Meskipun Bimasakti kita terbentuk dari satu awan raksasa gas dan debu, penelitian baru telah menemukan bahwa bintang-bintang di cakram berbeda dari yang ada di tonjolan. Sebuah survei baru telah mengukur jumlah oksigen dalam 50 bintang di Bima Sakti menggunakan ESO's Very Large Telescope untuk menentukan kapan dan bagaimana bintang-bintang terbentuk. Survei menemukan bahwa bintang-bintang di tonjolan itu kemungkinan terbentuk kurang dari satu miliar tahun setelah Big Bang, ketika Alam Semesta masih muda; bintang-bintang di cakram datang kemudian.
Melihat secara detail pada komposisi bintang-bintang dengan VLT ESO, para astronom memberikan pandangan baru pada sejarah galaksi rumah kita, Bima Sakti. Mereka mengungkapkan bahwa bagian tengah Galaxy kita terbentuk tidak hanya dengan sangat cepat tetapi juga secara independen dari yang lain.
"Untuk pertama kalinya, kami telah dengan jelas menetapkan 'perbedaan genetik' antara bintang-bintang di cakram dan tonjolan Galaksi kita," kata Manuela Zoccali, penulis utama makalah yang mempresentasikan hasil dalam jurnal Astronomi dan Astrofisika [1]. "Kami menyimpulkan dari sini bahwa tonjolan itu pasti terbentuk lebih cepat daripada piringan, mungkin dalam waktu kurang dari satu miliar tahun dan ketika Alam Semesta masih sangat muda."
Bimasakti adalah galaksi spiral, yang memiliki lengan gas, debu, dan bintang berbentuk pinwheel yang terletak di cakram yang rata, dan memanjang langsung dari inti bintang yang berbentuk bola di wilayah tengah. Inti bola disebut tonjolan, karena menonjol keluar dari cakram. Sementara piringan Galaksi kita terdiri dari bintang-bintang dari segala usia, tonjolan itu berisi bintang-bintang tua yang berasal dari masa galaksi terbentuk, lebih dari 10 miliar tahun yang lalu. Dengan demikian, mempelajari tonjolan memungkinkan para astronom mengetahui lebih banyak tentang bagaimana galaksi kita terbentuk.
Untuk melakukan ini, tim astronom internasional [2] menganalisis secara rinci komposisi kimia dari 50 bintang raksasa di empat area langit yang berbeda menuju tonjolan Galactic. Mereka memanfaatkan spektograf FLAM / UVES pada ESO's Very Large Telescope untuk memperoleh spektrum resolusi tinggi.
Komposisi kimia dari bintang-bintang membawa tanda tangan dari proses pengayaan yang dialami oleh materi antarbintang hingga saat pembentukannya. Itu tergantung pada sejarah pembentukan bintang sebelumnya dan dengan demikian dapat digunakan untuk menyimpulkan apakah ada 'hubungan genetik' antara berbagai kelompok bintang. Secara khusus, perbandingan antara kelimpahan oksigen dan zat besi dalam bintang sangat ilustratif. Oksigen sebagian besar diproduksi dalam ledakan bintang masif yang berumur pendek (disebut supernova Tipe II), sedangkan zat besi sebagian besar berasal dari supernova Tipe Ia [3], yang membutuhkan waktu lebih lama untuk berkembang. Oleh karena itu, membandingkan oksigen dengan zat besi yang melimpah memberikan wawasan tentang tingkat kelahiran bintang di masa Bima Sakti.
"Ukuran yang lebih besar dan cakupan kandungan besi dari sampel kami memungkinkan kami untuk menarik kesimpulan yang jauh lebih kuat daripada yang mungkin sampai sekarang," kata Aurelie Lecureur, dari Paris-Meudon Observatory (Prancis) dan penulis pendamping makalah ini.
Para astronom dengan jelas menetapkan bahwa, untuk kandungan besi tertentu, bintang-bintang di tonjolan memiliki lebih banyak oksigen daripada rekan-rekan cakram mereka. Ini menyoroti perbedaan herediter yang sistematis antara bintang tonjolan dan cakram.
"Dengan kata lain, bintang-bintang tonjolan tidak berasal dari cakram dan kemudian bermigrasi ke dalam untuk membangun tonjolan, tetapi lebih tepatnya terbentuk secara independen dari cakram," kata Zoccali. "Selain itu, pengayaan bahan kimia dari tonjolan, dan karenanya skala waktu pembentukannya, telah lebih cepat dari pada disk."
Perbandingan dengan model teoritis menunjukkan bahwa tonjolan Galactic pasti terbentuk dalam waktu kurang dari satu miliar tahun, kemungkinan besar melalui serangkaian ledakan bintang ketika Semesta masih sangat muda.
Catatan
[1]: "Kelimpahan oksigen dalam tonjolan Galactic: bukti untuk pengayaan bahan kimia cepat" oleh Zoccali et al. Ini tersedia secara bebas dari situs web penerbit sebagai file PDF.
[2]: Tim ini terdiri dari Manuela Zoccali dan Dante Minniti (Universidad Catolica de Chile, Santiago), Aurelie Lecureur, Vanessa Hill dan Ana Gomez (Observatoire de Paris-Meudon, Prancis), Beatriz Barbuy (Universidade de Sao Paulo, Brasil) ), Alvio Renzini (INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, Italia), dan Yazan Momany dan Sergio Ortolani (Universita di Padova, Italia).
[3]: Supernova Tipe Ia adalah sub-kelas supernova yang secara historis diklasifikasikan sebagai tidak menunjukkan tanda tangan hidrogen dalam spektrumnya. Mereka saat ini ditafsirkan sebagai gangguan bintang kecil dan padat, yang disebut white dwarf, yang memperoleh materi dari bintang pendamping. Katai putih mewakili tahap kedua dari bintang tipe surya. Reaktor nuklir di intinya telah kehabisan bahan bakar sejak lama dan sekarang tidak aktif. Namun, pada titik tertentu, berat yang menumpuk dari material yang terakumulasi akan meningkatkan tekanan di dalam white dwarf sehingga abu nuklir di sana akan menyala dan mulai terbakar menjadi elemen yang bahkan lebih berat. Proses ini sangat cepat menjadi tidak terkendali dan seluruh bintang hancur berkeping-keping dalam peristiwa dramatis. Bola api yang sangat panas terlihat yang seringkali mengalahkan galaksi induk semang.
Sumber Asli: Siaran Berita ESO
