begynde at brænde ind i endnu tungere elementer. Denne proces bliver meget hurtigt ukontrolleret, og hele stjernen sprænges i stykker i en dramatisk begivenhed. En ekstremt varm ildkugle ses, som ofte overskrider værtsgalaksen.
Original kilde: ESO News Release
