L2 Puppis, ein roter Riesenstern wie SPLUS J2104-0049. (ESO/Digitalized Sky Survey 2) Ein 16.000 Lichtjahre entfernter Roter Riese scheint ein echtes Mitglied der zweiten Generation von Sternen im Universum zu sein.
Einer Analyse seiner chemischen Häufigkeit zufolge scheint es Elemente zu enthalten, die beim Leben und Tod nur eines einzigen Sterns der ersten Generation entstanden sind. Daher könnten wir mit seiner Hilfe sogar die erste Generation von Sternen finden, die jemals geboren wurden – von denen jedoch noch keiner entdeckt wurde.
Darüber hinaus führten die Forscher ihre Analyse mithilfe der Photometrie durch, einer Technik, die die Intensität des Lichts misst und so eine neue Möglichkeit bietet, solche antiken Objekte zu finden.
„Wir berichten über die Entdeckung von SPLUS J210428.01−004934.2 (im Folgenden SPLUS J2104−0049), einem ultrametallarmen Stern, der anhand seiner schmalbandigen S-PLUS-Photometrie ausgewählt und durch Spektroskopie mittlerer und hoher Auflösung bestätigt wurde.“ schrieben die Forscher in ihrer Arbeit .
„Diese Proof-of-Concept-Beobachtungen sind Teil einer laufenden Bemühung, Kandidaten mit geringer Metallizität, die durch Schmalbandphotometrie identifiziert wurden, spektroskopisch zu bestätigen.“
Obwohl wir das Gefühl haben, dass wir ein ziemlich gutes Verständnis davon haben, wie das Universum entstanden ist Urknall Trotz der sternenübersäten Pracht, die wir heute kennen und lieben, bleiben die ersten Sterne, die als Sterne der Population III bekannt sind und ihre blinkenden Lichter in der ursprünglichen Dunkelheit anschalten, ein Rätsel.
Heutige Sternentstehungsprozesse geben uns einige Hinweise darauf, wie diese frühen Sterne zusammenkamen, aber bis wir sie finden, stützen wir unser Verständnis auf unvollständige Informationen.
Eine Spur von Brotkrumen sind die Sterne der Population II – die nächsten paar Generationen, die auf Population III folgen. Von diesen ist die unmittelbar auf Population III folgende Generation vielleicht die aufregendste, da sie in ihrer Zusammensetzung der Population III am nächsten kommt.
Wir können sie anhand ihres extrem geringen Vorkommens an Elementen wie Kohlenstoff, Eisen, Sauerstoff, Magnesium und Lithium identifizieren, das durch die Analyse des vom Stern emittierten Lichtspektrums festgestellt wird, das die chemischen Fingerabdrücke der darin enthaltenen Elemente enthält.
Das liegt daran, dass es vor der Entstehung von Sternen keine schweren Elemente gab – das Universum war eine Art trübe Suppe, die hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium bestand. Als sich die ersten Sterne bildeten, hätten sie auch daraus bestehen sollen: Durch den Prozess der Kernfusion in ihren Kernen entstanden die schwereren Elemente.
Zuerst wird Wasserstoff zu Helium verschmolzen, dann Helium zu Kohlenstoff und so weiter bis hin zu Eisen, abhängig von der Masse des Sterns (die kleinsten haben nicht genug Energie, um Helium zu Kohlenstoff zu verschmelzen, und beenden ihr Leben wenn sie diesen Punkt erreichen). Selbst die massereichsten Sterne haben nicht genug Energie, um Eisen zu verschmelzen. Wenn ihr Kern vollständig aus Eisen besteht, werden sie zur Supernova.
Diese kolossalen kosmischen Explosionen schleudern das gesamte verschmolzene Material in den nahen Weltraum. Hinzu kommen die Explosionen so energisch Sie erzeugen eine Reihe von Kernreaktionen, die noch schwerere Elemente wie Gold, Silber, Thorium und Uran schmieden. Babysterne, die sich dann aus Wolken bilden, die diese Materialien enthalten, weisen eine höhere Metallizität auf als die Sterne, die zuvor entstanden sind.
Die heutigen Sterne – Population I – weisen die höchste Metallizität auf. (Das bedeutet übrigens, dass irgendwann keine neuen Sterne entstehen können, da die Der Wasserstoffvorrat des Universums ist endlich (gute Zeiten.) Und Sterne, die geboren wurden, als das Universum noch sehr jung war, haben eine sehr geringe Metallizität, wobei die frühesten Sterne als ultrametallarme Sterne oder UMP-Sterne bekannt sind.
Diese UMPs gelten als echte Sterne der Population II, angereichert mit Material aus nur einer einzigen Supernova der Population III.
Mithilfe einer photometrischen Untersuchung namens S-PLUS identifizierte ein Team von Astronomen unter der Leitung des NOIRLab der National Science Foundation SPLUS J210428-004934, und obwohl es nicht die niedrigste Metallizität aufweist, die wir bisher entdeckt haben (diese Ehre gehört ihm). SMSS J0313-6708 ), hat es eine durchschnittliche Metallizität für einen UMP-Stern.
Außerdem weist er die niedrigste Kohlenstoffhäufigkeit auf, die Astronomen je bei einem extrem metallarmen Stern gesehen haben. Dies könnte uns eine wichtige neue Einschränkung für die Vorläuferstern- und Sternentwicklungsmodelle für sehr niedrige Metallizitäten liefern, sagten die Forscher.
Um herauszufinden, wie der Stern entstanden sein könnte, führten sie theoretische Modellierungen durch. Sie fanden heraus, dass die in SPLUS J210428-004934 beobachteten chemischen Häufigkeiten, einschließlich der kohlenstoffarmen und der normaleren UMP-Sternhäufigkeiten anderer Elemente, am besten durch eine hochenergetische Supernova eines einzelnen Sterns der Population III mit der 29,5-fachen Sonnenmasse reproduziert werden können .
Die engsten Anpassungen der Modellierung konnten jedoch immer noch nicht genug Silizium produzieren, um SPLUS J210428-004934 exakt nachzubilden. Sie empfahlen, nach älteren Sternen mit ähnlichen chemischen Eigenschaften zu suchen, um diese seltsame Diskrepanz aufzulösen.
„Zusätzliche UMP-Sterne, die mithilfe der S-PLUS-Photometrie identifiziert wurden, werden unser Verständnis von Pop-III-Sternen erheblich verbessern und die Möglichkeit eröffnen, einen metallfreien Stern mit geringer Masse zu finden, der heute noch in unserer Galaxie lebt.“ schrieben die Forscher .
Ihr Artikel wurde veröffentlicht in Die astrophysikalischen Tagebuchbriefe .