Формирование Солнечной системы с учетом ее возраста и возраста Вселенной

Считается, что на заре существования Вселенной звездообразование в «безметаллическом» газе, вероятно, благоприятствовало более крупным звездам. Эти звезды населения III имели короткую жизнь и очень быстро обогатили межзвездную и межгалактическую среду продуктами нуклеосинтеза.

На самом деле считается, что основное обогащение межзвездной среды (МЗС) в нашей собственной Галактике произошло за несколько миллиардов лет до рождения Солнца. Звезды, которые формируются сейчас, имеют в основном тот же состав, что и Солнце. На приведенном ниже графике показано содержание железа (в логарифмическом масштабе) в зависимости от предполагаемого возраста звезд в спектроскопическом обзоре Gaia-ESO (из Бергеманн и др., 2014 г. ). Как видите, за последние 10 миллиардов лет в содержании железа не произошло слишком много изменений.

Я думаю, что ключом к этому является то, что большинство тяжелых элементов в газе нашей Галактики происходят от звезд, более массивных, чем Солнце, и в результате у которых гораздо более короткое время жизни. [Звездная жизнь примерно пропорциональна$M^{-2.5}$]. Таким образом, несколько «поколений» из них жили и умерли (и должны были это сделать).

Чтобы добавить некоторые детали. Почти все элементы тяжелее гелия (известные как «металлы») производятся внутри звезд. Чтобы вернуться в ISM, вы должны получить «обработанный» материал из центров звезд. Это происходит в основном тремя способами. (i) Сверхновые — взрывы, связанные с окончательным коллапсом очень массивных звезд ($>10 M_{\odot}$). У прародителей сверхновых короткая жизнь$<50$миллионов лет, столько поколений таких звезд могло жить и умереть до того, как образовалось Солнце, и, вероятно, это произошло от нескольких сотен миллионов до миллиарда. (ii) Гигантские звездные ветры. Это происходит ближе к концу жизни звезд с массой$<10M_{\odot}$. Некоторая часть обработанного материала вычерпывается из центра и выбрасывается в ИСМ. Время жизни этих звезд составляет от 50 миллионов до$>10$миллиард лет. Большая часть обогащения вызвана звездами примерно в середине этого диапазона. Эти звезды постепенно исчезают, превращаясь в белые карлики. (iii) Сверхновые типа Ia. Взрывы, вызванные переносом массы на белый карлик (вероятно, в двойных системах), вызывающие детонацию и разбрасывание металлов в МЗС. Сроки жизни прародителей аналогичны звездам-гигантам в (ii).

Если вы внимательно посмотрите на цветовую схему графика выше, то заметите, что древние звезды имеют более высокое отношение магния к железу. Это поддерживает идеи, изложенные в абзаце выше. Магний является элементом альфа-захвата, образующимся в основном в короткоживущих массивных звездах и попадающим в межзвездную среду через сверхновые II типа. И наоборот, хотя железо также производится в массивных звездах, оно в основном производится и рассеивается в сверхновых типа Ia, у которых есть гораздо более долгоживущие прародители. Таким образом, обогащение Mg происходит быстрее, чем обогащение Fe в раннем Млечном Пути.

Количество белых карликов, которые мы видим в Галактике, и выведенная скорость происходящих взрывов сверхновых (например, из подсчета количества остатков нейтронных звезд) также совпадают с тем, что требуется для получения металличности МЗС и Солнца. Но есть много переменных и неизвестных, и не все решено. Например, вполне вероятно, что в прошлом звездообразование должно было быть выше; а некоторые части Галактики (например, балдж) имеют более высокую металличность, что, как считается, связано с периодом очень интенсивного звездообразования с большой массой 10 миллиардов лет назад.