항성인구

Stellar population
"스타 생성"은 여기로 리디렉션됩니다.분자 구름이 붕괴하여 별을 형성하는 과정에 대해서는 별 형성을 참조하십시오.
바데의 일반적인 인구 범주를 보여주는 작가의 은하수 나선형 구조 개념나선팔의 푸른 영역은 젊은 인구 I 별들로 구성되어 있는 반면, 중앙 돌출부의 노란 별들은 나이가 많은 인구 II 별들입니다.사실, 많은 인구 I 별들이 나이가 많은 인구 II 별들과 섞여있는 것이 발견되기도 합니다.

1944년 월터 바이드는 은하수 내에 있는 별들의 그룹을 항성군으로 분류했습니다.Baade의 기사 초록에서, 그는 Jan Oort가 1926년에 원래 이런 종류의 분류를 고안했다는 것을 인식합니다.[1]

바이드는 더 푸른 별들이 나선팔과 강하게 연관되어 있고, 노란색 별들이 중심 은하 팽대부 근처와 구상성단 내에서 지배적임을 관찰했습니다.[2]두 개의 주요 구분은 인구 I과 인구 II로 정의되었으며, 1978년에 인구 III라고 불리는 또 다른 새로운 가상의 구분이 추가되었습니다.

모집단 유형 중에서 개별 관측된 항성 스펙트럼과 상당한 차이가 발견되었습니다.이것들은 나중에 매우 중요한 것으로 밝혀졌고 아마도 별의 형성, 관찰된 운동학,[3] 항성 나이, 심지어 나선 은하와 타원 은하 모두에서 은하 진화와 관련이 있을 것입니다.이 세 개의 단순한 모집단 분류는 화학적 조성 또는 금속성으로 별들을 유용하게 나눕니다.[4][5][3]

정의에 따라 각 모집단 그룹은 금속 함량의 감소가 별의 나이 증가를 나타내는 추세를 보여줍니다.따라서 우주 최초의 별(금속 함량이 매우 낮음)은 모집단 III, 오래된 별(금속 함량이 낮음)은 모집단 II, 최근의 별(금속 함량이 높음)은 모집단 I로 간주되었습니다.[6]태양은 1.4%의 금속성을 가진 최근의 항성인 모집단 I로 여겨지고 있습니다.천체물리학 명명법은 헬륨보다 무거운 원소를 산소와 같은 화학적 비금속을 포함한 "금속"으로 간주한다는 점에 주목합니다.[7]

별의 발달

항성의 스펙트럼을 관찰한 결과, 태양보다 오래된 별은 태양에 비해 무거운 원소가 적음을 밝혀냈습니다.[3]이는 곧 금속성이 항성 핵합성 과정에 의해 항성의 생성을 통해 진화해 왔다는 것을 시사합니다.

첫 번째 별의 형성

현재의 우주론적 모델 하에서 빅뱅에서 생성된 모든 물질은 대부분 수소(75%)와 헬륨(25%)이었고, 리튬과 베릴륨과 같은 다른 가벼운 원소들로 구성된 매우 작은 분율만 있었습니다.[8]우주가 충분히 식었을 때, 최초의 별들은 무거운 금속들을 오염시키지 않고 군집 III 별들로 태어났습니다.이것은 그들의 구조에 영향을 주어 그들의 항성 질량이 태양의 수백 배가 되게 한 것으로 추측됩니다.차례로, 이 거대한 별들은 또한 매우 빠르게 진화했고, 그들의 핵합성 과정은 (주기율표에서 철까지) 처음 26개의 원소를 만들었습니다.[9]

