Walaupun Bima Sakti kita terbentuk dari satu awan gas dan debu raksasa, penyelidikan baru mendapati bahawa bintang-bintang di cakera berbeza dengan bintang-bintang yang bergelombang. Tinjauan baru telah mengukur jumlah oksigen dalam 50 bintang di Bima Sakti menggunakan Teleskop Sangat Besar ESO untuk menentukan kapan dan bagaimana bintang terbentuk. Tinjauan itu mendapati bahawa bintang-bintang di bulge mungkin terbentuk dalam waktu kurang dari satu miliar tahun setelah Big Bang, ketika Alam Semesta masih muda; bintang-bintang dalam cakera datang kemudian.
Dengan melihat secara terperinci komposisi bintang dengan VLT ESO, para astronom memberikan gambaran baru mengenai sejarah galaksi rumah kita, Bima Sakti. Mereka mendedahkan bahawa bahagian tengah Galaxy kita tidak hanya terbentuk dengan cepat tetapi juga bebas dari yang lain.
"Untuk pertama kalinya, kami telah dengan jelas menunjukkan 'perbezaan genetik' antara bintang di cakera dan lekukan Galaxy kami," kata Manuela Zoccali, pengarang utama makalah yang membentangkan hasil dalam jurnal Astronomy and Astrophysics [1]. "Kami menyimpulkan dari ini bahawa tonjolan pasti terbentuk lebih cepat daripada cakera, mungkin dalam waktu kurang dari satu miliar tahun dan ketika Alam Semesta masih sangat muda."
Bima Sakti adalah galaksi lingkaran, dengan lengan gas, debu, dan bintang berbentuk pinwheel yang tergeletak di dalam cakera yang rata, dan memanjang langsung keluar dari inti bulatan bintang di wilayah tengah. Nukleus sfera disebut tonjolan, kerana keluar dari cakera. Walaupun cakera Galaxy kami terdiri daripada bintang-bintang dari semua peringkat usia, bonjolan itu mengandungi bintang-bintang lama yang berasal dari masa galaksi terbentuk, lebih dari 10 bilion tahun yang lalu. Oleh itu, mengkaji bonjolan membolehkan para astronom mengetahui lebih banyak mengenai bagaimana galaksi kita terbentuk.
Untuk melakukan ini, pasukan astronomi antarabangsa [2] menganalisis secara terperinci komposisi kimia 50 bintang gergasi di empat kawasan langit yang berlainan ke arah tonjolan Galaksi. Mereka menggunakan spektrograf FLAMES / UVES di Teleskop Sangat Besar ESO untuk mendapatkan spektrum resolusi tinggi.
Komposisi kimia bintang membawa tanda proses pengayaan yang dilalui oleh perkara antara bintang hingga saat pembentukannya. Ia bergantung pada sejarah pembentukan bintang sebelumnya dan dengan demikian dapat digunakan untuk membuat kesimpulan sama ada terdapat 'hubungan genetik' antara kumpulan bintang yang berbeza. Khususnya, perbandingan antara banyaknya oksigen dan zat besi dalam bintang sangat menggambarkan. Oksigen dihasilkan terutamanya dalam ledakan bintang-bintang pendek dan pendek (yang disebut supernova Jenis II), sementara besi sebaliknya berasal dari supernova Jenis Ia [3], yang memerlukan masa lebih lama untuk berkembang. Oleh itu, membandingkan oksigen dengan banyak zat besi memberikan gambaran mengenai kadar kelahiran bintang di masa lalu Bima Sakti.
"Liputan ukuran dan kandungan besi yang lebih besar dari sampel kami memungkinkan kami membuat kesimpulan yang jauh lebih kuat daripada yang mungkin berlaku hingga sekarang," kata Aurelie Lecureur, dari Observatorium Paris-Meudon (Perancis) dan pengarang bersama makalah tersebut.
Ahli astronomi dengan jelas membuktikan bahawa, untuk kandungan zat besi tertentu, bintang-bintang di tonjolan memiliki lebih banyak oksigen daripada rakan cakera mereka. Ini menunjukkan perbezaan keturunan yang sistematik antara bonjolan dan bintang cakera.
"Dengan kata lain, bintang tonjolan tidak berasal dari cakera dan kemudian berpindah ke dalam untuk membina bonjolan melainkan terbentuk secara bebas dari cakera," kata Zoccali. "Lebih-lebih lagi, pengayaan kimia tonjolan, dan karenanya skala waktu pembentukannya, lebih cepat daripada cakera."
Perbandingan dengan model teoritis menunjukkan bahawa lonjakan Galaksi mesti terbentuk dalam waktu kurang dari satu bilion tahun, kemungkinan besar melalui serangkaian ledakan bintang ketika Alam Semesta masih sangat muda.
Catatan
[1]: "Kelimpahan oksigen dalam tonjolan Galaksi: bukti pengayaan kimia yang cepat" oleh Zoccali et al. Ia boleh didapati secara percuma dari laman web penerbit sebagai fail PDF.
[2]: Pasukan ini terdiri daripada Manuela Zoccali dan Dante Minniti (Universidad Catolica de Chile, Santiago), Aurelie Lecureur, Vanessa Hill dan Ana Gomez (Observatoire de Paris-Meudon, Perancis), Beatriz Barbuy (Universidade de Sao Paulo, Brazil ), Alvio Renzini (INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, Itali), dan Yazan Momany dan Sergio Ortolani (Universita di Padova, Itali).
[3]: Supernova jenis Ia adalah sub-kelas supernova yang secara historis diklasifikasikan sebagai tidak menunjukkan tanda hidrogen dalam spektrum mereka. Mereka kini ditafsirkan sebagai gangguan bintang kecil, padat, yang disebut kerdil putih, yang memperoleh materi dari bintang pendamping. Kerdil putih mewakili tahap kedua dari bintang jenis suria. Reaktor nuklear pada intinya telah lama kehabisan bahan bakar dan sekarang tidak aktif. Namun, pada suatu titik berat pemasangan bahan yang terkumpul akan meningkatkan tekanan di dalam kerdil putih sehingga abu nuklear di dalamnya akan menyala dan mulai terbakar menjadi unsur yang lebih berat lagi. Proses ini dengan cepat menjadi tidak terkawal dan seluruh bintang dihancurkan dalam satu peristiwa dramatik. Bola api yang sangat panas dilihat yang sering mengalahkan galaksi tuan rumah.
Sumber Asal: Siaran Berita ESO
