Νέα εκτίμηση για την ηλικία του Γαλαξία μας

Από σελίδα της ESO, 17 Αυγούστου 2004

Παρατηρήσεις από μια διεθνή ομάδα αστρονόμων με το φασματόμετρο UVES στο Πολύ Μεγάλο Τηλεσκόπιο της ESO στο Παρατηρητήριο Paranal  της Χιλής έχουν ρίξει νέο φως στην πρώτη φάση της δημιουργίας του Γαλαξία μας. Σύμφωνα με αυτήν τα πρώτα άστρα του άρχισαν να λάμπουν πριν από περίπου 13,6 δισεκατομμύρια χρόνια.

Οι αστρονόμοι μπορούν να υπολογίζουν με σχετική ακρίβεια την ηλικία των άστρων, όμως ο υπολογισμός της ηλικίας των γαλαξιών είναι δύσκολος: δεν υπάρχουν πλέον άστρα πρώτης γενιάς κατάλληλα για μετρήσεις. Τα περισσότερα από τα σημερινά άστρα ανήκουν σε επόμενες γενιές.

Η αρχική μέτρηση της περιεκτικότητας σε βηρύλλιο σε δύο αμυδρά αστέρια σε ένα σφαιρωτό σμήνος άστρων (το NGC 6397) - που ανεβάζει τα τεχνολογικά αστρονομικά στάνταρτ - έκανε δυνατή τη μελέτη της αρχικής φάσης μεταξύ του σχηματισμού της πρώτης γενεάς των αστεριών στον γαλαξία μας και αυτής του αστρικού σμήνους. Αυτό το διάστημα βρέθηκε να ανέρχεται σε 200 - 300 εκατομμύρια χρόνια.

Η ηλικία των αστεριών στο σμήνος NGC 6397, όπως καθορίζεται με τη βοήθεια των αστρικών μοντέλων εξέλιξης, είναι 13.400 ± 800 εκατομμύρια χρόνια. Η προσθήκη των δύο χρονικών διαστημάτων δίνει την ηλικία του Γαλαξία, 13.600 ± 800 εκατομμύρια χρόνια.

Η καλύτερη εκτίμηση της ηλικίας του Σύμπαντος, όπως συνάγεται, π.χ., από τις μετρήσεις του Κοσμικού Υποβάθρου Μικροκυμάτων, είναι 13.700 εκατομμύρια χρόνια. Οι νέες παρατηρήσεις δείχνουν έτσι ότι η πρώτη γενεά των αστεριών στο Γαλαξία μας διαμορφώθηκε αμέσως μετά από το τέλος του Κοσμικού Μεσαίωνα (που κράτησε ~200 εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη).

Η φωτογραφία παρουσιάζει το σφαιρωτό σμήνος NGC 6397, που βρίσκεται σε μια απόσταση περίπου 7.200 έτη φωτός στο Νότιο αστερισμό Ara. Το σμήνος έχει περάσει μια "πυρηνική κατάρρευση" και η κεντρική περιοχή του είναι πολύ πυκνή. Περιέχει περίπου 400.000 αστέρια και η ηλικία του (βασισμένη στα εξελικτικά μοντέλα) είναι 13.400 ± 800 εκατομμύρια χρόνια. Η φωτογραφία πάρθηκε με τη φωτογραφική μηχανή WFI στο τηλεσκόπιο της ESO/MPI των 2,2m στο παρατηρητήριο La silla.

Η ηλικία του Γαλαξία

Πόσο παλαιός είναι ο Γαλαξίας; Πότε άναψαν τα πρώτα αστέρια στο γαλαξία μας;

Αν κατανοήσουμε το σχηματισμό και την εξέλιξη του Γαλαξία θα μας βοηθήσει στην καλύτερη γνώση του σύμπαντος. Εντούτοις, οι σχετικές παρατηρήσεις είναι από τις πιο δύσκολες, ακόμη και με τα ισχυρότερα διαθέσιμα τηλεσκόπια, καθώς αυτές περιλαμβάνουν μια λεπτομερή μελέτη των παλαιών, μακρινών και συνήθως εξασθενημένων ουράνιων αντικειμένων.

