Αν και ο Γαλαξίας μας σχηματίστηκε από ένα μοναδικό, γιγαντιαίο νέφος αερίου και σκόνης, νέα έρευνα διαπίστωσε ότι τα αστέρια στο δίσκο είναι διαφορετικά από αυτά που βρίσκονται στην έξοδο. Μια νέα έρευνα έχει μετρήσει την ποσότητα οξυγόνου σε 50 αστέρια στον Γαλαξία χρησιμοποιώντας το Πολύ Μεγάλο Τηλεσκόπιο του ESO για να προσδιορίσει πότε και πώς σχηματίστηκαν τα αστέρια. Η έρευνα διαπίστωσε ότι τα αστέρια στην έξαρση πιθανότατα σχηματίστηκαν σε λιγότερο από ένα δισεκατομμύριο χρόνια μετά το Big Bang, όταν το Σύμπαν ήταν ακόμη νέο. τα αστέρια στο δίσκο ήρθαν αργότερα.
Κοιτώντας λεπτομερώς τη σύνθεση των αστεριών με το VLT του ESO, οι αστρονόμοι προσφέρουν μια νέα ματιά στην ιστορία του οικιακού γαλαξία μας, του Γαλαξία μας. Αποκαλύπτουν ότι το κεντρικό τμήμα του Γαλαξία μας σχηματίστηκε όχι μόνο πολύ γρήγορα αλλά και ανεξάρτητα από τα υπόλοιπα.
«Για πρώτη φορά, έχουμε καθιερώσει ξεκάθαρα μια« γενετική διαφορά »μεταξύ των αστεριών στο δίσκο και του όγκου του Γαλαξία μας», δήλωσε η Manuela Zoccali, επικεφαλής συγγραφέας της εφημερίδας που παρουσιάζει τα αποτελέσματα στο περιοδικό Astronomy and Astrophysics [1]. «Συνάγουμε από αυτό το συμπέρασμα ότι η διόγκωση πρέπει να έχει σχηματιστεί πιο γρήγορα από τον δίσκο, πιθανώς σε λιγότερο από ένα δισεκατομμύριο χρόνια και όταν το Σύμπαν ήταν ακόμη πολύ νέο».
Ο Γαλαξίας μας είναι ένας σπειροειδής γαλαξίας, που έχει βραχίονες αερίου, σκόνης και αστέρια σε σχήμα περόνης που βρίσκονται σε έναν πεπλατυσμένο δίσκο και εκτείνονται απευθείας από έναν σφαιρικό πυρήνα αστεριών στην κεντρική περιοχή. Ο σφαιρικός πυρήνας ονομάζεται διόγκωση, επειδή διογκώνεται έξω από το δίσκο. Ενώ ο δίσκος του γαλαξία μας αποτελείται από αστέρια όλων των ηλικιών, η διόγκωση περιέχει παλιά αστέρια που χρονολογούνται από την εποχή που σχηματίστηκε ο γαλαξίας, πριν από περισσότερα από 10 δισεκατομμύρια χρόνια. Έτσι, η μελέτη της διόγκωσης επιτρέπει στους αστρονόμους να γνωρίζουν περισσότερα για το πώς σχηματίστηκε ο Γαλαξίας μας.
Για να γίνει αυτό, μια διεθνής ομάδα αστρονόμων [2] ανέλυσε λεπτομερώς τη χημική σύνθεση 50 γιγαντιαίων αστεριών σε τέσσερις διαφορετικές περιοχές του ουρανού προς το γαλαξιακό κύμα. Έκαναν χρήση του φασματογράφου FLAMES / UVES στο Πολύ Μεγάλο Τηλεσκόπιο του ESO για να αποκτήσουν φάσματα υψηλής ανάλυσης.
Η χημική σύνθεση των αστεριών φέρει την υπογραφή των διαδικασιών εμπλουτισμού που υποβλήθηκαν από τη διαστρική ύλη μέχρι τη στιγμή του σχηματισμού τους. Εξαρτάται από την προηγούμενη ιστορία του σχηματισμού αστεριών και μπορεί έτσι να χρησιμοποιηθεί για να συμπεράνουμε εάν υπάρχει «γενετικός δεσμός» μεταξύ διαφορετικών αστρικών ομάδων. Συγκεκριμένα, η σύγκριση μεταξύ της αφθονίας του οξυγόνου και του σιδήρου στα αστέρια είναι πολύ ενδεικτική. Το οξυγόνο παράγεται κυρίως στην έκρηξη τεράστιων, βραχύβιων αστεριών (τα λεγόμενα σουπερνόβα τύπου II), ενώ ο σίδηρος προέρχεται κυρίως από τις σουπερνόβες τύπου Ia [3], οι οποίες μπορεί να διαρκέσουν πολύ περισσότερο. Η σύγκριση του οξυγόνου με τις αφθονίες σιδήρου δίνει επομένως μια εικόνα για το ποσοστό γεννήσεων των αστεριών στο παρελθόν του Γαλαξία μας.
