Kansainvälisen tähtitieteilijäryhmän havainnot UVES-spektrometrillä ESOn erittäin suuresta teleskoopista Paranal Observatoryssa (Chile) ovat heittäneet uutta valoa Linnunradan galaksin varhaisimpaan aikakauteen.
Ensimmäisen kerran mitattu berrylliumpitoisuus kahdessa tähtiä pyöreässä klusterissa (NGC 6397) - työntämällä nykyistä tähtitieteellistä tekniikkaa rajaan - on mahdollistanut tutkia varhaisvaihetta ensimmäisen sukupolven tähtien muodostumiseen Maitoon Tämän tähtiklusterin tapa ja tapa. Tämän ajanjakson todettiin olevan 200 - 300 miljoonaa vuotta.
Tähtien ikä NGC 6397: ssä, määritettynä tähtien evoluutiomalleilla, on 13 400? 800 miljoonaa vuotta. Lisäämällä kaksi aikaväliä saadaan Linnunradan ikä, 13 600? 800 miljoonaa vuotta.
Nykyisin paras arvio maailmankaikkeuden iästä, joka on johdettu esimerkiksi kosmisen mikroaaltouuni-tausta-mittauksista, on 13 700 miljoonaa vuotta. Uudet havainnot osoittavat siten, että Linnunradan galaksissa esiintyi ensimmäisen sukupolven tähtiä pian sen jälkeen, kun iso räjähdys seuraavan ~ 200 miljoonaa vuotta kestäneen pimeän ajan.
Linnunradan ikä
Kuinka vanha on Linnunrata? Milloin ensimmäiset tähdet galaksissamme syttyivät?
Hyvä ymmärtäminen Linnunratajärjestelmän muodostumisesta ja evoluutiosta on ratkaisevan tärkeää tietoisuudellemme maailmankaikkeudesta. Siitä huolimatta niihin liittyvät havainnot ovat vaikeimpia, jopa tehokkaimmilla käytettävissä olevilla kaukoputkilla, koska niihin sisältyy yksityiskohtainen tutkimus vanhoista, kauko-ohjauksista ja enimmäkseen heikoista taivaankappaleista.
Globular klusterit ja tähdet
Nykyaikainen astrofysiikka pystyy mittaamaan tiettyjen tähtiä, ts. Niiden kuluneen ajan, joka on kulunut siitä, kun ne muodostuivat kondensoitumalla valtaviin tähtienvälisiin kaasu- ja pölypilviin. Jotkut tähdet ovat tähtitieteellisesti hyvin “nuoria”, vain muutaman miljoonan vuoden ikäisiä, kuten läheisen Orionin niemimaan tähdet. Aurinko ja sen planeettajärjestelmä muodostuivat noin 4560 miljoonaa vuotta sitten, mutta monet muut tähdet muodostuivat paljon aikaisemmin. Jotkut Linnunradan vanhimmista tähdistä löytyvät suurista tähtiklusteista, etenkin ”pallomaisista klustereista” (PR Photo 23a / 04), ns. Niiden pallomaisen muodon vuoksi.
Pyöreään klusteriin kuuluvat tähdet syntyivät yhdessä, samasta pilvestä ja samaan aikaan. Koska eri massojen tähdet kehittyvät eri nopeudella, on mahdollista mitata pallomaisten klustereiden ikä kohtuullisen hyvällä tarkkuudella. Vanhimpien havaitaan olevan yli 13 000 miljoonaa vuotta vanhoja.
Silti nuo rypstötähteet eivät olleet ensimmäisiä Linnunradalla muodostuneita tähtiä. Tiedämme tämän, koska ne sisältävät pieniä määriä tiettyjä kemiallisia alkuaineita, jotka on täytynyt syntetisoida aikaisemmassa sukupolvessa massiivisia tähtiä, jotka räjähtivat supernoovina lyhyen ja energisen elämän jälkeen. Käsitelty materiaali talletettiin pilviin, josta seuraavien sukupolvien tähtiä tehtiin, vrt. ESO PR 03/01.
Intensiivisistä hauista huolimatta ei ole toistaiseksi ollut mahdollista löytää tämän ensimmäisen sukupolven vähemmän massiivisia tähtiä, jotka saattavat vielä paistaa tänään. Siksi emme tiedä milloin nämä ensimmäiset tähdet muodostuivat. Toistaiseksi voimme vain sanoa, että Linnunradan on oltava vanhempi kuin vanhimmat pyöreät rypäletähdet.
Mutta kuinka paljon vanhempi?
Berryllium pelastamiseen
Se mitä astrofysiikot haluaisivat, on siksi menetelmä mitata ajanjakso Linnunradan ensimmäisten tähtien muodostumisen (joista monista tuli nopeasti supernoovat) ja hetken, jolloin tunnetun ikäisen globaalin klusterin tähdet muodostuivat. Tämän ajanjakson summa ja niiden tähdet olisivat sitten Linnunradan ikä.
