Частота вспышек Сверхновых

[bondkim137]

Pphantom,
я просто подумал, можно ли выделить действительно 2-е поколение (если есть ограничения на то, что остается после звезд первого поколения). Тогда получается, что можно выделить первые звезды, вторые (с небольшим 'качественным' составом металлов из состава 'выхлопа' исключительно первых звезд) и остальные. Иначе получается, что можно выделить только 1-е поколение и всех остальных, с разной концентрацией металлов.

Выделять 5-е или 10-е поколение действительно кажется абсурдным, т.к. разные по массе звезды живут разные жизни (на несколько десятичных порядков), а рождаются звезды из останков всего того, что есть рядом.

[Pphantom]

bondkim137 в сообщении #1100045 писал(а):

я просто подумал, можно ли выделить 2-е поколение (если есть ограничения на то, что остается после звезд первого поколения). Тогда получается, что можно выделить первые звезды, вторые (с небольшим кол-вом металлов из состава 'выхлопа' исключительно первых звезд) и остальные.

Давайте для определенности договоримся о терминологии. В наблюдениях довольно четко выделяются звезды двух типов населения. I - с массовым содержанием тяжелых элементов порядка процента; II - с ним же много меньшим процента. По-видимому, существовал (но по очевидным причинам не может наблюдаться) также III тип - те самые "звезды первого поколения".

Однако все это не означает, что более точные определения возраста конкретных звезд невозможны. Наоборот, это вполне решаемая задача.

[bondkim137]

Pphantom, понятно, спасибо.
Я с терминологией (типами III-I) не был знаком.
Если я правильно понял, то в III-ем типе концентрация металлов чрезвычайно (контрастно) мала и их можно таки квалифицировать, как звезды 'первого поколения'.
А деление между I-ым и II-ым типом в виде барьера в 1 процент чем обусловлено?

-- 17.02.2016, 02:44 --

Pphantom в сообщении #1100046 писал(а):

Однако все это не означает, что более точные определения возраста конкретных звезд невозможны. Наоборот, это вполне решаемая задача

Это, у меня есть иллюзия, что мне понятно =)
Хотя мягко говоря, не до конца - думаю что там больше 2-3-х переменных на входе (а не только концентрация металлов). Отношение кол-ва металлов до железа и после, радио-активных изотопов может быть и т.д.

[Pphantom]

bondkim137 в сообщении #1100047 писал(а):

Если я правильно понял, то в III-ем типе концентрация металлов чрезвычайно (контрастно) мала и их можно таки квалифицировать, как звезды 'первого поколения'.

Только известны они только как теоретические объекты. Их не отнаблюдать - они далеко (или давно, что в данном случае одно и то же).

bondkim137 в сообщении #1100047 писал(а):

А деление между I-ым и II-ым типом в виде барьера в 1 процент чем обусловлено?

А вот это именно количественное разделение (но не очень уж качественное).

Те самые звезды первого поколения довольно заметно отличались от последующих, но все же наработали какое-то количество тяжелых элементов. После этого возникли как сравнительно массивные звезды, проэволюционировавшие и дополнительно обогатившие межзвездную среду тяжелыми элементами, так и маломассивные звезды с большим временем жизни. Вторые - это и есть II тип звездного населения. В результате "деятельности" первых появились следующие звезды, относящиеся к I типу.

Поскольку звездная эволюция устроена таким образом, что чем эффективнее вырабатываются тяжелые элементы, тем быстрее это происходит, то получилась этакая своеобразная "неустойчивость": там, где тяжелые элементы вырабатываются медленно, мы видим в основном старые маломассивные звезды, которым порядка 10 миллиардов лет. Там, где тяжелые элементы вырабатывались быстро, звездообразование тоже идет эффективнее. Как в экономике - богатые богатеют быстрее, чем бедные.

[bondkim137]

Pphantom в сообщении #1100048 писал(а):

Вторые - это и есть II тип звездного населения. В результате "деятельности" первых появились следующие звезды, относящиеся к I типу

Т.е. II-тип - это грубо и есть звезды второго поколения, родившиеся из продуктов жизнедеятельности звезд первого поколения (III-го типа) и 'девственного' газа? (с некоторыми незначительными количественными допущениями естественно)

[Xugin]

Pphantom в сообщении #1100029 писал(а):

Какие именно циклические процессы?

