Астрономы исследуют несколько звездных популяций в Мессье 92
Используя космический телескоп «Джеймс Уэбб» (JWST) и космический телескоп «Хаббл» (HST), астрономы из Университета Падуи, Италия, и других стран наблюдали бедное металлами шаровое скопление, известное как Мессье 92. Наблюдения дают важную информацию о многочисленных звездных популяциях в этом скоплении. Результаты были опубликованы 12 апреля на сервере предварительной печати arXiv.
Исследования показывают, что почти во всех шаровых скоплениях наблюдаются вариации содержания легких элементов, таких как гелий (He), кислород (O), азот (N), углерод (C) и кальций (Na), от звезды к звезде. Это указывает на самообогащение в шаровых скоплениях. Ученые предполагают, что звездные скопления состоят как минимум из двух звездных популяций.
Мессье 92 (или сокращенно M92) расположено примерно в 26 700 световых годах от нас в созвездии Геркулеса. Это шаровое скопление с металличностью -2,31 и массой около 200 000 масс Солнца. Известно, что скопление, возраст которого оценивается в 11,5 миллиардов лет, содержит по меньшей мере два звездных поколения — 1G и 2G. Предыдущие исследования показали, что Мессье 92 имеет расширенную последовательность 1G, в которой находится около 30,4% звезд скопления, и две отдельные группы звезд 2G (2GA и 2GB).
Команда астрономов во главе с Туйлой Зилиотто из Университета Падуи решила исследовать эти звездные популяции Мессье 92, воспользовавшись данными, собранными JWST и HST.
Наблюдения выявили три ранее описанные звездные группы, а именно 1G, 2GA и 2GB. Было обнаружено, что эти три звездные популяции имеют сходные радиальные распределения дисперсии собственного движения, которые варьируются от примерно 0,2 масс/год вблизи центра скопления до 0,15 масс/год на расстоянии около 2,2 радиусов половины светового дня. Более того, оказалось, что звезды 1G, 2GA и 2GB демонстрируют изотропные движения в исследуемом радиальном интервале в пределах примерно 1,5 радиусов полусвета.
Астрономы обнаружили, что содержание гелия в звездах 2GA и 2GB имеет более высокие массовые доли, чем у звезд 1G, на 0,01 и 0,04 соответственно. Они отметили, что разница в гелии между звездами 2GB и 1G главной последовательности (MS) согласуется с максимальным изменением гелия, полученным для звезд ветви красных гигантов (RGB).
Кроме того, диаграммы цветовой величины (CMD) показывают, что звезды главной последовательности Мессье 92 более слабые, чем так называемое колено главной последовательности, демонстрируют внутреннее цветовое распределение, которое присутствует среди звезд с массами около 0,1-0,4 массы Солнца. Эти звезды с малой массой, по-видимому, демонстрируют непрерывное распределение цвета и не демонстрируют признаков существования отдельных групп звезд 1G и 2G.
