Παρατηρήσεις μιας διεθνούς ομάδας αστρονόμων με το φασματόμετρο UVES στο Πολύ Μεγάλο Τηλεσκόπιο του ESO στο Παρατηρητήριο Paranal (Χιλή) έριξαν νέο φως στην πρώτη εποχή του γαλαξία του Γαλαξία.
Η πρώτη μέτρηση του περιεχομένου Βηρυλλίου σε δύο αστέρια σε ένα σφαιρικό σύμπλεγμα (NGC 6397) - ώθηση της τρέχουσας αστρονομικής τεχνολογίας στο όριο - κατέστησε δυνατή τη μελέτη της πρώιμης φάσης μεταξύ του σχηματισμού της πρώτης γενιάς αστεριών στο Γαλαξία Τρόπος και αυτό αυτού του αστρικού συμπλέγματος. Αυτό το χρονικό διάστημα βρέθηκε να ανέρχεται σε 200 - 300 εκατομμύρια χρόνια.
Η ηλικία των αστεριών στο NGC 6397, όπως καθορίζεται από τα αστρικά μοντέλα εξέλιξης, είναι 13.400; 800 εκατομμύρια χρόνια. Η προσθήκη των δύο χρονικών διαστημάτων δίνει την ηλικία του Γαλαξία μας, 13.600; 800 εκατομμύρια χρόνια.
Η τρέχουσα καλύτερη εκτίμηση της ηλικίας του Σύμπαντος, όπως συνάγεται, π.χ., από μετρήσεις του Κοσμικού Φούρνου Μικροκυμάτων, είναι 13.700 εκατομμύρια χρόνια. Οι νέες παρατηρήσεις δείχνουν λοιπόν ότι η πρώτη γενιά αστεριών στον γαλαξία του Γαλαξία σχηματίστηκε αμέσως μετά το τέλος των ~ 200 εκατομμυρίων χρόνων “Dark Ages” που διαδέχτηκαν το Big Bang.
Η εποχή του Γαλαξία μας
Πόσο χρονών είναι ο Γαλαξίας; Πότε αναφλέχθηκαν τα πρώτα αστέρια στον γαλαξία μας;
Η σωστή κατανόηση του σχηματισμού και της εξέλιξης του Γαλαξία μας είναι ζωτικής σημασίας για τη γνώση μας για το Σύμπαν. Ωστόσο, οι σχετικές παρατηρήσεις είναι από τις πιο δύσκολες, ακόμη και με τα πιο ισχυρά τηλεσκόπια που είναι διαθέσιμα, καθώς περιλαμβάνουν μια λεπτομερή μελέτη παλαιών, απομακρυσμένων και κυρίως αχνών ουράνιων αντικειμένων.
Σφαιρικά σμήνη και οι ηλικίες των αστεριών
Η σύγχρονη φυσική αστρο είναι ικανή να μετρήσει τις ηλικίες ορισμένων αστεριών, αυτός είναι ο χρόνος που έχει παρέλθει από τη στιγμή που σχηματίστηκαν από συμπύκνωση σε τεράστια διαστρικά σύννεφα αερίου και σκόνης. Μερικά αστέρια είναι πολύ «νεαρά» με αστρονομικούς όρους, μόλις μερικά εκατομμύρια χρόνια όπως αυτά στο κοντινό Νεφέλωμα του Ωρίωνα. Ο Ήλιος και το πλανητικό του σύστημα σχηματίστηκαν πριν από 4.560 εκατομμύρια χρόνια, αλλά πολλά άλλα αστέρια σχηματίστηκαν πολύ νωρίτερα. Μερικά από τα παλαιότερα αστέρια στον Γαλαξία βρίσκονται σε μεγάλα αστρικά σμήνη, ιδίως σε «σφαιρικά σμήνη» (PR Photo 23a / 04), που ονομάζονται λόγω του σφαιροειδούς τους σχήματος.
Τα αστέρια που ανήκουν σε ένα σφαιρικό σύμπλεγμα γεννήθηκαν μαζί, από το ίδιο σύννεφο και ταυτόχρονα. Δεδομένου ότι τα αστέρια διαφορετικών μαζών εξελίσσονται με διαφορετικούς ρυθμούς, είναι δυνατόν να μετρηθεί η ηλικία των σφαιρικών σμήνων με μια αρκετά καλή ακρίβεια. Τα παλαιότερα βρέθηκαν να είναι άνω των 13.000 εκατομμυρίων ετών.
