Μερικοί τρόποι για την εύρεση της ηλικίας του σύμπαντος

Άρθρο, Οκτώβριος 2003

Οι περισσότεροι αστρονόμοι θα συμφωνούσαν πως η ηλικία του σύμπαντος - ο χρόνος που πέρασε από την ¨Μεγάλη Έκρηξη" - είναι ένα από τα "Ιερά Δισκοπότηρα της κοσμολογίας".

Παρά τις μεγάλες προσπάθειες κατά τη διάρκεια των πρόσφατων ετών, οι διάφορες εκτιμήσεις αυτού του βασικού μεγέθους έχουν οδηγήσει σε μάλλον διαφορετικές τιμές. Όταν προέρχεται από τα παρόντα κοσμολογικά μοντέλα, εξαρτάται από τις διάφορες θεωρητικές υποθέσεις που δεν είναι και πολύ καλές γιατί περιορίζονται από τα ελλιπή διαθέσιμα παρατηρητικά στοιχεία. Αυτή τη στιγμή, μια τιμή στη περιοχή των 10-16 δισεκατομμυρίων ετών θεωρείται η πλέον πιθανή.

Πριν από λίγα χρόνια, ανακοινώθηκε μια εργασία στο περιοδικό Nature, όπου μια διεθνής ομάδα αστρονόμων 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 συγκεκριμένα για πρώτη φορά την ποσότητα του ραδιενεργού ισοτόπου ουράνιου- 238 σε ένα αστέρι που γεννήθηκε όταν διαμορφωνόταν ακόμα ο Γαλαξίας στον οποίο ζούμε. Είναι η πρώτη μέτρηση του ουράνιου  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 πιο 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  ρολόι διαβάζει σήμερα 12.5 δισεκατομμύρια χρόνια. Δεδομένου ότι το αστέρι δεν μπορεί προφανώς να είναι παλαιότερο από το σύμπαν, αυτό σημαίνει ότι το σύμπαν πρέπει να είναι παλαιότερο από αυτό.

Αν και η δηλωμένη αβεβαιότητα είναι ακόμα σχεδόν 25% ή περίπου ±3 δισεκατομμύρια χρόνια, αυτό είναι μόνο σε μια μικρή έκταση που 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, για το ίδιο το Σύμπαν, και αυτή 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 μόλις τελείωσαν τα καύσιμά του έπαθε έκρηξη και ο χρυσός έμεινε στο διαστρικό νέφος. Έτσι αργότερα ο ήλιος και οι πλανήτες του σχηματίστηκαν με το υλικό αυτό.

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 σμηνών, γνωστών ως σφαιρικών σμηνών, 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 στο 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 τα σφαιρικά σμήνη, 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 βρεφικής ηλικίας του Γαλαξία μας, μια σημαντική φάση αλλά που δεν είναι ακόμη επαρκώς κατανοητή..

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 αρχικής 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, σε ένα μεγάλο πρόγραμμα το 2000-2001, με την Πολύ Μεγάλη Σειρά τηλεσκοπίων του ESO VLT και του πολύ αποδοτικού φασματογράφου του UVES υψηλής ανάλυσης. Οι παρατηρήσεις που πραγματοποιήθηκαν αποδείχθηκαν μια μεγάλη 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 μακρόβιο 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, 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 σε πολύ περισσότερα μακροχρόνια 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 σύγχυση 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 πρώιμων εκρήξεων των σουπερνοβών, και που δημιούργησαν επίσης τα στοιχεία της ομάδας του σιδήρου, που βλέπουμε στα αστέρια σήμερα.

Υπάρχουν τουλάχιστον 3 τρόποι που μπορεί να υπολογιστεί η ηλικία του σύμπαντος. Παρακάτω παραθέτουμε αυτούς τους τρόπους:

• Η ηλικία των χημικών στοιχείων.

• Η ηλικία των παλαιότερων συστάδων των αστεριών.

• Η ηλικία των παλαιότερων λευκών νάνων από τα αστέρια.

