Starptautiskas astronomu komandas novērojumi ar UVES spektrometru uz ESO ļoti lielā teleskopa Paranal observatorijā (Čīle) ir parādījuši jaunu gaismu Piena Ceļa galaktikas agrākajā laikmetā.
Pirmais berilija satura mērījums divās zvaigznēs plankumainā klasterī (NGC 6397) - virzot pašreizējo astronomisko tehnoloģiju līdz robežai - ļāva izpētīt agrīno posmu starp pirmās zvaigznes paaudzes veidošanos Piena Šīs zvaigžņu kopas veids un veids. Tika konstatēts, ka šis laika intervāls ir 200 - 300 miljoni gadu.
Zvaigžņu vecums NGC 6397, kas noteikts ar zvaigžņu evolūcijas modeļiem, ir 13 400? 800 miljoni gadu. Pievienojot divus laika intervālus, Piena ceļa vecums ir 13 600? 800 miljoni gadu.
Pašlaik labākais Visuma vecuma aprēķins, kas izriet, piemēram, no kosmiskā mikroviļņu fona mērījumiem, ir 13 700 miljoni gadu. Jaunie novērojumi tādējādi norāda, ka pirmā Zvaigžņu paaudze Piena Ceļa galaktikā izveidojās drīz pēc ~ 200 miljonus gadu ilgā “Tumšo laikmetu” beigām, kam sekoja Lielais sprādziens.
Piena ceļa vecums
Cik vecs ir Piena ceļš? Kad aizdegās pirmās zvaigznes mūsu galaktikā?
Pienācīga izpratne par Piena ceļa sistēmas veidošanos un attīstību ir būtiska mūsu zināšanām par Visumu. Neskatoties uz to, saistītie novērojumi ir vieni no visgrūtākajiem, pat ar visspēcīgākajiem pieejamajiem teleskopiem, jo tie ietver senu, attālu un galvenokārt vāju debess objektu detalizētu izpēti.
Globālās kopas un zvaigžņu vecums
Mūsdienu astrofizika spēj izmērīt noteiktu zvaigžņu vecumu, tas ir, laiks, kas pagājis kopš to veidošanās, kondensējoties milzīgos starpzvaigžņu mākoņos ar gāzi un putekļiem. Dažas zvaigznes astronomiskajā ziņā ir ļoti “jaunas”, tikai dažus miljonus gadu vecas, piemēram, tās, kas atrodas tuvējā Oriona miglājā. Saule un tās planētu sistēma izveidojās pirms apmēram 4560 miljoniem gadu, bet daudzas citas zvaigznes izveidojās daudz agrāk. Dažas no vecākajām Piena ceļa zvaigznēm ir sastopamas lielos zvaigžņu kopos, jo īpaši “lodveida kopās” (PR Foto 23a / 04), ko sauc par to sfēriskās formas dēļ.
Zvaigznes, kas pieder pie apaļās kopas, ir dzimušas kopā, no viena mākoņa un tajā pašā laikā. Tā kā dažādu masu zvaigznes attīstās ar atšķirīgu ātrumu, ir iespējams izmērīt globālo kopu vecumu ar samērā labu precizitāti. Tiek uzskatīts, ka vecākie no tiem ir vairāk nekā 13 000 miljonus gadu veci.
Tomēr šīs kopu zvaigznes nebija pirmās zvaigznes, kas izveidojās Piena ceļā. Mēs to zinām, jo tajos ir neliels daudzums noteiktu ķīmisku elementu, kas bija jāsintezē agrākā masīvo zvaigžņu paaudzē, kas pēc īsa un enerģiska mūža eksplodēja kā supernovas. Apstrādātais materiāls tika novietots mākoņos, no kuriem tika izgatavotas nākamās zvaigžņu paaudzes, sk. ESO PR 03/01.
Neskatoties uz intensīvajiem meklējumiem, līdz šim nav izdevies atrast mazāk masīvas šīs pirmās paaudzes zvaigznes, kuras šodien varētu vēl spīdēt. Līdz ar to mēs nezinām, kad izveidojās šīs pirmās zvaigznes. Pagaidām mēs varam teikt tikai to, ka Piena ceļam jābūt vecākam par vecākajām gredzenveida kopu zvaigznēm.
Bet cik vecāks?
Berilijs uz glābšanu
Tas, kas gribētu astrofiziķiem, tāpēc ir metode, ar kuras palīdzību var izmērīt laika intervālu starp pirmo zvaigžņu veidošanos Piena ceļā (no kurām daudzas ātri kļuva par supernovām) un brīdi, kad izveidojās zvaigznes zināma vecuma plankumainajā klasterī. Šī laika intervāla summa un šo zvaigžņu vecums tad būtu Piena ceļa vecums.
