Астрономија

Како може да се формира многу стара starвезда меѓу starsвездите на Население III?

Како може да се формира многу стара starвезда меѓу starsвездите на Население III?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Откако погледнав неколку написи за старите starsвезди, (овој, оној и овој напис на Википедија), помислив како може да се формира таква стара и мала starвезда. Бидејќи раниот универзум имаше многу масивни earlyвезди од ран тип и (не? Скоро никој?) Помали lateвезди од доцен тип. Па, како можеше$ 1M_ odot $ starвезда се формирала во раниот универзум, каде доминирале масивните starsвезди на населението III?

Еве ги моите теории, ако сметате дека се корисни.

Масовно губење преку долго умрен придружник

Стар Фу и Стар Бар се обајцата $ 300 М_ одот $ starsвездите тесно кружат едни околу други. Star Bar е малку помасовен од Star Foo, предизвикувајќи Star Foo да ја изгуби масата од Star Bar. Сега, Star Bar е 580 $ M_ odot $ и Star Foo сега е исцеден $ 20 М_ одот $. Како што старее Бар старее и станува супервелика, Star Foo се зафаќа од Star Bar, намалувајќи ја масата на Foo на $ текст {1-2} М_ одот $. Star Bar потоа оди во супернова, исфрлајќи го Star Foo. 13 милијарди години подоцна, Star Foo старее и станува субдијан, она што го гледаме денес.

Формиран во масивен диск на starвезда

Кога универзумот бил млад, имало многу материјали за да се создадат starsвезди. Се формираше една масивна starвезда, starвездата Фу. Имаше огромен диск од гасовит материјал, тежок 2 $ M_ odot $. Во дискот, нарушувањата предизвикаа огромна грутка гас заедно, предизвикувајќи палење на водород и создавање на мало, жолто џуџе од маса 0,8 $ M_ odot $, наречена starвезда Бар. Кога Фу отиде во супернова, Бар беше исфрлен. 13 милијарди години подоцна, гледаме ултра-метал сиромашен, многу стар, дограничен-под-џин од доцен Г-тип.

Одделен од плик на огромна starвезда

Масивен регион за формирање starвезда создава starвезда Фу. Фу е многу масивен и голем и почнува да губи маса преку elвездениот ветер. Во огромна ерупција, над $ 1 М_ одот $ се исфрла од пликот на вездата. Овој куп гас се распаѓа под сопствената тежина и формира мала -везда слична на Сонцето. Како што старее универзумот, гледаме сиромашен, метал, многу стар црвен гигант.


Многу астрономи и космолози претпоставуваат дека starsвездите од населението III биле многу масивни, можеби дури и екстремно масивни. Иако ова мислење не е универзално, се чини дека е доминантно. Ако е тоа така, барем некои од првите starsвезди умреле кратко време по нивното формирање, во рок од милион години или помалку. Ова, за возврат ќе значеше дека семето за првите starsвезди на населението II ќе беше присутно на некои места кратко време по формирањето на првите starsвезди, а потоа и нивната смрт.

Starsвездите од населението III не се формирале (умреле) истовремено и тие семиња потребни за создавање на првите starsвезди на населението II не би биле дисперзирани подеднакво. Така барем за одреден временски период во раната историја на формирање starвезди, на некои места ќе имаше мешавина од starsвезди на население III, на други на starsвезди од население II.


Дали конечно се откриени starsвездите од населението III?

Кои се starsвездите на населението III? Накратко, наводната приказна е следна:

Слика 1: Новооткриената галаксија наречена CR7 (се гледа овде на илустрација на уметник & rsquos) е најсјајната досега позната (со оглед на тврдената оддалеченост) и може да содржи некои од најстарите starsвезди во универзумот. Кредит: ЕСО / М. Корнмесер

Супер-жешката огнена топка произведе само водород (

25%) и ситни траги на литиум. Значи, првите starsвезди што се формирале (со оглед на името starsвезди на населението III) може да се формираат само од овие гасови. Астрономите ги означуваат сите елементи потешки од хелиумот како & lsquometals & rsquo. Така тие ги нарекуваат овој вид starsвезди исклучително сиромашни од метал. Но, секоја последователна генерација starsвезди, формирана од производи на супернова експлозии на генерација starsвезди пред нив, кои ги произведоа сите потешки елементи, стануваа се повеќе и повеќе богати со метали. Нуклеарната фузија во starsвездите за време на нивниот живот произведе потешки елементи, & lsquometals & rsquo, како јаглерод, кислород и азот, кои беа ослободени во вселената кога експлодираа starsвездите. За време на вистинската експлозија се теоретира дека се произведени и најтешките елементи. Наводно, Popвездите од населението III биле првите starsвезди формирани непосредно по големиот удар.

Досега (како што се тврди) овие оригинални starsвезди никогаш не биле забележани, па оттука тие не биле ништо повеќе од хипотетички. Но, нивното постоење е предвидување за голема експлозија.


Античка Starвезда откри дека & # 8217-те се само малку помлади од самиот универзум

Според најприфатената космолошка теорија, првите starsвезди во нашиот универзум се формирале отприлика 150 до 1 милијарда години по Големата експлозија. Со текот на времето, овие starsвезди почнаа да се здружуваат за да формираат топчести јата, кои полека се споија за да ги формираат првите галаксии & # 8211, вклучувајќи го и нашиот сопствен Млечен Пат. Веќе некое време, астрономите сметаат дека овој процес започнал за нашата галаксија пред околу 13,51 милијарди години.

Во согласност со оваа теорија, астрономите веруваа дека најстарите starsвезди во Универзумот се краткотрајни масивни, кои оттогаш починале. Сепак, тим астрономи од Универзитетот Johnонс Хопкинг неодамна откри мала starвезда во Млечниот пат & # 8217 & # 8220 тан диск & # 8221, стара отприлика 13,5 милијарди години. Ова откритие укажува на тоа дека некои од најраните starsвезди во Универзумот би можеле да бидат живи и достапни за студии.

Оваа starвезда е откриена како придружник на 2MASS J18082002–5104378, подгиган кој е оддалечен отприлика од 1.950 светлосни години од Земјата (во со theвездието Ара) и има мала содржина на метал (металност). Кога за прв пат беше забележано во 2016 година, тимот за откривање забележа невообичаено однесување што му го припишаа на постоењето на невидлив придружник & # 8211 евентуално неутронска starвезда или црна дупка.

Впечаток на уметникот за бинарен starвезден систем кој се состои од црвен гигант и неутронска везда. Кредит: ЕСО / М. Гарлик / Универзитет во Ворвик

Заради нивната студија, која неодамна беше објавена во Астрофизичкиот журнал, тимот на Johnон Хопкинс го набудуваше овој starвезден систем помеѓу 2016 и 2017 година со помош на телескопите Магелан во опсерваторијата Лас Кампанас во Чиле. Откако набудуваа спектри од системот, тие беа во можност да препознаат присуство на исклучително слаба секундарна starвезда, која оттогаш е назначена како 2MASS J18082002–5104378 B.

Во комбинација со мерења на радијалната брзина на нејзината примарна, што дадоа проценки на масата, тимот утврди дека starвездата е lowвезда со мала маса, екстремно ниска металичност. Врз основа на неговата мала содржина на метал, тие исто така утврдиле дека е стара 13,5 милијарди години, што ја прави најстарата откриена досега слаба ултра металска starвезда. Ова значи дека во космичка смисла, theвездата е единствена генерација отстранета од Големата експлозија.