Изменения с течением времени частоты вспышек сверхновых. Для дальних галактик частота иная чем для близких. Цикличные не совсем то, точнее переменные процессы.

[Pphantom]

bondkim137 в сообщении #1100050 писал(а):

Т.е. II-тип - это грубо и есть звезды второго поколения, родившиеся из продуктов жизнедеятельности звезд первого поколения (III-го типа) и 'девственного' газа? (с некоторыми незначительными количественными допущениями естественно)

Да.

Xugin в сообщении #1100053 писал(а):

Изменения с течением времени частоты вспышек сверхновых. Для дальних галактик частота иная чем для близких. Цикличные не совсем то, точнее переменные процессы.

А механизм? Галактика - довольно большая штука, организовать в ней какие-то коллективные процессы с небольшим характерным временем переменности нетривиально.

[bondkim137]

(Оффтоп)

спасибо, теперь понятно

[Munin]

Pphantom в сообщении #1100048 писал(а):

Те самые звезды первого поколения довольно заметно отличались от последующих

Как я понимаю, буквально это означает то, что:
- звёзды первого поколения образовывались более крупными, чем непервого поколения, и поэтому среди них практически нет красных карликов, доживших до наших дней (с временем жизни на главной последовательности $\geqslant 13\,\text{ млрд лет}$);
- в их строении, как на стадии ГП, так и на стадии гиганта, были некоторые количественные отличия (я не специалист, и не могу их перечислить);
- в итоге, взрывались они несколько быстрей, и с другим выходом продуктов (вот здесь интересно, давали ли они больше или меньше "металлов", чем современные сверхновые).

Поскольку взрыв сверхновой, загрязняющий окружающий газ "металлами", сам по себе провоцирует последующее звездообразование, а происходит для массивной звезды через считанные миллионы лет после её возникновения, то получается, что звёзд первого поколения чисто количественно должно было быть очень мало: самые первые же такие звёзды успели загрязнить газ, из которого могли бы образоваться с некоторой задержкой звёзды по соседству. Правильно ли это?

Однако ранние звёзды непервого поколения (я избегу их называть типом II, поскольку мне помнится, это наблюдательное деление когда-то привязывалось не только к металличности, но и к возрасту, цвету, стадии на ГП) также имели очень малое значение металличности. Насколько я слышал, современные рекорды (для звёзд нашей Галактики, которые можно точно измерить) дают металличность порядка $10^{-6\ldots -7}.$

bondkim137 в сообщении #1100050 писал(а):

Т.е. II-тип - это грубо и есть звезды второго поколения, родившиеся из продуктов жизнедеятельности звезд первого поколения (III-го типа) и 'девственного' газа? (с некоторыми незначительными количественными допущениями естественно)

Во всех звёздах "девственного" газа очень много, пусть и смешавшегося с последующими загрязнениями. Поскольку современный состав межзвёздного газа (и всех рожающихся в нынешнюю эпоху звёзд) имеет металличность порядка 1-2 %, а из звезды в итоге её "жизнедеятельности" валит копоть с намного большими значениями (десятки процентов?).

[Geen]

Pphantom в сообщении #1100048 писал(а):

Их не отнаблюдать - они далеко (или давно, что в данном случае одно и то же).

А как же звёзды экстремально низкой металличности в нашей Галактике?

[Munin]

Geen
Экстремально низкая - это ещё не нулевая. Как я понял, их всех записывают в тип II, а тип III остаётся "чисто теоретической абстракцией". До металличности первичного газа (наблюдаемого, например, в межгалактической среде... хотя и это ещё вопрос, насколько он там первичный) ещё очень далеко.

[Geen]

Munin в сообщении #1100193 писал(а):

Экстремально низкая - это ещё не нулевая.

Так она, вроде бы, и не должна быть нулевая... хотя литий, возможно, отдельно учитывают...

[Pphantom]

Munin в сообщении #1100146 писал(а):

- звёзды первого поколения образовывались более крупными, чем непервого поколения, и поэтому среди них практически нет красных карликов, доживших до наших дней (с временем жизни на главной последовательности $\geqslant 13\,\text{ млрд лет}$);

Да. При их образовании агентом охлаждения не могла работать пыль (которой еще не из чего было состоять), поэтому они должны были получаться более массивными.