많은 이론적 항성 모델은 대부분의 질량이 큰 항성들이 연료를 빠르게 소진하고 극도로 에너지가 넘치는 쌍불안정 초신성에서 폭발했을 가능성이 있음을 보여줍니다.그 폭발은 그들의 물질을 철저히 분산시켰을 것이고, 금속을 성간매질(ISM)로 분출하여 후대의 별들에 통합되었을 것입니다.그들의 파괴는 어떤 은하계의 질량이 큰 집단 III 별도 관측할 수 없다는 것을 암시합니다.[10]그러나, 일부 III 개체군 별들은 우주의 초기 역사 동안 빛이 발생한 적색편이 높은 은하에서 볼 수 있습니다.[11]과학자들은 태양보다 약간 작은 극도로 금속이 부족한 별이 은하수에 있는 나선팔의 쌍성계에서 발견되었다는 증거를 발견했습니다.이번 발견으로 더 나이 든 별들을 관측할 수 있는 가능성이 열리게 되었습니다.[12]

쌍불안정 초신성을 생성하기에는 너무 거대한 별들은 광붕괴라고 알려진 과정을 통해 블랙홀로 붕괴되었을 가능성이 높습니다.여기서 일부 물질은 상대론적 제트의 형태로 이 과정에서 빠져나갔을 수 있고, 이것은 최초의 금속을 우주로 분배했을 수 있습니다.[13][14][a]

관측된 별들의 형성

지금까지 관측된 가장 오래된 별들은 인구 II로 알려져 있으며,[10] 금속성이 매우 낮았습니다.[16][6] 그 후 세대의 별들이 탄생하면서, 그들은 이전 세대의 별들이 만들어낸 금속성 먼지를 인구 III로부터 받기 때문에 금속이 더욱 풍부해졌습니다.

그 집단 II 별들이 죽으면서, 그들은 행성상 성운과 초신성을 통해 금속이 풍부한 물질을 성간매질로 돌려보냈고, 성운은 더 풍부해졌고, 그 중에서 더 새로운 별들이 형성되었습니다.그러므로 태양을 포함한 가장 어린 별들은 가장 높은 금속 함량을 가지고 있으며, 집단 I 별이라고 알려져 있습니다.

Baade에 의한 화학적 분류

인구 I 별

"인구 I"은 여기로 방향을 바꿉니다.밴드에 대해서는 모집단 1을 참조합니다.1986년 영화는 인구: 1 참조.
모집단 I 항성 리겔과 반사 성운 IC 2118

모집단 I 또는 금속이 풍부한 별은 세 모집단 중 가장 높은 금속성을 가진 젊은 별이며 은하의 나선팔에서 더 흔하게 발견됩니다.태양은 금속이 풍부한 항성의 한 예로 중간 집단 I 항성으로 간주되며 태양과 비슷한 μ 아라에는 금속이 훨씬 풍부합니다.[17]

모집단 I 별들은 보통 은하 중심의 타원 궤도를 그리며 상대 속도가 낮습니다.행성들, 특히 지구형 행성들은 금속의 강착에 의해 형성된 것으로 생각되기 때문에, 인구 I 별들의 높은 금속성이 그들이 다른 두 개의 행성계를 가지고 있을 가능성을 더 높인다는 가설이 이전에 세워졌습니다.[18]그러나 케플러 우주 망원경 데이터를 관찰한 결과 금속성 범위를 가진 별 주위에 더 작은 행성이 집중되어 있는 반면, 더 큰 잠재적인 가스 거인 행성만 상대적으로 더 높은 금속성을 가진 별 주위에 집중되어 있다는 것이 밝혀졌습니다. 이 발견은 가스-거성 형성 이론에 영향을 미치는 것입니다.[19]중간 집단 I과 중간 집단 II 별 사이에는 중간 원반 집단이 있습니다.

인구 II 별

"인구 II"는 여기로 방향을 바꿉니다.인구와 혼동하지 않기: 2.
은하수의 개략적인 윤곽입니다.집단 II 별들은 은하 팽대부와 구상성단 내에서 나타납니다.
이 예술가의 인상은 빅뱅 후 불과 1억년 후에 나타났을 것 같은 인구 III 스타들의 장을 보여줍니다.