ESOn Paranal-observatorion VLT: n kanssa tehdyt uudet havainnot ovat nyt tuottaneet läpimurron tähän suuntaan. Maaginen elementti on “Beryllium”!
Berryllium on yksi kevyimmistä elementeistä [2] - yleisimmän ja stabiilimman isotoopin (beryllium-9) ydin koostuu neljästä protonista ja viidestä neutronista. Vain vety, helium ja litium ovat kevyempiä. Mutta vaikka nämä kolme valmistettiin ison räjähdyksen aikana, ja vaikka suurin osa raskaimmista elementeistä valmistettiin myöhemmin tähtiin, sisällään, berryllium-9 voidaan tuottaa vain ”kosmisella spallaatiolla”. Toisin sanoen sirpaloimalla nopeasti liikkuvia raskaampia ytimiä - jotka ovat peräisin mainituista supernova-räjähdyksistä ja joita kutsutaan energisiksi “galaktisiksi kosmisiksi säteiksi” - kun ne törmäävät kevytytimiin (enimmäkseen protoneihin ja alfapartikkeleihin, ts. Vety- ja heliumytykkiin) tähtienvälinen keskipitkä.
Galaktiset kosmiset säteet ja berrylliumkello
Galaktiset kosmiset säteet kulkivat läpi varhaisen Linnunradan, kosmisen magneettikentän ohjaamana. Tuloksena saatu berrylliumituotanto oli melko tasainen galaksissa. Berrylliumin määrä kasvoi ajan myötä, ja siksi se voi toimia “kosmisena kello”.
Mitä pidempi aika kului ensimmäisten tähtien muodostumisen (tai oikeammin niiden nopean loppumisen supernoova-räjähdyksissä) ja pallomaisten klustertähteiden muodostumisen välillä, sitä korkeampi oli berrylliumpitoisuus tähtienvälisessä väliaineessa, josta ne muodostuivat . Joten olettaen, että tämä berryllium säilyy tähtien ilmakehässä, sitä enemmän berrylliumia löytyy tällaisesta tähdestä, sitä pidempi on aikaväli ensimmäisten tähtien muodostumisen ja tämän tähden välillä.
Beryllium voi siksi antaa meille ainutlaatuista ja tärkeätä tietoa Linnunradan varhaisen vaiheen kestosta.
Erittäin vaikea havainto
Toistaiseksi niin hyvä. Tämän treffimenetelmän teoreettiset perusteet on kehitetty kolmen viimeisen vuosikymmenen aikana, ja kaikki mitä tarvitaan, on mitata berrylliumpitoisuus joillakin pyöreillä klusteritähteillä.
Mutta tämä ei ole niin yksinkertaista kuin miltä se kuulostaa! Suurin ongelma on se, että berryllium tuhoutuu muutaman miljoonan asteen lämpötiloissa. Kun tähti kehittyy kohti valtavaa jättiläisfaasia, tapahtuu väkivaltaista liikettä (konvektiota), ylemmän tähtien ilmakehän kaasu joutuu kosketukseen kuuman sisäkaasun kanssa, jossa kaikki berryllium on tuhottu ja berillin alkuperäinen pitoisuus tähtien ilmakehässä on siten laimennettu merkittävästi. Berylliumkellon käyttämiseksi on tämän vuoksi tarpeen mitata tämän elementin sisältö vähemmän massiivisissa, vähemmän kehittyneissä tähtiissä globaalissa klusterissa. Ja nämä niin sanotut “turn-off (TO) tähdet” ovat luonnostaan heikkoja.
Itse asiassa tekninen ongelma on kolminkertainen: Ensinnäkin kaikki pallomaiset klusterit ovat melko kaukana ja koska mitattavat tähdet ovat luonnostaan vaaleita, ne näyttävät melko heikolta taivaalla. Jopa NGC6397: ssä, toisessa lähimmässä pallomaisessa klusterissa, TO-tähtien visuaalinen voimakkuus on ~ 16 tai 10000 kertaa vaaleampi kuin huonoimman tähden, joka on näkymätön paljain silmin. Toiseksi, tähtien spektrissä on näkyvissä vain kaksi berylliummerkintää (spektriviivat) ja koska nämä vanhat tähdet sisältävät suhteellisen vähän berrylliumia, nämä viivat ovat erittäin heikkoja, etenkin verrattuna muiden elementtien viereisiin spektriviivoihin. Ja kolmanneksi, kaksi berrylliumlinjaa sijaitsevat vähän tutkitulla spektrialueella aallonpituudella 313 nm, ts. Spektrin ultraviolettiosassa, johon vaikuttaa voimakkaasti absorptio maanpäällisessä ilmakehässä lähellä valorajaa 300 nm: n alapuolella, jonka alapuolella havainnot maasta eivät ole enää mahdollisia.