Како што е наведено во соопштението за печатот на JHU Hub Кевин Шлауфман & # 8211 асистент по физика и астрономија и главен автор на студијата & # 8211, ова беше крајно неочекувано откритие. & # 8220Оваа starвезда е можеби една од 10 милиони, & # 8221 рече тој. & # 8220 Тоа ни кажува нешто многу важно за првите генерации на ofвезди. & # 8221

Додека астрономите во минатото пронашле 30 антички ултра-сиромашни starsвезди, секоја од нив имала приближна маса на Сонцето. Theвездата Шлауфман и неговиот тим откриле дека, сепак, има само 14% маса на Сонцето (што го прави црвено џуџе од типот М). Покрај тоа, откриено е дека сите претходно откриени ултра-ниски starsвезди на металност во нашата галаксија имале орбити што генерално ги оддалечувале од галактичката рамнина.

Впечаток на уметникот и #вездите на населението 3 bornвезди родени пред повеќе од 13 милијарди години и # 8211 најраните, најстарите и најверојатно сега изумрените типови starвезди. Кредит: НАСА.

Сепак, овој новооткриен starвезден систем орбитира околу нашата галаксија на кружна орбита (како нашето Сонце), што ја одржува релативно близу до рамнината. Ова откритие предизвикува голем број астрономски конвенции, а исто така отвора и многу интересни можности за астрономите.

На пример, астрономите долго време теоретизираа дека најраните starsвезди формирани по Големата експлозија (познати како starsвезди на населението III) ќе бидат составени целосно од најосновните елементи & # 8211, т.е. водород, хелиум и мали количини на литиум. Овие starsвезди тогаш произведоа потешки елементи во нивните јадра, кои беа ослободени во Универзумот кога стигнаа до крајот на нивниот животен век и експлодираа како супернова.

Следната генерација на starsвезди што се формирале првенствено биле составени од истите основни елементи, но исто така вклучувале и облаци од овие потешки елементи од претходната генерација на starsвезди во нивната шминка. Овие starsвезди создадоа повеќе тешки елементи кои потоа ги испуштија на крајот од нивниот животен век, постепено зголемувајќи ја металичноста на starsвездите во Универзумот со секоја наредна генерација.

На кратко, астрономите веруваа до неодамна до крајот на 90-тите години на минатиот век дека сите најрани starsвезди (кои би биле масивни и краткотрајни) се веќе изумрени. Во последниве децении беа спроведени астрономски симулации кои укажуваа дека stillвезди со мала маса од најраната генерација сè уште можат да постојат. За разлика од џиновските starsвезди, џуџињата со мала маса (како што се црвените џуџиња) можат да живеат до трилиони години.

Впечаток на уметникот за Проксима б, кој орбитира околу долговечната црвена џуџеста starвезда. Кредит: ЕСО / М. Корнмесер

Откривањето на оваа нова ултра-метална сиромашна starвезда не само што ја потврдува оваа можност, туку укажува на тоа дека во нашата галаксија може да има многу повеќе starsвезди кои имаат многу мала маса и многу мала металност & # 8211, што всушност може да биде дел од Универзумот & # 8217-тите први starsвезди. Како што посочи Шлауфман:

& # 8220Ако нашиот заклучок е точен, тогаш starsвездите со мала маса кои имаат состав исклучиво како резултат на Биг Бенг, можат да постојат. И покрај тоа што сè уште не најдовме таков предмет во нашата галаксија, тој може да постои. & # 8221

Ако е вистина, ова може да им овозможи на астрономите да проучат какви се условите непосредно по Големата експлозија и пред крајот на & # 8220Dark Age & # 8221. Овој период, кој траеше скоро 1 милијарда години по Големата експлозија, е исто така кога започнаа да се формираат најраните starsвезди и галаксии, но сепак е недостапен за нашите најмоќни телескопи. Но, со преживеаните starsвезди од овој ран период на космичка еволуција, астрономите конечно може да имаат прозорец кон оваа мистериозна епоха.

Задолжително уживајте во ова видео со кое се илустрира 2MASS J18082002–5104378 B & # 8217s орбитираат околу Млечниот пат, благодарение на JHU:


Големи компјутерски симулации на универзумот

Наслов на вестите на БиБиСи гласи & ldquoУниверзумската еволуција пресоздадена во лабораторија& rdquo 2 Оваа приказна беше за меѓународен тим на истражувачи кои & ldquo & пеколно ја создадоа најкомплетната визуелна симулација за тоа како се развил Универзумот. & rdquo Тие користеа супер-компјутер за да создадат модел на наводниот ран универзум каде што покажаа & ldquo & hellip како се формираат првите галаксии околу грутки од мистериозна, невидлива материја наречена темна материја. & rdquo Сл. 2 ги покажува резултатите од нивната симулација во споредба со реалниот универзум. Резултатот изгледа многу добро, не го прави тоа? Можеби тие го решија проблемот со потеклото на Универзумот?

Слика 2 Вистинскиот Универзум фотографиран од телескопот Хабл е лево. Десно е она што произлегува од симулацијата. Кредит Реф. 2

Тие работеа не на големината на scaleвездите, туку на големи структури на Универзумот и формирање на галаксии. Извештаите за написот (мојот акцент е додаден):

Тие мораа да користат темна материја бидејќи & lququedseds & rsquo или галаксиите не се кондензираат во нивните симулации. Проф Карлос Френк (Универзитет Дурам) рече (мојот акцент е додаден):

Без овој непознат & lsquogod на празнините & rsquo, вие едноставно не можете да направите симулациите да произведуваат нешто што изгледа како вистински универзум. Законите на познатата физика нема да го дозволат тоа. Д-р Вогелсбергер од Технолошкиот институт во Масачусетс (МИТ) рече (моите нагласи се додадени):

Конечно, космологот д-р Робин Кечпол (Институтот за астрономија во Кембриџ) го додава она што новинарот го нарече нота на претпазливост (додаваат моите нагласи):


Астрономите забележуваат starsвезди од првата генерација, направени од голема експлозија

Тим астрономи го пронајдоа најдобриот доказ за првата генерација starsвезди, направени само од состојки обезбедени директно од големата експлозија. Направени во суштина од само водород и хелиум, овие т.н. starsвезди од III население се предвидува да бидат огромни по големина и да живеат брзо и да умираат млади. До неодамна, многу астрономи мислеа дека никогаш нема да можат да гледаат такви starsвезди, бидејќи сите ќе изгореа и умреа во раната историја на универзумот - премногу далеку за да можеме да ги видиме. Но, користејќи нови инструменти на врвните телескопи во светот, тимот пронајде уникатно светла галаксија која се чини дека ги носи сите белези на containingвездите што содржат население III.

„Доказите се силни. Тие завршија внимателна работа “, вели Ави Лоеб, претседател на одделот за астрономија на Универзитетот Харвард.