Η σύγχρονη αστροφυσική είναι σε θέση να μετρήσει τις ηλικίες ορισμένων αστεριών, που είναι ο χρόνος που παρήλθε από τότε που  σχηματίστηκαν - από τη συμπύκνωση υλικού μέσα σε τεράστια διαστρικά νέφη αερίου και σκόνης. Μερικά αστέρια είναι πολύ "νεαρά" με αστρονομικούς όρους, μόλις μερικά εκατομμύρια χρόνια, όπως εκείνα στο κοντινό Νεφέλωμα του Ωρίωνα. Ο ήλιος και το πλανητικό του σύστημά διαμορφώθηκε περίπου πριν 4.560 εκατομμύρια χρόνια, αλλά πολλά άλλα αστέρια σχηματίστηκαν πολύ νωρίτερα. Μερικά από τα παλαιότερα αστέρια στο Γαλαξία βρίσκονται στα μεγάλα αστρικά σμήνη, ειδικότερα στα "σφαιρικά ή σφαιρωτά σμήνη", που ονομάζονται έτσι λόγω της σφαιροειδούς μορφής τους.

Τα αστέρια που ανήκουν σε ένα σφαιρωτό σμήνος γεννήθηκαν μαζί, από το ίδιο νέφος και συγχρόνως. Επειδή τα αστέρια με διαφορετικές μάζες εξελίσσονται με διαφορετικό ρυθμό, είναι δυνατό να μετρηθεί η ηλικία των σφαιρωτών σμηνών με μια εύλογα καλή ακρίβεια. Τα παλαιότερα βρίσκονται ότι είναι περισσότερο από 13.000 εκατομμυρίων.

Ακόμα, εκείνα τα σμήνη των άστρων δεν ήταν τα πρώτα αστέρια που σχηματίστηκαν στο γαλαξία μας. Αυτό το ξέρουμε, επειδή περιέχουν μικρά ποσά ορισμένων χημικών στοιχείων, που πρέπει να έχουν συντεθεί σε μια προηγούμενη γενιά πολύ μεγάλων αστεριών και τα οποία εξερράγησαν ως σουπερνόβες μετά από μια σύντομη και ενεργητική ζωή. Το υλικό που δημιουργήθηκε από τις εκρήξεις εναποτέθηκε σε νέφη από τα οποία φτιάχτηκαν οι επόμενες γενεές των αστεριών.

Παρά τις εντατικές αναζητήσεις, μέχρι τώρα δεν ήταν δυνατό να βρεθούν αστέρια μικρότερης μάζας από τα τεράστια άστρα αυτής της πρώτης γενεάς, που μπορεί να λάμπουν ακόμα και σήμερα. Ως εκ τούτου, δεν ξέρουμε πότε διαμορφώθηκαν αυτά τα πρώτα αστέρια. Προς το παρόν, μπορούμε να πούμε μόνο ότι ο γαλαξίας μας πρέπει να είναι παλαιότερος από τα παλαιότερα σφαιρωτά σμήνη των άστρων.

Αλλά πόσο παλαιότερος;

Κάποιοι αστροφυσικοί θα επιθυμούσαν να έχουν μια μέθοδο για να μετρήσουν το χρονικό διάστημα μεταξύ του σχηματισμού των πρώτων αστεριών στο γαλαξία μας (από τα οποία πολλά έγιναν γρήγορα σουπερνόβα) και τη στιγμή που σχηματίστηκαν τα αστέρια σε ένα σφαιρωτό σμήνος γνωστής ηλικίας. Το άθροισμα αυτού του χρονικού διαστήματος μαζί με την ηλικία εκείνων των άστρων θα ήταν τότε η ηλικία του γαλαξία μας.