Jauni novērojumi, kas veikti ar VLT, ESO Paranal Observatory, tagad ir devuši ieskatu šajā virzienā. Burvju elements ir “berilijs”!
Berilijs ir viens no vieglākajiem elementiem [2] - visizplatītākā un stabilākā izotopa (berilijs-9) kodols sastāv no četriem protoniem un pieciem neitroniem. Tikai ūdeņradis, hēlijs un litijs ir vieglāki. Bet, kamēr šie trīs tika ražoti Lielā sprādziena laikā, un, lai gan lielākā daļa smagāko elementu tika izgatavoti vēlāk zvaigžņu interjerā, beriliju-9 var ražot tikai ar “kosmisko spalizāciju”. Tas ir, strauji kustīgu smagāku kodolu sadrumstalotībā - kuru izcelsme ir minētajos supernovu sprādzienos un ko dēvē par enerģētiskajiem “galaktiskajiem kosmiskajiem stariem” - kad tie saduras ar gaismas kodoliem (galvenokārt protoniem un alfa daļiņām, ti, ūdeņraža un hēlija kodoliem) starpzvaigžņu vidēja.
Galaktiskie kosmiskie stari un berilija pulkstenis
Galaktiskie kosmiskie stari devās pa visu Piena ceļu, vadoties no kosmiskā magnētiskā lauka. Rezultātā iegūtā berilija produkcija galaktikā bija diezgan vienāda. Berilija daudzums ar laiku palielinājās, un tāpēc tas varētu darboties kā “kosmiskais pulkstenis”.
Jo ilgāks laiks pagāja starp pirmo zvaigžņu veidošanos (vai pareizāk sakot, to ātru izzušanu supernovu sprādzienos) un riņķveida kopu veidošanos, jo lielāks bija berilija saturs starpzvaigžņu vidē, no kura tās veidojās . Tādējādi, pieņemot, ka šis berilijs tiek saglabāts zvaigžņu atmosfērā, jo vairāk berilija ir atrodams šādā zvaigznē, jo garāks ir laika intervāls starp pirmo zvaigžņu veidošanos un šo zvaigzni.
Tāpēc berilijs var mums sniegt unikālu un būtisku informāciju par Piena ceļa agrīno posmu ilgumu.
Ļoti grūts novērojums
Tik tālu, labi. Šīs iepazīšanās metodes teorētiskie pamati tika izstrādāti pēdējās trīs desmitgadēs, un viss, kas nepieciešams, ir tad, lai izmērītu berilija saturu dažās gredzenveida kopu zvaigznēs.
Bet tas nav tik vienkārši, kā izklausās! Galvenā problēma ir tā, ka berilijs tiek iznīcināts temperatūrā, kas pārsniedz dažus miljonus grādu. Kad zvaigzne attīstās gaismas milzu fāzes virzienā, notiek vardarbīga kustība (konvekcija), zvaigžņu augšējā atmosfērā esošā gāze nonāk saskarē ar karsto iekšējo gāzi, kurā ir iznīcināts viss berilijs, un sākotnējais berilija saturs zvaigžņu atmosfērā ir tādējādi ievērojami atšķaidīts. Tāpēc, lai izmantotu berilija pulksteni, ir jānovērtē šī elementa saturs mazāk masīvās, mazāk attīstītās zvaigznēs, kas atrodas gredzenveida klasterī. Un šīs tā saucamās “izslēgšanas (TO) zvaigznes” ir vāji izteiktas.
Faktiski tehniskā problēma, kas jāpārvar, ir trīskārtīga: pirmkārt, visas riņķveida kopas ir diezgan tālu un, tā kā zvaigznes, kuras mēra, ir vāji izteiktas, debesīs tās izskatās diezgan vājas. Pat NGC6397, kas ir otrais tuvākais globālais puduris, TO zvaigžņu vizuālais spilgtums ir ~ 16 jeb 10000 reizes vājāks nekā vistālākā zvaigzne, kas redzama bez acīm. Otrkārt, zvaigžņu spektrā ir redzami tikai divi berilija paraksti (spektrālās līnijas), un, tā kā šajās vecajās zvaigznēs ir salīdzinoši maz berilija, šīs līnijas ir ļoti vājas, it īpaši salīdzinot ar kaimiņu spektrālajām līnijām no citiem elementiem. Un, treškārt, abas berilija līnijas atrodas nedaudz izpētītā spektrālajā apgabalā pie viļņa garuma 313 nm, tas ir, spektra ultravioletajā daļā, kuru spēcīgi ietekmē absorbcija zemes atmosfērā pie gaismas kūļa robežas pie 300 nm, zem kura novērojumi no zemes vairs nav iespējami.
