RW Space

Красный гигант, находящийся на расстоянии 16 000 световых лет от нас, по-видимому, является истинным членом второго поколения звезд во Вселенной.

Согласно анализу его химического состава, он содержит элементы, образующиеся в процессе жизни и смерти всего лишь одной звезды первого поколения. Следовательно, с его помощью мы можем даже найти первое поколение когда-либо рожденных звезд — ни одна из которых еще не была обнаружена.

Кроме того, исследователи выполнили свой анализ с помощью фотометрии — метода измерения интенсивности света, тем самым предлагая новый способ поиска таких древних объектов.

«Мы сообщаем об открытии SPLUS J210428.01-004934.2 (далее SPLUS J2104-0049), ультра-бедной металлами звезды, выбранной из узкополосной фотометрии S-PLUS и подтвержденной спектроскопией среднего и высокого разрешения», написали в своей статье исследователи.

«Экспериментальные наблюдения являются частью продолжающихся усилий по спектроскопическому подтверждению кандидатов с низкой металличностью, идентифицированных с помощью узкополосной фотометрии».

Хотя нам кажется, что мы довольно хорошо понимаем, как Вселенная выросла от Большого Взрыва до многообразия галактик, которые мы знаем и любим сегодня, первые звезды, которые зажглись мигающим светом в первозданной темноте, известные как звезды Популяции III. , остаются чем-то вроде загадки.

Один след — это звезды Популяции II — следующие несколько поколений после Популяции III. Из них поколение, которое следует сразу за Популяцией III, возможно, является наиболее захватывающим, поскольку по составу они наиболее близки к Популяции III.

Мы можем идентифицировать их по чрезвычайно низкому содержанию таких элементов, как углерод, железо, кислород, магний и литий, обнаруженного путем анализа спектра света, излучаемого звездой, который содержит химические отпечатки элементов в нем.

Это потому, что до появления звезд не было тяжелых элементов — Вселенная была своего рода облачным супом, состоящим в основном из водорода и гелия. Когда образовались первые звезды, они тоже должны были состоять из них — именно в результате процесса термоядерного синтеза в их ядрах образовались более тяжелые элементы.

Сначала водород превращается в гелий, затем гелий в углерод и т. д. Вплоть до железа, в зависимости от массы звезды (самые маленькие из них не имеют достаточно энергии, чтобы превратить гелий в углерод, и они заканчивают свою жизнь, достигая этой точки). Даже самые массивные звезды не обладают достаточной энергией, чтобы плавить железо; когда их ядро ​​полностью становится железным, они становятся сверхновыми.

Эти колоссальные космические взрывы извергают весь расплавленный материал в близлежащий космос; Кроме того, взрывы настолько сильны, что вызывают серию ядерных реакций, в результате которых образуются еще более тяжелые элементы, такие как золото, серебро, торий и уран. Молодые звезды, образующиеся затем из облаков, содержащих эти материалы, имеют более высокую металличность, чем звезды, которые были до них.

Сегодняшние звезды — Популяция I — имеют самую высокую металличность. (Кстати, это означает, что в конечном итоге новые звезды не смогут образоваться, поскольку запасы водорода во Вселенной ограничены — хорошие времена.) А звезды, которые возникли, когда Вселенная была очень молодой, имеют очень низкую металличность,  самые ранние звезды, известные как ультра-бедные металлами звезды или звезды UMP.

UMP считаются настоящими звездами Популяции II, обогащенными материалом только от одной сверхновой звезды Популяции III.

Используя фотометрический обзор под названием S-PLUS, группа астрономов во главе с NOIRLab Национального научного фонда определила SPLUS J210428-004934, и хотя красный гигант не имеет самой низкой металличности, которую мы пока что обнаружили (эта честь принадлежит SMSS J0313-6708), он имеет среднюю металличность для звезды UMP.

У звезды также самое низкое содержание углерода, которое астрономы когда-либо видели в звезде с ультранизким содержанием металлов. По словам исследователей, это может дать нам новое важное ограничение для моделей звезд-прародителей и звездной эволюции.

Чтобы выяснить, как могла образоваться звезда, они провели теоретическое моделирование. Ученые обнаружили, что химическое содержание, наблюдаемое в SPLUS J210428-004934, включая низкоуглеродистое и более нормальное содержание других элементов в звезде UMP, лучше всего может быть воспроизведено высокоэнергетической сверхновой Популяции III, в 29,5 раз превышающей массу Солнца.

Статья была опубликована в The Astrophysical Journal Letters.