Η ηλικία των στοιχείων

Η ηλικία των χημικών στοιχείων μπορεί να υπολογιστεί χρησιμοποιώντας την ραδιενεργό αποσύνθεση για να καθοριστεί, ένα δεδομένο μίγμα ατόμων πόσο παλαιό είναι. Οι ηλικίες όμως που μπορούν να καθοριστούν με αυτόν τον τρόπο, είναι ηλικίες από τη στερεοποίηση δειγμάτων ενός βράχου. Όταν ένας βράχος σταθεροποιεί, τα χημικά στοιχεία του συχνά βρίσκονται χωρισμένα σε διαφορετικούς κρυστάλλινους κόκκους στο βράχο. Παραδείγματος χάριν το νάτριο και το ασβέστιο είναι και τα δύο συνηθισμένα στοιχεία, αλλά οι χημικές συμπεριφορές τους είναι αρκετά διαφορετικές, έτσι συνήθως κάποιος βρίσκει νάτριο και ασβέστιο σε διαφορετικούς κόκκους σε έναν διαφοροποιημένο βράχο.

Το ρουβίδιο και το στρόντιο είναι βαρύτερα στοιχεία που συμπεριφέρονται χημικά σαν το νάτριο και το ασβέστιο. Κατά συνέπεια το ρουβίδιο και το στρόντιο βρίσκονται συνήθως σε διαφορετικούς κόκκους έναν βράχο. Αλλά το ρουβίδιο Rb- 87 αποσυνθέτεται σε στρόντιο Sr-87 με ένα χρόνο ημιζωής 47 δισεκατομμύρια έτη.

Και υπάρχει και ένα άλλο ισότοπο του στροντίου, το Sr-86, το οποίο δεν παράγεται από οποιαδήποτε αποσύνθεση ρουβιδίου. Το ισότοπο Sr-87 καλείται ραδιογεννές -radiogenic, επειδή μπορεί να παραχθεί από την ραδιενεργό αποσύνθεση, ενώ το Sr-86 είναι μη-ραδιογεννές. Το Sr-86 χρησιμοποιείται για να καθοριστεί πόσο μέρος των Sr-87 παρήχθη από την ραδιενεργό αποσύνθεση.

Αυτό γίνεται με τη σχεδίαση της αναλογίας Sr-87/Sr-86 εναντίον της αναλογίας Rb-87/Sr-86. Όταν ένας βράχος διαμορφώνεται αρχικά, οι διαφορετικοί κόκκοι έχουν ένα ευρύ φάσμα αναλογιών Rb-87/Sr-86, αλλά η αναλογία Sr-87/Sr-86 είναι η ίδια σε όλους τους κόκκους επειδή οι χημικές διαδικασίες που οδηγούν σε διαφοροποιημένους κόκκους δεν ξεχωρίζουν τα ισότοπα.

Αφότου ο βράχος είναι στερεός, για αρκετά δισεκατομμύρια έτη, ένα μέρος των ατόμων Rb-87 θα έχει αποσυντεθεί σε Sr-87. Ύστερα η αναλογία Sr-87/Sr-86 θα είναι μεγαλύτερη στους κόκκους με μια μεγάλη αναλογία Rb-87/Sr-86. Κάνετε μια γραμμική τακτοποίηση:

Sr-87/Sr-86 = α + b* (Rb-87/Sr-86) 

και έπειτα ο όρος κλίσεων δίνεται από : β = 2 Χ  - 1 

με το Χ να είναι ο αριθμός ημιζωών που ο βράχος έχει γίνει στερεός.

Όταν εφαρμόζονται σε βράχους στην επιφάνεια της Γης, οι παλαιότεροι βράχοι είναι περίπου 3.8 δισεκατομμυρίων ετών. Όταν όμως εφαρμόζεται στους μετεωρίτες, ο παλαιότερος είναι 4.56 δισεκατομμυρίων ετών. Αυτή, η πολύ καλά καθορισμένη ηλικία, είναι η ηλικία του ηλιακού συστήματος. 

Όταν εφαρμόζεται σε ένα μίγμα μαζί και εξελισσόμενο σύστημα όπως είναι το αέριο στο Γαλαξία μας, δεν είναι δυνατή καμία μεγάλη ακρίβεια.

Ένα πρόβλημα είναι ότι δεν υπάρχει κανένας χημικός χωρισμός στους κόκκους των διαφορετικών κρυστάλλων, έτσι πρέπει να χρησιμοποιηθούν οι απόλυτες τιμές των αναλογιών των ισοτόπων, αντί των κλίσεων μιας γραμμικής τακτοποίησης.

