天文学者は、最初の星の残り物で遠くのガス雲を見つけます

天文学者は、最初の星の残り物で遠くのガス雲を見つけます
2023年 5月 3日

このアーティストの印象は、黒く、黄色がかった、赤みがかったガス雲を示しています。 さまざまなサイズの小さな球状のオブジェクトが画像全体に均一に広がっています。 それらは拡大された原子のように見え、ガス雲に存在する化学元素を表しています。
ESO の超大型望遠鏡 (VLT) を使用して、研究者は宇宙の最初の星の爆発によって残された指紋を初めて発見しました。彼らは、最初の星の爆発から予想されるものと化学組成が一致する 3 つの遠方のガス雲を検出しました。これらの発見は、ビッグバン後に形成された最初の星の性質を理解することに一歩近づきました。

パリ天文台- PSL の博士課程の学生である Andrea Saccardi は、次のように述べています。フィレンツェ大学で修士論文。

研究者たちは、宇宙で最初に形成された星は、今日私たちが見ている星とは大きく異なっていたと考えています。135 億年前に出現したとき、それらは自然界で最も単純な化学元素である水素とヘリウムだけを含んでいました[1]。これらの星は、太陽の数十倍から数百倍の質量があると考えられていましたが、超新星として知られる強力な爆発で急速に消滅し、周囲のガスを初めてより重い元素で濃縮しました。後の世代の星は、その濃縮されたガスから生まれ、死んだときに重い元素を放出しました。しかし、最初期の星はとうの昔になくなってしまった。「原始星は、死後に環境に分散した化学元素を検出することで、間接的に研究することができます」と、フィレンツェ大学の准教授であり、Astrophysical Journalで本日発表された研究の共著者である Stefania Salvadori は述べています。

チームは、チリの ESO の VLT で取得したデータを使用して、宇宙が現在の年齢のわずか 10 ～ 15% だったときに見られた 3 つの非常に遠くにあるガス雲を発見し、最初の星の爆発から予想されるものと一致する化学的指紋を持っていました。これらの初期の星の質量と爆発のエネルギーに応じて、これらの最初の超新星は、星の外層に存在する炭素、酸素、マグネシウムなどのさまざまな化学元素を放出しました。しかし、これらの爆発のいくつかは、星の核にのみ見られる鉄のような重い元素を追い出すほどのエネルギーではありませんでした. 低エネルギーの超新星として爆発したこれらの非常に最初の星の兆候を探すために、チームは鉄が少なく、他の元素が豊富な遠くのガス雲を探しました。そして彼らはまさにそれを見つけました：

この特異な化学組成は、私たち自身の銀河系の多くの古い星でも観察されており、研究者は、最初の星の「灰」から直接形成された第 2 世代の星であると考えています。この新しい研究では、初期の宇宙でそのような灰が発見されたため、このパズルに欠けているピースが追加されました. 「私たちの発見は、最初の星の性質を間接的に研究するための新しい道を開き、私たちの銀河の星の研究を完全に補完します」とサルバドーリは説明します。

これらの遠方のガス雲を検出して研究するために、チームはクエーサーと呼ばれる光ビーコンを使用しました。これは、遠く離れた銀河の中心にある超大質量ブラック ホールによって供給される非常に明るいソースです。クエーサーからの光が宇宙を通過するとき、ガス雲を通過し、そこでさまざまな化学元素が光に痕跡を残します。

これらの化学的痕跡を見つけるために、チームはESO の VLT のX シューター装置で観測されたいくつかのクエーサーのデータを分析しました。X-shooter は、光を非常に広い範囲の波長または色に分割します。これにより、これらの遠くの雲の多くの異なる化学元素を特定するためのユニークな機器になります。

この研究は、ESO の今後の超大型望遠鏡 ( ELT ) やその高解像度 ArmazoNes 高分散エシェル分光器 ( ANDES ) など、次世代の望遠鏡や機器の新しい窓を開きます。「ELT の ANDES により、これらの希ガス雲の多くをより詳細に研究できるようになり、最終的に最初の星の神秘的な性質を明らかにすることができるようになります」イタリアの天体物理学研究所と研究の共著者。