Ωστόσο, αυτά τα αστέρια συστάδων δεν ήταν τα πρώτα αστέρια που σχηματίστηκαν στον Γαλαξία μας. Το γνωρίζουμε αυτό, επειδή περιέχουν μικρές ποσότητες ορισμένων χημικών στοιχείων τα οποία πρέπει να έχουν συντεθεί σε μια προηγούμενη γενιά τεράστιων αστεριών που εξερράγησαν ως σουπερνόβα μετά από μια σύντομη και ενεργητική ζωή. Το επεξεργασμένο υλικό εναποτέθηκε στα σύννεφα από τα οποία δημιουργήθηκαν οι επόμενες γενιές αστεριών, βλ. ESO PR 03/01.
Παρά τις εντατικές αναζητήσεις, μέχρι τώρα δεν ήταν δυνατό να βρεθούν λιγότερα τεράστια αστέρια αυτής της πρώτης γενιάς που μπορεί να λάμπουν ακόμα και σήμερα. Ως εκ τούτου, δεν γνωρίζουμε πότε δημιουργήθηκαν αυτά τα πρώτα αστέρια. Προς το παρόν, μπορούμε μόνο να πούμε ότι ο Γαλαξίας πρέπει να είναι παλαιότερος από τα παλαιότερα σφαιρικά αστέρια σμήνους.
Αλλά πόσο πιο παλιά;
Βηρύλλιο για τη διάσωση
Αυτό που θα ήθελαν να έχουν οι αστροφυσικοί είναι επομένως μια μέθοδος μέτρησης του χρονικού διαστήματος μεταξύ του σχηματισμού των πρώτων αστεριών στον Γαλαξία (από τους οποίους πολλοί γρήγορα έγιναν σουπερνόβα) και της στιγμής που σχηματίστηκαν τα αστέρια σε ένα σφαιρικό σύμπλεγμα γνωστής εποχής. Το άθροισμα αυτού του χρονικού διαστήματος και η ηλικία αυτών των αστεριών θα ήταν τότε η εποχή του Γαλαξία.
Νέες παρατηρήσεις με το VLT στο Παρατηρητήριο του Paranal του ESO έχουν πλέον δημιουργήσει ένα νέο βήμα προς αυτήν την κατεύθυνση. Το μαγικό στοιχείο είναι το «Βηρύλλιο»!
Το βηρύλλιο είναι ένα από τα ελαφρύτερα στοιχεία [2] - ο πυρήνας του πιο κοινού και σταθερού ισότοπου (Beryllium-9) αποτελείται από τέσσερα πρωτόνια και πέντε νετρόνια. Μόνο το υδρογόνο, το ήλιο και το λίθιο είναι ελαφρύτερα. Όμως, ενώ τα τρία αυτά δημιουργήθηκαν κατά τη διάρκεια της Μεγάλης Έκρηξης, και ενώ τα περισσότερα από τα βαρύτερα στοιχεία παράχθηκαν αργότερα στο εσωτερικό των αστεριών, το Beryllium-9 μπορεί να παραχθεί μόνο με την «κοσμική φλάντζα». Δηλαδή, με τον κατακερματισμό των ταχέως κινούμενων βαρύτερων πυρήνων - που προέρχονται από τις αναφερόμενες εκρήξεις σουπερνόβα και αναφέρονται ως ενεργητικές «γαλαξιακές κοσμικές ακτίνες» - όταν συγκρούονται με ελαφρούς πυρήνες (κυρίως πρωτόνια και άλφα σωματίδια, δηλαδή πυρήνες υδρογόνου και ηλίου) στους διαστρικό μέσο.
Γαλαξιακές κοσμικές ακτίνες και το ρολόι βηρυλλίου
Οι γαλαξιακές κοσμικές ακτίνες ταξίδεψαν σε όλη την πρώιμη Γαλαξία, καθοδηγούμενες από το κοσμικό μαγνητικό πεδίο. Η προκύπτουσα παραγωγή βηρυλλίου ήταν αρκετά ομοιόμορφη στον γαλαξία. Η ποσότητα του Βηρυλλίου αυξήθηκε με την πάροδο του χρόνου και γι 'αυτό μπορεί να λειτουργήσει ως «κοσμικό ρολόι».
Όσο μεγαλύτερος ήταν ο χρόνος που πέρασε μεταξύ του σχηματισμού των πρώτων αστεριών (ή, πιο σωστά, της γρήγορης κατάρρευσης τους σε εκρήξεις σουπερνοβών) και του σχηματισμού των σφαιρικών αστεριών σμήνους, τόσο υψηλότερη ήταν η περιεκτικότητα σε βηρύλλιο στο διαστρικό μέσο από το οποίο σχηματίστηκαν . Έτσι, αν υποτεθεί ότι αυτό το βηρύλλιο διατηρείται στην αστρική ατμόσφαιρα, τόσο περισσότερο βηρύλλιο βρίσκεται σε ένα τέτοιο αστέρι, τόσο μεγαλύτερο είναι το χρονικό διάστημα μεταξύ του σχηματισμού των πρώτων αστεριών και αυτού του αστεριού.
