atandakil_gunze (![[personal profile]](https://www.dreamwidth.org/img/silk/identity/user.png)
atandakil_gunze) wrote2021-02-20 07:44 am
atandakil_gunze) wrote2021-02-20 07:44 am
Entry tags:
Самая древняя
Посмотрите, пожалуйста, на эту фотографию.
Стрелкой отмечена звезда SMSS J031300.36-670839.3, находящаяся относительно недалеко от нас, в шести тысячах световых годах.
В принципе, на первый взгляд - ничего особенного, небольшой оранжевый карлик
класса К9V.
Вот только металличность звезды уникальна - [Fe/H]=-7,3 (содержание железа 0,00000005 солнечного). И признаки начала ухода с главной последовательности заметны.
А это означает, что эта звезда второго поколения имеет возраст 13,6 миллиарда лет и формировалась она, когда Вселенной было около двухсот миллионов лет.
Вдумайтесь. Если разобраться, во времена ее рождения нашей Галактики в привычном нам представлении еще, в каком-то смысле, и в помине не было. А она - была.
Кстати, ее изучение позволяет узнать иного интересного. К примеру, углерода в ней на три порядка больше, чем железа - для более молодых звезд абсолютно немыслимое соотношение.
Судя по всему, сформировалась звезда из материала, обогащенного внешним слоем остатка только одной сверхновой - погибшей звезды первого поколения - состоящего преимущественно из сброшенных ранее, еще до взрыва, и изобиловавших наработанным углеродом внешних оболочек взорвавшейся звезды. А вот материал внутренней части остатка сверхновой, содержащий много железа, в формировавшуюся звезду вошел в небольшом количестве.
А отсюда вывод - масса сверхновой-прогенитора SMSS J031300.36-670839.3, обогатившей ее металлами, составляла около 60 солнечных. Будь она существенно больше (гиперновой), расширяющееся облако взрыва благодаря упомянутому мной недавно head-on-back shock (https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/244275.html) успело бы за время формирования звезды "вывернуться бы наизнанку", так что ее богатые железом внутренние слои оказались бы впереди богатых углеродом наружних. А будь заметно меньше - соотношение остальных металлов было бы иным.
Есть, правда, менее вероятный вариант - прогенитором был гипергигант (мы же помним, что звезды первого поколения должна были быть очень большими!) - а SMSS J031300.36-670839.3 сформировалась недалеко от места взрыва гиперновой с удивительно большой скоростью, фактически, на фронте ударной волны, одномоментно, за несколько тысяч лет, до того, как внутренняя изобиловавшая железом часть расширяющего остатка сверхновой успела догнать внешнюю оболочку и войти в состав коллапсирующего протозвездного облака.
Стрелкой отмечена звезда SMSS J031300.36-670839.3, находящаяся относительно недалеко от нас, в шести тысячах световых годах.
В принципе, на первый взгляд - ничего особенного, небольшой оранжевый карлик
класса К9V.
Вот только металличность звезды уникальна - [Fe/H]=-7,3 (содержание железа 0,00000005 солнечного). И признаки начала ухода с главной последовательности заметны.
А это означает, что эта звезда второго поколения имеет возраст 13,6 миллиарда лет и формировалась она, когда Вселенной было около двухсот миллионов лет.
Вдумайтесь. Если разобраться, во времена ее рождения нашей Галактики в привычном нам представлении еще, в каком-то смысле, и в помине не было. А она - была.
Кстати, ее изучение позволяет узнать иного интересного. К примеру, углерода в ней на три порядка больше, чем железа - для более молодых звезд абсолютно немыслимое соотношение.
Судя по всему, сформировалась звезда из материала, обогащенного внешним слоем остатка только одной сверхновой - погибшей звезды первого поколения - состоящего преимущественно из сброшенных ранее, еще до взрыва, и изобиловавших наработанным углеродом внешних оболочек взорвавшейся звезды. А вот материал внутренней части остатка сверхновой, содержащий много железа, в формировавшуюся звезду вошел в небольшом количестве.
А отсюда вывод - масса сверхновой-прогенитора SMSS J031300.36-670839.3, обогатившей ее металлами, составляла около 60 солнечных. Будь она существенно больше (гиперновой), расширяющееся облако взрыва благодаря упомянутому мной недавно head-on-back shock (https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/244275.html) успело бы за время формирования звезды "вывернуться бы наизнанку", так что ее богатые железом внутренние слои оказались бы впереди богатых углеродом наружних. А будь заметно меньше - соотношение остальных металлов было бы иным.
Есть, правда, менее вероятный вариант - прогенитором был гипергигант (мы же помним, что звезды первого поколения должна были быть очень большими!) - а SMSS J031300.36-670839.3 сформировалась недалеко от места взрыва гиперновой с удивительно большой скоростью, фактически, на фронте ударной волны, одномоментно, за несколько тысяч лет, до того, как внутренняя изобиловавшая железом часть расширяющего остатка сверхновой успела догнать внешнюю оболочку и войти в состав коллапсирующего протозвездного облака.
no subject
no subject
И это интересно - представьте себе, что звезда прожила примерно полмиллиарда лет, пока не начала формироваться наша Галактика в ее древнейшем наблюдаемом составе.
Кстати - судя по движению звезды, она, видимо, не захвачена: формировалась внутри облака (или одного из облаков) темной материи, составившего нашу Галактику.
no subject
no subject
У полностью конвективных звезд (типа небольших красных карликов и красных гигантов) вообще не отличается.
У больших звезд О и В- классов с их слоевым горением может отличаться очень заметно. Там зоны лучистого переноса расположенные на разных расстояниях от центра блокируют вынос вещества из центральных областей.
У АFGK-звезд тоже отличается - но для зрелой, стационарной звезды главной последовательности это не столь принципиально. Оценивается же спектроскопически сравнительно с Солнцем - сравнением металличности звезды и Солнца по их спектру, то есть, сравниваются поверхностные содержания, скажем, железа у звезды и у Солнца - а тут качественных отличий нет.
no subject
no subject
no subject
no subject
В массивной звезде - да, прямо увидеть ю, что внутри, из-за слоевого характера трудно.
Но у менее массивной - тут ход рассуждений прост.
Металлы в звезде появляются из двух источников: изначально из материала, из которого она родилась, и потом, в ходе термоядерных реакций в глубинных слоях.
То, что у нее нарабатывается в глубинных слоях, для нашего случая не так интересно: оно и так ищвестно и понятно. Железо, скажем, при такой массе звезды там никогда не появится - ни давления не хватит, ни температуры. А если бы хватило - то тепловыделение было бы таким, что она никак не могла бы быть маленьким оранжевым карликом. Так что все ее железо - от рождения. Вот его мы и видим в спектре.
С углеродом - то же самое. Даже если он при такой массе звезды и наработается - то в ничтожных количествах. И все что видим - унаследовано.
Вспомните https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/78467.html - даже после сброса оболочки, когда у звезды, ставшей полностью или почти конвективной "перемешивается содержимое", такие звезды выбрасывают мало металлов.
Поэтому в этой размерной группе металличность унаследована, и активность звезды на нее не влияет. Как и в меньшей - сколько ни перемешивает конвекция слои красного карлика - там все равно ничего, кроме гелия не наработано и наружу не поступает.
Это у больших звезд металличность может с возрастом ощутимо расти.