Как объяснить наличие более тяжелых элементов в звездах населения I и в звездах населения II, содержащих более легкие элементы

Вы игнорируете два важных факта.

Первая заключается в том, что звезды к концу своей жизни возвращают в межзвездную среду (МЗС) большую часть своей первоначальной массы, но уже обогащенную тяжелыми элементами, образующимися в результате ядерных реакций внутри самих звезд.

Таким образом, более молодые звезды, формирующиеся из межзвездной среды, начинают свою жизнь с большей долей тяжелых элементов, чем старые звезды, которые образовались раньше, когда межзвездная среда была менее обогащена, чем сегодня.

Большинство звезд возвращают много материала в ISM, за исключением звезд с очень малой массой. Это происходит по-разному, в зависимости от массы звезды.

1. Звезды тяжелее$8 M_\odot$(это в восемь раз больше, чем Солнце) сначала теряют массу из-за мощных ветров (в самых крайних случаях, так называемых переменных мира, тяжелая звезда может выбросить 90% своей массы), затем из-за взрывов сверхновой.

2. Звезды светлее, чем$8 M_\odot$не испытывают взрывов сверхновой и претерпевают более низкие темпы потери массы, но они все же теряют много массы.

3. Звезды, масса которых примерно равна массе Солнца, также теряют массу из-за гораздо менее сильных ветров или в так называемой фазе планетарной туманности на пути к превращению в маленький белый карлик. Выбросы PN богаты CNO, о чем свидетельствуют фантастические цвета их окружения.

4. Наконец, звезды, значительно более легкие, чем Солнце, практически не теряют массы.

Имейте в виду, что все эти эпизоды потери массы происходят, когда звезда старая, т.е. когда большая часть материала прошла одну стадию ядерного горения (H->He) или, может быть, даже больше (He->C,N,O, CNO->Fe,Mn,Mg,...), так что вернувшееся в газовую фазу вещество (МЗС) намного богаче тяжелыми элементами, чем то, из которого образовалась звезда.

Есть второй факт, о котором следует помнить. Так как большие звезды сжигают ядерное топливо гораздо быстрее, чем маломассивные звезды (существует приблизительный закон$L \propto M^4$отношение светимости к массе звезды), большие звезды живут очень мало, несколько миллионов лет, в то время как маломассивные звезды, образовавшиеся вскоре после Большого взрыва, все еще существуют. Итак, когда вы говорите о звездах PopII, они старые: они сформировались очень давно (от 12 до 7 миллиардов лет назад в нашей Галактике); вместо этого звезды PopI имеют либо промежуточный возраст (как Солнце, возраст 4,5 млрд лет), либо очень молодые (даже всего 1 миллион лет назад!).

Это означает, что в случае со звездами PopII вы видите звезды, которые очень медленно сжигают ядерное топливо и образовались, когда ISM еще не был обогащен рециркуляцией звездного материала. В случае со звездами PopI вместо этого вы видите звезды, которые образовались недавно из обогащенного ISM и вынесли на поверхность продукты собственного ядерного горения. Оба эффекта делают звезды PopI намного богаче тяжелыми элементами, чем звезды PopII.

Краткий обзор звездной эволюции можно изобразить на следующем изображении:

( Отсюда, где написано, что это оригинал из энциклопедии; щелкните здесь, чтобы увеличить изображение).

Более тяжелые звезды (верхняя дорожка) имеют очень короткое время жизни (несколько миллионов лет), потому что они проходят через водород, гелий, углерод+кислород, ..., сплав железа в ядре. Как только образуется определенное количество железа, звезда взрывается сверхновой с коллапсом ядра (тип II), и около 90% звезды взрывается в результате мощного взрыва. Это вещество возвращается в ту туманность, в которой оно образовалось, с более высокой металличностью (более тяжелые элементы). Обратите внимание, что остаток звезды является либо нейтронной звездой , либо черной дырой .

Более легкие звезды (нижняя дорожка) имеют очень большое время жизни (несколько миллиардов лет), потому что у них недостаточно массы, чтобы образовать что-либо после горения гелия. Конец жизни этой звезды подобен белому карлику , но перед тем, как попасть туда, он входит в фазу планетарной туманности , в которой отбрасывает примерно половину своей массы (зависит от других условий, но это «достаточно хорошее» значение), что остается в той области, в которой она была сформирована.

Ясно, что обе звезды возвращают часть своего вещества обратно в область, в которой они образовались. Когда они возвращают материал, металличность ,$Z$, области увеличивается. Эта повышенная металличность меняет типы образующихся звезд. Звезды населения I — это звезды, сформировавшиеся в средах, богатых металлами (богатые металлами определяются как$Z\sim0.3$), в то время как звезды населения II сформировались в основном из звезд с низким содержанием металлов (с низким содержанием металлов определяется как$Z\lesssim0.01$). Таким образом, звезды населения II обязательно старше , чем звезды населения I, потому что у среды, в которой формируются звезды (туманности), еще не было достаточно времени, чтобы пожертвовать больше металлов в этот регион.

Обратите также внимание на то, что существует возможная третья популяция звезд, называемая звездами популяции III . В настоящее время они не обнаружены, хотя будущий космический телескоп Джеймса Уэбба должен быть в состоянии обнаружить их остатки. Эта популяция звезд имеет почти нулевую металличность.$Z< 10^{-5}$, поскольку предполагалось, что они образовались в ранней Вселенной (в первую очередь водород с небольшим количеством гелия, лития и бериллия).