01/10/2012 - ICESAT untersucht die Zusammensetzung junger Sternhaufen

Menéame

Die meisten chemischen Elemente werden im Inneren der Sterne durch sogenannte Prozesse der Sternennukleoside. Diese Prozesse verwandeln das Gas, mit dem sich die Sterne bilden, in erster Linie aus Wasserstoff y Helium in anderen schwereren Elementen.

Die Sterne, die vier bis acht Mal die Sonnenmasse haben, genannt mittlere Masse SterneSie erzeugen hauptsächlich Helium, Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff, während die Elemente, die über Sauerstoff im Periodensystem hinausgehen, wie Neon, Magnesium, Silizium, Kalzium oder Schwefel, in Massensternen auftreten, die mehr als das achtfache der Masse der Sonne haben, einige bis zu hundert Sonnenkörper haben. Wenn diese massiven Sterne sterben, erzeugen sie Explosionen, die als Supernova. Es dauert nicht lange, es zu tun, da sie kurze Leben in kosmischer Zeit haben.

Wenn das Universum so alt ist wie 13,7 Milliarden JahreDie Sterne von 100 Sonnenkörpern sterben mit 3,5 Millionen Jahren. Die Sterne der mittleren Masse sterben, indem sie die wunderbaren planetarischen Nebel erzeugen, in einer Zeit von etwa 40 bis etwa 250 Millionen Jahren. Die Sonne wird im Vergleich dazu etwa 12,6 Milliarden Jahre dauern, so daß ihr noch 8 Milliarden Jahre zu leben bleiben.

Die Sterne, die beim Tode sterben, gießen die chemischen Elemente aus, die sie in die interstellare Umgebung erzeugen. Durch die Bildung neuer Sterne in diesem interstellaren Medium werden diese chemischen Elemente integriert, so dass die Zusammensetzung der aufeinander folgenden Sterngenerationen immer mehr Metall wird, wird der Anteil der chemischen Elemente im Vergleich zu Wasserstoff und Helium immer größer. Tatsächlich heißt es, dass die Erde und das Sonnensystemaufgrund der hohen Menge an Metallen, die sie in ihrer Zusammensetzung haben, Sie müssen sich aus den Überresten einer Supernova gebildet haben..

Wenn eine bestimmte Menge von Gas wird eine bestimmte Anzahl von Sternen aus verschiedenen Massen wird gesagt, dass es einen Ausbruch von Sternenbildung. Da jede Art von Stern je nach Masse eine andere Halbwertszeit hat, sind die Elemente, die einen Stern erzeugen, je nach Masse am größten, die Elemente, welche einen Stern schaffen, in der interstellaren Mitte zu einem anderen Zeitpunkt erscheinen, je nachdem, welche Masse sie haben. So Sauerstoff, hauptsächlich hergestellt durch Sterne mit Massen zwischen 30 und 100 Sonnenmassen, tritt fast sofort in evolutionären Begriffen auf (etwa drei Millionen Jahre nach dem Ausbruch der Sternenbildung). Kohlenstoff oder Stickstoff, die von Sternen mit geringerer Masse erzeugt werden, treten dagegen mindestens in ein paar hundert Millionen Jahren auf. Die unterschiedlichen Proportionen der chemischen Elemente gegenüber anderen werden so verwendet, um die Sternenpopulationen zu geben.

Die Berechnungen, die in den letzten Jahrzehnten zu diesem Thema angestellt wurden, werden als "chemische Evolutionsmodelle" Mit diesen Modellen werden Vorhersagen darüber gemacht, welcher Anteil an chemischen Elementen (Abwasser) in einer Region, in der Sterne sind, sein soll. Auf der anderen Seite kann man diese Fülle aus der Analyse der Spektren, die man beim Betrachten eines Himmelsabschnitts nimmt, schätzen. Aus dem Vergleich der Daten mit den Vorhersagen der Modelle können wir Informationen darüber erhalten, wie sich diese Region oder Galaxie entwickelt hat, ob sich die Sterne sehr schnell gebildet haben oder ob sie sich im Gegenteil langsam und langsam bilden, ob Sterne aller Massen im Standardverhältnis entstanden sind oder ob es mehr als erwartet große oder kleine Sterne gibt usw.

Es gibt jedoch eine Tatsache, die bei diesen Berechnungen nicht berücksichtigt wurde: dass Sterne mit mehr als 15 Sonnenkörpern aufgrund eines Phänomens, das so genannt wird, Masse verlieren. Sternenwind, durch die die äußeren Schichten des Sterns, was als Hülle bekannt ist, in der interstellaren Mitte verloren gehen. Zuerst verliert man den Wasserstoff, aus dem die äußere Schicht des Sterns besteht, dann verliert man Helium, dann den Kohlenstoff und so weiter, so dass der Stern immer weniger Masse hat und dadurch weniger Magnesium, Silizium usw. produziert, die aus Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff erzeugt werden. Außerdem wird zum Zeitpunkt der Explosion der Supernova, in der auch Elemente geschaffen werden, in der so genannten Phase der Explosionsfähige Nukleoside, der Stern wird viel kleiner sein und daher auch die Produktion neuer Elemente. Im Gegenteil, die wichtigsten Elemente des Lebens, des Kohlenstoffs, des Stickstoffs und des Sauerstoffs werden in viel größerem Umfang als bei einem normalen Stern und vor allem in einem Augenblick vor dem Tod eines der Sterne ausgestoßen sein.

