Observationer fra et internationalt team af astronomer med UVES-spektrometeret på ESOs Very Large Telescope ved Paranal Observatory (Chile) har kastet nyt lys på den tidligste epoke af Mælkevejen.
Den første nogensinde måling af Beryllium-indholdet i to stjerner i en kugleformet klynge (NGC 6397) - der skubber den nuværende astronomiske teknologi mod grænsen - har gjort det muligt at studere den tidlige fase mellem dannelsen af den første generation af stjerner i Mælken Vejen og den for denne stjerneklynge. Det viste sig, at dette tidsinterval var 200 - 300 millioner år.
Stjernenes alder i NGC 6397, som bestemt ved hjælp af stjernernes evolutionsmodeller, er 13.400? 800 millioner år. Tilføjelse af de to tidsintervaller giver Mælkevejen alder, 13.600? 800 millioner år.
Det i øjeblikket bedste estimat af aldersalderen, som for eksempel udledes af målinger af den kosmiske mikrobølgeovnbaggrund, er 13.700 millioner år. De nye observationer indikerer således, at den første generation af stjerner i Mælkevejen galaksen dannedes kort efter afslutningen af den ~ 200 millioner år lange “mørke tid”, der efterfulgte Big Bang.
Mælkevejenes alder
Hvor gammel er Mælkevejen? Hvornår antændes de første stjerner i vores galakse?
En korrekt forståelse af dannelsen og udviklingen af Mælkevejsystemet er afgørende for vores viden om universet. Ikke desto mindre er de relaterede observationer blandt de mest vanskelige, selv med de mest kraftfulde teleskoper, der er tilgængelige, da de involverer en detaljeret undersøgelse af gamle, fjerntliggende og for det meste svage himmelobjekter.
Globulære klynger og stjernernes aldre
Moderne astrofysik er i stand til at måle bestemte stjerners aldre, det er den tid, der er gået, siden de blev dannet ved kondens i store interstellare skyer af gas og støv. Nogle stjerner er meget "unge" i astronomiske vendinger, bare et par millioner år gamle som dem i den nærliggende Orion-tåge. Solen og dens planetariske system blev dannet for ca. 4.560 millioner år siden, men mange andre stjerner dannede meget tidligere. Nogle af de ældste stjerner i Mælkevejen findes i store stjerneklynger, især i "kugleformede klynger" (PR-foto 23a / 04), såkaldt på grund af deres sfæriske form.
Stjerner, der tilhører en kugleformet klynge, blev født sammen, fra den samme sky og på samme tid. Da stjerner i forskellige masser udvikler sig med forskellige hastigheder, er det muligt at måle alderen på kugleklynger med en rimelig god nøjagtighed. Det konstateres, at de ældste er over 13.000 millioner år gamle.
Stadig var disse klyngestjerner ikke de første stjerner, der blev dannet i Mælkevejen. Vi ved dette, fordi de indeholder små mængder af visse kemiske elementer, som må være blevet syntetiseret i en tidligere generation af massive stjerner, der eksploderede som supernovaer efter et kort og energisk liv. Det forarbejdede materiale blev deponeret i skyerne, hvorfra de næste generationer af stjerner blev lavet, jf. Pkt. ESO PR 03/01.
På trods af intensive søgninger har det hidtil ikke været muligt at finde mindre massive stjerner af denne første generation, der muligvis stadig skinner i dag. Derfor ved vi ikke, hvornår disse første stjerner blev dannet. For tiden kan vi kun sige, at Mælkevejen skal være ældre end de ældste kugleformede klyngestjerner.
Men hvor meget ældre?
Beryllium til redning
Hvad astrofysikere gerne vil have, er derfor en metode til at måle tidsintervallet mellem dannelsen af de første stjerner i Mælkevejen (hvoraf mange hurtigt blev supernovaer) og det øjeblik, hvor stjernerne i en kugleformet klynge i kendt alder blev dannet. Summen af dette tidsinterval og alderen på disse stjerner ville derefter være Mælkevejenes alder.
Nye observationer med VLT ved ESOs Paranal Observatory har nu givet et gennembrud i denne retning. Det magiske element er "Beryllium"!
Beryllium er et af de letteste elementer [2] - kernen i den mest almindelige og stabile isotop (Beryllium-9) består af fire protoner og fem neutroner. Kun brint, helium og lithium er lettere. Men mens disse tre blev produceret under Big Bang, og mens de fleste af de tyngre elementer blev produceret senere i det indre af stjerner, kan Beryllium-9 kun produceres ved "kosmisk spallation". Det vil sige ved fragmentering af hurtigt bevægende tungere kerner - med oprindelse i de nævnte supernovaeeksplosioner og benævnt energiske "galaktiske kosmiske stråler" - når de kolliderer med lette kerner (for det meste protoner og alfa-partikler, dvs. brint og heliumkerner) i interstellært medium.
Galaktiske kosmiske stråler og Beryllium-uret
De galaktiske kosmiske stråler rejste over den tidlige Mælkevej, styret af det kosmiske magnetfelt. Den resulterende produktion af Beryllium var ret ensartet i galaksen. Mængden af Beryllium steg med tiden, og det er derfor, det kan fungere som et ”kosmisk ur”.
Jo længere tid der gik mellem dannelsen af de første stjerner (eller mere korrekt deres hurtige nedgang i supernovaeeksplosioner) og dannelsen af de kugleformede klyngestjerner, jo højere var Beryllium-indholdet i det interstellare medium, hvorfra de blev dannet . Hvis man antager, at dette Beryllium bevares i den stellare atmosfære, jo mere Beryllium findes i en sådan stjerne, jo længere er tidsintervallet mellem dannelsen af de første stjerner og denne stjerne.
