私たちの天の川は単一の巨大なガスとダストの雲から形成されましたが、新しい研究により、ディスクの星はふくらみの星とは異なることがわかりました。新しい調査では、ESOの超大型望遠鏡を使用して天の川の50個の星の酸素量を測定し、星が形成された時期と方法を特定しました。調査によると、バルジの星は、ビッグバンから10億年も経たないうちに形成され、宇宙がまだ若かったことがわかりました。ディスクの星は後で来ました。
ESOのVLTを使用して星の構成を詳細に検討すると、天文学者たちは、私たちの母銀河である天の川の歴史を新たに見ています。彼らは、私たちの銀河の中心部分が非常に速く形成されただけでなく、他の部分から独立して形成されたことを明らかにしました。
「私たちは初めて、ディスクの星と私たちの銀河のふくらみの間に「遺伝的差異」を明確に確立しました」と、雑誌の天文学と天体物理学[1]で結果を発表した論文の主執筆者であるマヌエラゾカリは言った。 「私たちはこれから、おそらく10億年足らず、そして宇宙がまだ非常に若かった頃に、膨らみがディスクよりも速く形成されたに違いないと推測します。」
天の川は渦巻銀河であり、平らな円盤にガス、塵、星の風車型の腕があり、中央領域の星の球形の核から直接伸びています。球形の核は、ディスクから膨らむため、バルジと呼ばれます。私たちの銀河の円盤はすべての年齢の星で構成されていますが、ふくらみには銀河が形成された時から100億年以上前の古い星が含まれています。したがって、ふくらみを研究することで、天文学者は私たちの銀河がどのように形成されたかについてもっと知ることができます。
これを行うために、天文学者の国際チーム[2]は、銀河のふくらみに向かって空の4つの異なる領域にある50の巨大な星の化学組成を詳細に分析しました。彼らは、ESOの超大型望遠鏡のFLAMES / UVES分光器を利用して、高解像度のスペクトルを得ました。
星の化学組成は、星間物質がそれらの形成の瞬間までに経験した濃縮過程の特徴を持っています。これは、星形成の以前の履歴に依存しているため、異なる恒星グループ間に「遺伝的つながり」があるかどうかを推測するために使用できます。特に、星に含まれる酸素と鉄の量の比較は、非常によくわかります。酸素は主に、大量の短命な星（いわゆるタイプII超新星）の爆発で生成されますが、鉄は、主にタイプIa超新星[3]で発生します。したがって、酸素と鉄の存在量を比較すると、天の川の過去の星の出生率がわかります。
「サンプルのサイズが大きく、鉄分が多いため、これまでよりもはるかに強力な結論を導き出すことができます」と、パリ-ムドン天文台（フランス）の共同執筆者であるAurelie Lecureur氏は述べています。
天文学者は、所定の鉄含有量に対して、ふくらみの星がそれらのディスクの対応物よりも多くの酸素を持っていることを明確に確立しました。これは、膨らみ星と円盤星の間の系統的で遺伝的な違いを強調しています。
「言い換えると、バルジスターはディスクで発生したのではなく、内側に移動してバルジを構築するのではなく、ディスクとは独立して形成されました」とZoccali氏は述べています。 「さらに、バルジの化学的富化、したがってその形成タイムスケールは、ディスクのそれよりも高速でした。」
理論モデルとの比較は、銀河の隆起が10億年以内に形成されたに違いないことを示しています。おそらく宇宙がまだ非常に若かったときの一連のスターバーストによってです。
ノート
[1]：Zoccali et al。による「銀河のふくらみの酸素の豊富さ：高速の化学的濃縮の証拠」出版社のWebサイトからPDFファイルとして無料で入手できます。
[2]：チームは、マヌエラゾカリとダンテミニティ（サンティアゴのカトリーカデチリ大学）、オーレリールクル、ヴァネッサヒルとアナゴメス（フランスのパリ-ムドン観測所）、ビアトリスバルビィ（ブラジル、サンパウロ大学）で構成されています。 ）、Alvio Renzini（INAF-Osservatorio Astronomico di Padova、イタリア）、およびYazan MomanyおよびSergio Ortolani（Universita di Padova、イタリア）。
[3]：タイプIa超新星は超新星のサブクラスであり、スペクトルでは水素の兆候を示さないものとして歴史的に分類されていました。彼らは現在、伴星から物質を獲得する、白色矮星と呼ばれる小さくコンパクトな星の崩壊として解釈されています。白い矮星は、太陽系の星の最後から2番目の段階を表しています。炉心の原子炉は、ずっと前に燃料が不足していて、現在は非アクティブです。しかし、ある時点で、蓄積材料の取り付け重量により、白色矮星内部の圧力が非常に高くなり、そこにある核の灰が発火し、さらに重い元素に燃焼し始めるでしょう。このプロセスはすぐに制御できなくなり、劇的な出来事で星全体が粉々に吹き飛ばされます。非常に高温の火の玉が見られ、しばしばホスト銀河よりも目立ちます。
元のソース：ESOニュースリリース