모집단 II 또는 금속이 부족한 별들은 헬륨보다 무거운 원소가 상대적으로 적은 별들입니다.이 물체들은 우주의 더 이른 시기에 형성되었습니다.중간 집단 II 별들은 은하수 중심 부근의 팽대부에서 흔히 발견되는 반면 은하 헤일로에서 발견되는 집단 II 별들은 더 오래되어서 금속이 부족합니다.구상성단은 또한 많은 수의 II 집단 별들을 포함하고 있습니다.[20]

모집단 II 별의 특징은 전체적인 금속성이 낮음에도 불구하고 종종 철(Fe)에 비해 알파 원소(산소나 네온과 같은 알파 과정에 의해 생성되는 원소)의 비율이 더 높다는 것입니다. 현재의 이론은 이것이 유형 II 초신성의 결과가 더 중요하다는 것을 암시합니다.nt는 성간매질이 형성될 당시 성간매질에 기여한 반면, Ia형 초신성 금속농축은 우주 발달의 후기 단계에 왔습니다.[21]

과학자들은 티모시 C에 대한 HK 객관주의 조사를 포함한 여러 다른 조사에서 이들 가장 나이 많은 별들을 목표로 삼았습니다. Beers et al.[22] 과 Norbert Christlieb et al.[23] 의 Hamburg-ESO 조사는 원래 희미한 퀘이사를 대상으로 시작되었습니다.지금까지 그들은 약 10개의 UMP(Ultra-metal-poor) 별들(스네덴의 별, 카이렐의 별, BD +17° 3248 등)과 현재까지 알려진 가장 오래된 별들 중 세 개(HE 0107-5240, HE 1327-2326, HE 1523-0901)를 발견하고 자세히 연구했습니다.Cafau의 별은 2012년 Sloan Digital Sky Survey 데이터를 사용하여 발견되었을 때 지금까지 가장 금속이 부족한 별로 확인되었습니다.그러나 2014년 2월에 SkyMapper 천문측량 자료의 도움으로 위치한 SMSS J031300.36-670839.3이라는 훨씬 더 낮은 금속성 별의 발견이 발표되었습니다.이들의 금속 결핍은 덜 극단적이지만, 더 가깝고 밝아서 더 오래 알려진 것은 HD 122563(적색거성)과 HD 140283(하위거성)입니다.

인구 III 별

NASA 스피처 우주 망원경으로 촬영된 항성종족 III의 빛 가능성

항성종족 III(Population III stars[24])은 항성종족의 가상 집단으로, 주변의 초기 항성종족 III(Population III) 초신성에서 방출된 방출물들이 섞여 있을 가능성을 제외하고는 사실상 "금속"이 없는 것으로 추정됩니다.이 용어는 1965년 네빌 J. 울프(Neville J. Woolf)에 의해 처음 소개되었습니다.[25][26]이러한 별들은 매우 초기 우주에 존재했을 가능성이 높으며(즉, 높은 적색편이로), 우리가 알고 있는 것처럼 행성과 생명체의 나중 형성에 필요한 수소보다 더 무거운 화학 원소의 생성을 시작했을 수도 있습니다.[27][28]

모집단 III 별의 존재는 물리우주론에서 추론할 수 있지만, 아직 직접 관측된 적은 없습니다.그들의 존재에 대한 간접적인 증거는 우주의 아주 먼 부분에 있는 중력 렌즈 은하에서 발견되었습니다.[29]이들의 존재는 빅뱅에서 생성될 수 없었던 무거운 원소들이 퀘이사 방출 스펙트럼에서 관찰된다는 사실을 설명할 수 있습니다.[9]그들은 또한 희미한 푸른 은하의 구성 요소로 여겨집니다.이 별들은 대부분의 성간매질을 구성하는 수소 가스의 주요한 상전이인 우주의 재이온화 기간을 촉발시켰을 가능성이 있습니다.은하 UDFy-38135539를 관측한 결과 재이온화 과정에서 역할을 했을 것으로 추정됩니다.유럽 남방 천문대는 빅뱅 후 약 8억 년 후의 재이온화 시기부터 매우 밝은 은하 코스모스 적색편이 7의 밝은 초기 인구 집단 별들의 주머니를 z = 6.60에서 발견했습니다.은하의 나머지 부분은 나중에 더 붉어진 별들을 가지고 있습니다.[27][30]어떤 이론들은 인구 III 별의 두 세대가 있었다고 주장합니다.[31]