Με τις νέες παρατηρήσεις - με το VLT στο παρατηρητήριο Paranal της ESO - κάναμε μια σημαντική ανακάλυψη προς αυτήν την κατεύθυνση. Το μαγικό στοιχείο είναι το "βηρύλλιο"!

Το βηρύλλιο είναι ένα από τα ελαφρύτερα στοιχεία - ο πυρήνας του πιο κοινού και σταθερού ισοτόπου (βηρύλλιο-9) αποτελείται από τέσσερα πρωτόνια και πέντε νετρόνια. Μόνο το υδρογόνο, το ήλιο και το λίθιο είναι ελαφρύτερα. Αλλά ενώ αυτά τα τρία στοιχεία παρήχθησαν κατά τη διάρκεια του Big Bang, και ενώ τα περισσότερα από τα βαρύτερα στοιχεία παρήχθησαν αργότερα στο εσωτερικό των αστεριών, το βηρύλλιο-9 μπορεί να παραχθεί μόνο από "κοσμικό βομβαρδισμό με πρωτόνια". Δηλαδή από τον τεμαχισμό γρήγορων βαρύτερων πυρήνων - που δημιουργούνται στις προαναφερθείσες εκρήξεις σουπερνοβών και αναφέρονται σαν ενεργητικές "γαλαξιακές κοσμικές ακτίνες" - όταν συγκρούονται με ελαφρούς πυρήνες (συνήθως πρωτόνια και σωματίδια άλφα, δηλ. πυρήνες υδρογόνου και ηλίου) στο διαστρικό μέσο.

Γαλαξιακές κοσμικές ακτίνες και το ρολόι βηρυλλίου

Οι γαλαξιακές κοσμικές ακτίνες ταξίδεψαν σε όλο τον αρχικό Γαλαξία, καθοδηγημένες από το κοσμικό μαγνητικό πεδίο. Η παραγωγή του βηρυλλίου έτσι ήταν αρκετά ομοιόμορφη μέσα στο Γαλαξία. Το ποσό του βηρυλλίου αυξανόταν με το χρόνο και γι αυτό μπορεί να δράσει ως "κοσμικό ρολόι".

Όσο περισσότερο είναι ο χρόνος που πέρασε μεταξύ του σχηματισμού των πρώτων αστεριών (ή, σωστότερα, της γρήγορης μετατροπής τους σε έκρηξη σουπερνόβα) και του σχηματισμού των σφαιρωτών σμηνών άστρων, τόσο υψηλότερη θα ήταν η περιεκτικότητα σε βηρύλλιο στο διαστρικό μέσο από το οποίο σχηματίστηκαν. Κατά συνέπεια, υποθέτοντας ότι αυτό το βηρύλλιο διατηρείται στην αστρική ατμόσφαιρα, τόσο περισσότερο βηρύλλιο βρίσκεται σε ένα τέτοιο αστέρι, και τόσο μεγαλύτερο είναι το χρονικό διάστημα μεταξύ του σχηματισμού των πρώτων αστεριών και αυτού του αστεριού.

Το βηρύλλιο μπορεί επομένως να μας δώσει μοναδικές και κρίσιμες πληροφορίες για τη διάρκεια των αρχικών σταδίων του γαλαξία μας.

Μια πολύ δύσκολη παρατήρηση

Τα θεωρητικά θεμέλια για αυτήν την μέθοδο χρονολόγησης αναπτύχθηκαν τις προηγούμενες τρεις δεκαετίες και αυτό που απαιτείται πια είναι να μετρηθεί η περιεκτικότητα σε βηρύλλιο μερικών σφαιρωτών σμηνών αστεριών.

