Mặc dù Dải Ngân hà của chúng ta hình thành từ một đám mây khí và bụi khổng lồ, nhưng nghiên cứu mới đã phát hiện ra rằng các ngôi sao trong đĩa khác với các sao trong phình. Một cuộc khảo sát mới đã đo lượng oxy trong 50 ngôi sao trong Dải Ngân hà bằng Kính viễn vọng Rất Lớn ESO để xác định thời điểm và cách thức các ngôi sao hình thành. Cuộc khảo sát cho thấy các ngôi sao trong phình có thể hình thành trong vòng chưa đầy một tỷ năm sau Vụ nổ lớn, khi Vũ trụ vẫn còn trẻ; các ngôi sao trong đĩa đến sau.
Nhìn chi tiết vào thành phần của các ngôi sao với ESO ES VL, các nhà thiên văn học đang cung cấp một cái nhìn mới mẻ về lịch sử của thiên hà nhà chúng ta, Dải Ngân hà. Họ tiết lộ rằng phần trung tâm của Thiên hà của chúng ta hình thành không chỉ rất nhanh mà còn độc lập với phần còn lại.
Lần đầu tiên, chúng tôi đã thiết lập rõ ràng sự khác biệt về gen giữa các ngôi sao trong đĩa và sự phình ra của thiên hà của chúng tôi, Manuela Zoccali, tác giả chính của bài báo trình bày kết quả trên tạp chí Astronomy and Astrophysics [1]. Từ đó, chúng tôi suy luận rằng phình phải hình thành nhanh hơn đĩa, có lẽ trong chưa đầy một tỷ năm và khi Vũ trụ vẫn còn rất trẻ.
Dải Ngân hà là một thiên hà xoắn ốc, có các cánh tay khí, bụi và các ngôi sao hình bánh đà nằm trong một đĩa phẳng và kéo dài ra trực tiếp từ một hạt sao hình cầu ở khu vực trung tâm. Nhân hình cầu được gọi là phình, vì nó phình ra khỏi đĩa. Trong khi đĩa Thiên hà của chúng ta được tạo thành từ các ngôi sao ở mọi lứa tuổi, thì khối phình chứa những ngôi sao cũ có từ thời thiên hà hình thành, cách đây hơn 10 tỷ năm. Do đó, nghiên cứu phình cho phép các nhà thiên văn học biết thêm về cách Thiên hà của chúng ta hình thành.
Để làm điều này, một nhóm các nhà thiên văn học quốc tế [2] đã phân tích chi tiết thành phần hóa học của 50 ngôi sao khổng lồ ở bốn khu vực khác nhau trên bầu trời theo hướng phình ra của Thiên hà. Họ đã sử dụng máy quang phổ FLAMES / UVES trên Kính thiên văn rất lớn ESO, để thu được phổ có độ phân giải cao.
Thành phần hóa học của các ngôi sao mang dấu hiệu của các quá trình làm giàu trải qua các vấn đề liên sao cho đến thời điểm hình thành của chúng. Nó phụ thuộc vào lịch sử hình thành sao trước đó và do đó có thể được sử dụng để suy luận xem có liên kết di truyền ’giữa các nhóm sao khác nhau hay không. Cụ thể, so sánh giữa sự phong phú của oxy và sắt trong các ngôi sao là rất minh họa. Oxy chủ yếu được tạo ra trong vụ nổ của những ngôi sao khổng lồ, có thời gian tồn tại ngắn (được gọi là siêu tân tinh loại II), trong khi đó, sắt có nguồn gốc chủ yếu ở siêu tân tinh loại I [3], có thể mất nhiều thời gian hơn để phát triển. Do đó, việc so sánh oxy với lượng sắt dồi dào giúp hiểu rõ hơn về tỷ lệ sinh của ngôi sao trong Dải Ngân hà trước đây.
Aurelie Lecureur, từ Đài thiên văn Paris-Meudon (Pháp) và đồng tác giả của bài báo cho biết, kích thước lớn hơn và độ bao phủ hàm lượng sắt trong mẫu của chúng tôi cho phép chúng tôi rút ra kết luận mạnh mẽ hơn nhiều so với hiện tại.
Các nhà thiên văn học xác định rõ ràng rằng, đối với một hàm lượng sắt nhất định, các ngôi sao trong phình có nhiều oxy hơn so với các đĩa của chúng. Điều này làm nổi bật một sự khác biệt có tính hệ thống, di truyền giữa các ngôi sao phình và đĩa.
Nói cách khác, các ngôi sao phình không bắt nguồn từ đĩa và sau đó di chuyển vào bên trong để tạo ra chỗ phình mà thay vào đó hình thành độc lập với đĩa, Zoccali nói. Hơn nữa, sự làm giàu hóa học của phình, và do đó thời gian hình thành của nó, đã nhanh hơn so với đĩa.
So sánh với các mô hình lý thuyết chỉ ra rằng phình thiên hà phải hình thành trong vòng chưa đầy một tỷ năm, rất có thể thông qua một loạt các ngôi sao khi Vũ trụ vẫn còn rất trẻ.
Ghi chú
[1]: Lượng oxy dồi dào trong phình thiên hà: bằng chứng cho sự làm giàu hóa học nhanh chóng của Zoccali et al. Nó được cung cấp miễn phí từ trang web của nhà xuất bản dưới dạng tệp PDF.
[2]: Đội gồm có Manuela Zoccali và Dante Triniti (Đại học Catolica de Chile, Santiago), Aurelie Lecureur, Vanessa Hill và Ana Gomez (Observatoire de Paris-Meudon, Pháp), Beatriz Barbuy (Đại học Sao Paulo ), Alvio Renzini (INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, Ý), và Yazan Momany và Sergio Ortolani (Universita di Padova, Ý).
[3]: Siêu tân tinh loại Ia là một phân nhóm siêu tân tinh được lịch sử phân loại là không thể hiện chữ ký của hydro trong quang phổ của chúng. Chúng hiện đang được hiểu là sự phá vỡ của các ngôi sao nhỏ, nhỏ gọn, được gọi là sao lùn trắng, thu được vật chất từ một ngôi sao đồng hành. Một sao lùn trắng đại diện cho giai đoạn áp chót của một ngôi sao kiểu mặt trời. Lò phản ứng hạt nhân trong lõi của nó đã hết nhiên liệu từ lâu và hiện không hoạt động. Tuy nhiên, tại một thời điểm nào đó, trọng lượng lắp đặt của vật liệu tích lũy sẽ làm tăng áp lực bên trong sao lùn trắng đến mức tro hạt nhân trong đó sẽ bốc cháy và bắt đầu đốt cháy thành các yếu tố thậm chí nặng hơn. Quá trình này rất nhanh chóng trở nên mất kiểm soát và toàn bộ ngôi sao bị thổi bay thành từng mảnh trong một sự kiện kịch tính. Một quả cầu lửa cực kỳ nóng được nhìn thấy thường làm khuất phục thiên hà chủ.
Nguồn gốc: ESO News Release
