Где в галактике можно найти самые тяжелые элементы?

Исследования показывают, что более тяжелые элементы можно найти в больших количествах ближе к центру спиральной или эллиптической галактики. Генри и Уорти (1999) обобщили несколько измерений отношения тяжелых элементов к водороду. Например, вот коллекция графиков отношения кислорода к водороду ($\text{O/H}$) соотношения объектов эмиссионных линий (например, ионизированного газа, таких как области HII ) в Млечном Пути:

Кислород используется в основном из-за его высокой концентрации по сравнению с другими тяжелыми элементами в областях HII; железо-водород ($\text{Fe}/\text{H}$) чаще используется для звезд. Еще один важный момент, на который стоит обратить внимание, это то, что наблюдения показывают, что существует положительная корреляция между массой галактики и металличностью (см. рис. 4b) — чем массивнее галактика, тем больше ее вероятная металличность.

Все становится сложнее, когда мы смотрим на звездный компонент галактики. В галактическом гало нет существенного градиента металличности, хотя шаровые скопления демонстрируют диапазон металличности. Галактическая выпуклость до сих пор дала плохие данные в случае Млечного Пути, и в то время как население толстого диска, кажется, не показывает радиального градиента, население тонкого диска показывает небольшой уменьшающийся градиент, как определено$\text{Fe/H}$коэффициенты для отдельных звезд.

Одна важная вещь, которую следует отметить относительно металличности звезд, заключается в том, что существует две различные популяции звезд: Население I, более новые, более металлические звезды, и Население II, более старые, менее металлические звезды (здесь я использую слово «металлический», как оно используется). в астрономическом контексте для обозначения элементов тяжелее гелия). Существует также гипотетическая третья популяция, Население III, состоящая из звезд, которые сформировались в начале истории Вселенной перед смертью, но доказательств в этой области пока нет.

В любом случае, заимствуя много из моего ответа здесь , звезды населения I, вероятно, будут найдены в галактическом (тонком) диске и ближе к центру. Звезды населения II, вероятно, находятся в гало и сфероиде , включая шаровые скопления. Некоторые «промежуточные» звезды населения II могут находиться в толстом диске. Звезды населения II сформировались раньше, когда Млечный Путь еще был сильно сферическим, в то время как звезды населения I сформировались позже, когда сформировался компонент более плоского диска. См. также Население и компоненты Млечного Пути и Ness & Freeman (2015) .

Должен отметить, что вышесказанное относится в первую очередь к плотности элементов в межзвездной среде и гигантских молекулярных облаках , которые лишь косвенно приводят к формированию планет через образование протозвезд и связанных с ними протопланетных дисков/туманностей. Однако я готов поспорить, что это по-прежнему повлияет на состав планет, вращающихся вокруг звезд в области с большей металличностью, учитывая, что молекулярные облака в конечном итоге коллапсируют, образуя звезды, а массивные звезды, в свою очередь, обогащают будущие облака тяжелыми элементами.

Кроме того, спиральные рукава, вероятно, содержат больше металлов, чем другие области спиральной галактики , из-за описанной выше петли обратной связи. Считается, что это в значительной степени связано с тем, что сверхновые рассеивают более тяжелые элементы, но в спиральных рукавах эти элементы с большей вероятностью поглощаются более плотным газом региона, обогащая молекулярные облака и впоследствии гарантируя, что звезды, формирующиеся в этом регионе, имеют более высокие металличность.

В качестве примера см. Рисунок 7 из I-Ting Ho et al. (2017) и И-Тинг Хо и соавт. (2018) ; здесь показан градиент металличности в спиральных рукавах NGC 1365 за вычетом среднего радиального градиента металличности:

Это согласуется с тенденцией Генри и Уорти к уменьшению металличности с увеличением радиуса, но добавляет градиенту дополнительную структуру.

На самом деле я почти уверен, что все, что тяжелее железа, образуется, когда звезда становится сверхновой .

Водород (1), гелий (2), кислород (8), углерод (6), неон (10) и железо (26) — шесть наиболее распространенных элементов во Вселенной . Все они созданы в результате слияния звезд, и не все звезды взрываются сверхновыми.

Так где искать? Там, где очень большие звезды уже превратились в сверхновые, поскольку более крупные звезды начнут с большего количества материала, который для начала слился в более тяжелые элементы, а затем оставит после себя гораздо большее количество более тяжелых элементов, разбросанных вокруг. Чем больше тем лучше. Таким образом, движение к центру галактики значительно увеличит ваши шансы найти больше элементов помимо железа.

Я считаю, что такой же процесс происходит, когда звезда перед коллапсом превращается в черную дыру. А звезды должны быть достаточно большими, чтобы превратиться в черную дыру, а это значит, что главная недвижимость будет находиться вблизи черных дыр.

Изучение внесолнечных планет. (иначе известные как «экзопланеты») уже могут рассказать нам кое-что о планете, находящейся на расстоянии световых лет, просто наблюдая за ней с Земли. Мы можем определить размер планеты, расстояние от ее звезды, даже, в вашем случае, какие элементы она содержит. Самый продвинутый способ наблюдения за этими планетами (известный мне) — это использование спектрометра.

Спектрометры Туманности, скалы, планеты, звезды и другие подобные объекты в космосе испускают сигналы, которые могут быть перехвачены прибором, называемым спектрометром, который разделяет сигналы на различные компоненты. По сути, спектрометры действуют как призмы, разделяя свет на его цвета. Это полезно, потому что элементы на самом деле имеют несколько определенных цветов, которые они излучают. Рассеивая свет, испускаемый, скажем, планетой, мы обнаруживаем, что можем видеть только определенные цвета, сопоставляя цвета с их элементами, мы можем видеть, какие элементы содержит планета. Все с поверхности планеты, наблюдая за другой, находящейся на расстоянии световых лет.

Источник: http://curious.astro.cornell.edu/physics/56-our-solar-system/planets-and-dwarf-planets/general-questions/199-how-do-we-know-what-other- планеты-и-звезды-галактики и т. д. сделаны из промежуточного звена