Explosions-Projekt und seine Spuren in der kosmischen Evolution der Galaxien

Deshalb hat Dr. Mercedes Mollá, ICES-Division Astrophysik für Partikel, und Dr. Roberto Terlewitsch vom INAOE von MexikoIm Rahmen des Projekts "Splados" und seiner Spuren in der kosmischen Evolution der Galaxien haben sie dieses Problem durch die Berechnung der Fülle eines Sternhaufens in den ersten 20 Millionen Jahren seiner Evolution, seit einer Zeit von 0,5 Millionen Jahren nach seiner Bildung, d.h. bevor noch kein Stern starb, angegangen. Um diese Fülle zu erhalten, wird die Hypothese aufgestellt, dass eine Million Sonnengasmassen gleichzeitig zu Sternen werden, mit Massen von 0,15 bis 100 mal der Masse der Sonne. Auf der Grundlage von Tabellen für den Massenverlust von nur sieben Sternen, 12, 15, 25, 30, 40, 60 und 100 Sonnenmassen der Sternenforschungsgruppe der Beobachtungsstelle von Padova, war es notwendig, sorgfältig zu interpolieren, um den Massenverlust in kleinen Schritten der Zeit für das gesamte Massenintervall zu erreichen. Schließlich müssen die Massenverluste aller Sterne und ihre jeweiligen Fülle für diese für den gesamten Hügel integrierten Mengen addiert werden. Ab den drei Millionen Jahren werden die Ejektionen aufgrund der Supernovas aufgenommen. Diese Berechnungen, die im ICESAT in vollem Umfang vorgenommen wurden, ergeben die Fülle eines Sternhaufens, der beide Beiträge kennt, die von den Sternwinden und den klassischen Winden der Supernovas, die in der Regel in den theoretischen Galaxienentwicklungsmodellen verwendet werden. Es ist daher möglich, beide Beiträge miteinander zu vergleichen.

Das Ergebnis ist wirklich schockierend und kann entscheidende Folgen für die Interpretation von Beobachtungen von Galaxien oder jungen Sternhaufen haben: Die Fülle von Kohlenstoff und Sauerstoff kann bis zu fünfzigmal höher sein als vorhergesagt, wenn man die Sternwinde nicht berücksichtigt. Auch der Stickstoffgehalt ist wesentlich größer.

Obwohl sich die Materie, die von einem Sternhaufen ausgesondert wird, in der umgebenden interstellaren Mitte verdünnen wird und sich dadurch diese Fülle verringert, können die Folgen dennoch von Bedeutung sein. Vor allem wenn man diese Vorhersagen mit Daten aus Regionen oder Galaxien vergleicht, in denen eine geringe Metallizität erwartet wird, wie es in den ersten Momenten der Universumsentwicklung der Fall ist. Das heißt, wenn man die Daten von Galaxien interpretiert, die einen hohen roten Lauf haben (eine Maßnahme, die sich auf die Entfernung der Himmelsobjekte bezieht, die auch den Moment berichtet, in dem diese Objekte ihr Licht aussendeten), wenn das Universum noch jung und voraussichtlich metallarm ist, können falsche Schlüsse gezogen werden: Wenn beispielsweise in einem solchen Fall eine hohe Menge an Kohlenstoff, Stickstoff oder Sauerstoff gefunden wird, wird es höchstwahrscheinlich als Folge einer intensiven Sternbildung in diesen frühen Phasen der Universumsentwicklung interpretiert, und das kann nicht bedeuten, sondern nur, dass wir den Effekt dieser Auswurfung der Massensterne sehen.

Bei so viel Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff wird das interstellare Medium schneller abkühlen als erwartet, so dass die Sternbildung mit einer höheren Geschwindigkeit als erwartet erfolgt. Dies kann einen starken Einfluss auf kosmologische hydrodynamische Simulationen der Bildung und Entwicklung von Galaxien haben. Solche Simulationen werden üblicherweise bei der Analyse der großen Himmelskartographen verwendet, wie sie beispielsweise bei den Projekten DES (Dark energy Survey, Studie über dunkle Energie) und PAU (Physics of the Accelerating Universe, Physik der Beschleunigung des Universums), an denen auch ICESAT-Gruppen beteiligt sind und die uns in naher Zukunft eine enorme Menge an Daten zur Verfügung stellen werden.

Die Arbeit von Dr. Mercedes Mollá und Dr. Roberto Terlewitsch wurde vor kurzem unter dem Titel Modelling the composition of a young star cluster eececta, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

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