Δεύτερη μέθοδος: Ραδιενεργός χρονολόγηση ενός παλαιού αστεριού

Τώρα πρόσφατα, μια εργασία που ανακοινώθηκε στο περιοδικό Nature, από μια διεθνή ομάδα αστρονόμων που χρησιμοποίησε το πολύ ισχυρό Μεγάλο Τηλεσκόπιο της ESO (VLT) και τον πολύ αποδοτικό φασματογράφο της UVES, για να εκτελέσει μια μοναδική μέτρηση που προετοιμάζει έτσι το έδαφος για έναν νέο και ακριβέστερο προσδιορισμό της ηλικίας του σύμπαντος.

Μέτρησαν συγκεκριμμένα για πρώτη φορά το ποσό του ραδιενεργού ισοτόπου ουράνιου- 238 σε ένα αστέρι που γεννήθηκε όταν διαμορφώνόταν ακόμα ο γαλαξίας Milky Way, ο γαλαξίας στον οποίο ζούμε. Είναι η πρώτη μέτρηση του στοιχείου ουρανίου  που έγινε ποτέ έξω από το ηλιακό μας σύστημα.

Αυτή η μέθοδος λειτουργεί με έναν τρόπο παρόμοιο με τον γνωστό άνθρακα-14 που χρησιμοποιείται για χρονολόγηση στην αρχαιολογία, αλλά κατά τη διάρκεια πολύ πιό μακροχρόνιων εποχών. Από τότε που το αστέρι γεννήθηκε, το ουράνιο αυτό "ρολόι" δεν έχει σταματήσει να κτυπάει ανά τους αιώνες, απρόσβλητο από την ταραχώδη ιστορία του Γαλαξία μας. Αυτό το  ρολόϊ γράφει σήμερα 12.5 δισεκατομμύρια έτη. Δεδομένου ότι το αστέρι δεν μπορεί προφανώς να είναι παλαιότερο από το σύμπαν, αυτό σημαίνει ότι το σύμπαν πρέπει να είναι παλαιότερο από αυτό το αστέρι.

Αν και η δηλωμένη αβεβαιότητα είναι ακόμα σχεδόν 25% ή περίπου ±3 δισεκατομμύρια έτη, αυτό είναι μικρή και οφείλεται στη αστρονομική παρατήρηση. Το βασικό πρόβλημα είναι η τρέχουσα απουσία ακριβούς γνώσης μερικών από τις βασικές ατομικές και πυρηνικές ιδιότητες των σχετικών στοιχείων. Εντούτοις, η περαιτέρω εργαστηριακή εργασία, θα βελτιώσει κατά πολύ αυτά τα πειραματικά δεδομένα, με σκοπό την μεγαλύτερη ακρίβεια της ηλικίας του αστεριού και σιωπηρά, του ιδίου του Σύμπαντος, και αυτή η εργασία μάλλον δεν θα αργήσει για πολύ.

Τα βαριά στοιχεία στα αστέρια

Ενώ το υδρογόνο, το ήλιο και το λίθιο παρήχθησαν κατά τη διάρκεια της Μεγάλης Έκρηξης, όλα τα βαρύτερα στοιχεία προκύπτουν από τις πυρηνικές αντιδράσεις στο εσωτερικό των αστεριών. Όταν τα αστέρια πεθαίνουν, ύλη που είναι εμπλουτισμένη σε βαριά στοιχεία διασκορπίζεται στο περιβάλλον διάστημα και θα ενσωματωθεί αργότερα στις επόμενες γενεές των αστεριών. Στην πραγματικότητα, ο χρυσός στο δαχτυλίδι του δάχτυλου σας, έχει παραχθεί σε ένα αστέρι που εκρήχθη, και παρέμηνε στο διαστρικό νέφος, από εκείνο που ο ήλιος και οι πλανήτες του διαμορφώθηκαν αργότερα.

Κατά συνέπεια, όσο παλαιότερο είναι ένα αστέρι, τόσο χαμηλότερο είναι γενικά το περιεχόμενο του σε βαριά στοιχεία, όπως σε σίδηρο και άλλα μέταλλα. Οι μετρήσεις έχουν δείξει ότι τα παλαιά αστέρια που είναι μέλη των μεγάλων συσσωρεύσεων, γνωστών ως σφαιρικών συστάδων, και είναι στην πραγματικότητα εντελώς φτωχά σε μέταλλα - το περιεχόμενο τους σε μέταλλα, είναι περίπου στο 1/200 αυτού που υπάρχει στον ήλιο. Στον ήλιο αυτά τα μέταλλα αποτελούν μόνο το 2% της συνολικής μάζας του, το υπόλοιπο είναι ακόμα υπό μορφή υδρογόνου και ήλιου.