Αλλά αυτό δεν είναι και τόσο απλό όσο ακούγεται. Το κύριο πρόβλημα είναι ότι το βηρύλλιο καταστρέφεται σε θερμοκρασίες επάνω από μερικά εκατομμύρια βαθμούς. Όταν ένα αστέρι εξελίσσεται προς τη φωτεινή γιγάντια φάση, γίνονται βίαιες κινήσεις και το αέριο στην ανώτερη αστρική ατμόσφαιρα έρχεται σε επαφή με το καυτό εσωτερικό αέριο, στο οποίο έχει καταστραφεί όλο το βηρύλλιο και η αρχική περιεκτικότητα σε βηρύλλιο στην αστρική ατμόσφαιρα μειώνεται αρκετά.

Για να χρησιμοποιήσουμε λοιπόν το ρολόι του βηρυλλίου, είναι απαραίτητο να μετρηθεί το περιεχόμενο αυτού του στοιχείου σε λιγότερο ογκώδη, λιγότερα εξελιγμένα αστέρια μέσα στα σφαιρωτά σμήνη. Και αυτά τα αστέρια (ΤΟ) είναι πραγματικά εξασθενημένα.

Στην πραγματικότητα, το τεχνικό πρόβλημα που πρέπει να υπερνικηθεί είναι τριπλάσιο: Κατ' αρχάς, όλα τα σφαιρωτά σμήνη είναι αρκετά μακριά και δεδομένου ότι τα αστέρια που μετριούνται είναι πραγματικά εξασθενημένα, εμφανίζονται εντελώς εξασθενημένα στον ουρανό. Ακόμη στο σμήνος NGC6397, το δεύτερο πιο κοντινό μας σμήνος, τα αστέρια ΤΟ έχουν ένα οπτικό μέγεθος ~16, ή 10000 φορές πιο εξασθενημένα από το πιο εξασθενημένα άστρα, τα ορατά με γυμνό οφθαλμό. Δεύτερον, υπάρχουν μόνο δύο υπογραφές βηρυλλίου (φασματικές γραμμές) ορατές στο αστρικό φάσμα και δεδομένου ότι αυτά τα παλαιά αστέρια περιέχουν συγκριτικά λίγο βηρύλλιο, αυτές οι γραμμές είναι πολύ αδύνατες, ειδικά όταν συγκρίνονται με τις γειτονικές φασματικές γραμμές από άλλα στοιχεία. Και τρίτον, οι δύο γραμμές του βηρυλλίου είναι τοποθετημένες στη λιγότερο εξερευνημένη φασματική περιοχή, στο μήκος κύματος των 313 nm, δηλ., στο υπεριώδες τμήμα του φάσματος που επηρεάζεται έντονα από την απορρόφηση στην γήινη ατμόσφαιρα κοντά στο όριο των 300 nm, κάτω από τα οποία δεν είναι πλέον δυνατή καμιά παρατήρηση από το έδαφος.

Δεν προκαλεί έτσι καμία κατάπληξη ότι τέτοιες παρατηρήσεις δεν είχαν γίνει ποτέ πριν, γιατί οι τεχνικές δυσκολίες ήταν απλά αξεπέραστες

Η έρευνα πραγματοποιήθηκε με το Πολύ Μεγάλο Τηλεσκόπιο (VLT) της ESO στη Χιλή και έχει γίνει δεκτή προς δημοσίευση στο Astronomy & Astrophysics

Τα σφαιρωτά σμήνη είναι μια ομάδα άστρων με σφαιρική σχεδόν μορφή, η οποία αποτελείται από εκατό χιλιάδες έως ένα εκατομμύριο άστρα, διαφορετικής μάζας, τα οποία πρακτικά δημιουργήθηκαν σχεδόν ταυτόχρονα από το ίδιο τεράστιο νέφος αερίων, στο γαλαξία μας όπως και σε άλλους γαλαξίες. Οι αστρικές πυκνότητες κοντά στο κέντρο ενός αστρικού σμήνους είναι τεράστιες. Αν ζούσαμε εκεί κοντά, τότε θα υπήρχαν αρκετές εκατοντάδες χιλιάδες αστέρια πιο κοντά σε εμάς απ' ότι το αστέρι Άλφα του Κενταύρου, ο κοντινότερός σε μας "αστρικός γείτονας".