ノート
[1] ビッグバンの数分後、宇宙に存在する元素は、水素、ヘリウム、微量のリチウムの 3 つの最も軽い元素だけでした。重い元素はずっと後に星の中で形成されました。

詳しくは
この研究は、 Astrophysical Journal (doi: 10.3847/1538-4357/acc39f )に掲載される論文で発表されました。

チームは、アンドレア サッカルディ (GEPI、パリ天文台、パリ大学、CNRS、フランス; フィジカ エ アストロノミア学科、フィレンツェ大学、イタリア [フローレンス])、ステファニア サルヴァドーリ (フローレンス大学; INAF – オッセルバトリオ アストロフィシコ ディ アルセトリ、イタリア) で構成されています。 )、Valentina D'Odorico (Scuola Normale Superiore、イタリア; INAF – Osservatorio Astrofisico di Trieste、イタリア [INAF Trieste]; IFPU – Institute for Fundamental Physics of the Universe、イタリア [IFPU])、Guido Cupani (INAF Trieste; IFPU) , Michele Fumagalli (Dipartimento di Fisica G. Occhialini, University of Milano Bicocca, Italy; INAF Trieste), Trystyn AM Berg (Dipartimento di Fisica G. Occhialini, University of Milano Bicocca, Italy), George D. Becker (Department of Physics &天文学、カリフォルニア大学、米国)、Sara Ellison (Department of Physics & Astronomy,ビクトリア大学、カナダ)、Sebastian Lopez (Departamento de Astronomia、チリ大学、チリ)。