Теоретичарите предвидуваат дека облаците на гас во раниот универзум ќе останеле релативно топли од големата експлозија и така би се спротивставиле на кондензирањето надолу за да формираат starsвезди. Мешањето во мала количина на потешки елементи помага да се ладат гасните облаци, бидејќи тие елементи се полесно јонизирани и затоа ја трошат топлината како зрачење. Но, тие тешки елементи сè уште не биле формирани во раниот универзум, па starsвездите пораснале во огромни големини - стотици или дури илјада пати поголеми од нашето сонце - пред нивните јадра да бидат доволно густи за да предизвикаат фузија. Откако започнаа, тие изгореа брзо и топло, испуштајќи многу ултравиолетова светлина и изгорено за неколку милиони години.

Токму горењето ги создаде потешките елементи кои сега го населуваат универзумот. Фузијата во јадрата на starsвездите ги спојува атомите на светлина во потешки, целиот јаглерод, кислород, железо и сè што е потребно за да се создадат облаци од прашина, планети и живот. Овие потешки елементи се расфрлани наоколу кога aвезда го заврши својот живот и експлодира. Така, целиот гас што постои во универзумот сега има распрснување на потешки елементи, кои му овозможуваат полесно да се лади. Како резултат, starsвездите имаат тенденција да бидат помали, да горат помалку светло и да живеат подолго од нивните антички претходници.

Научниците сметаа дека starsвездите од популацијата III најверојатно престојуваат во мали пригушни галаксии кои астрономите никогаш не би ги виделе. Но, тим предводен од Дејвид Собрал од Универзитетот во Лисабон спроведе истражување со 8,2-метарскиот телескоп „Субару“ во Мауна Киа, Хаваи, на галаксиите кои блескаат силно на ултравиолетовите бранови должини на околу 800 милиони години по големиот удар, кога универзумот беше околу 6% од сегашната возраст. Тие најдоа неочекуван број на светли кандидати. За да се исклучат други можни објекти што сјаат во ултравиолетовите, тие направија следни наб observудувања на двата најперспективни извори користејќи го Европскиот многу голем телескоп во Чиле, телескопите Кек на Мауна Кеа и вселенскиот телескоп Хабл.

Поинтересната од нив двајца, галаксијата наречена CR7, се покажа како најсјајната галаксија досега пронајдена во раниот универзум - трипати посветла од претходниот рекордер. Како и силната ултравиолетова светлина од јонизиран водород, тој емитираше силен сигнал од хелиум - очекуван потпис од галаксијата со starsвезди III од популацијата - но ништо друго, што сугерира дека на starsвездите им недостасуваат потешки елементи. „Немаше трага од други линии, само хелиум и водород“, вели Собрал. Гледајќи го CR7 поблиску со Хабл, тимот издвои три различни региони со различни емисии: едниот личи на populationвездите од популацијата III, а другите содржат поладни, понормални starsвезди, тимот ќе известува во претстојниот број на Астрофизичкиот журнал. Ова, вели Собрал, сугерира бран на формирање starвезди низ галаксијата, со тоа што првиот регион ќе започне да свети подоцна, а populationвездите од популацијата III започнуваат на друго место и така натаму. Таков бран во оваа фаза на еволуцијата на универзумот „би бил она што би го очекувале“, вели Лоеб.

„Ова поле, со starsвезди и галаксии од прва генерација, до неодамна беше главно теоретско“, вели Лоеб. „Задоволство е да се видат докази дека ова се вистински работи“. Марк Дијкстра од Универзитетот во Осло предупредува дека сепак има некои необјаснети аспекти на CR7, како на пример зошто толку голема галаксија во III население би постоела толку долго по големиот удар. „Дури и ако CR7 не се напојува со starsвезди од популацијата III, тоа барем ќе ни даде нови сознанија за формирањето галаксии (а можеби и црна дупка) во раниот универзум“.

Но, Собрал вели дека истражувањето на групата веќе открило „уште поспектакуларни“ кандидати. „Ова е само почеток“, вели тој.


Замастената Starвезда може да биде примерок од раниот универзум

Од: Кристофер Крокет, 12 ноември 2018 година 0

Добијте вакви написи испратени до вашето сандаче

Сонцето со мала маса со неколку елементи потешки од хелиумот дава надеж дека Галаксијата може да содржи преживеани од првата генерација на везди.

Бинарниот систем стар 13,5 милијарди години 2MASS J18082002–5104378 лежи во рамнината на галаксијата со жолтото поле на оваа слика.
И.Белецки (ESO) / 2MASS / Дигитално истражување на небото

Првите starsвезди што го осветлија универзумот - исто така познат како Popвезди од популација III - се претпоставува дека биле гиганти, стотици пати посреќни од Сонцето. Но, неодамна откриената слаба starвезда во нашата Галаксија може да биде антички примерок што покажува како првата larвездена генерација можела да содржи некои рунтови кои и денес живеат меѓу нас.

Theвездата за која станува збор, проценува дека е стара околу 13,5 милијарди години, содржи многу малку елементи потешки од хелиумот, знак дека е роден за време на многу чиста епоха пред другите starsвезди да фалсификуваат атоми како јаглерод, кислород и железо и исфрлајќи ги во вселената. Тоа не е страшно изненадувачки, астрономите знаат за неколку десетици starsвезди кои имаат слично изобилство на елементи.

Но, две работи ја истакнуваат оваа starвезда. Само 14% е масивно како Сонцето, едвај тежок за да запали фузија на водород во неговото јадро и да се нарече callвезда. И тоа е потенок половина од системот на бинарни starвезди, што дава поим за тоа како се формирал.

Кевин Шлауфман (универзитет Johnонс Хопкинс) и неговите колеги го објавија своето откритие на 10-ти ноември Астрофизички журнал.

Најдоброто објаснување за потеклото на starвездата, вели Шлауфман, е тоа што настанало од натрупување на гасови заедно во дискот што некогаш се вртел околу помасивното дуо, процес познат како фрагментација на дискот. И, ако тоа може да се случи за starsвезди чисти како овие две, тврди тој, тогаш треба да биде можно и starsвездите со маса повеќе слични на Сонцето да се формираат и да преживеат во дискови околу некои бегем starsвезди на населението III исто така.

Лоциран во близина на 2.000 светлосни години во јужното соelвездие Ара, овој систем, назначен 2MASS J18082002–5104378, беше откриен во 2016 година. Истражувачите го забележаа тогаш неговото очигледно мало изобилство на метали, јазично астроном за кој било елемент што не е водород или хелиум.

Шлауфман и колегите подетално разгледаа и открија дека theвездата всушност е две starsвезди кои кружат една околу друга околу еднаш на секои 35 дена. Спектроскопијата обезбеди орбитална брзина на вездите, што пак откри дека нивните маси се 0,14 и 0,76 сончеви маси. Податоците исто така покажаа дека количината на железо во споредба со водородот во атмосферата на starsвездите - вообичаена мерка за изобилството на метали во starвезда, или металност - е околу една десет илјадитина од Сонцето.

„Ова е интересно затоа што вели дека starsвездите со многу мала маса можат да се формираат дури и при овие многу ниски металичности“, вели Елизабета Кафау (Опсерваторија во Париз, Франција), која не била вклучена во ова истражување, но открила своја мала, мала и мала metвезда на металност во 2011 година. „Додека постојат теоретски тврдења дека под некои критични металички не може да се формираат starsвезди со мала маса, други теории тврдат дека дури и за гас кој е целосно лишен од метали, starsвезди со мала маса можат да се формираат преку фрагментација на облаци што се рушат “.