Tāpēc nav brīnums, ka šādi novērojumi nekad netika veikti, tehniskās grūtības bija vienkārši nepārvaramas.
Darbu veic VLT un UVES
Izmantojot augstas veiktspējas UVES spektrometru ESO ļoti lielā teleskopa 8,2 m Kuyen teleskopā Paranal observatorijā (Čīle), kas ir īpaši jutīgs pret ultravioleto gaismu, ESO un itāļu astronomu komandai [1] izdevās iegūt pirmo uzticamo berilija satura mērījumi divās TO zvaigznēs (apzīmētas ar “A0228” un “A2111”) plakanajā klasterī NGC 6397 (PR Photo 23b / 04). Atrodas aptuveni 7200 gaismas gadu attālumā bagātīgā zvaigžņu lauka virzienā Ara dienvidu zvaigznājā, tas ir viens no diviem tuvākajiem šāda veida zvaigžņu kopiem; otrs ir Mesjē 4.
Novērojumi tika veikti vairākās naktīs 2003. gada laikā. Kopumā vairāk nekā 10 stundu ekspozīcija uz katru no 16. pakāpes zvaigznēm ļāva VLT un UVES sasniegt tehnisko robežu. Atskatoties uz tehnoloģisko progresu, komandas līderis, ESO astronoms Luca Pasquini, tiek pacilāts: “Tikai pirms dažiem gadiem jebkurš šāds novērojums nebūtu bijis iespējams un palika tikai astronoma sapnis!”
Iegūtie vājo zvaigžņu spektri (PR Foto 23c / 04) parāda berilija jonu (Be II) vājās pazīmes. Novērotā spektra salīdzināšana ar sintētisko spektru sērijām ar atšķirīgu berilija saturu (astrofizikā: “pārpilnība”) ļāva astronomiem atrast labāko piemērotību un tādējādi izmērīt ļoti mazu berilija daudzumu šajās zvaigznēs: katram berilija atomam ir apmēram 2224 000 000 000 ūdeņraža atomu.
Berilija līnijas ir redzamas arī citā tāda paša veida zvaigznē kā šīs zvaigznes, HD 218052, sk. PR foto 23c / 04. Tomēr tas nav kopas loceklis, un tā vecums līdz šim nav tik labi pazīstams kā kopas zvaigznēm. Tā berilija saturs ir diezgan līdzīgs kasešu zvaigznēm, kas norāda, ka šī lauka zvaigzne ir dzimusi apmēram tajā pašā laikā kā kopas.
No Lielā sprādziena līdz šim brīdim
Saskaņā ar labākajām pašreizējām izdalīšanas teorijām izmērītajam berilija daudzumam jābūt uzkrātam 200 - 300 miljonu gadu laikā. Itāļu astronoms Daniele Galli, cits komandas loceklis, veic aprēķinu: “Tātad tagad mēs zinām, ka Piena ceļa vecums ir daudz vairāk nekā šī globālā klastera vecums - tāpēc mūsu galaktikai jābūt 13 600? 800 miljonus gadu vecs. Šī ir pirmā reize, kad mēs esam ieguvuši neatkarīgu šīs pamatvērtības noteikšanu! ”.
Dotajās neskaidrībās šis skaitlis arī ļoti labi sakrīt ar pašreizējo aplēsi par Visuma vecumu - 13 700 miljoniem gadu, tas ir, laiks, kas pagājis kopš Lielā sprādziena. Tādējādi šķiet, ka pirmā Zvaigžņu paaudze Piena Ceļa galaktikā tika veidota laikā, kad beidzās “Tumšie laiki”, un tagad, domājams, tie bija apmēram 200 miljoni gadu pēc Lielā sprādziena.
Varētu šķist, ka sistēma, kurā mēs dzīvojam, patiešām var būt viens no Visuma galaktiku populācijas “dibinātājiem”.
Vairāk informācijas
Šajā paziņojumā presei sniegtais pētījums ir apspriests L. Pasquini un līdzautoru rakstā “Esi NGC 6397 izslēgšanas zvaigznēs: agrīna galaktikas formēšanās, kosmohronoloģija un klasteru veidošanās”, kas tiks publicēts Eiropas pētījumu žurnālā “Astronomija un astrofizika” (astro-ph / 0407524).
Oriģinālais avots: ESO ziņu izlaidums