Πολύ παλιά άστρα στον γαλαξία μας.

Μετά από δεκαετίες συνήθως άκαρπων προσπαθειών, μια μεγάλη φασματική έρευνα από τον Αμερικανικό αστρονόμο Timothy Beers και τους συνεργάτες του, έχουν αποκαλύψει πρόσφατα εκατοντάδες αστεριών με πολύ χαμηλότερη περιεκτικότητα σε μέταλλα ακόμη και από τις σφαιρικές συστάδες, σε μερικές περιπτώσεις μόνο το 1/10.000 των ηλιακών τιμών. Είναι εμφανές ότι αυτά τα αστέρια τα πολύ φτωχά σε μέταλλα, πρέπει να έχουν διαμορφωθεί κατά τη διάρκεια της παιδικής ηλικίας του γαλαξία μας, σημαντική μεν, αλλά που είναι ακόμα μη επαρκώς κατανοητή φάση στη ζωή του γαλαξία μας δε.

Αυτά τα ιδιαίτερα αστέρια παρουσιάζουν μια μεγάλη ποικιλία των άφθονων στοιχείων, που μπορούν τελικά να ρίξουν περισσότερο φως στις διαδικασίες που συμβαίνουν κατά τη διάρκεια αυτής της πρώϊμης περιόδου. Σαν ένα βήμα προς αυτήν την κατεύθυνση, μια διεθνής ομάδα αστρονόμων αποφάσισε να μελετήσει αυτά τα αστέρια με πολύ περισσότερες λεπτομέρειες. Βραβεύτηκαν μάλιστα παρατηρώντας, για ένα μεγάλο πρόγραμμα το 2000-2001, με τον ισχυρό συνδυασμό του ESO VLT και του πολύ αποδοτικού φασματογράφου του UVES υψηλής διασποράς. Οι πρώτες παρατηρήσεις που έχουν πραγματοποιηθεί και μάλιστα, όχι απροσδόκητα όμως, έχουν αποδειχθεί ήδη μια αληθινή χρυσή αστείρευτη πηγή νέων πληροφοριών.

Κοσμοχρονολόγηση με τα ραδιενεργά ισότοπα

Είναι δυνατό να κάνεις έναν θεμελιώδη προσδιορισμό της ηλικίας ενός αστεριού, που να είναι αρκετά ανεξάρτητος από τα αστρικά μοντέλα εξέλιξης, υπό τον όρο ότι περιέχει ένα κατάλληλο μακράς διάρκειας ραδιενεργό ισότοπο. Η χρήση ενός "ραδιενεργού χρονομέτρου" εξαρτάται από την μέτρηση της αφθονίας του ραδιενεργού ισοτόπου, σε σύγκριση με ένα σταθερό.

Αυτή η τεχνική είναι ανάλογη με του άνθρακα-14, που χρησιμοποιείται για χρονολόγηση στην αρχαιολογία, και που είναι τόσο επιτυχής, ακόμη και για μέχρι χρονικά διαστήματα μερικών δεκάδων χιλιάδων ετών. Στην αστρονομία, εντούτοις, αυτή η τεχνική πρέπει προφανώς να εφαρμοστεί για πολύ μεγαλύτερα χρονικά διαστήματα.

Για να δουλέψει σωστά αυτή η μέθοδος,   είναι πολύ κρίσιμη η σωστή επιλογή του ραδιενεργού ισοτόπου. Αντιθέτως προς τα σταθερά στοιχεία που σχηματίσθηκαν συγχρόνως, η αφθονία ενός ραδιενεργού (ασταθούς) ισοτόπου μειώνεται συνεχώς. Όσο γρηγορότερη είναι η αποσύνθεση, τόσο λιγότερο υπόλειμμα θα υπάρχει από το ραδιενεργό ισότοπο μετά από έναν ορισμένο χρόνο, και τόσο μεγαλύτερη θα είναι η διαφορά αφθονίας, όταν συγκρίνεται με ένα σταθερό ισότοπο, και τόσο ακριβέστερη θα είναι τότε η προκύπτουσα ηλικία.