Formвездите се формираат од облаците на гас што се рушат. Металите го помагаат тој процес обезбедувајќи ефикасно средство за ладење на гасот. Колку се лади бензинот, толку е помал и може да собере. Затоа се претпоставува дека сите starsвезди на населението III биле џинови. Без метали, гасот не можеше да се прегази во релативно мали топчиња.

„Ако имате ефикасна фрагментација, тоа ја зголемува можноста да направите starвезда со сончева маса“, вели коавторот на студијата Шлауфман. И за разлика од огромните starsвезди на населението III, кои можеби живееле само околу еден милион години и експлодирале многу одамна, firstвездите од прва генерација со мала маса можеле да преживеат до денес.

„Тоа е причината што треба да продолжиме да бараме мала starsвезда со население III во Галаксијата“, вели Шлауфман. „Не треба да очајуваме, има добра причина да мислиме дека се уште таму“.


Еп 75: Stвездени популации

По големиот удар, сè што имавме беше водород, малку хелиум и уште неколку елементи во трагови. Денес, ние имаме целосна периодична табела со елементи за уживање, од кислород што го дишеме до алуминиумските конзерви што ги пиеме до ураниумот што ги напојува домовите на некои луѓе и # 8217. Како стигнавме од обичен стар водород до сегашната разновидност? Доаѓаше од starsвезди, всушност последователни генерации на везди.

Шоуноти

Написи и книги во весници

    Апарна Венкатесан, asonејсон Томлинсон, Michael. Мајкл Шул (ApJ 584 стр. 621) и # 8211 Lineweaver, Чарлс (Икарус 151 стр. 307) Хегер, А., Вусли, СЕ (ApJ 567 стр. 532) asonејсон Томлинсон, Ј. Мајкл Шул, Апарна Венкатесан (ApJ 584 стр. 608) Нагамин, Кентаро Фукугита, Масатака Цен, Ренју Острикер, remеремаја П. (ApJ 558 стр. 497) Нуно Ц. Сантос, Вили Бенц и Мишел Мајор (Наука 310 стр. 251) ) Хуберт Клар (Универзитет Кембриџ Прес 2006)

Препис: elвездени популации

Фрејзер: По големиот удар, сè што имавме беше водород, малку хелиум и уште неколку елементи во трагови. Денес, ние имаме целосна периодична табела со елементи за уживање, од кислород што го дишеме до алуминиумските конзерви што ги пиеме до ураниумот што ги напојува домовите на некои луѓе и # 8217. Како стигнавме од обичен стар водород до сегашната разновидност? Доаѓаше од starsвезди, всушност последователни генерации на везди.

Дозволете & # 8217 да започнеме на почетокот. Памела, можеш ли да ни дадеш какви беа условите веднаш по големиот удар?

Памела: Веднаш по големиот удар, јас & # 8217m ќе прескокнам напред и ќе прескокнам веднаш по формирањето на космичката микробранова позадина. Вратете се, слушајте ги нашите емисии во голема експлозија и веднаш по формирањето на космичката микробранова позадина, имаме универзум што гас & # 8217 Гасен е & # 8217 година. Потребно е нешто да се придружи и да се расчисти бензинот, некако како човек што јадел премногу.

Во овој гас, тоа е скоро скоро насекаде насекаде, но има и мала нехомогеност, мали разлики од место до место, каде што некои места имаат малку повеќе материја (а подразбирам и светлосна и темна материја).

Фрејзер: Но, што е бензинот?

Фрејзер: Тоа е & # 8217s само водород, малку хелиум, елементи во трагови.

Памела: Да, и траги на количини на литиум и берилиум.

Фрејзер: Право, а водородот е тој што се формирал веднаш при голема експлозија, хелиумот и другите се формирале кога целиот универзум делувал како голема, џиновска starвезда и во компресирана состојба.

Фрејзер: Да, и тоа го покривме во епизодата за биг бенг. Не сакам да го сторам тоа, но ги изведувам сите на брзина.

Памела: Овој универзум на гас, овие мали разлики од место до место во густината предизвикаа тој да започне со фрагментирање. Ако погледнете различни слики на маглини, вие & # 8217 ќе видите дека во некои од нив всушност може да се види буцкаста во нив. Можете да ја видите фрагментацијата и процесот на формирање на starsвезди. Ова може да го видите во маглината Орион и маглината Орел. Целиот универзум во основа беше еден од овие џиновски региони што формираат starвезди.

Бидејќи универзумот беше само водород, одреден хелиум и траги на количини на литиум и берилиум, типовите ofвезди што ги имаме денес не би биле во можност да се формираат. Ние всушност бараме метали за да добиеме мали starsвезди. Тоа е затоа што металите помагаат енергијата да избега од вездата и да ги олади. Без таа способност да се разладат, theвездите стануваат навистина големи, навистина жешки, навистина моќни и живеат многу краток живот.

Фрејзер: Но, што ако немате доволно бензин? Како, на почетокот, целиот универзум беше многу покомпресиран отколку што е денес. Можам да видам како сигурно имало гигантски количини на гас што се собрале на различни места, но ако сте имале мала количина на гас, не би & # 82177 и се соединиле како мала количина starвезда?

Памела: Ова е една од оние работи за кои се водат многу дебати во заедницата за астрономија. Морам да признаам дека како заедница, ние не сме единствен ум. Набудувачки, ако имало мали starsвезди кои се формирале, ако има starsвезди со големина од дури 80% на Сонцето, тие & # 8217d сè уште висат наоколу. Можеме # 8217 да ги видиме некаде. Можеби не во голем број, но веројатно и сега ќе најдевме еден што има овој исконски однос на изобилство: немаше железо, јаглерод. Не најдовме такви starsвезди.

Фрејзер: Оох, добро. Нели, бидејќи aвезда што е & # 8217 помала од Сонцето ќе го согорува горивото побавно и ќе трае многу подолго. Можеби дури и не е направена нејзината главна фаза на низа и ние би го виделе тоа. Бидејќи универзумот е стар само 13,5 милијарди години, ние ги гледаме овие starsвезди и одиме, - тоа е .5везда стара 13,5 милијарди години, таа сигурно се формирала токму од тие исконски елементи.

Памела: Ние и # 8217 не ги наоѓаме тие starsвезди.

Фрејзер: Некогаш Ниту една starвезда не е пронајдена така?

Памела: Значи, кога ги правиме компјутерските модели (не ние - кога другите луѓе кои се далеку подобри програмери од мене, одат надвор и ги прават моделите) тие & # 8217 ги наоѓаат starsвездите излегуваат природно кога ќе ја балансирате целата термодинамика , кога ги балансирате целото производство на енергија и гравитацијата. Тие & # 8217 излегуваат огромни, тие & # 8217 излегуваат стотици пати поголеми од Сонцето.

Фрејзер: Не сакам да продолжувам со овој - очигледно доказите се таму. Дали постојат уште облаци со водород во универзумот, кои сè уште не се распаднале во рајот?

Памела: Да, и оние облаци што не живееја во прибежиштето и сè уште не се чисти. Тие & # 8217 не се девствени облаци.

Фрејзер: Тие & # 8217 се засадени од други генерации везди.