«Το μεγαλύτερο μέγεθος και η περιεκτικότητα σε σίδηρο στο δείγμα μας μας επιτρέπουν να εξαγάγουμε πολύ πιο ισχυρά συμπεράσματα από ό, τι ήταν δυνατόν μέχρι τώρα», δήλωσε η Aurelie Lecureur, από το Παρατηρητήριο Paris-Meudon (Γαλλία) και συν-συγγραφέας της εφημερίδας.
Οι αστρονόμοι κατέδειξαν ξεκάθαρα ότι, για μια δεδομένη περιεκτικότητα σε σίδηρο, τα αστέρια στην εξογκώματα διαθέτουν περισσότερο οξυγόνο από τα αντίστοιχα των δίσκων τους. Αυτό υπογραμμίζει μια συστηματική, κληρονομική διαφορά μεταξύ των διόγκων και των αστεριών δίσκων.
"Με άλλα λόγια, τα αστέρια διόγκωσης δεν προέρχονται από το δίσκο και μετά μετανάστευσαν προς τα μέσα για να δημιουργήσουν την διόγκωση αλλά μάλλον σχηματίστηκαν ανεξάρτητα από το δίσκο", δήλωσε ο Ζοκάλι. "Επιπλέον, ο χημικός εμπλουτισμός του εξογκώματος, και ως εκ τούτου το χρονοδιάγραμμα σχηματισμού του, ήταν ταχύτερος από αυτόν του δίσκου."
Οι συγκρίσεις με τα θεωρητικά μοντέλα δείχνουν ότι η γαλαξιακή διόγκωση πρέπει να έχει διαμορφωθεί σε λιγότερο από ένα δισεκατομμύριο χρόνια, πιθανότατα μέσω μιας σειράς αστεριών όταν το Σύμπαν ήταν ακόμη πολύ νέο.
Σημειώσεις
[1]: "Οι αφθονίες οξυγόνου στο γαλαξιακό κύμα: στοιχεία για γρήγορο χημικό εμπλουτισμό" από τους Zoccali et al. Είναι ελεύθερα διαθέσιμο από τον ιστότοπο του εκδότη ως αρχείο PDF.
[2]: Η ομάδα αποτελείται από τους Manuela Zoccali και Dante Minniti (Universidad Catolica de Chile, Santiago), Aurelie Lecureur, Vanessa Hill και Ana Gomez (Observatoire de Paris-Meudon, Γαλλία), Beatriz Barbuy (Universidade de Sao Paulo, Βραζιλία ), Alvio Renzini (INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, Ιταλία) και Yazan Momany και Sergio Ortolani (Universita di Padova, Ιταλία).
[3]: Οι σουπερνόβα τύπου Ia είναι μια υποκατηγορία των σουπερνόβα που ιστορικά ταξινομήθηκαν ότι δεν δείχνουν την υπογραφή του υδρογόνου στα φάσματα τους. Επί του παρόντος ερμηνεύονται ως διαταραχές μικρών, συμπαγών αστεριών, που ονομάζονται λευκοί νάνοι, που αποκτούν ύλη από ένα συνοδευτικό αστέρι. Ένας λευκός νάνος αντιπροσωπεύει το προτελευταίο στάδιο ενός ηλιακού τύπου αστεριού. Ο πυρηνικός αντιδραστήρας στον πυρήνα του έχει εξαντληθεί από καύσιμα εδώ και πολύ καιρό και είναι πλέον ανενεργός. Ωστόσο, σε κάποιο σημείο το βάρος συναρμολόγησης του υλικού συσσώρευσης θα έχει αυξήσει την πίεση εντός του λευκού νάνου τόσο πολύ ώστε οι πυρηνικές στάχτες εκεί θα αναφλεγούν και θα αρχίσουν να καίγονται σε ακόμη βαρύτερα στοιχεία. Αυτή η διαδικασία γίνεται πολύ γρήγορα ανεξέλεγκτη και ολόκληρο το αστέρι ανατινάσσεται σε ένα δραματικό γεγονός. Φαίνεται μια εξαιρετικά καυτή βολίδα που συχνά ξεπερνά τον γαλαξία του ξενιστή.
Πρωτότυπη πηγή: Δελτίο ειδήσεων ESO
