Pred dobrimi tremi leti, Napisal sem objavo na blogu ob spominu na 50thobletnico enega najpomembnejših prispevkov v zgodovini astronomije. V tem dokumentu so Burbidge, Burbidge, Fowler in Hoyle postavili temelje za naše razumevanje, kako vesolje gradi težke elemente.
Kratka različica zgodbe je, da sta identificirana dva glavna procesa: počasen (s) proces in hitri (r) proces. S-proces je tisti, o katerem pogosto razmišljamo, pri katerem atome počasi bombardirajo s protoni in nevtroni, pri čemer gradijo svojo atomsko maso. Toda, kot je poudaril dokument, se to pogosto zgodi prepočasi, da bi prehodili ovire v tem procesu, ki jih predstavljajo nestabilni izotopi, ki ne trajajo dovolj dolgo, da bi ujeli še enega, preden padejo nazaj na nižje atomsko število. V tem primeru je potreben r-proces, pri katerem je tok nukleonov veliko večji, da se premaga ovira.
Kombinacija teh dveh procesov se je izredno dobro obnesla pri usklajevanju opazovanj tega, kar vidimo v vesolju na splošno. Toda astronomi nikoli ne morejo zlahka počivati. Vesolje ima vedno svoje nenavadnosti. En primer so zvezde z zelo nenavadnimi relativnimi količinami elementov, nastalih s temi procesi. Ker je s-proces veliko pogostejši, bi jih morali najprej videti, toda pri nekaterih zvezdah, kot je SDSS J2357-0052, obstaja izjemno visoka koncentracija redkih elementov r-procesa. Nedavni papir raziskuje to elementarno enigmo.
Kot pove oznaka, je edinstvenost SDSS J2357-0052 odkrila raziskava Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Raziskava uporablja več filtrov za slikanje polj zvezd na različnih valovnih dolžinah. Nekateri filtri so izbrani tako, da ležijo v območjih valovnih dolžin, v katerih so dobro znane absorpcijske črte za elemente, za katere je znano, da so sledilci celotne kovine. Ta fotometrični sistem je mednarodni skupini astronomov, ki jo vodi Wako Aoki iz Nacionalnega astronomskega observatorija v Tokiu, omogočil hiter in umazan pogled na vsebnost kovine v zvezdah in izbrala zanimive za nadaljnje študije.
Ta nadaljnja opazovanja so bila opravljena s spektroskopijo visoke ločljivosti in pokazala, da ima zvezda manj kot eno tisočinko količine železa kot Sonce ([Fe/H] = -3,4), kar jo uvršča med najbolj revne zvezde, ki so jih kdaj odkrili. . Vendar je železo konec elementov, ki jih proizvaja s-proces. Ko presežete to atomsko število, relativna številčnost zelo hitro pade. Čeprav je bil padec v SDSS J2357-0052 še vedno strm, ni bil blizu tako dramatičen kot pri večini drugih zvezd. Ta zvezda je imela dramatično izboljšanje elementov r-procesa.
Vendar to samo po sebi ni bilo izjemno. S takšnimi izboljšavami r-procesa je bilo odkritih več zvezd, revnih s kovino. Toda nobena ni povezana s tako ekstremnim pomanjkanjem železa. Posledica te kombinacije je, da je bila ta zvezdazeloblizu supernove. Avtorji predlagajo dva scenarija, ki lahko pojasnita opažanja. Pri prvem se je supernova pojavila, preden je nastala zvezda, SDSS J2357-0052 pa je nastal v neposredni bližini, preden bi se izboljšani material lahko razpršil in mešal v medzvezdni medij. Drugi je, da je bil SDSS J2357-0052 že oblikovana zvezda v binarni orbiti z zvezdo, ki je postala supernova. Če je slednji primer res, bi to verjetno dalo manjši zvezdi velik 'brco', saj bi se masa, ki drži sistem, dramatično spremenila. Čeprav za SDSS J2357-0052 ni bila zaznana nobena izjemna radialna hitrost, bi lahko bilo gibanje (če obstaja) v ravnini neba, kar zahteva ustrezne študije gibanja za potrditev ali zavrnitev te možnosti.
Avtorji tudi ugotavljajo, da je bila prva zvezda z nekoliko podobnimi lastnostmi (čeprav ne tako ekstremnimi) najprej odkrita v zunanjem haloju, kjer je verjetnost, da se pojavi potrebna supernova, majhna. Kot taka je bolj verjetno, da je bila ta zvezda izvržena v takem procesu, ki je vzpostavil določeno verodostojnost za scenarij na splošno, tudi če to ne velja za SDSS J2357-0052.