Памела: Значи, не се потроши целото гориво. Помислете на овој начин: кога & # 8217 правите тесто за леб на тезгата, има & # 8217 уште брашно на тезгата кога ќе завршите # 8217 Многу се работи на правење леб, но сè уште имате остатоци. Во нашата галаксија, таа прва генерација на starsвезди не го цицаше целиот гас во формирање starвезди, всушност мислиме дека популацијата II starsвезди, следната генерација на starsвезди всушност започнаа да се формираат пред таа прва генерација на starsвезди да заврши со осветлување на сите гасот и расчистување и правење транспарентен.

Фрејзер: Добро, добро сега сте & # 8217 само што прескокнавте во второто поглавје. Ајде & # 8217 да се вратиме на првото поглавје тука.

Фрејзер: Вие & # 8217 веке ги имате овие гигантски облаци на гас кои се здружуваат за да создадат monвезди на чудовишта.

Памела: Чудовиште, monвезди на чудовишта. Има # 8217, всушност, неколку трудови, иако не сум сигурен дека им верувам, што велат дека темната материја може да игра улога и овие generationвезди од првата генерација можат да помогнат во спојувањето на овие џиновски starsвезди, можеби & # 8217 нуклеарна фузија која беше многу поразлична од она што го добиваме на Сонцето. беше многу потопло затоа што немаше метали за да ги олади овие starsвезди.

Фрејзер: Па, дозволете & # 8217 да разговараат за еден од животните циклуси на една од овие starsвезди. Значи огромниот облак гас со потенцијално стотици пати поголема маса на Сонцето се собира заедно и формира aвезда. Каква starвезда гледаме тука?

Памела: Ние & # 8217 гледаме супервелика. Не е премногу различен во некои идејни идеи од гигантските starsвезди што периодично ги гледаме во регионите на формирање starвезди денес. Она што & # 8217 е различно овде, е во региони што формираат вистински starвезди во современиот универзум, може да добиете две или три огромни, огромни, застрашувачки застрашувачки големи starsвезди. Во раниот универзум, сите theвезди биле такви.

Фрејзер: Нели, па една од овие starsвезди би била голема колку што има теоретско ограничување? Дали има ограничување колку голема aвезда може да биде и зошто?

Памела: Ете го. Причината што има & # 8217 теоретска граница е затоа што треба да погледнете на балансирање на светлосниот притисок и гравитациониот колапс. Штом една starвезда стане преголема, таа започнува да создава толку многу светлина, топлина и притисок во центарот на вездата, што почнува да исфрла од надворешните слоеви на нејзината атмосфера побрзо отколку што материјалите можат гравитативно да пропаднат.

Фрејзер: Тоа & # 8217 е во можност да избега, нели?

Памела: Да, така се разнесува гасот што & # 8217 се обидуваат да станат дел од вездата - зрачи далеку.

Фрејзер: Десно, и таа маса што се однесува може да се судри со други облаци во близина и да предизвика нивно пропаѓање. & # 8217-тите скоро како да сте можеле да добиете цел куп од најголемите можни starsвезди насекаде каде што сте погледнале.

Фрејзер: Тоа сигурно беше лудо да се види.

Памела: Ова го осветли нашиот универзум. Тоа е и најубавата работа во врска со тоа. До тој момент, целиот овој гас беше како магла над целиот универзум, каде што дури и да бевте таму со мал маг-лајт, не можевте да видите ништо затоа што целиот овој гас е нетранспарентен и таму не создава светлина .

Кога овие starsвезди се вклучиле, не само што создадоа светлина, туку и светлината што ја создадоа го јонизираа целиот гас и го правеа транспарентен. & # 8217, како некои од оние нови прозорци што ги имаат, што вртите со прекинувач и ги менува квалитетите на материјалот што го прави прозорецот, така што од целосно про transparentирен станува во целосно нетранспарентен.

Фрејзер: Добро, затоа овие starsвезди не само што го јонизираа гасот и го разјаснуваа, тие исто така имаа моќно ултравиолетово зрачење и elвездени ветрови кои експлодираа огромни шуплини во овој гас и некако го туркаа сè, расчистувајќи го просторот околу starsвездите.

Памела: Самата светлина ги менуваше својствата, транспарентноста на гасот што не беше истуркан. Работи & # 8217 се разнесени и се движеа наоколу. Овие starsвезди осветлуваат сè, а светлината што ја создаваат # 8217 го прави универзумот транспарентен истовремено. Тоа беше неверојатно драматичен период во еволуцијата на универзумот и # 8217 година.

Фрејзер: Дали навистина го видовме ова? Или ова е само теоретско?

Памела: Можеме да ја видиме светлината на оваа прва генерација на starsвезди, но можеме да ги видиме индивидуалните starsвезди, што е малку фрустрирачки. Има & # 8217, всушност, сјај во позадина што & # 8217 е во инфрацрвените зраци што we ги припишуваме на првата генерација starsвезди. Кога ќе погледнеме одредени гравитациони лесни галаксии што се толку далечни, што не можевме да ги видиме ако не беше и # 8217 за фактот дека тие & # 8217 не се леќи со гравитација, можеме да започнеме да добиваме совети за оваа прва генерација, оваа прва рунда на настанување на starвезди.

Фрејзер: Едно нешто - ги спомнавте дека тие & # 8217 се инфрацрвени. Зошто се во инфрацрвени зраци? Тие мора да бидат навистина жешки starsвезди кои испумпуваат ултравиолетово зрачење. Зошто би биле во инфрацрвени зраци?

Памела: This is the crazy thing. Because of the universe’s expansion, things like the cosmic microwave background weren’t emitted in the microwave – it just arrived in the microwave. Light from most distant galaxies we see in the red, but it didn’t start off there. In a lot of cases it started off in the ultraviolet. The same is true of extremely hot stars. They were extreme ultraviolet emitters, but as their light has travelled through the expanding universe, the wavelengths have gotten expanded, the velocities have Doppler-shifted everything. By the time the light gets to us it’s in the infrared.

Fraser: These stars must not have lasted long.

Pamela: Only a few million years. It was a quick birth, a quick death and because of them the next generation of stars that were born were kind of neat. One of the weird things about this first generation of stars is they didn’t create all the elements equally. For instance, they didn’t do a lot of carbon or oxygen creation. What was left behind by this first generation of stars was a lot of iron.

Fraser: So in the final stages, as they died as supernovae, they went through the same process, fused heavier and heavier elements, hit iron… is that right?

Pamela: They hit iron and that was the signature they left behind. When we look at the next generation of stars that formed them, we see stars that have extremely low carbon and oxygen abundances compared to their iron abundances. All of their metals are extremely, extremely low.

Fraser: We’ve got this second generation of stars that formed out of the rubble leftover from that first generation. Once again, it’s kind of astonishing when you think about it. The gas cooled down to the point that they started to gather into stars and after a couple millions of years, that whole time period was over. You had the next generation – the population II stars.

Pamela: That next generation of stars started forming before the first generation of stars was finished living. So you did have overlap between the generations.

Fraser: Right, so that first generation is called population III, right?

Pamela: We do generally refer to it as population III, though there are some sloppy individuals (and I have to admit I’m one of them occasionally) that refers to the most metal-poor stars that we find, the ones that have truly aberrant metallicities, that had to have their parents be that first generation stars, also sometimes get lumped in with population III.