Berylliet kan derfor give os unikke og afgørende oplysninger om varigheden af de tidlige stadier af Mælkevejen.
En meget vanskelig observation
Så langt så godt. De teoretiske fundamenter for denne dateringsmetode blev udviklet i løbet af de sidste tre årtier, og alt hvad der er nødvendigt er så at måle Beryllium-indholdet i nogle kugleformede klyngestjerner.
Men dette er ikke så enkelt, som det lyder! Hovedproblemet er, at Beryllium ødelægges ved temperaturer over et par millioner grader. Når en stjerne udvikler sig mod den lysende gigantiske fase, indtræder voldelig bevægelse (konvektion), kommer gassen i den øverste stjernestemning i kontakt med den varme indre gas, hvor alt Beryllium er blevet ødelagt, og det oprindelige Berylliumindhold i den stellare atmosfære er således væsentligt fortyndet. For at bruge Beryllium-uret er det derfor nødvendigt at måle indholdet af dette element i mindre massive, mindre udviklede stjerner i den kugleformede klynge. Og disse såkaldte ”slukke-stjerner” er i sig selv svage.
Faktisk er det tekniske problem, man skal overvinde, tredobbelt: For det første er alle kugleformede klynger ganske langt væk, og da stjernerne, der skal måles, er iboende svage, ser de ganske svage ud på himlen. Selv i NGC6397, den næst nærmeste kugleformede klynge, har TO-stjernerne en visuel styrke på ~ 16 eller 10000 gange svagere end den svageste stjerne, der er synlig for det uundgåede øje. For det andet er der kun to Beryllium-signaturer (spektrallinjer) synlige i det stjernespektrum, og da disse gamle stjerner indeholder relativt lidt Beryllium, er disse linjer meget svage, især sammenlignet med nabospektrale linjer fra andre elementer. Og for det tredje er de to Beryllium-linjer beliggende i et lidt udforsket spektralt område i bølgelængde 313 nm, dvs. i den ultraviolette del af spektret, der er stærkt påvirket af absorption i den jordiske atmosfære nær afskæringen ved 300 nm, under hvilken observationer fra jorden er ikke længere mulige.
Det er således ikke underligt, at sådanne observationer aldrig var blevet foretaget før, de tekniske vanskeligheder var simpelthen uovervindelige.
VLT og UVES gør jobbet
Ved hjælp af det højtydende UVES-spektrometer på 8,2 m Kuyen-teleskopet fra ESOs Very Large Telescope ved Paranal Observatory (Chile), som er særlig følsom overfor ultraviolet lys, lykkedes et team af ESO og italienske astronomer [1] at opnå den første pålidelige målinger af Beryllium-indholdet i to TO-stjerner (betegnet “A0228” og “A2111”) i den kugleformede klynge NGC 6397 (PR-foto 23b / 04). Beliggende i en afstand af ca. 7.200 lysår i retning af et rig stjernefelt i den sydlige stjernebilledet Ara, er det en af de to nærmeste stjerneklynger af denne type; den anden er Messier 4.
Observationerne blev foretaget i flere nætter i løbet af 2003. I alt over 10 timers eksponering for hver af de 16-stjernede stjerner skubbede de VLT og UVES mod den tekniske grænse. Når man reflekterer over den teknologiske fremgang, er lederen af teamet, ESO-astronom Luca Pasquini, opstemt: ”For bare få år siden ville enhver observation som denne have været umulig og bare forblive en astronoms drøm!”
De resulterende spektre (PR Foto 23c / 04) af de svage stjerner viser de svage signaturer af Beryllium-ioner (Be II). Sammenligning af det observerede spektrum med en række syntetiske spektre med forskellige Beryllium-indhold (i astrofysik: “overflod”) gjorde det muligt for astronomerne at finde den bedste pasform og således måle den meget lille mængde Beryllium i disse stjerner: for hvert Beryllium-atom findes der 2.224.000.000.000 hydrogenatomer.
Beryllium-linier ses også i en anden stjerne af samme type som disse stjerner, HD 218052, jf. PR-foto 23c / 04. Imidlertid er det ikke medlem af en klynge, og dens alder er langt fra så kendt som klyngestjernes. Dets Beryllium-indhold ligner temmelig meget som klyngestjernerne, hvilket indikerer, at denne feltstjerne blev født på samme tid som klyngen.
Fra Big Bang indtil nu
I henhold til de bedste aktuelle spallationsteorier skal den målte mængde Beryllium have samlet sig i løbet af 200 - 300 millioner år. Den italienske astronom Daniele Galli, et andet medlem af teamet, udregner beregningen: ”Så vi ved nu, at Mælkevejenes alder er så meget mere end al den kugleformede klynge - vores galakse skal derfor være 13.600? 800 millioner år gammel. Dette er første gang, vi har opnået en uafhængig bestemmelse af denne grundlæggende værdi! ”.
Inden for de givne usikkerheder passer dette antal også meget godt til det aktuelle skøn over universets alder, 13.700 millioner år, det er den tid, der er gået siden Big Bang. Det ser således ud til, at den første generation af stjerner i Mælkevej-galaksen blev dannet på det tidspunkt, hvor ”mørke aldere” sluttede, som nu antages at være omkring 200 millioner år efter Big Bang.
Det ser ud til, at det system, som vi lever i, faktisk kan være et af de "grundlæggende" medlemmer af galakspopulationen i Universet.
Mere information
Forskningen, der præsenteres i denne pressemeddelelse, drøftes i en artikel med titlen ”Be in turn-off stars of NGC 6397: early Galaxy spallation, cosmochronology and cluster formation” af L. Pasquini og medforfattere, der vil blive offentliggjort i det europæiske forskningsblad “Astronomi & astrofysik” (astro-ph / 0407524).
Original kilde: ESO News Release