Το Βηρύλλιο μπορεί επομένως να μας προσφέρει μοναδικές και κρίσιμες πληροφορίες σχετικά με τη διάρκεια των πρώτων σταδίων του Γαλαξία μας.
Μια πολύ δύσκολη παρατήρηση
Μέχρι εδώ καλά. Τα θεωρητικά θεμέλια για αυτήν τη μέθοδο γνωριμιών αναπτύχθηκαν κατά τη διάρκεια των τελευταίων τριών δεκαετιών και το μόνο που χρειάζεται είναι τότε να μετρηθεί η περιεκτικότητα σε βηρύλλιο σε ορισμένα σφαιρικά αστέρια σμήνους.
Αλλά αυτό δεν είναι τόσο απλό όσο ακούγεται! Το κύριο πρόβλημα είναι ότι το βηρύλλιο καταστρέφεται σε θερμοκρασίες πάνω από μερικά εκατομμύρια βαθμούς. Όταν ένα αστέρι εξελίσσεται προς τη φωτεινή γιγαντιαία φάση, μπαίνει βίαιη κίνηση (μεταφορά), το αέριο στην ανώτερη αστρική ατμόσφαιρα έρχεται σε επαφή με το καυτό εσωτερικό αέριο στο οποίο έχει καταστραφεί όλο το βηρύλλιο και το αρχικό περιεχόμενο βηρυλλίου στην αστρική ατμόσφαιρα είναι αραιωθεί σημαντικά. Για να χρησιμοποιήσετε το ρολόι Beryllium, είναι επομένως απαραίτητο να μετρήσετε το περιεχόμενο αυτού του στοιχείου σε λιγότερο ογκώδη, λιγότερο εξελιγμένα αστέρια στο σφαιρικό σύμπλεγμα. Και αυτά τα λεγόμενα "αστέρια στροφής" είναι εγγενώς λιποθυμία.
Στην πραγματικότητα, το τεχνικό πρόβλημα που πρέπει να ξεπεραστεί είναι τριπλό: Πρώτον, όλα τα σφαιρικά σμήνη είναι αρκετά μακριά και καθώς τα αστέρια που πρέπει να μετρηθούν είναι εγγενώς λιποθυμικά, φαίνονται αρκετά αχνά στον ουρανό. Ακόμα και στο NGC6397, το δεύτερο πλησιέστερο σφαιρικό σύμπλεγμα, τα αστέρια TO έχουν οπτικό μέγεθος ~ 16, ή 10000 φορές πιο αχνό από το πιο αμυδρά αστέρι που είναι ορατό στο μάτι. Δεύτερον, υπάρχουν μόνο δύο υπογραφές βηρυλλίου (φασματικές γραμμές) ορατές στο αστρικό φάσμα και καθώς αυτά τα παλιά αστέρια περιέχουν συγκριτικά λίγο βηρύλλιο, αυτές οι γραμμές είναι πολύ αδύναμες, ειδικά σε σύγκριση με γειτονικές φασματικές γραμμές από άλλα στοιχεία. Και τρίτον, οι δύο γραμμές Βηρυλλίου βρίσκονται σε μια μικρή εξερευνημένη φασματική περιοχή σε μήκος κύματος 313 nm, δηλαδή, στο υπεριώδες τμήμα του φάσματος που επηρεάζεται έντονα από την απορρόφηση στην επίγεια ατμόσφαιρα κοντά στην αποκοπή στα 300 nm, κάτω από την οποία Οι παρατηρήσεις από το έδαφος δεν είναι πλέον δυνατές.
Δεν είναι λοιπόν περίεργο που τέτοιες παρατηρήσεις δεν είχαν γίνει ποτέ πριν, οι τεχνικές δυσκολίες ήταν απλώς ανυπόστατες.
Το VLT και το UVES κάνουν τη δουλειά
Χρησιμοποιώντας το φασματόμετρο UVES υψηλής απόδοσης στο τηλεσκόπιο 8,2-m Kuyen του πολύ μεγάλου τηλεσκοπίου του ESO στο Παρατηρητήριο Paranal (Χιλή) που είναι ιδιαίτερα ευαίσθητο στο υπεριώδες φως, μια ομάδα ESO και Ιταλών αστρονόμων [1] κατάφερε να αποκτήσει το πρώτο αξιόπιστο μετρήσεις του περιεχομένου Βηρυλλίου σε δύο TO-αστέρια (με την ένδειξη "A0228" και "A2111") στο σφαιρικό σύμπλεγμα NGC 6397 (PR Photo 23b / 04). Βρίσκεται σε απόσταση περίπου 7.200 ετών φωτός προς την κατεύθυνση ενός πλούσιου αστρικού πεδίου στον νότιο αστερισμό Ara, είναι ένα από τα δύο πλησιέστερα αστρικά σμήνη αυτού του τύπου. το άλλο είναι το Messier 4.
