Wie ist die Verteilung der Sterne der Population I und II in der Milchstraße?

Dies ist schwer eindeutig zu beantworten, da die alte bimodale Klassifikation der Population I und II heutzutage differenzierter ist - z. B. dünne Scheibe, dicke Scheibe, Bulge-Population usw. Wenn Sie jedoch Population II als die Sterne definieren, die geboren wurden in den ersten Milliarden Jahren der Entwicklung unserer Galaxis, dann gibt die folgende grobe Rechnung eine Vorstellung von den Proportionen.

Nehmen Sie an, dass alle Sterne gemäß der Salpeter-Massenfunktion geboren werden$n(M) = A M^{-2.3}$, Wo$M$ist in Solaranlagen und$A$ist etwas konstant. Nehmen Sie an, dass die minimale Masse 0,1 und die maximale 100 ist. [Es gibt keine starken Beweise für anfängliche Massenfunktionsvariationen in unseren galaktischen Populationen. Andere Massenfunktionen sind verfügbar, aber ihre Verwendung ist etwas komplizierter und ändert das Ergebnis nicht, abgesehen von anderen Unsicherheiten, die ich erwähnen werde.]

Nehmen Sie an, dass die Sternentstehungsrate$\Phi(t)$war einheitlich und begann vor etwa 12 Milliarden Jahren. Das ist schwieriger zu rechtfertigen. Es ist sehr wahrscheinlich, dass die Sternentstehungsrate zu Beginn der Entwicklung der Galaxie viel höher war - ich werde diese Annahme am Ende diskutieren. Die Sternentstehungsrate ist$\Phi(t)=C$in Einheiten von Sternen pro Jahr. Nehmen Sie an, dass wir nur Hauptreihensterne betrachten und dass Sterne einen vernachlässigbaren Bruchteil ihres Lebens außerhalb der Hauptreihe verbringen (wiederum nicht ganz richtig, aber hier reicht es). Angenommen, die Lebensdauer der Hauptreihe ist gegeben durch$10^{10} M^{-2.5}$Jahre, wo$M$ist in Solaranlagen. Ignorieren Sie weiße Zwerge.

Die Anzahl der Sterne pro Masseneinheit, die bis jetzt entstanden sind$t$

$$N(M) = \int^{t}_0 C n(M)\ dt = CAM^{-2.3}t$$ Aber wenn ein Star geboren wurde $t$, dann wird es gelebt haben und gestorben sein, wenn $t < 1.2\times10^{10} - 10^{10}M^{-2.5}$. Bei einer einheitlichen Sternentstehungsrate der Anteil der Massesterne $M$die zur Zeit noch leben $t$, $f(t) = (5/6)M^{-2.5}$.

Also, wenn die Galaxie 12 Milliarden Jahre alt ist, nur Sterne mit$M<0.93$die ganz am Anfang geboren wurden, leben noch. Außerdem sind alle Pop-II-Stars mit dabei$M>0.96M_{\odot}$sind gestorben. Diese beiden Grenzen liegen so nahe beieinander, dass wir davon ausgehen, dass sich zwischen diesen Massen eine vernachlässigbare Anzahl von Sternen befindet.

Für Pop I und Pop II Sterne mit$M<0.93$, das Verhältnis von Pop II/Pop I-Sternen ist nur das Verhältnis ihrer Entstehungszeitskalen, weil alle, die geboren wurden, noch am Leben sind - dh$N_{II}/N_{I} = 10^{9}/1.1\times10^{10} = 0.09$und die Gesamtzahl der Sterne ist

$$N(<0.93) = 1.2\times10^{10}CA \int_{0.1}^{0.93} M^{-2.3}\ dM = 1.74\times10^{11}CA$$

Nun hast du vielleicht gedacht, dass diese Zahl eine Obergrenze sei, denn sicherlich musst du zur Bevölkerungszahl I alle Sterne mit addieren$M>0.96$die in der Vergangenheit geboren wurden und noch nicht gestorben sind. Nun, es stellt sich heraus, dass die Zahl klein ist . Für Pop spiele ich mit$M>0.96$:

$${N_{I}} = \int_{0.96}^{100} 10^{10} CAM^{-2.3}\frac{5}{6}M^{-2.5}\ dM = 3.1\times10^{9}CA$$ Auch wenn man die Lebensdauer der Sterne außer Acht lässt , wird die Anzahl der Sterne mit $M>1$Ist $7.7\times10^{9} CA$.

