Главная | Обратная связь

Наблюдения непроэволюционировавших объектов

NGC 1705 — галактика типа BCDG

Объекты, фактически состоящие из первичного вещества, дожили до нашего времени благодаря крайне малому темпу их внутренней эволюции. Это позволяет изучать первичный химический состав элементов, а также, не сильно вдаваясь в подробности и основываясь на лабораторных законах ядерной физики, оценить возраст подобных объектов, что даст нижний предел на возраст Вселенной в целом.

К такому типу можно отнести: звёзды малой массы с низкой металличностью (так называемые G-карлики), низкометалличные области HII, а также карликовые неправильные галактики класса BCDG (Blue Compact Dwarf Galaxy).

Согласно современным представлениям, в ходе первичного нуклеосинтеза должен был образоваться литий. Особенность это элемента заключается в том, что ядерные реакции с его участием начинаются при не очень больших, по космическим масштабам, температурах. И в ходе звёздной эволюции изначальный литий должен был быть практически полностью переработан. Остаться он мог только у массивных звёзд населения типа II. Такие звёзды имеют спокойную, не конвективную атмосферу, благодаря чему литий остаётся на поверхности, не рискуя сгореть в более горячих внутренних слоях звезды.

В ходе измерений, обнаружилось, что у большинства таких звёзд обильность лития составляет:

.

Однако есть ряд звёзд, в том числе и сверхнизкометалличные, у которых обильность значительность ниже. С чем это связано, до конца не ясно, предполагается, что это как-то связано с процессами в атмосфере.

У звезды CS31082-001, принадлежащей звёздному населению типа II, были обнаружены линии и измерены концентрации в атмосфере тория и урана. Эти два элемента имеют различный период полураспада, поэтому со временем их соотношение меняется, и если как-то оценить первоначальное соотношение обильностей, то можно определить возраст звезды. Оценить можно двояким способом: из теории r-процессов, подтверждённой как лабораторными измерениями, так и наблюдениями Солнца; или можно пересечь кривую изменения концентраций за счёт распада и кривую изменения содержания тория и урана в атмосферах молодых звёзд за счёт химической эволюции Галактики. Оба метода дали схожие результаты: 15,5±3,2 млрд лет получены первым способом, млрд лет — вторым.

Слабо металличные BCDG-галактикам (всего их существует ~10) и зоны HII — источники информации по первичному обилию гелия. Для каждого объекта из его спектра определяется металличность (Z) и концентрация He (Y). Экстраполируя определённым образом диаграмму Y-Z до Z=0, получают оценку первичного гелия.

Итоговое значения Y_p разнится от одной группы наблюдателей к другой и от одного периода наблюдений к другому. Так, одна, состоящая из авторитетнейших специалистов в этой области: Изотова и Тхуан (Thuan) получили значение Y_p=0,245±0,004 по BCDG-галактикам, по HII — зонам на данный момент (2010) они остановились на значении Y_p=0,2565±0,006. Другая авторитетная группа во главе с Пеймберт (Peimbert) получали также различные значения Y_p, от 0,228±0,007 до 0,251±0,006.