Οι παρατηρήσεις έγιναν σε αρκετές νύχτες κατά τη διάρκεια του 2003. Συνολικά πάνω από 10 ώρες έκθεσης σε καθένα από τα αστέρια 16ου μεγέθους, ώθησαν το VLT και το UVES στο τεχνικό όριο. Σκεφτόμαστε την τεχνολογική πρόοδο, ο αρχηγός της ομάδας, ο αστρονόμος του ESO Luca Pasquini, είναι ενθουσιασμένος: «Πριν από λίγα χρόνια, οποιαδήποτε παρατήρηση όπως αυτή θα ήταν αδύνατη και θα παρέμενε όνειρο αστρονόμου!»
Τα προκύπτοντα φάσματα (φωτογραφία PR 23c / 04) των αχνών αστεριών δείχνουν τις αδύναμες υπογραφές των ιόντων βηρυλλίου (Be II). Συγκρίνοντας το παρατηρούμενο φάσμα με μια σειρά συνθετικών φασμάτων με διαφορετικό περιεχόμενο βηρυλλίου (στην αστροφυσική: «αφθονία») επέτρεψε στους αστρονόμους να βρουν την καλύτερη εφαρμογή και έτσι να μετρήσουν την πολύ μικρή ποσότητα βηρυλλίου σε αυτά τα αστέρια: για κάθε άτομο βηρυλλίου υπάρχουν περίπου 2.224.000.000.000 άτομα υδρογόνου.
Οι γραμμές βηρυλλίου εμφανίζονται επίσης σε ένα άλλο αστέρι του ίδιου τύπου με αυτά τα αστέρια, HD 218052, βλ. PR φωτογραφία 23c / 04. Ωστόσο, δεν είναι μέλος ενός σμήνους και η ηλικία του δεν είναι καθόλου γνωστή με αυτήν των αστεριών του σμήνους. Το περιεχόμενό του σε βηρύλλιο είναι αρκετά παρόμοιο με αυτό των αστεριών του συμπλέγματος, υποδηλώνοντας ότι αυτό το αστέρι πεδίου γεννήθηκε περίπου την ίδια στιγμή με το σύμπλεγμα.
Από το Big Bang μέχρι τώρα
Σύμφωνα με τις καλύτερες τρέχουσες θεωρίες φύτευσης, το μετρούμενο ποσό του Βηρυλλίου πρέπει να έχει συσσωρευτεί κατά τη διάρκεια 200 - 300 εκατομμυρίων ετών. Ο Ιταλός αστρονόμος Daniele Galli, ένα άλλο μέλος της ομάδας, κάνει τον υπολογισμό: «Τώρα λοιπόν γνωρίζουμε ότι η εποχή του Γαλαξία μας είναι πολύ περισσότερο από την εποχή αυτού του σφαιρικού σμήνους - ο γαλαξίας μας πρέπει επομένως να είναι 13.600; 800 εκατομμύρια χρόνια. Είναι η πρώτη φορά που έχουμε αποκτήσει έναν ανεξάρτητο προσδιορισμό αυτής της θεμελιώδους αξίας! ».
Μέσα στις δεδομένες αβεβαιότητες, αυτός ο αριθμός ταιριάζει επίσης πολύ καλά με την τρέχουσα εκτίμηση της ηλικίας του Σύμπαντος, 13.700 εκατομμύρια χρόνια, δηλαδή ο χρόνος που πέρασε από το Big Bang. Φαίνεται λοιπόν ότι η πρώτη γενιά αστεριών στον γαλαξία του Γαλαξία σχηματίστηκε περίπου τη στιγμή που τελείωσε ο «Σκοτεινός Αιώνιος», που πιστεύεται τώρα ότι ήταν περίπου 200 εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη.
Φαίνεται ότι το σύστημα στο οποίο ζούμε μπορεί πράγματι να είναι ένα από τα «ιδρυτικά» μέλη του γαλαξιακού πληθυσμού στο Σύμπαν.
Περισσότερες πληροφορίες
Η έρευνα που παρουσιάζεται σε αυτό το δελτίο τύπου συζητείται σε μια εφημερίδα με τίτλο "Be in turn-off stars of NGC 6397: Early Galaxy spallation, cosmochronology and cluster formation" από τον L. Pasquini και συν-συγγραφείς που θα δημοσιευθούν στο ευρωπαϊκό ερευνητικό περιοδικό «Αστρονομία & Αστροφυσική» (astro-ph / 0407524).
Πρωτότυπη πηγή: Δελτίο ειδήσεων ESO