Das Endergebnis ist dann das$N_{II}/N_{I} \sim 0.09$. Genauer gesagt wird es so sein

$$N_{II}/N_{I} \simeq \frac{\int_{\tau_{II}} \Phi_{II}(t)\ dt}{\int_{\tau_{I}} \Phi_{I}(t) \ dt},$$ Wo $\tau_{I}$Und $\tau_{II}$stellen die Perioden dar, in denen die Arten von Sternen geboren wurden und $\Phi(t)$ist die damalige Sternentstehungsrate.

Wie empfindlich reagiert die Berechnung auf Schwankungen in$\Phi$? Es ist wahrscheinlich, dass die Sternentstehungsrate in der frühen Galaxie tatsächlich viel höher war. Nun, wenn die Sternentstehungsrate höher gewesen wäre, dann wären früher mehr massereiche Sterne entstanden und diese hätten das ISM schneller bereichert. Sobald das ISM reich an Metallen ist, können sich keine metallarmen Sterne bilden. Es wird also einen Kompromiss geben (wenn auch wahrscheinlich keinen exakten).$\Phi$hätte größer sein können, aber dann$\tau_{II}$wäre kleiner.

Es ist sehr schwierig, diese Zahl durch Beobachtung genau zu bestimmen, da die räumliche Verteilung der beiden Populationen sehr unterschiedlich ist und wir das Alter der Sterne nicht direkt durch Betrachten bestimmen können. Sterne der Population II sind sphärisch um die Galaxie verteilt, während Sterne der Population I in der galaktischen Ebene konzentriert sind, wo sich die Sonne befindet. Allerdings sind die Bulge-Stars, obwohl sie reich an Metall sind, wahrscheinlich auch sehr alt – schließen Sie diese also ein? Es gibt auch eine intermediäre "dicke Scheiben"-Population mit intermediären Metallitäten, die sich wahrscheinlich vor über 2-3 Milliarden Jahren gebildet hat.

Wenn wir uns also umsehen, werden die Sterne in der Nähe mit etwa 200: 1 stark von Pop-I-Sternen dominiert (hier ist meine Definition, dass Pop-II-Sterne metallarm sind; wir können das Alter eines Sterns nicht erkennen, indem wir ihn nur betrachten! ). Eine Extrapolation unter Verwendung von Schätzungen der Dichteverteilung metallarmer Sterne legt nahe, dass die Halo-Population II nur wenige Prozent der Sternmasse der Galaxie ausmacht. Dies deutet wiederum darauf hin, dass die Entstehungsepoche der Sterne der Population II viel weniger als 1 Milliarde Jahre gedauert hat. Ich versuche, diese Zahl ein bisschen besser festzulegen, aber die Interpretation ist verwirrt durch das, was als Pop II klassifiziert ist, welche Metallizitätsgrenze verwendet wird, und auch durch die Möglichkeit, dass unser Galaxie-Halo aufgrund einer Zahl Populationen enthalten könnte von Fusions- und Akkretionsereignissen, die nicht alle metallarm sind. Schließlich ist da noch die Frage der Ausbuchtung. Ungefähr 20-25 % der Sternmasse befindet sich hier und hat sich wahrscheinlich schnell (etwa Milliarden Jahre) am Anfang der Galaxis gebildet. Aus den oben genannten Gründen bedeutet eine solche Periode intensiver Sternentstehung, dass das ISM angereichert war und die meisten Bulge-Sterne eine hohe Metallizität aufweisen.