Wo in der Galaxie findet man die schwereren Elemente?

Untersuchungen deuten darauf hin, dass schwerere Elemente in größeren Mengen näher am Zentrum einer Spiral- oder Ellipsengalaxie zu finden sind. Henry & Worthy (1999) fassten mehrere Messungen der Verhältnisse von schweren Elementen zu Wasserstoff zusammen. Hier ist zum Beispiel eine Sammlung von Diagrammen von Sauerstoff zu Wasserstoff ($\text{O/H}$) Verhältnisse von Emissionslinienobjekten (z. B. ionisiertes Gas, wie HII-Regionen ) in der Milchstraße:

Sauerstoff wird hauptsächlich wegen seiner hohen Konzentration im Vergleich zu anderen schweren Elementen in HII-Regionen verwendet; Eisen-zu-Wasserstoff ($\text{Fe}/\text{H}$) wird häufiger für Sterne verwendet. Ein weiterer wichtiger Punkt ist, dass die Beobachtungen zeigen, dass es eine positive Korrelation zwischen galaktischer Masse und Metallizität gibt (siehe Abb. 4b) – je massereicher eine Galaxie ist, desto größer ist ihre wahrscheinliche Metallizität.

Schwieriger wird es, wenn man sich die stellare Komponente einer Galaxie ansieht. Es gibt keinen wesentlichen Metallizitätsgradienten im galaktischen Halo, obwohl Kugelsternhaufen eine Reihe von Metallizitäten aufweisen. Die galaktische Ausbuchtung hat im Fall der Milchstraße bisher schlechte Daten geliefert, und während die dicke Scheibenpopulation keinen radialen Gradienten zu zeigen scheint, zeigt die dünne Scheibenpopulation einen kleinen abnehmenden Gradienten, wie bestimmt durch$\text{Fe/H}$Verhältnisse für einzelne Sterne.

Eine wichtige Sache, die bei der Metallizität von Sternen zu beachten ist, ist, dass es zwei unterschiedliche Populationen von Sternen gibt: Population I, die neueren, metallischeren Sterne, und Population II, die älteren, weniger metallischen Sterne (hier verwende ich „metallisch“, wie es verwendet wird im astronomischen Kontext, um sich auf Elemente zu beziehen, die schwerer als Helium sind). Es gibt auch eine hypothetische dritte Population, Population III, die aus Sternen bestand, die sich früh in der Geschichte des Universums bildeten, bevor sie starben, aber Beweise in diesem Bereich stehen noch aus.

In Anlehnung an meine Antwort hier sind Sterne der Population I wahrscheinlich in der galaktischen (dünnen) Scheibe und näher am Zentrum zu finden. Sterne der Population II sind wahrscheinlich im Halo und im Sphäroid zu finden , einschließlich Kugelsternhaufen. Einige „Zwischensterne“ der Population II befinden sich möglicherweise in der dicken Scheibe. Sterne der Population II bildeten sich früher, als die Milchstraße noch stark kugelförmig war, während Sterne der Population I später entstanden, als sich die flachere Scheibenkomponente gebildet hatte. Siehe auch Populations & Components of the Milky Way und Ness & Freeman (2015) .

Ich sollte anmerken, dass sich das Obige hauptsächlich auf die Dichte der Elemente im interstellaren Medium und auf riesige Molekülwolken bezieht , die nur indirekt durch die Bildung von Protosternen und den damit verbundenen protoplanetaren Scheiben/Nebeln zur Planetenbildung führen. Ich würde jedoch wetten, dass dies immer noch die Zusammensetzung von Planeten beeinflussen würde, die Sterne in einer Region mit größerer Metallizität umkreisen, da Molekülwolken schließlich zu Sternen kollabieren und massereiche Sterne wiederum zukünftige Wolken mit schweren Elementen anreichern.

Darüber hinaus enthalten Spiralarme aufgrund der obigen Rückkopplungsschleife wahrscheinlich mehr Metalle als andere Regionen in einer Spiralgalaxie . Es wird angenommen, dass dies größtenteils darauf zurückzuführen ist, dass Supernovae schwerere Elemente verteilen, aber in den Spiralarmen werden diese Elemente eher vom dichteren Gas der Region absorbiert, wodurch die Molekülwolken angereichert werden und anschließend sichergestellt wird, dass Sterne, die sich in der Region bilden, höher sind Metallizitäten.

Als Beispiel siehe Abbildung 7 von I-Ting Ho et al. (2017) und I-Ting Ho et al. (2018) ; dies zeigt den Metallizitätsgradienten in den Spiralarmen von NGC 1365 , wobei der mittlere radiale Metallizitätsgradient abgezogen wurde:

Dies stimmt mit dem Trend von Henry & Worthy überein, die Metallizität mit zunehmendem Radius zu verringern, fügt dem Farbverlauf jedoch zusätzliche Struktur hinzu.

Eigentlich bin ich mir ziemlich sicher, dass alles, was schwerer als Eisen ist, produziert wird, wenn ein Stern zur Supernova wird .

Wasserstoff (1), Helium (2), Sauerstoff (8), Kohlenstoff (6), Neon (10) und Eisen (26) sind die 6 häufigsten Elemente im Universum . Diese entstehen alle durch Fusion in Sternen und auch nicht alle Sterne platzen in eine Supernova.

Wo also suchen? Wo sehr große Sterne bereits zu einer Supernova geworden sind, da größere Sterne mit mehr Material begonnen haben, um zunächst zu schwereren Elementen zu verschmelzen, und dann viel größere Mengen schwerer Elemente zurücklassen, die sich verteilen. Je mehr, desto besser. Wenn Sie also in Richtung Zentrum einer Galaxie gehen, würden Sie Ihre Chancen erheblich erhöhen, mehr Elemente als Eisen zu finden.

Ich glaube, dass derselbe Prozess stattfindet, bevor ein Stern in ein Schwarzes Loch kollabiert. Und Sterne müssen ziemlich groß sein, um als Schwarzes Loch zu enden, was bedeutet, dass erstklassige Immobilien in der Nähe von Schwarzen Löchern liegen würden.

Das Studium der extrasolaren Planeten. (Auch bekannt als „Exoplaneten“) können uns bereits einiges über einen Lichtjahre entfernten Planeten verraten, indem sie ihn einfach von der Erde aus beobachten. Wir können die Größe eines Planeten, die Entfernung von seinem Stern und in Ihrem Fall sogar feststellen, welche Elemente er enthält. Die fortschrittlichste Art, diese Planeten zu beobachten (die ich kenne), ist die Verwendung eines Spektrometers.

Spektrometer Nebel, Felsen, Planeten, Sterne und andere derartige Objekte im Weltraum geben Signale ab, die von einem als Spektrometer bezeichneten Instrument abgefangen werden können, das die Signale in verschiedene Komponenten aufteilt. Im Grunde funktionieren die Spektrometer wie Prismen, die das Licht in seine Farben zerlegen. Dies ist nützlich, da Elemente tatsächlich ein paar bestimmte Farben haben, die sie abgeben. Indem wir das Licht ausbreiten, das beispielsweise ein Planet ausstrahlt, und wir feststellen, dass wir nur bestimmte Farben sehen können, indem wir die Farben ihren Elementen zuordnen, können wir sehen, welche Elemente der Planet hat. Alles von der Oberfläche eines Planeten, der einen anderen beobachtet, der Lichtjahre entfernt ist.

Quelle: http://curious.astro.cornell.edu/physics/56-our-solar-system/planets-and-dwarf-planets/general-questions/199-how-do-we-know-what-other- planeten-und-sterne-galaxien-etc-bestehen-aus-zwischenprodukten