Siksi ei ole ihme, että tällaisia huomautuksia ei ollut koskaan tehty, tekniset vaikeudet olivat yksinkertaisesti ylitsepääsemättömiä.
VLT ja UVES tekevät työn
Suorituskykyisen UVES-spektrometrin avulla ESO: n erittäin suuren teleskoopin 8,2 m: n Kuyen-kaukoputkella Paranal Observatoryssa (Chile), joka on erityisen herkkä ultraviolettivalolle, ESO: n ja italialaisten tähtitieteilijöiden ryhmä [1] onnistui saamaan ensimmäisen luotettavan berrylliumpitoisuuden mittaukset kahdessa TO-tähdessä (merkitty ”A0228” ja “A2111”) globaalissa klusterissa NGC 6397 (PR Photo 23b / 04). Se on noin 7200 valovuoden etäisyydellä rikkaan tähtikentän suuntaan Ara-eteläisessä tähdistössä, ja se on yksi kahdesta lähimmästä tämän tyyppisestä tähtiklusterista; toinen on Messier 4.
Havainnot tehtiin usean yön aikana vuoden 2003 aikana. Yli 10 tunnin altistumisen jokaiselle 16. suuruusluokan tähdelle he ajautuivat VLT: n ja UVES: n kohti teknistä rajaa. Teknologisen kehityksen perusteella ryhmän johtaja, ESO-tähtitieteilijä Luca Pasquini, riemuitsee: "Vain muutama vuosi sitten tällainen havainto olisi ollut mahdotonta ja pysyi tähtitieteilijän unelmana!"
Tuloksena olevat heikkojen tähtien spektrit (PR Photo 23c / 04) osoittavat berryllium-ionien (Be II) heikot allekirjoitukset. Havaittujen spektrien vertaaminen synteettisten spektrien sarjaan, joilla on eri berrylliumpitoisuus (astrofysiikassa: ”runsaus”), antoi tähtitieteilijöille löytää parhaan sopivuuden ja näin mitata erittäin pienen berrylliummäärän näissä tähtiissä: jokaisessa berrylliumiatomissa on noin 2224 000 000 000 vetyatomia.
Berylliumviivat nähdään myös toisessa samantyyppisessä tähdessä kuin nämä tähdet, HD 218052, vrt. PR-valokuva 23c / 04. Se ei kuitenkaan kuulu klusteriin, ja sen ikä ei ole selvästi yhtä tunnettu kuin klusteritähteiden ikä. Sen berrylliumpitoisuus on melko samanlainen kuin rypäleiden tähdet, mikä osoittaa, että tämä kenttätähti syntyi suunnilleen samaan aikaan klusterin kanssa.
Big Bangista tähän päivään asti
Parhaiden nykyisten valintoteorioiden mukaan berrylliumin mitatun määrän on oltava kertynyt 200 - 300 miljoonan vuoden aikana. Italialainen tähtitieteilijä Daniele Galli, toinen ryhmän jäsen, tekee laskelman: ”Joten nyt tiedämme, että Linnunradan ikä on paljon enemmän kuin kyseisen pallomaisen klusterin ikä - galaksiamme on siis oltava 13 600? 800 miljoonaa vuotta vanha. Tämä on ensimmäinen kerta, kun olemme saaneet riippumattoman määrityksen tästä perusarvosta! ”.
Annettujen epävarmuustekijöiden puitteissa tämä lukumäärä sopii erittäin hyvin myös nykyiseen maailmankaikkeuden ikään, 13 700 miljoonaan vuoteen, eli isoon räjähdykseen kuluneeseen aikaan. Siten näyttää siltä, että Linnunradan galaksissa esiintyi ensimmäisen sukupolven tähtiä, jotka muodostuivat silloin, kun ”Pimeät aikakaudet” päättyivät, joiden uskotaan olevan noin 200 miljoonaa vuotta Ison räjähdyksen jälkeen.
Vaikuttaa siltä, että järjestelmä, jossa elämme, voi todellakin olla yksi maailmankaikkeuden galaksiväestön "perustajista" jäseniä.
Lisää tietoa
Tässä lehdistötiedotteessa esiteltyä tutkimusta käsitellään L. Pasquinin ja yhteistyökumppaneiden julkaisussa, jonka otsikkona on ”Ole NGC 6397: n kääntyvä tähti: varhainen galaksien muodostuminen, kosmokronologia ja klusterinmuodostus”, joka julkaistaan eurooppalaisessa tutkimuslehdessä “Tähtitiede ja astrofysiikka” (astro-ph / 0407524).
Alkuperäinen lähde: ESO-lehdistötiedote