Αυτό απαιτεί πως ξέρουμε ακριβώς πόσο από κάθε ισότοπο ήταν αρχικά παρών, έτσι απαιτείται ένα ακριβές μοντέλο, για την παραγωγή των στοιχείων  Ένα ζευγάρι ισοτόπων που έχει χρησιμοποιηθεί είναι το ρήνιον και το όσμιο: ειδικά το Re-187 που αποσυντίθεται σε Os-187 με ένα χρόνο ημιζωής 40 δισεκατομμυρίων ετών. Μοιάζει σαν το 15% των αρχικών Re-187 να έχει αποσυντεθεί, το οποίο οδηγεί σε μια ηλικία του σύμπαντος 8-11 δισεκατομμυρίων ετών. Αλλά αυτή είναι ακριβώς η μέση ηλικία σχηματισμού της ουσίας στο ηλιακό σύστημα, και κανένα ρήνιο ή όσμιο δεν έχει σχηματισθεί για τα τελευταία 4.56 δισεκατομμύρια έτη.

Κατά συνέπεια για να χρησιμοποιήσουμε αυτήν την ηλικία, προς καθορισμό της ηλικία του κόσμου,  απαιτείτα ένα μοντέλο όταν έγιναν τα στοιχεία. Εάν όλα τα στοιχεία έγιναν σε μια έκρηξη αμέσως μετά από το Big Bang, τότε θα η ηλικία του κόσμου θα ήταν t_ο = 8-11 δισεκατομμύρια έτη. Αλλά εάν τα στοιχεία φτιάχνονται συνεχώς με ένα σταθερό ρυθμό, κατόπιν τούτου η μέση ηλικία της ουσίας στο Ηλιακό Σύστημα είναι

(to + tSS)/2 = 8-11 δισεκατομμύρια έτη (Gyr)

την οποία μπορούμε να λύσουμε, για να βρούμε την ηλικία του Σύμπαντος:

   to = 11.5-17.5 δισεκατομμύρια έτη (Gyr)

Ραδιενεργός χρονολόγηση ενός παλαιού αστεριού

Μιά πολύ ενδιαφέρουσα μελέτη από τον Cowan το 1997, συζητά για την αφθονία του θορίου (Th) σε ένα παλαιό αστέρι. Κανονικά δεν είναι δυνατό να μετρηθεί η αφθονία ραδιενεργών ισοτόπων σε άλλα αστέρια επειδή οι φασματικές γραμμές είναι πάρα πολύ αδύνατες. Αλλά στο αστέρι CS 22892-052, οι γραμμές του θορίου μπορούν να φανούν επειδή οι φασματικές γραμμές του σιδήρου είναι πολύ αδύνατες. Η αναλογία Th/Eu (ευρώπιο) σε αυτό το αστέρι είναι 0.219 έναντι του λόγου 0.369 που είναι τώρα στο ηλιακό σύστημα. Το θόριο αποσυντίθεται, με ένα χρόνο ημιζωής 14.05 δισ. έτη (Gyr), έτσι όταν το ηλιακό σύστημα διαμορφώθηκε, η σχέση Th/Eu = 2^4.6/14.05*0.369 = 0.463. Εάν το αστέρι CS 22892-052 σχηματίσθηκε κι αυτό με την ίδια αναλογία Th/Eu, θα έχει τότε ηλικία 15.2 +/- 3.,5 Gyr.

Είναι πραγματικά πιθανώς ελαφρώς παλαιότερο, επειδή κάποια ποσότητα από το θόριο που θα είχε φύγει στο ηλιακό σύστημα, αποσυντέθηκε πριν διαμορφωθεί ο ήλιος. Και αυτή η διόρθωση εξαρτάται από την ιστορία της πυρηνοσύνθεσης του Γαλαξία μας. Εν τούτοις, αυτή η μέτρηση είναι ακόμα ένα ενδιαφέρον μέτρο για την ηλικία των παλαιότερων αστεριών, που είναι ανεξάρτητη από την μέθοδο της κύριας ακολουθίας για την διάρκειας της ζωής.

Ένα δεύτερο αστέρι, CS 31082-001, παρουσιάζει μια ηλικία των 12.5 +/- 3 Gyr (δισ. έτη), βασισμένη στην αποσύνθεση του U-238 από μιά εργασία του Cayrel, που δημοσιεύθηκe στο περιοδικό Nature.

Ένa ακόμη πιό πρόσφατο έγγραφο από τον Cowan δίνει 15.6 +/- 4.6 Gyr για την ηλικία βασισμένη σε δύο αστέρια: το CS 22892-052 and HD 115444.