ヨーロッパ南天天文台 (ESO) は、世界中の科学者が宇宙の秘密を発見し、すべての人に利益をもたらすことを可能にします。私たちは、天文学者がエキサイティングな問題に取り組み、天文学の魅力を広めるために地上で世界クラスの天文台を設計、建設、運営し、天文学における国際協力を促進しています。1962 年に政府間組織として設立された ESO は、現在 16 の加盟国 (オーストリア、ベルギー、チェコ共和国、デンマーク、フランス、フィンランド、ドイツ、アイルランド、イタリア、オランダ、ポーランド、ポルトガル、スペイン、スウェーデン、スイス、英国）、開催国であるチリ、および戦略的パートナーとしてのオーストラリアとともに。ESO の本部とそのビジター センターおよびプラネタリウムである ESO 超新星は、ドイツのミュンヘンの近くにあり、チリのアタカマ砂漠は、空を観察するためのユニークな条件を備えた素晴らしい場所は、私たちの望遠鏡をホストしています. ESO は、La Silla、Paranal、Chajnantor の 3 つの観測サイトを運営しています。Paranal では、ESO は超大型望遠鏡とその超大型望遠鏡干渉計、および VISTA などの調査望遠鏡を運用しています。また、ESO は Paranal で、世界最大かつ最も感度の高いガンマ線天文台である Cherenkov Telescope Array South をホストし、運用します。国際的なパートナーと共に、ESO は Chajnantor で ALMA を運用しています。これは、ミリおよびサブミリの範囲で空を観測する施設です。Paranal 近くの Cerro Armazones では、「世界最大の空を見る目」である ESO の超大型望遠鏡を構築しています。チリのサンティアゴにあるオフィスから、チリでの事業をサポートし、チリのパートナーや社会と協力しています。私たちの望遠鏡をホストします。ESO は、La Silla、Paranal、Chajnantor の 3 つの観測サイトを運営しています。Paranal では、ESO は超大型望遠鏡とその超大型望遠鏡干渉計、および VISTA などの調査望遠鏡を運用しています。また、ESO は Paranal で、世界最大かつ最も感度の高いガンマ線天文台である Cherenkov Telescope Array South をホストし、運用します。国際的なパートナーと共に、ESO は Chajnantor で ALMA を運用しています。これは、ミリおよびサブミリの範囲で空を観測する施設です。Paranal 近くの Cerro Armazones では、「世界最大の空を見る目」である ESO の超大型望遠鏡を構築しています。チリのサンティアゴにあるオフィスから、チリでの事業をサポートし、チリのパートナーや社会と協力しています。私たちの望遠鏡をホストします。ESO は、La Silla、Paranal、Chajnantor の 3 つの観測サイトを運営しています。Paranal では、ESO は超大型望遠鏡とその超大型望遠鏡干渉計、および VISTA などの調査望遠鏡を運用しています。また、ESO は Paranal で、世界最大かつ最も感度の高いガンマ線天文台である Cherenkov Telescope Array South をホストし、運用します。国際的なパートナーと共に、ESO は Chajnantor で ALMA を運用しています。これは、ミリおよびサブミリの範囲で空を観測する施設です。Paranal 近くの Cerro Armazones では、「世界最大の空を見る目」である ESO の超大型望遠鏡を構築しています。チリのサンティアゴにあるオフィスから、チリでの事業をサポートし、チリのパートナーや社会と協力しています。Paranal では、ESO は超大型望遠鏡とその超大型望遠鏡干渉計、および VISTA などの調査望遠鏡を運用しています。また、ESO は Paranal で、世界最大かつ最も感度の高いガンマ線天文台である Cherenkov Telescope Array South をホストし、運用します。国際的なパートナーと共に、ESO は Chajnantor で ALMA を運用しています。これは、ミリおよびサブミリの範囲で空を観測する施設です。Paranal 近くの Cerro Armazones では、「世界最大の空を見る目」である ESO の超大型望遠鏡を構築しています。チリのサンティアゴにあるオフィスから、チリでの事業をサポートし、チリのパートナーや社会と協力しています。Paranal では、ESO は超大型望遠鏡とその超大型望遠鏡干渉計、および VISTA などの調査望遠鏡を運用しています。また、ESO は Paranal で、世界最大かつ最も感度の高いガンマ線天文台である Cherenkov Telescope Array South をホストし、運用します。国際的なパートナーと共に、ESO は Chajnantor で ALMA を運用しています。これは、ミリおよびサブミリの範囲で空を観測する施設です。Paranal 近くの Cerro Armazones では、「世界最大の空を見る目」である ESO の超大型望遠鏡を構築しています。チリのサンティアゴにあるオフィスから、チリでの事業をサポートし、チリのパートナーや社会と協力しています。また、ESO は Paranal で、世界最大かつ最も感度の高いガンマ線天文台である Cherenkov Telescope Array South をホストし、運用します。国際的なパートナーと共に、ESO は Chajnantor で ALMA を運用しています。これは、ミリおよびサブミリの範囲で空を観測する施設です。Paranal 近くの Cerro Armazones では、「世界最大の空を見る目」である ESO の超大型望遠鏡を構築しています。チリのサンティアゴにあるオフィスから、チリでの事業をサポートし、チリのパートナーや社会と協力しています。また、ESO は Paranal で、世界最大かつ最も感度の高いガンマ線天文台である Cherenkov Telescope Array South をホストし、運用します。国際的なパートナーと共に、ESO は Chajnantor で ALMA を運用しています。これは、ミリおよびサブミリの範囲で空を観測する施設です。Paranal 近くの Cerro Armazones では、「世界最大の空を見る目」である ESO の超大型望遠鏡を構築しています。チリのサンティアゴにあるオフィスから、チリでの事業をサポートし、チリのパートナーや社会と協力しています。私たちは「世界最大の空を見る目」である ESO の超大型望遠鏡を構築しています。チリのサンティアゴにあるオフィスから、チリでの事業をサポートし、チリのパートナーや社会と協力しています。私たちは「世界最大の空を見る目」である ESO の超大型望遠鏡を構築しています。チリのサンティアゴにあるオフィスから、チリでの事業をサポートし、チリのパートナーや社会と協力しています。

