SDSS J001820.5-093939.2
 Первая звезда 2-го поколения | |
| Данные наблюдений Эпоха J2000 Равноденствие J2000 | |
|---|---|
| Созвездие | Кит |
| Прямое восхождение | 00 час 18 м 20.515 с [ 1 ] |
| Склонение | −09° 39′ 39.07″ [ 1 ] |
| Apparent magnitude (V) | 15.8 [ нужна ссылка ] |
| Характеристики | |
| Эволюционный этап | звезда главной последовательности |
| Спектральный тип | F9 [ 2 ] |
| Тип переменной | Никто |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (R v ) | –122.9 [ 3 ] км/с |
| Собственное движение (μ) | RA: 2,507 мс / год [ 4 ] Декабрь: –108,762 мс / год [ 4 ] |
| Параллакс (р) | 2,9486 ± 0,0355 но [ 4 ] |
| Расстояние | 1110 ± 10 св. лет (339 ± 4 шт .) [ 4 ] |
| Абсолютная величина ( МВ ) | 8.0 [ нужна ссылка ] |
| Подробности [ 4 ] | |
| Радиус | 0.411 +0.09 −0.011 R ☉ |
| Яркость | 0.0732 +0.0022 −0.0019 L ☉ |
| Поверхностная гравитация (log g ) | 4.90 +0.01 −0,11 сгс |
| Температура | 4698 +197 −42 К |
| Металличность [Fe/H] | −2.65 ± 0.1 [ 5 ] [ 3 ] ловкость |
| Другие обозначения | |
SDSS J001820.5-093939.2, SDSS J0018-0939, J0018-0939 | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
SDSS J001820.5–093939.2 или SDSS J0018-0939 сокращенно — это звездная система на расстоянии примерно 1000 световых лет от созвездия Кита .
SDSS J0018-0939 — крутая звезда главной последовательности . Это первая обнаруженная звезда, предположительно массивная звезда второго поколения. [ 6 ]
Фон
[ редактировать ]Теория и компьютерное моделирование предсказали формирование массивных звезд из газовых облаков , содержащих только водород и гелий , в течение нескольких сотен миллионов лет после Большого взрыва . Первые массивные звезды погибли в результате взрывов сверхновых , которые выбросили более тяжелые элементы в газ , из которого образовались следующие поколения звезд . Элементный состав звезды является косвенным указанием на поколение звезды и ее предыдущее звездное поколение. Распределение масс звезд первого поколения является ключом к пониманию формирования структуры Вселенной, химического обогащения и крупных звездных структур, таких как галактики . не обнаружено никаких признаков сверхновых от очень массивных звезд первого поколения В химическом составе звезд Млечного Пути .
Звезды с массой меньше массы Солнца имеют очень долгую жизнь, достаточную для того, чтобы ее можно было обнаружить. Отличительные химические структуры этих звезд малой массы можно использовать для оценки массы звезд первого поколения. За последние тридцать лет астрономы провели крупномасштабные исследования, чтобы найти маломассивные и бедные металлами звезды, образовавшиеся в ранней Вселенной. [ 7 ] Проекты Слоановского цифрового обзора неба (SDSS) и Слоановского расширения для понимания и исследования галактик (SEGUE) являются последними проектами, получившими данные о возрасте, химическом составе и распределении звезд в Млечном Пути, а также предоставившие важные подсказки для понимания структуры. Формирование и эволюция Галактики Млечный Путь.
Идентификация
[ редактировать ]SDSS J0018-0939 был идентифицирован как звезда с очень низким содержанием металлов. Многие другие звезды с низким содержанием металлов были обнаружены в карликовых галактиках вокруг Млечного Пути. Большинство звезд с низким содержанием металлов не так бедны металлами, как SDSS J001-0939, и не обладают другими свойствами SDSS J0018-0939, что позволяет предположить, что происхождение этих бедных металлами звезд отличается от происхождения SDSS J0018-0939.
SDSS J0018-0939 не имеет признаков дополнительного перемешивания или массопереноса в двойной звездной системе, которые могли бы изменить ее химический состав. Поскольку у неразвитой звезды внутреннего смешения еще не произошло. Соотношение содержания более легких элементов, включая углерод и магний, исключительно низкое. Отношения его содержания между соседними парами нечетных и четных элементов очень низкие, что ясно по сравнению со значениями для G39-36, использованными для сравнения. Верхние пределы содержания тяжелых нейтронозахватывающих элементов Sr и Ba аномально низки по сравнению с другими звездами с аналогичной металличностью. Эта особенность иногда встречается у звезд с более дефицитным металлом ([Fe/H] < –3). Хотя содержание Fe не так низко, как у звезд с чрезвычайно низким содержанием металлов, низкое содержание C, Mg и тяжелых элементов, захватывающих нейтроны (Sr и Ba), позволяет предположить, что это очень химически примитивный объект. [ 6 ]
Команда астрономов из Национальной астрономической обсерватории Японии (NAOJ), Университета Конан и Университета Хёго в Японии, Университета Нотр-Дам и Университета штата Нью-Мексико 8,2-метрового телескопа Субару высокой дисперсии использовала спектрограф (HDS). ), чтобы более подробно изучить SDSS J0018-0939. [ 7 ]
Модели нуклеосинтеза для взрывов сверхновых массивных звезд, которые подтвердили ранее обнаруженные звезды раннего поколения, не могли легко объяснить соотношения химического состава, наблюдаемые в SDSS J0018-0939. Однако модели взрыва очень массивных звезд с массой более 100 солнечных показали синтез большого количества железа и небольшого количества более легких элементов, например углерода. Это означает, что SDSS J0018-0939, скорее всего, сохранил соотношение содержания элементов, произведенное очень массивной звездой первого поколения. [ 7 ]