Η ηλικία των παλαιότερων συστάδων αστεριών

Όταν τα αστέρια καίνε το υδρογόνο προς το ήλιο στους πυρήνες τους, αυτά βρίσκονται πάνω σε μια ενιαία καμπύλη της σχέσης φωτεινότητας-θερμοκρασίας, γνωστή και ως διάγραμμα H-R., από αυτούς που την ανακαλυψαν, τους Hertzsprung και Russell. Αυτή η γραμμή είναι γνωστή ως κύρια ακολουθία, δεδομένου ότι τα περισσότερα αστέρια βρίσκονται εκεί. Επειδή η φωτεινότητα ενός αστεριού μεταβάλλεται όπως η ποσότητα Μ³ ή το Μ⁴ , η διάρκεια ζωής ενός αστεριού στην κύρια ακολουθία ποικίλλει όπως η σχέση  t=const*M/L=k/L ^0,7 .

Κατά συνέπεια εάν μετράτε τη φωτεινότητα του πλέον φωτεινού αστεριού στην κύρια ακολουθία, παίρνετε ένα ανώτερο όριο για την ηλικία της συστάδας:

Ηλικία < k/L(MS_max)^0.7

Αυτή η ηλικία είναι ένα ανώτερο όριο, επειδή η απουσία αστεριών φωτεινότερων από το παρατηρηθέν L(MS_max), θα μπορεί να οφείλεται ότι κανένα αστέρι δεν διαμορφώθηκε με την κατάλληλη περιοχή μαζών. Αλλά για τις συστάδες με τις χιλιάδες των μελών, ένα τέτοιο χάσμα στην συνάρτηση της μάζας είναι πολύ απίθανο, η ηλικία να είναι ίση με το k/L(MS_max)^0.7. 

Επιστήμονες όπως οι Chaboyer κλπ,   δημοσίευσαν το 1996, στο περιοδικό Science, ότι εφάρμοσαν αυτήν την τεχνική στις σφαιρικές συστάδες και διαπιστώνουν ότι η ηλικία του Σύμπαντος είναι μεγαλύτερη από 12,07 Gyr με 95% σιγουριά.

Ο Chaboyer (το 1997) πιό ύστερα, δίνει μια καλύτερη εκτίμηση 14.6 +/- 1,7 Gyr για την ηλικία των σφαιρικών σμηνών. Αλλά τα πιο πρόσφατα αποτελέσματα του διαστημικού τηλεσκοπίου Hipparcos δείχνουν ότι οι σφαιρικές συστάδες είναι πολύ πιο μακριά από ότι προηγουμένως αναμενόταν, έτσι τα αστέρια τους είναι φωτεινότερα. 

Η ηλικία των παλαιότερων λευκών νάνων

Ένα αστέρι που χαρακτηρίζεται λευκός νάνος, είναι ένα αντικείμενο που είναι περίπου τόσο βαρύ όσο ο ήλιος, αλλά η ακτίνα του είναι αυτή της Γης. Έτσι η μέση πυκνότητα ενός λευκού νάνου είναι εκατομμύρια φορές πυκνότερη από το νερό. Οι λευκοί νάνοι-αστέρες διαμορφώνονται στα κέντρα των κόκκινων γιγάντων αστεριών, αλλά δεν είναι ορατοί έως ότου εκτιναχθεί το περίβλημα του κόκκινου γίγαντα στο διάστημα.

Όταν αυτό συμβεί η υπεριώδης ακτινοβολία από τον πολύ καυτό αστρικό πυρήνα, ιονίζει το αέριο που το περιβάλλει και παράγει ένα πλανητικό νεφέλωμα. Το περίβλημα του αστεριού συνεχίζει να απομακρύνεται από τον κεντρικό πυρήνα, και τελικά το πλανητικό νεφέλωμα εξασθενίζει στην αορατότητα, αφήνοντας μόνο του αυτόν τον πολύ καυτό πυρήνα που είναι τώρα ένας λευκός νάνος. Οι λευκοί νάνοι καίγονται ακριβώς από την υπόλοιπη θερμότητα.

