Samanyolu, tek, dev bir gaz ve toz bulutundan oluşmasına rağmen, yeni araştırmalar diskteki yıldızların çıkıntıdakilerden farklı olduğunu buldu. Yeni bir anket, Samanyolu'ndaki 50 yıldızdaki oksijen miktarını, yıldızların ne zaman ve nasıl oluştuğunu belirlemek için ESO’nun Çok Büyük Teleskopunu kullanarak ölçtü. Anket, çıkıntıdaki yıldızların, Evren hala gençken Büyük Patlama'dan sonra bir milyar yıldan az bir sürede oluştuğunu buldu; diskteki yıldızlar daha sonra geldi.
ESO’nun VLT'si ile yıldızların bileşimine ayrıntılı olarak bakıldığında, gökbilimciler ev galaksimizin Samanyolu tarihine yeni bir bakış sunuyor. Galaksimizin orta kısmının sadece çok hızlı değil, aynı zamanda geri kalanından bağımsız olarak oluştuğunu ortaya koyuyorlar.
Astronomi ve Astrofizik dergisinde sonuçları sunan makalenin baş yazarı Manuela Zoccali, “İlk kez, diskteki yıldızlar ve Galaksimizin şişmesi arasında açıkça bir“ genetik fark ”oluşturduk” dedi. “Bundan çıkıntı, muhtemelen bir milyar yıldan az bir sürede ve Evren hala çok gençken diskten daha hızlı oluşmuş olmalı.”
Samanyolu, düzleştirilmiş bir diskte bulunan fırıldak şeklindeki gaz, toz ve yıldız kollarına sahip olan ve doğrudan merkezi bölgedeki küresel yıldız çekirdeğinden uzanan spiral bir gökadadır. Küresel çekirdeğe bir çıkıntı denir, çünkü diskten çıkıntı yapar. Gökadamızın diski her yaştan yıldızdan oluşurken, şişkinlik, galaksinin oluştuğu zamandan 10 milyar yıl önce eski yıldızları içeriyor. Böylece, şişkinliği incelemek astronomların Galaksimizin nasıl oluştuğu hakkında daha fazla bilgi sahibi olmalarını sağlar.
Bunu yapmak için, uluslararası bir gökbilimciler ekibi [2] Galaktik şişkinliğe doğru gökyüzünün dört farklı alanındaki 50 dev yıldızın kimyasal bileşimini ayrıntılı olarak analiz ettiler. Yüksek çözünürlüklü spektrumlar elde etmek için ESO’nun Çok Büyük Teleskopundaki FLAMES / UVES spektrografını kullandılar.
Yıldızların kimyasal bileşimi, yıldızlararası madde tarafından meydana gelen zenginleştirme işlemlerinin oluşumunu, oluşum anlarına kadar taşır. Önceki yıldız oluşum tarihine bağlıdır ve bu nedenle farklı yıldız grupları arasında bir 'genetik bağlantı' olup olmadığını belirlemek için kullanılabilir. Özellikle, yıldızlarda oksijen ve demir bolluğu arasındaki karşılaştırma çok açıklayıcıdır. Oksijen ağırlıklı olarak masif, kısa ömürlü yıldızların (Tip II süpernovalar) patlamasında üretilirken, demir daha çok gelişmesi daha uzun sürebilen Tip Ia süpernovalarından [3] kaynaklanır. Oksijeni demir bolluklarıyla karşılaştırmak Samanyolu'nun geçmişindeki yıldız doğum oranına dair bir fikir verir.
Paris-Meudon Gözlemevi'nden (Fransa) ve makalenin ortak yazarı Aurelie Lecureur, “Örneğimizin daha büyük boyutu ve demir içeriği kapsamı, şimdiye kadar mümkün olandan çok daha sağlam sonuçlar çıkarmamıza olanak sağlıyor” dedi.
Gökbilimciler, belirli bir demir içeriği için çıkıntıdaki yıldızların disk muadillerinden daha fazla oksijene sahip olduklarını açıkça belirttiler. Bu, çıkıntı ve disk yıldızları arasındaki sistematik ve kalıtsal bir farkı vurgular.
“Başka bir deyişle, çıkıntı yıldızları diskten kaynaklanmadı ve daha sonra çıkıntıyı oluşturmak için içe doğru göç etti, aksine diskten bağımsız olarak oluştu,” dedi Zoccali. “Dahası, çıkıntının kimyasal olarak zenginleştirilmesi ve dolayısıyla oluşum zaman ölçeği diskinkinden daha hızlı olmuştur.”
Teorik modellerle yapılan karşılaştırmalar, Galaktik şişkinliğin, büyük olasılıkla Evren hala çok gençken bir dizi yıldız patlaması yoluyla bir milyar yıldan daha kısa bir sürede oluşması gerektiğini göstermektedir.
notlar
[1]: “Galaktik şişkinlikteki oksijen bollukları: hızlı kimyasal zenginleştirme kanıtı” Zoccali ve ark. Yayıncının web sitesinden PDF dosyası olarak ücretsiz olarak edinilebilir.
[2]: Ekip Manuela Zoccali ve Dante Minniti (Universidad Catolica de Chile, Santiago), Aurelie Lecureur, Vanessa Hill ve Ana Gomez (Observatoire de Paris-Meudon, Fransa), Beatriz Barbuy (Universidade de Sao Paulo, Brezilya) ), Alvio Renzini (INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, İtalya) ve Yazan Momany ve Sergio Ortolani (Universita di Padova, İtalya).
[3]: Tip Ia süpernovaları, tarihsel olarak spektrumlarında hidrojenin imzasını göstermeyen olarak sınıflandırılan bir süpernova alt sınıfıdır. Şu anda, beyaz cüceler olarak adlandırılan, refakatçi bir yıldızdan madde alan küçük, kompakt yıldızların bozulması olarak yorumlanıyorlar. Beyaz bir cüce, güneş tipi bir yıldızın sondan bir önceki aşamasını temsil eder. Çekirdeğindeki nükleer reaktör uzun zaman önce yakıt tükendi ve şimdi aktif değil. Bununla birlikte, bir noktada biriken malzemenin montaj ağırlığı, beyaz cücenin içindeki basıncı o kadar arttıracaktır ki içerideki nükleer küller tutuşacak ve daha ağır elementlere bile yanmaya başlayacaktır. Bu süreç çok hızlı bir şekilde kontrolsüz hale gelir ve tüm yıldız dramatik bir olayda parçalara ayrılır. Genellikle ev sahibi galaksiyi gölgede bırakan aşırı sıcak bir ateş topu görülür.
Orijinal Kaynak: ESO Haber Bülteni