Fraser: Right. That first generation of stars, some of them are still alive, while others had detonated and that’s where the ones that had already detonated… their material started to form this next generation of stars while the first generation was still around.

Fraser: Right. The overlap.

Pamela: We have this fascinating mixture. We’ve actually found two stars that we think belong to this very next generation of stars. They’ve terribly boring names: HE0107-5240 and HE1327-2326. These stars have iron abundances that are 200-300 times smaller than the iron amount found in the Sun, which is pretty spectacular.

Fraser: Would this second generation of stars have the same problem as that first generation? They’d still be fairly hydrogen-rich, so they would probably want to be fairly large – is that right?

Pamela: They’re going to have different temperatures as a function of size. They’re always going to run a little bit hot. Take a mass the size of the Sun, and you’re going to get a star a little bit hotter, a little bit bluer than the Sun. you’re still able to start getting the smaller stars though.

Fraser: Shouldn’t you have the same problem? Shouldn’t we see these stars everywhere, if smaller stars were possible? Since we’ve only found two, they probably didn’t happen so much – or didn’t last. They blew up too.

Pamela: This is one of the things we just don’t know. We do refer to this as the missing G-dwarf star. We’re missing stars the size of the Sun that should be out there and aren’t. We’re not sure why there aren’t as many as we would expect, and part of this is knowing where they’d be located.

We are still sorting out the problem of how galaxies form. It could be that these stars are simply so far out in the halo that they very rarely get close enough that we can see these little tiny things well enough to get spectra to look for their extremely low mass.

Fraser: Okay, give me a bit of a contrast. What would a population II star look like compared to a population I star?

Pamela: Well, at first glance you can’t tell that big a difference. They do have slightly different colours, as a function of their mass. But then you have to build and measure their mass. So if you’re simply looking at two stars on the sky and all you have is a picture, you can’t tell the difference.

Where you have to start looking for the difference is we take what are called spectra that spread the light out into a very detailed rainbow. This allows us to look for gaps in the rainbow that are caused by absorption of certain atoms of certain colours of light. Different atoms have specific fingerprints on what colours of light they absorb and emit.

We can determine what chemicals make up a star based on their intricate fingerprints. This is a very precise science, but it requires huge telescopes and a lot of time on those huge telescopes. If you’re trying to pore through thousands of stars, that can be a lifetime’s worth of work sometimes. So we’re working on poring through the stars in the outer parts of the Milky Way, looking to see if we can find these extremely metal-poor stars.

We do look for hints in the colour: there are different fingerprints where if you use a filter when you look in just the red light, it might have a bunch of lines in the red light that caused the red light to be a little bit lower than the blue light when you also compare the green light. So you start using multiple filters and sorting things out and you can start to make guesses.

Fraser: Can you look at a galaxy as a whole and then say that whole galaxy seems fairly metal-poor?

Pamela: Not so much. There’s so many things involved in the light from galaxies that you can’t just get the metallicity of a galaxy.

Pamela: You have light coming from nebulae, individual stars, random high-energy events, all of these different sources make it hard to get a big picture until you start to take detailed spectra. Then we’re just basically looking at fingerprints and saying that’s the fingerprint of carbon or iron and looking to see how they’re layered on top of each other, which one’s stronger, which one’s weaker.

Fraser: Okay. So we’ve got this second population of stars. Was that one quick round, or would stars stay in that population II through successive generations?

Pamela: There were successive generations of population II stars. It’s actually kind of fuzzy to define what makes a population II star and what makes a population I star.

Fraser: That’s just all astronomy, right?

Pamela: So now we start getting into much fuzzier definitions. With population III, at its core, it’s the first generation of stars. Population II stars, these are made out of leftover materials, recycled materials. You start to see the abundances changing. The amount of carbon related to iron starts changing.

We also look at where they’re located. Part of the definition of a population II star is they’re in the halo of the Milky Way. they’re in globular clusters. They’re in places other than where our Sun is. So you also get a kinematical definition, but how do you apply that when you’re looking at a small galaxy that’s spherical with all the stars mixed together?

So we do have chemical definitions still. In general, the breaking point is when you start to get objects that are two or three times less metal-rich than the Sun. Mileage may vary on that definition. You start to get into some fuzziness as you get more and more metal-rich – is it population II or population I? Different people will give you different answers.

Fraser: Right, okay. Let’s say these things have died, some exploded as supernova, some are still going, but the ones that exploded as supernova spread their elements out. When do we hit population I then?

Pamela: We have different ways of making the definition. You start getting population I when you get the disk of the galaxy starting to form. The stars in the disk of the Milky Way – these are what we call population I stars. The stars that are like our Sun in some ways.

You also start to get population I when you start getting metallicities – when you start getting carbon, oxygen, iron contents that are within a factor of two or three of the Sun.

These are the stars that can start forming planets. That’s not part of the official definition, but that’s what we’re finding. When you look at population I stars, they can have planets. We aren’t finding any planets around population II stars.

Pamela: Well, it’s these metals, these carbon atoms and all these atoms that are heavier than helium. They start to chunk up and form planets. You need these extra elements, these heavier objects that hang out, outside of the solar nebula’s inner glowing, fusing part that becomes the proto-star, to start forming planets. Without the heavier objects, you don’t generally get hydrogen-pure versions of Jupiter. You need to have other things in it. Planets are formed in that third magical generation.

Fraser: Right. That’s where we are, right? The Sun is of that group.

Pamela: The Sun is one of the most metal-rich stars out there. We go from stars in the population II in these two most metal-poor objects we know of, with 200-300 thousand times less metal than the Sun to those in the population II that are 10 times less metal-rich than the Sun. The most metal-rich things we know of are only three and a half times more metal-rich than the Sun. So you go from 300 thousand times less to three and a half more, and not more than that.

Fraser: I wonder what impact having heavy metals in the solar nebula had as an influence on the planets and life. I wonder where – we might not even be able to get terrestrial planets.

Pamela: This is what we’re trying to figure out. This is something we have to answer observationally, and where future programs like Darwin and the Terrestrial Planet Finder start to become so important. We can look out and say, “that star has this amount of iron/carbon/oxygen and it has a rocky planet. This star that has a little bit less has no planets at all.�?

Fraser: Right. We can’t see rocky planets apart from going around pulsars.

Fraser: So it’s really hard to do. But we’re close – there’s Darwin, potentially the Terrestrial Planet Finder and I know there’s a whole series of ground-based techniques that people are starting to develop: some super-large telescopes that we talked about, telescopes in Antarctica.

We should, within the next decade, start finding these terrestrial-sized planets, and I guess we can map them together. We might say that if a star has exactly this much metal or more, it will have terrestrial planets, and if not then it won’t. then we could just stop looking for planets around certain kinds of stars.

Pamela: This is one of the most interesting but also one of the hardest things to deal with. We live right in the centre of the metal-rich area of the galaxy. It’s easiest for us to look for planets around nearby stars. All the nearby stars unfortunately are just like us.

So when we start asking the question, “how different can a star be and still form planets?�? now we have to start looking at things that are uncomfortably far away. It’s going to take more technology. There are some people who have already done some pretty good work ruling out certain places.