Οι παλαιότεροι λευκοί νάνοι θα είναι οι πιό κρύοι και συγχρόνως θα είναι οι πιό εξασθενημένοι. Με την έρευνα για τους εξασθενημένους λευκούς νάνους, κάποιος μπορεί να υπολογίσει το χρονικό διάστημα που οι παλαιότεροι λευκοί νάνοι έχουν ψυχθείι. Ο Oswalt κλπ το 1996, στο περιοδικό Nature (382, 692), το έχουν κάνει αυτό και παίρνουν μια ηλικία 9.5+1.1-0.8 Gyr για τον δίσκο του Milky Way, του γαλαξία μας. Υπολογίζουν έτσι μια ηλικία για το σύμπαν, που είναι τουλάχιστον 2 Gyr παλαιότερο από το δίσκο, έτσι η ηλικία του σύμπαντος βρίσκεται με αυτόν τον τρόπο t _ο > 11,5 Gyr .

Λεξιλόγιο

Διάγραμμα H-R: Παριστάνει τη σχέση μεταξύ του φασματικού τύπου -που συνδέεται άμεσα με τη θερμοκρασία- και της φωτεινότητας -που εξαρτάται με το απόλυτο μέγεθος- των αστέρων. Περίπου το 90% των αστέρων που έχουν καταγραφεί βρίσκονται σε μια ζώνη που διασχίζει διαγώνια το διάγραμμα H-R και ονομάζεται Κύρια Ακολουθία.
Στην Κύρια Ακολουθία βρίσκονται οι αστέρες στους οποίους η βαρυτική κατάρρευση ισορροπείται από την πυρηνική καύση υδρογόνου. Εκτός από αυτή, συναντάμε αστέρες που διανύουν είτε τα πρώτα είτε τα τελευταία στάδια της ζωής τους.
Από το διάγραμμα H-R μπορούμε να αντλήσουμε πολύ σημαντικές πληροφορίες που αφορούν την εξέλιξη των αστέρων.

Λευκός νάνος: Η τελευταία φάση της εξέλιξης ενός αστέρα μικρής μάζας με μεγέθος όπως του Ηλίου. Μετά την πυρηνική καύση του ηλίου στο εσωτερικό των αστέρων της κατηγορίας αυτής, ακολουθεί βαρυτική κατάρρευση. Η κατάρρευση τελικά εξισορροπείται από την πίεση που ασκεί το υπερσυμπιεσμένο αέριο των ηλεκτρονίων του πυρήνα του αστέρα. Ο αστέρας δεν περνάει από τη φάση της πυρηνικής καύσης του άνθρακα. Έτσι ένας λευκός νάνος αποτελείται κυρίως από άνθρακα. Η πυκνότητα της ύλης σε ένα λευκό νάνο είναι πολύ μεγάλη (~10⁹Kg/m³) και το μέγεθός του όσο περίπου της Γης. Στο εσωτερικό του δεν πραγματοποιούνται θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. Η ακτινοβολία που εκπέμπει οφείλεται στη θερμική του ενέργεια.

Κόκκινος γίγαντας: Αστέρας πολύ μεγάλων διαστάσεων, του οποίου η επιφανειακή θερμοκρασία είναι σχετικά χαμηλή. Για το λόγο αυτό, το φάσμα του είναι μετατοπισμένο προς την περιοχή του ερυθρού και ο αστέρας έχει ερυθρή απόχρωση. Οι κόκκινοι γίγαντες είναι αστέρες που βρίσκονται στα τελευταία στάδια της εξέλιξής τους. Το υδρογόνο του πυρήνα τους έχει εξαντληθεί και έχει αρχίσει η πυρηνική καύση βαρύτερων στοιχείων.

Αστρικά σμήνη: Ομάδες αστέρων οι οποίοι αλληλεπιδρούν μεταξύ τους με αρκετά ισχυρές βαρυτικές έλξεις, λόγω των μικρών αποστάσεων που τους χωρίζουν. Οι αστέρες ενός σμήνους έχουν παρόμοια σύσταση και ηλικία, γιατι σχηματίστηκαν την ίδια χρονική περίοδο από το ίδιο νεφέλωμα. Διακρίνονται σε ανοικτά και σε σφαιρωτά.

Πλανητικό νεφέλωμα: Πυκνό, συμμετρικό νέφος αερίων που εκπέμπεται από έναν αστέρα που διανύει τα τελευταία στάδια της ζωής του. Συνήθως πρόκειται για τα εξωτερικά στρώματα ενός κόκκινου γίγαντα που κινούνται προς το διάστημα. Ο πυρήνας του αστέρα έχει τιμή μάζας τέτοια, ώστε να εξελίσσεται σε ένα λευκό νάνο.

[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).