Ακόμα, για να παραμείνει χρήσιμο το ραδιενεργό ρολόι, το ραδιενεργό στοιχείο δεν πρέπει να αποσυντεθεί πάρα πολύ γρήγορα - πρέπει ακόμα να υπάρξει αρκετή ποσότητα, για να επιτρέψει έτσι να εξαχθεί μια ακριβής ηλικία.

Το θόριο και το ουράνιο σαν χρονομέτρες

Αυτό το γεγονός αφήνει μόνο δύο πιθανά ισότοπα για τις αστρονομικές μετρήσεις, το θόριο- 232, με ένα χρόνο ημιζωής 14.05 δισεκατομμύρια έτη, και το ουράνιο ουράνιο- 238, με χρόνο ημιζωής 4.47 δισ. έτη.

Διάφοροι προσδιορισμοί ηλικίας έχουν γίνει με τη βοήθεια του ισοτόπου θόριο- 232. Η ισχυρότερη φασματική γραμμή της είναι μετρήσιμη με τα σημερινά τηλεσκόπια, με μια χούφτα συγκριτικά φωτεινών αστεριών, συμπεριλαμβανομένου και του Ήλιου μας. Εντούτοις, η αποσύνθεση είναι πραγματικά πάρα πολύ αργή για να δώσει αρκετά ακριβείς χρονικές μετρήσεις. Διαρκεί αυτή περίπου 47 δισεκατομμύρια έτη για αυτό το ισότοπο, ώστε να αποσυνθετηθεί με έναν παράγοντα 10. Και με μια χαρακτηριστική αβεβαιότητα μέτρησης 25%, η προκύπτουσα αβεβαιότητα ηλικίας είναι περίπου 4-5 δισεκατομμύρια έτη, ή περίπου το ένα τρίτο της ηλικίας του σύμπαντος. Αυτό το αργό ρολόι τρέχει συνεχώς, αλλά είναι δύσκολο να διαβαστεί ακριβώς!

Η γρηγορότερη αποσύνθεση του ουράνιου- 238 θα το έκανε ένα ακριβέστερο κοσμικό ρολόι. Εντούτοις, επειδή το ουράνιο είναι το σπανιότερο από όλα τα συνηθισμένα στοιχεία, οι φασματικές γραμμές του στα αστέρια είναι πάντα πολύ αδύνατες. Εάν και είναι ορατές κανονικά, αυτές πνίγονται εξ ολοκλήρου σε έναν απέραντο ωκεανό ισχυρότερων φασματικών γραμμών από τα αφθονότερα στοιχεία που υπάρχουν.

Εντούτοις, αυτό το γεγονός της χαμηλής αφθονίας των βαρύτερων στοιχείων που υπάρχει στα πολύ παλαιά αστέρια,  έρχεται να σώσει την κατάσταση. Στα αστέρια που μελετήθηκαν από την παρούσα ομάδα του VLT, και τα οποία έχουν 1000 φορές λιγότερη ποσότητα κοινών στοιχείων απ'ό,τι στον ήλιο, μειώνεται κατά πολύ, η σύγχηση των ατομικών και μοριακών γραμμών στο φάσμα. Υπάρχει λοιπόν πραγματική πιθανότητα μέτρησης για τις γραμμές των σπάνιων στοιχείων όπως το ουράνιο.

Αυτό όμως είναι εν μέρει σωστό, για την περίπτωση που για κάποιους λόγους τα άτομα του ουρανίου διατηρήθηκαν, κατά προτίμηση στα συντρίμμια εκείνων των πρώϊμων εκρήξεων των σουπερνοβών, και που δημιούργησαν επίσης τα στοιχεία της ομάδας του σιδήρου, που βλέπουμε στα αστέρια σήμερα.

[Διεθνής ομάδα Αστρονόμων]:Roger Cayrel (P.I.), Francois Spite και Monique Spite (από το Observatoire de Paris, France), Vanessa Hill και Francesca Primas (ESO), Johannes Andersen και Birgitta Nordstrom (Copenhagen και Lund Observatories, Denmark και Sweden), Timothy C. Beers (Michigan State Univ., USA), Piercarlo Bonifacio και Paolo Molaro (Trieste, Italy), Bertrand Plez (Montpellier, France), και Beatriz Barbuy (Univ. of Sao Paulo, Brazil).