The Hubble Space Telescope did a long campaign looking at the globular cluster M15 (I think). In looking at it, they’re taking round after round after round of images. If there had been any planets transiting stars passing in front and causing the light to get a little bit fainter, they would’ve seen it. There was no evidence in their work that showed transits. They found some variable stars, lots of binary stars, but they didn’t find transiting planets.

Fraser: So they’re finding to put some limits on this.

Pamela: Да Scott Gaudy’s also done a lot of work on this: looking at different clusters of stars and seeing what he could rule out with his team of observers. Every time these people have looked at large populations that have lower metallicities, no planets have been found.

Fraser: Is there a limit to how much metal a star could have and still be a star?

Pamela: This is another question. We’re still trying to figure out how to answer. We don’t have any to observe.

As you add more and more metals, it allows the star to radiate away its energy much more efficiently. It cools the star down and makes it harder for it to build up temperatures in the centre. It could be that there’s a limit eventually, but in the interim you can just build the star a little bit bigger and the temperature will get hotter as you end up with more mass.

It’s this balancing line between effectively having smaller stars with some (but not a lot of) metals and are able to effectively cool but still be hot enough to burn. Then you start cooling too efficiently, so you need to build the star up a little bit more.

Fraser: I want to go back to the beginning for a second. With the James Webb Telescope, which is going to be a much more powerful version of Hubble, but specifically designed to look at the infrared… it should be able to look back at some of those most distant stars and galaxies. Is it going to be able to sense the population III stars?

Pamela: Only in terms of their aggregate properties. They’re so far away that you’ll never be able to make out individual stars. Not with James Webb.

Fraser: Right, they’re going to be 13.5 billion light years away.

Pamela: Right. We struggle to see individual stars in our local universe. It will be able to look and see this little tiny blob of light is a galaxy that’s light-output can only be described by these giant stars that we can’t see individually. We’re going to get there, we just aren’t going to be able to get all the way there. That’s always frustrating, but you can figure out the shape of an elephant if you have enough blind men observing it and they talk to one another effectively. Astronomers are pretty good at talking to one another.

Fraser: Right. Good. I think that’s it. Now, hopefully, everyone can really understand the successive generations that stars went through, from the big bang to today. When we talk about metallicity, metal-poor, metal absorption, and some of the requirements for being able to form planets, hopefully everyone will have a much better understanding of that.

I know it comes up a lot in a lot of the articles I do on Universe Today. It’s one of those things I think you kind of take as a given that either you’re not even going to talk about it or you assume that people know it. I think it’s good to go into that level of detail. Thanks Pamela.

This transcript is not an exact match to the audio file. It has been edited for clarity.


Traces of One of the Oldest Stars in the Universe Found Inside Another Star

Despite all we know about the formation and evolution of the Universe, the very early days are still kind of mysterious. With our knowledge of physics we can shed some light on the nature of the earliest stars, even though they’re almost certainly long gone.

Now a new discovery is confirming what scientists think they know about the early Universe, by shedding light on a star that’s still shining.

This new discovery is centered around a star in our very own Milky Way. It’s called SMSS J160540.18-144323.1 (but we’re just going to call it ‘Bob’ for the purposes of this article.) Bob is about 35,000 light years away. Bob bears the marks of its very early ancestor, one of the Universe’s first generation of stars that was extremely low in metal and that lived in the Universe’s early days.

Astronomers talk about stars in terms of metallicity. In astronomical terms, a metal is any element heavier than hydrogen, helium, and lithium, all of which were created in the Big Bang. Early stars contained only those three light elements because the other heavier elements hadn’t been created yet. Elements heavier than the first three were created in successive generations of stars.

This first generation of metal-free stars is called Population III. They are largely hypothetical, but our knowledge of astrophysics says they have to have existed. Population III stars were extremely massive, hot stars that didn’t last long. The only way we can learn anything about them is to study the stars that formed out of the material they ejected when they died. It’s kind of like forensic astrophysics.

An artist’s impression of Population III stars. Population III stars were massive stars that burned hot and didn’t live very long. They were low-metal stars. Image Credit: Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=1582286

Dr. Thomas Nordlander is an astronomer at the Australian National University (ANU.) He’s from the ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D) at the ANU Research School of Astronomy and Astrophysics (RSAA). That’s a mouthful, but the main point is that Nordlander is an accomplished astronomer who has authored and co-authored 15 scientific papers. One of his specialties is extremely low-metal stars, and as an astronomer at ASU he has access to the Siding Spring Observatory.

Dr. Nordlander was observing with the ANU Skymapper and the 2.3 meter telescope at Siding Spring when he discovered Bob.

“We’ve found a time machine that takes us back to the Universe’s earliest stars.”

Dr. Thomas Nordlander, Astronomer, Australian National University

Bob was different, unexpected. Bob’s extremely low metallicity was surprising. According to Nordlander, Bob is like a time machine, because the low metallicity is a glimpse back in time to the conditions that formed the star.

The 2.3 meter ANU telescope at Siding Spring. Image Credit: ANU/Siding Spring Observatory.

“We’ve found a time machine that takes us back to the Universe’s earliest stars,” said Dr Nordlander.

Bob is unusual because its iron content is almost nil. With an iron level 1.5 million times lower than the Sun, it’s more similar to a Population III star than it is to stars from its own generation. In fact, Bob has the lowest iron content ever detected in a star.

“This incredibly anaemic star, which likely formed just a few hundred million years after the Big Bang, has iron levels 1.5 million times lower than that of the Sun,” Nordlander said. “In this star, just one atom in every 50 billion is iron – that’s like one drop of water in an Olympic swimming pool.”

Here’s what Nordlander and his colleague Professor Martin Asplund think happened:

Bob had an ancient progenitor, a Population III star that was typical of its time, with only helium, hydrogen and maybe a little lithium. It was about 10 times more massive than our Sun, and stars that massive burn through their fuel quickly and don’t have long lives.

When this ancient ancestor of Bob reached the end of its life, it exploded as a supernova. Bob’s ancestor would’ve created some heavier elements, which in most cases would’ve been ejected into interstellar space and helped form the next generation of stars. But in this case, the explosion was not that powerful.

“We think the supernova energy of the ancestral star was so low that most of the heavier elements fell back into a very dense remnant created by the explosion. Only a tiny fraction of the elements heavier than carbon escaped into space and helped to form the very old star <Bob> that we found.”

Artistic impression of a star going supernova, casting its chemically-enriched contents into the universe. In the case of Bob’s (SMSS J160540.18-144323.1) ancestor, most of those chemically-enriched contents were not ejected, but fell back into the supernova’s remnants. Credit: NASA/Swift/Skyworks Digital/Dana Berry

In some respects, Bob is like other halo stars in terms of composition. But alongside its low iron content, it has some other quirks.

Bob has an elevated level of carbon. According to the authors of the paper, this high carbon level indicates “enrichment from a Population III mixing-and-fallback supernova.” Though there could be other reasons for this carbon level, like a companion star, the authors rule them out. “Alternative explanations are unsatisfactory. The elevated abundance of carbon could be due to pollution from an intermediate mass companion star, but models predict that this also leads to similar enhancement of nitrogen.” But there is no nitrogen enhancement in Bob.