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5。結論
この論文では、37の光学的に厚いライマンα吸収体（LLS）の化学的存在量を研究しました。
スペクトルで特定されたz〜3〜4.5でのサブDLAs）
XQ-100 クエーサー レガシー サーベイ (L'opez et al. 2016)。
吸収特徴の列密度は
Voigt プロファイルとのフィッティングによって導出され、イオン化補正が適用されて、化学的存在量。 私たちの研究の主な結果は、
次のように要約します。
• 当社の吸収システムの MDF は、
鉄の豊富さの範囲が広く、バイモーダルです。
[Fe/H]∼−0.8以上にブロードなピークを持つ。
[Fe/H]～－2 で 1 と発音する。
• 私たちの吸収系の MDF の低 Fe テールは、UFD で観測された恒星 MDF とほぼ重なっています。
• 利用可能な 30 の分析された吸収体の中で
鉄の測定では、[Fe/H]<-2 の 14 の非常に金属の少ない系を特定しました。そのうちの 3 つは
炭素強化、[C/Fe]> +0.7 (J0835+0650 at at
z=3.51256、z=3.75837 の J1111-0804、および J1658-
0739 で z=3.54604)。
• 化学存在比 (C、O、Mg、および Si金属の少ない吸収材で測定
これらは、銀河の暈や矮小銀河の非常に金属に乏しい星のものとよく一致しています。
• 逆に、[Fe/H]> −2 では、吸収体の存在比は現在の星よりも大きな散乱を示し、ダストの寄与がゼロであることを示唆しています。
これらの [Fe/H] 値ではもはや無視できます。
• 3 つの C 強化された非常に金属の少ない吸収材
また、Mg と Si の過剰も示しています。
最初の星が低エネルギーで爆発することによって生成される
超新星であり、AGB星によるものではありません。 これらの過剰は、CEMP-no 星でも見られます。
• すべての C が強化された非常に金属の少ない吸収システムは、A(C) < 7.4 です。
いわゆる低炭素バンド。
CEMP-星なし。
• 逆に、[Fe/H]> −2 でのすべての C 強化系
高炭素バンド、A(C) > 7.4 に住み、CEMP-s 星と一致します。
• CEMP-no Absorbers は、最も鉄分が少ない
私たちの拡散システムですが、それらはほとんどではありません
金属に乏しいもの。
•利用可能な12の吸収システムの中で
Z < 10−2.5±0.1Z⊙ での C および Fe 測定、
3 つは CEMP-no であり、それを暗示しています。
FCEMP −no(Z < 10−2.5Z⊙) ≥ 25%。
最終的に、私たちの CEMP-no 吸収システムは
原始的な低エネルギー超新星によって刻印された可能性が高い、局所的に観測されたCEMP-no星のガス状の高赤方偏移類似体である. 私達の新しい
CEMP-無吸収体の発見は、光学的に
厚く、比較的拡散する吸収システムが最適です
不足している化学的特徴を特定するための環境
ガス成分の最初の恒星世代の。
これらの吸収体は拡散しすぎて星を形成できない可能性が高く、
さらなる化学汚染を防止するための重要な要件
したがって、最初の星の署名を保持します。 理論的調査とさらなる観察研究は、
それらの性質を完全に理解する必要があります。
近い将来、非常に大量のサンプル
高赤方偏移のクエーサーは、いくつかの調査から入手できます (DESI Abareshi et al. 2022; WEAVE-QSO Pieri
ら。 2016; 4-MOST de Jong 他 2019）。 彼らはするだろう
これらのCEMPなしの吸収剤をさらに選択できるようにします
それらの特性と数密度を統計的に特徴付けます。 これらのシステムの分析における重要な前進は、ANDES によって表されます。
超大型望遠鏡 (ELT) 用の高解像度 (R ~ 100, 000) スペクトログラフ。 NIRおよび収集にまで及ぶANDESスペクトル範囲
ELT の力により、金属の吸収を解決するこれらのシステムの詳細な研究を行うことができます。
次のような重要な要素に対する重要な制約を決定する
亜鉛。
最後に、恒星を完全に補完する私たちの仕事
考古学は、の検索の新たなスタートを表します
再イオン化の初期段階と進化を形成する物理的プロセスの両方に関する独自の洞察を提供できる、高 z 環境における最初の星の汚染
最初の銀河の (Pallottini et al. 2014; Salvadori &
フェラーラ 2012)。