Munin в сообщении #1100146 писал(а):

- в их строении, как на стадии ГП, так и на стадии гиганта, были некоторые количественные отличия (я не специалист, и не могу их перечислить);

В них "работали", несмотря на массу, только pp-цепочки. Как следствие, энерговыделение было меньше, плотность в центре - больше, и т.д. Со стадией красного гиганта все довольно плохо - ее не очень хорошо удается сосчитать.

Munin в сообщении #1100146 писал(а):

- в итоге, взрывались они несколько быстрей, и с другим выходом продуктов (вот здесь интересно, давали ли они больше или меньше "металлов", чем современные сверхновые).

В среднем - меньше (по-видимому).

Munin в сообщении #1100146 писал(а):

Поскольку взрыв сверхновой, загрязняющий окружающий газ "металлами", сам по себе провоцирует последующее звездообразование, а происходит для массивной звезды через считанные миллионы лет после её возникновения, то получается, что звёзд первого поколения чисто количественно должно было быть очень мало: самые первые же такие звёзды успели загрязнить газ, из которого могли бы образоваться с некоторой задержкой звёзды по соседству. Правильно ли это?

Почти. Тот самый меньший темп энерговыделения несколько увеличивал время существования этих звезд, но, впрочем, оно все равно было довольно маленьким.

Munin в сообщении #1100146 писал(а):

Однако ранние звёзды непервого поколения (я избегу их называть типом II, поскольку мне помнится, это наблюдательное деление когда-то привязывалось не только к металличности, но и к возрасту, цвету, стадии на ГП) также имели очень малое значение металличности. Насколько я слышал, современные рекорды (для звёзд нашей Галактики, которые можно точно измерить) дают металличность порядка $10^{-6\ldots -7}.$

Оно и сейчас привязывается, поскольку эти характеристики довольно хорошо коррелируют.

Munin в сообщении #1100146 писал(а):

Во всех звёздах "девственного" газа очень много, пусть и смешавшегося с последующими загрязнениями. Поскольку современный состав межзвёздного газа (и всех рожающихся в нынешнюю эпоху звёзд) имеет металличность порядка 1-2 %, а из звезды в итоге её "жизнедеятельности" валит копоть с намного большими значениями (десятки процентов?).

Нет, заметно меньше. Значительная часть наработанного "консервируется" в белых карликах или в итоге превращается в нейтронную звезду.

Geen в сообщении #1100190 писал(а):

А как же звёзды экстремально низкой металличности в нашей Галактике?

Она все равно существенно больше, чем у звезд первого поколения.

[Munin]

Pphantom в сообщении #1100271 писал(а):

Нет, заметно меньше. Значительная часть наработанного "консервируется" в белых карликах или в итоге превращается в нейтронную звезду.

Как мне казалось, чем массивней звезда (и чем меньше её время жизни, и быстрее "круговорот" газа), тем этот процент выше. Просто потому что взрыв сверхновой-коллапсара имеет очень низкий КПД по части доли массы, уходящей в нейтронную звезду или чёрную дыру.

Pphantom в сообщении #1100271 писал(а):

Она все равно существенно больше, чем у звезд первого поколения.

Ну вот озвучьте, сколько там должно быть?

[Pphantom]

Munin в сообщении #1100408 писал(а):

Как мне казалось, чем массивней звезда (и чем меньше её время жизни, и быстрее "круговорот" газа), тем этот процент выше. Просто потому что взрыв сверхновой-коллапсара имеет очень низкий КПД по части доли массы, уходящей в нейтронную звезду или чёрную дыру.

Да, но распределение звезд по массам имеет очень сильный перекос в сторону маломассивных звезд, причем это связано не только с тем, что такие звезды живут дольше, но и с тем, что они образуются чаще. При простейшей аппроксимации получается, что плотность распределения образующихся звезд по массам пропорциональна $\mathfrak{M}^{-7/3}$ (в деталях это не совсем так, но качественная картина остается той же), и это обстоятельство приводит к тому, что средняя звезда выкидывает в МЗС довольно мало тяжелых элементов.