Another possible explanation is contamination from the Interstellar Medium (ISM,) something the authors also dismiss. “An initially metal-free, or perhaps metal-poor but carbon-normal, star could also be polluted by accretion from the ISM. Again, models of this process predict significant enhancement of nitrogen alongside carbon relative to the depletion of refractory iron-peak elements, and can likewise be ruled out.”

So Bob itself formed a few hundred million years after the Big Bang, at a time when stars should have formed with a higher metallicity than Bob has. And Bob’s uncharacteristically low iron level tells us something about its even more ancient ancestor. When that ancient ancestor went supernova, it would’ve synthesized much heavier elements through nucleosynthesis.

This color-coded periodic table helps explain where the elements come from. <Click to Enlarge.> Image Credit: By Cmglee – Own work, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=31761437

But due to the weakness of its supernova explosion, those heavier elements weren’t blasted out into space. When Bob formed in the aftermath of that supernova explosion, there were no metals around. They’d all been sucked back into the supernova remnant, meaning Bob was starved of the iron and other heavy elements astronomers expect to see in stars Bob’s age.

It’s extremely unlikely that any of the first, metal-poor stars from the first days of the Universe have survived to this day. But we can see their fingerprints in stars like Bob.

“The good news is that we can study the first stars through their children – the stars that came after them like the one we’ve discovered,” Asplund said.


How can a very old star be formed among Population III stars? - Астрономија




A forbidden star
by Amanda Doyle
for ASTRONOMY NOW
Posted: 01 September 2011

An ancient star has been found lurking in the “forbidden zone” of star formation, which has astronomers puzzled as to how it could have formed.

Astronomers used instruments on ESO’s Very Large Telescope (VLT) to observe the star, which is called SDSS J102915+172927. It has slightly less mass than our Sun, and could possibly be around 13 billion years old. Stars are composed mainly of hydrogen and helium, with a small amount of heavier elements. These heavier elements are referred to as “metals” by astronomers, but surprisingly this mysterious star is almost devoid of them. In fact, it has 20,000 times less metals than the Sun.


This image shows both the ancient star SDSS J102915+172927 and a pie chart diagram indicating its unusually low abundance of elements heavier than hydrogen and helium. Image: ESO/Digitized Sky Survey 2.

The Sun is part of a group known as population I stars, in which metals typically account for two to three percent of the star’s composition. Older stars – population II – have considerably less metals, ranging between 0.01% and 0.1%. A third, more elusive type of star dubbed population III are predicted to contain no metals whatsoever and be extremely massive. Due to their immense size, they would have burned out quickly when the Universe was still young and thus they have never been observed.

Stars can only form from cool molecular clouds if they are too hot then they will keep expanding, unable to collapse into stellar nurseries. During the big bang, hydrogen and helium were created along with trace amounts of lithium. With only hydrogen and helium available in significant quantities, the earliest molecular clouds were solely cooled by molecular hydrogen. However, molecular hydrogen can only cool the clouds to a certain point, at which only massive stars around 100 times more massive than our Sun can form. These were the population III stars.

When these population III stars died in dramatic supernova explosions, the surrounding interstellar medium was enriched with metals which had formed within the stars as they evolved. These metals, particularly carbon (C) and oxygen (O), are much more efficient at cooling molecular clouds. Cooler molecular clouds can fragment into smaller clumps, which allow smaller stars to form.

The strange thing about SDSS J102915+172927 is that there is barely any carbon and oxygen present. How could it have formed without something to cool the molecular clouds? “One mechanism is cooling by dust, that leads to a much lower critical metallicity than cooling by fine structure lines of CII and OI,” Elisabetta Caffau, lead author of the paper tells Astronomy Now. “Another mechanism is fragmentation. If a massive cloud collapsing to form a high mass stars breaks up a few small mass fragments, these can form low mass stars.”

The paucity of metals in this star brings it very close to being a population III star. “But to explain the presence of a small amount of metals, it has been formed from material contaminated by the ejection of at least one massive star. Therefore it is at least a second generation star,” says Caffau.

Another oddity about this star is the lack of lithium. “The material of the photosphere, meaning the material to whom we have access with the observations, is not supposed?to have been processed by the star. The old stars in the Galaxy of this temperature display a constant abundance of lithium, therefore one would expect the same amount of lithium in SDSS J102915+172927 as detected in the other old stars.”

Caffau and her team expect to find between 5 and 50 similar metallicity stars with the VLT in the future.


Bits of Corpse from One of the Universe's Oldest Stars Found Inside Its 'Child'

Astronomers have detected evidence of one of the first stars to emerge after the Big Bang birthed the universe 13.8 billion years ago.

They found traces of an exploded, ancient star tucked inside a star that's nearly as old. Located about 35,000 light-years from Earth on the other side of the Milky Way, the younger star — an iron-poor red giant — took shape after its short-lived parent exploded in a supernova, researchers reported in a new study.

When the scientists analyzed the elements in the Milky Way star, they found a pattern that matched simulations of what would remain after the explosive death of one of the oldest stars in the universe. [15 Unforgettable Images of Stars]

"We've found a time machine that takes us back to the universe's earliest stars," lead study author Thomas Nordlander, an astronomer with Australian National University, said in a statement.

Studies of the infant universe suggest that the first stars emerged from clouds of dust and gas around 200 million years after the Big Bang, according to NASA. However, some models have hinted that star birth began even earlier, when the universe was only 30 million years old, Live Science's sister site Space.com reported in 2006.

First-generation stars, known as Population III stars, were metal-free and enormous they are estimated to have been as much as 100 times as massive as our sun, the study authors reported. Because these stars were so gigantic, they were also short-lived. Astronomers search for signs of those stars today in element traces that were ejected when the ancient stars died in spectacular supernova explosions, according to the study.

The stellar parent of the Milky Way star wasn't that big it was likely only about 10 times the size of the sun, and its supernova was "fairly feeble," Nordlander said. In fact, the star's death was so lackluster that the elements generated by the supernova didn't travel far. After the explosion, most of the heavier elements were sucked back into the dense neutron star — the collapsed core of the dying old-timer — that was left behind.

However, a tiny amount of elements heavier than carbon managed to escape. These elements were incorporated into a new star — "the very old star that we found," Nordlander explained.

Scientists discovered the Milky Way star, named SMSS J160540.18&minus144323.1, in a survey conducted with the SkyMapper telescope, a wide-field optical instrument at Siding Spring Observatory in northern New South Wales, Australia.

When the researchers examined the low-metal star, they found that the amount of elements heavier than carbon was "remarkably low" and its iron content was the lowest ever measured in a star: 1 part per 50 billion, which is about 1.5 million times lower than the iron content of the sun, the researchers wrote.

"That's like one drop of water in an Olympic swimming pool," Nordlander said.

The exceptionally low concentrations of both heavy elements and iron hint that the star formed when the universe was young, most likely soon after the very first generation of stars began to die out, according to the study.

While it is unlikely that any of the universe's earliest stars have survived, stars such as this "anemic" Milky Way red giant offer a glimpse of their long-dead parents, said study co-author Martin Asplund, a chief investigator with the Australian Research Council's Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (Astro 3D).

"The good news is that we can study the first stars through their children — the stars that came after them, like the one we've discovered," Asplund said in a statement.

The findings were published online July 17 in the journal Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters.