우리 은하수가 하나의 거대한 가스와 먼지 구름으로 형성되었지만 새로운 연구에 따르면 디스크의 별이 벌지의 별과 다릅니다. 새로운 조사에 따르면 ESO의 초대형 망원경을 사용하여 은하수에서 별 50 개에있는 산소의 양을 측정하여 별이 언제 어떻게 형성되는지 확인했습니다. 이 조사에 따르면, 우주가 아직 젊었을 때, 빅뱅 이후 10 억 년이 채되지 않았을 가능성이있다. 디스크의 별들은 나중에 왔습니다.
천문학 자들은 ESO의 VLT로 별들의 구성을 자세히 살펴보면서 우리 은하의 은하의 역사를 새롭게보고 있습니다. 그들은 우리 은하의 중심 부분이 매우 빠르게뿐만 아니라 나머지와 독립적으로 형성되었음을 보여줍니다.
"천문학 및 천체 물리학 저널 [1]에 논문의 저자 인 Manuela Zoccali는“처음으로, 우리는 디스크의 별들과 우리 은하의 돌출부 사이에 '유전 적 차이'를 분명히 확립했다. "우리는 이것으로부터 벌지가 아마도 10 억년도 채되지 않고 우주가 여전히 아주 어렸을 때에 디스크보다 더 빠르게 형성되었을 것이라고 추측한다."
은하수는 바람개비 모양의 가스, 먼지 및 별이 평평한 디스크에 놓여 있고 중심 지역에있는 별의 구형 핵에서 직접 뻗어있는 나선 은하입니다. 구형 핵은 디스크에서 튀어 나오므로 팽창이라고합니다. 우리 은하의 원반은 모든 연령대의 별들로 구성되어 있지만, 돌출부에는 은하가 형성된 시간부터 100 억 년 전에 오래된 별들이 들어 있습니다. 따라서, 팽창을 연구하면 천문학 자들은 우리의 은하가 어떻게 형성되었는지에 대해 더 많이 알 수 있습니다.
이를 위해 국제 천문학 자 팀 [2]은 은하 벌지쪽으로 하늘의 네 가지 다른 지역에있는 50 개의 거대한 별의 화학 성분을 자세히 분석했습니다. 그들은 고해상도 스펙트럼을 얻기 위해 ESO의 초대형 망원경에서 FLAMES / UVES 분광기를 사용했습니다.
항성의 화학적 조성은 성간 물질이 형성하는 순간까지의 농축 과정의 특징을 나타냅니다. 그것은 이전의 별 형성의 역사에 달려 있으며, 따라서 다른 별 그룹 사이에 '유전 적 연관성'이 있는지 여부를 추론하는 데 사용될 수 있습니다. 특히, 별의 산소와 철의 풍부함을 비교하는 것은 매우 예시 적입니다. 산소는 주로 대량의 단명 한 별 (소위 Type II 초신성)의 폭발로 생산되는 반면 철은 주로 Type Ia 초신성에서 발생하며 [3] 개발하는데 훨씬 더 오래 걸릴 수 있습니다. 철분이 풍부한 산소를 비교하면 과거 은하수의 별 탄생 률에 대한 통찰력을 얻을 수 있습니다.
파리-뮤돈 천문대 (Paris-Meudon Observatory, France)의 논문 및 공동 저자 인 Aurelie Lecureur는“샘플의 크기와 철분 함량이 클수록 지금까지 가능한 것보다 훨씬 더 강력한 결론을 도출 할 수 있습니다.
천문학 자들은 주어진 철분에 대해 벌지에있는 별들이 디스크에 비해 더 많은 산소를 가지고 있음을 분명히 확립했습니다. 이것은 벌지와 디스크 스타 사이의 체계적이고 유전적인 차이를 강조합니다.
Zoccali는“즉, 벌지 별은 디스크에서 시작된 다음 돌출부를 만들기 위해 안쪽으로 이동하지만 디스크와는 독립적으로 형성되었습니다. 또한, 벌지의 화학적 농축 및 그에 따른 형성 시간이 디스크보다 빨라졌습니다.”
이론적 모델과 비교하면 은하의 벌지가 10 억 년 이내에 형성되었을 것인데, 우주가 여전히 매우 어렸을 때 일련의 항성 폭발을 겪었을 가능성이 높습니다.
노트
[1] : Zoccali et al.의 "은하 벌지의 산소 풍부도 : 빠른 화학 농축의 증거" 게시자의 웹 사이트에서 PDF 파일로 무료로 제공됩니다.
[2] :이 팀은 Manuela Zoccali 및 Dante Minniti (Universidad Catolica de Chile, Santiago), Aurelie Lecureur, Vanessa Hill 및 Ana Gomez (프랑스, Paris-Meudon의 Observatoire de Paris-Meudon), Beatriz Barbuy (브라질 Universsidade de Sao Paulo)로 구성됩니다. ), Alvio Renzini (INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, 이탈리아) 및 Yazan Momany 및 Sergio Ortolani (Universita di Padova, 이탈리아).
[3] : 유형 Ia 초신성은 과거에 스펙트럼에서 수소의 특성을 보이지 않는 것으로 분류 된 초신성의 하위 클래스입니다. 그들은 현재 백색 왜성이라고 불리는 작고 콤팩트 한 별의 붕괴로 해석되어 동반자 별에서 물질을 얻는 것으로 해석됩니다. 백색 왜성은 태양계 별의 끝에서 두 번째 단계를 나타냅니다. 핵의 원자로는 오래 전에 연료가 부족하여 현재 비활성 상태입니다. 그러나 어떤 시점에서 축적 물질의 장착 중량으로 인해 백색 왜성 내부의 압력이 너무 높아져서 그곳의 핵 재가 점화되어 더 무거운 요소로 연소되기 시작할 것입니다. 이 과정은 매우 빠르게 통제되지 않으며 극적인 사건에서 별 전체가 날아갑니다. 호스트 은하계를 종종 비추는 매우 뜨거운 불 덩어리가 보인다.
원본 출처 : ESO 뉴스 릴리스