Ожидается, что звезды первого поколения будут саморегулировать свой рост за счет радиационной обратной связи в процессе формирования и достигнут массы, обычно в десятки раз превышающей массу Солнца. Часть звезд могла стать очень массивными объектами с M ms > 300 M ☉ . [ 6 ]
Такая звезда в ходе своей эволюции попадает в область парной нестабильности, но продолжает коллапсировать и, наконец, попадает в область неустойчивости с фотораспадом Fe . Такие объекты называются очень массивными звездами с коллапсом ядра. Хотя неясно, сможет ли взорваться столь массивная звезда, мощность взрыва с энергией около 6×10 53 эргов (600 foe ) могут одновременно объяснить как низкое содержание Si (по сравнению с Mg), так и низкие содержания C и Mg. [ 6 ]
Звезда с 140 M ☉ ≲ M мс ≲ 300 M ☉ взрывается из-за потребления энергии, возникающего из-за нестабильности образования электрон-позитронных пар на стадии статического O-горения, и называется сверхновой с парной нестабильностью (PISN). . Теоретические оценки раннего химического обогащения предсказывают, что металличность, вызванная взрывами PISN первого поколения очень массивных звезд, соответствует содержанию Fe в SDSS J0018-0939. Они также предсказывают, что звезды, образовавшиеся из газа, обогащенного PISN, довольно редки; только одна звезда среди 500 звезд. Хотя на сегодняшний день с помощью спектроскопии высокого разрешения наблюдалось около 500 звезд в диапазоне металличности –3< [Fe/H]<–2, SDSS J0018-0939 уникален по наблюдаемой картине содержания. Другого подобного объекта пока не обнаружено. [ 6 ]
Если SDSS J0018-0939 действительно фиксирует выходы PISN или взрыв очень массивной звезды, доля очень массивных звезд среди первичных звездных популяций может составлять несколько процентов, что сопоставимо с предсказаниями недавних теоретических исследований формирования звезд первого поколения. И это может быть связано с натальным ореолом темной материи. [ 6 ]
Сильное УФ-излучение, энергетические взрывы и производство тяжелых элементов из очень массивных звезд влияют на последующее формирование звезд, а также на формирование галактик. Если звезды с массой до 1000 солнечных масс существовали, их остатки, вероятно, представляют собой черные дыры с несколькими сотнями солнечных масс, которые, возможно, образовали «семена» сверхмассивных черных дыр, таких как обнаруженные в Галактическом Центре . [ 7 ]
См. также
[ редактировать ]- СМСС J031300.36-670839.3 , СМСС 0313-6708
- СДСС J102915+172927
- HD 140283
- ОН 0107-5240
- ОН 1327-2326
- Звезда Кэрела
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Перейти обратно: а б Кутри, Рок М.; Скрутски, Майкл Ф.; Ван Дайк, Шайлер Д.; Бейхман, Чарльз А.; Карпентер, Джон М.; Честер, Томас; Камбрези, Лоран; Эванс, Трейси Э.; Фаулер, Джон В.; Гизис, Джон Э.; Ховард, Элизабет В.; Хухра, Джон П.; Джарретт, Томас Х.; Копан, Евгений Л.; Киркпатрик, Дж. Дэви; Лайт, Роберт М.; Марш, Кеннет А.; Маккаллон, Ховард Л.; Шнайдер, Стивен Э.; Стининг, Рэй; Сайкс, Мэтью Дж.; Вайнберг, Мартин Д.; Уитон, Уильям А.; Уилок, Шерри Л.; Закариас, Н. (2003). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог точечных источников всего неба 2MASS (Cutri + 2003)» . Коллекция электронных каталогов CDS/ADC . 2246 : II/246. Бибкод : 2003yCat.2246....0C .
- ^ «SDSS J001820.51-093939.2» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 7 июня 2024 г.
- ^ Перейти обратно: а б Каролло, Даниэла; Фриман, Кен; Бирс, Тимоти К.; Плакко, Винисиус М.; Тумлинсон, Джейсон; Мартелл, Сара Л. (1 июня 2014 г.). «Звезды с повышенным содержанием углерода и бедные металлами: подклассы CEMP-s и CEMP-no в системе гало Млечного Пути» . Астрофизический журнал . 788 : 180. arXiv : 1401.0574 . дои : 10.1088/0004-637X/788/2/180 . ISSN 0004-637X . Запись в базу данных в VizieR .
- ^ Перейти обратно: а б с д Валленари, А.; и др. (сотрудничество Gaia) (2023). « Выпуск данных Gaia 3. Краткое описание содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 674 : А1. arXiv : 2208.00211 . Бибкод : 2023A&A...674A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID 244398875 . Запись Gaia DR3 для этого источника на VizieR .
- ^ Субиран, К.; Бруйе, Н.; Касамикела, Л. (01 июля 2022 г.). «Оценка определений [Fe/H] для звезд ФГК в спектроскопических обзорах» . Астрономия и астрофизика . 663 : А4. arXiv : 2112.07545 . дои : 10.1051/0004-6361/202142409 . ISSN 0004-6361 . Запись в базу данных в VizieR .
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж Вако Аоки; Нозому Томинага; Тимоти К. Бирс; Сатоши Хонда; и др. (22 августа 2014 г.). «Химическая подпись очень массивных звезд первого поколения». Наука . 345 (6199): 912–915. Бибкод : 2014Sci...345..912A . дои : 10.1126/science.1252633 . ПМИД 25146286 . S2CID 5429762 .
- ^ Перейти обратно: а б с д Пресс-релиз (21 августа 2014 г.), Химический признак очень массивных звезд первого поколения , Телескоп Subaru
Внешние ссылки
[ редактировать ]