빅뱅 후 4억년이 지난 첫 별들에 대한 아티스트의 인상

현재 이론은 최초의 별들이 매우 거대했는지 아닌지에 대해 나뉘고 있습니다.한 가지 가능성은 이 별들이 현재의 별들보다 훨씬 더 컸다는 것입니다: 수백 개의 태양 질량, 그리고 아마도 1,000개의 태양 질량까지.이런 별들은 아주 짧은 수명을 가지며 겨우 2백만 년에서 5백만 년 정도밖에 살지 못할 것입니다.[32]이렇게 큰 별들이 가능했던 것은 무거운 원소가 없고 빅뱅으로 부터 훨씬 따뜻한 성간 매질이 없기 때문일 것입니다.[citation needed]반대로, 2009년과 2011년에 제안된 이론들은 최초의 별 그룹이 몇 개의 작은 별들로 둘러싸여 있는 거대한 별들로 구성되었을 수도 있음을 암시합니다.[33][34][35]더 작은 별들은, 만약 그들이 출생 성단에 남아 있다면, 더 많은 가스를 축적할 것이고, 현재까지 생존할 수 없을 것입니다, 하지만 2017년의 연구는 만약 태양 질량이 0.8이라면,M☉) 또는 그 이하의 질량이 더 축적되기 전에 출생 성단에서 방출되었으며, 현재까지도 우리 은하계에서 생존할 수 있을 것입니다.[36]

HE 0107-5240과 같은 극도로 낮은 금속성 II 별들의 데이터를 분석한 결과, 이 금속이 없는 별들의 질량은 20~130 태양질량이었습니다.[37]한편 타원은하와 관련된 구상성단의 분석은 전형적으로 매우 거대한 별과 관련된 쌍불안정성 초신성이 그들의 금속적 구성에 책임이 있음을 시사합니다.[38]이는 또한 왜 금속성이 0인 저질량 별이 관측되지 않았는지 설명해 줍니다. 비록 더 작은 모집단 III 별들을 위해 모형이 만들어졌지만 말이죠.[39][40](쌍 불안정성 초신성에[16] 의해 생성되었을 가능성이 있는) 금속성 적색 왜성 또는 갈색 왜성을 포함하는 성단은 암흑 물질 후보로 제안되었지만 중력 마이크로 렌즈를 통한 이러한 유형의 MACO에 대한 탐색은 부정적인 결과를 낳았습니다.[41][42][citation needed]

인구 III 별의 발견은 나사의 James Webb 우주 망원경의 목표입니다.[43]SEGUE 또는 SDSS-II와 같은 새로운 분광학적 조사에서도 모집단 III 별의 위치를 찾을 수 있습니다.[citation needed]

2022년 12월 8일 천문학자들은 개체군 III 별의 발견 가능성을 보고했습니다.[44][45]

참고 항목

메모들

  1. ^ 최근의 초신성 SN 2006gy와 SN 2007bi는 그러한 초거대 집단 III 별이 폭발한 쌍불안정성 초신성일 수 있다고 제안되었습니다.Clark (2010)는 이 별들이 주로 원시적이고 금속이 없는 성간 물질을 포함하고 있기 때문에 왜소은하에서 비교적 최근에 형성되었을 수 있다고 추측합니다.과거의 초신성들은 이 작은 은하들에서 금속이 풍부한 내용물을 충분히 빠른 속도로 분출하여 작은 은하들의 금속 내용물을 매우 낮게 유지시켰을 수 있습니다.[15]

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