Vaikka Linnunratamme muodostui yhdestä jättiläisestä kaasu- ja pölypilvestä, uuden tutkimuksen mukaan levyn tähdet ovat erilaisia kuin pullistumalla olevat. Uudessa tutkimuksessa on mitattu happea määrä 50 tähdellä Linnunradalla käyttämällä ESO: n erittäin suurta kaukoputkea määrittämään, milloin ja miten tähdet muodostuivat. Tutkimuksessa havaittiin, että kohoumaiset tähdet muodostuivat todennäköisesti alle miljardissa vuodessa Ison räjähdyksen jälkeen, kun maailmankaikkeus oli vielä nuori; levyn tähdet tulivat myöhemmin.
Tarkastellessamme tähtien kokoonpanoa ESOn VLT: n kanssa, tähtitieteilijät tarjoavat tuoreen katsauksen kot galaksiamme, Linnunradan, historiaan. He paljastavat, että galaksiamme keskeinen osa muodostui paitsi erittäin nopeasti myös muista riippumatta.
"Olemme ensimmäistä kertaa todenneet selvästi" geneettisen eron "levyllä olevien tähtijen ja galaksiamme pullistumien välillä", sanoi Astronomy and Astrophysics-lehden tuloksia esittelevän paperin pääkirjailija Manuela Zoccali. "Päättelemme tästä, että pullistuman on oltava muodostunut levyä nopeammin, luultavasti alle miljardissa vuodessa ja kun maailmankaikkeus oli vielä hyvin nuori."
Linnunrata on kierteinen galaksi, jossa on pyöränmuotoiset kaasu-, pöly- ja tähdetangot, jotka makaavat litistetyllä levyllä ja ulottuvat suoraan ulos pallomaisesta tähtiytimestä keskusalueella. Pallomaista ydintä kutsutaan pullistumaksi, koska se pullistyy levyltä. Vaikka galaksiamme levy koostuu kaiken ikäisistä tähtiä, pullistuma sisältää vanhoja tähtiä, jotka ovat peräisin galaksin muodostumisen ajankohdasta, yli 10 miljardia vuotta sitten. Siten pullistuman tutkiminen antaa tähtitieteilijöille tietää enemmän siitä, kuinka galaksimme muodostui.
Tätä varten kansainvälinen tähtitieteilijäryhmä [2] analysoi yksityiskohtaisesti 50 jättilähdettä kemiallisella koostumuksella taivaan neljällä eri alueella kohti galaktista pullistumaa. He käyttivät FLAMES / UVES-spektrografia ESOn erittäin suurella kaukoputkella korkearesoluutioisten spektrien saamiseksi.
Tähteiden kemiallinen koostumus merkitsee rikastuvuusprosesseja, jotka tähteidenvälinen aine on käynyt läpi niiden muodostukseen asti. Se riippuu tähtien muodostumisen aikaisemmasta historiasta, ja sen perusteella voidaan päätellä, onko eri tähtiryhmien välillä 'geneettinen yhteys'. Erityisesti tähtien hapen ja raudan määrän vertailu on erittäin havainnollistava. Happi tuotetaan pääasiassa massiivisten, lyhytaikaisten tähtien (ns. Tyypin II supernovat) räjähdyksissä, kun taas rauta on peräisin enimmäkseen tyypin Ia supernovoista [3], joiden kehittäminen voi viedä paljon kauemmin. Hapen vertaaminen raudan määrään antaa siten käsityksen tähtien syntymäasteesta Linnunradan menneisyydessä.
"Otoksemme suurempi koko ja rautapitoisuus antavat meille mahdollisuuden tehdä paljon vankeampia johtopäätöksiä kuin tähän asti oli mahdollista", kertoi Aurelie Lecureur Pariisin-Meudonin observatoriosta (Ranska) ja tutkimuksen kirjoittaja.
Astronomit totesivat selvästi, että tietyllä rautapitoisuudella tähtien pullistumassa on enemmän happea kuin niiden levyparinsa. Tämä tuo esiin järjestelmällisen, perinnöllisen eron pullistuma- ja kiekkotähtien välillä.
"Toisin sanoen pullistumaiset tähdet eivät ole peräisin levyltä ja muuttuvat sitten sisäänpäin rakentaakseen pullistumaa, vaan muodostivat pikemminkin levystä riippumattoman", Zoccali sanoi. "Lisäksi pullistuman kemiallinen rikastuminen ja siten sen muodostumisen aikataulu on ollut nopeampaa kuin levyn."
Vertailut teoreettisiin malleihin osoittavat, että galaktisen pullistuman on täytynyt syntyä vähemmän kuin miljardissa vuodessa, todennäköisimmin tähtipurskeiden sarjan kautta, kun maailmankaikkeus oli vielä hyvin nuori.
Huomautuksia
[1]: "Happipitoisuudet galaktisen pullistumalla: todiste nopeasta kemiallisesta rikastumisesta", kirjoittaneet Zoccali et al. Se on vapaasti saatavana julkaisijan verkkosivustolta PDF-tiedostona.
[2]: Joukkue koostuu Manuela Zoccali ja Dante Minniti (Universidad Catolica de Chile, Santiago), Aurelie Lecureur, Vanessa Hill ja Ana Gomez (Observatoire de Paris-Meudon, Ranska), Beatriz Barbuy (Universidade de Sao Paulo, Brasilia) ), Alvio Renzini (INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, Italia) ja Yazan Momany ja Sergio Ortolani (Universita di Padova, Italia).
[3]: Tyypin Ia supernovat ovat supernovien alaluokkaa, joiden historiallisesti luokitellaan spektriensä vetymerkintöjä osoittamatta. Niitä tulkitaan tällä hetkellä pienten, pienikokoisten, valkoisiksi kääpiöiksi kutsuttujen tähtien häiriöiksi, jotka hankkivat ainetta seuratähdeltä. Valkoinen kääpiö edustaa aurinko-tyyppisen tähden viimeistä viimeistä vaihetta. Ytimessä olevan ydinreaktorin polttoaine on loppunut kauan sitten ja se on nyt passiivinen. Kuitenkin jossain vaiheessa kertyvän materiaalin asennuspaino on lisännyt painetta valkoisen kääpiön sisällä niin paljon, että siinä oleva ydintuhka syttyy ja alkaa palaa vielä raskaammiksi elementeiksi. Tämä prosessi muuttuu nopeasti hallitsemattomaksi ja dramaattisessa tapahtumassa koko tähti puhalletaan paloiksi. Nähdään erittäin kuuma tulipallo, joka usein ohittaa isäntägalaksin.
Alkuperäinen lähde: ESO-lehdistötiedote
