Beobachtungen eines internationalen Teams von Astronomen mit dem UVES-Spektrometer am Very Large Telescope der ESO am Paranal Observatory (Chile) haben die früheste Epoche der Milchstraße neu beleuchtet.
Die erste Messung des Berylliumgehalts in zwei Sternen in einem Kugelsternhaufen (NGC 6397), die die derzeitige astronomische Technologie an ihre Grenzen treibt, hat es ermöglicht, die frühe Phase zwischen der Bildung der ersten Generation von Sternen in der Milch zu untersuchen Weg und das dieses Sternhaufens. Es wurde festgestellt, dass dieses Zeitintervall 200 bis 300 Millionen Jahre beträgt.
Das Alter der Sterne in NGC 6397, bestimmt anhand von Sternentwicklungsmodellen, beträgt 13.400? 800 Millionen Jahre. Addiert man die beiden Zeitintervalle, ergibt sich das Alter der Milchstraße von 13.600? 800 Millionen Jahre.
Die gegenwärtig beste Schätzung des Alters des Universums, wie sie beispielsweise aus Messungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds abgeleitet wird, beträgt 13.700 Millionen Jahre. Die neuen Beobachtungen deuten darauf hin, dass sich die erste Generation von Sternen in der Milchstraße kurz nach dem Ende des etwa 200 Millionen Jahre langen „dunklen Zeitalters“ gebildet hat, das dem Urknall folgte.
Das Zeitalter der Milchstraße
Wie alt ist die Milchstraße? Wann haben sich die ersten Sterne in unserer Galaxie entzündet?
Ein angemessenes Verständnis der Entstehung und Entwicklung des Milchstraßensystems ist entscheidend für unser Wissen über das Universum. Trotzdem gehören die damit verbundenen Beobachtungen zu den schwierigsten, selbst mit den leistungsstärksten verfügbaren Teleskopen, da sie eine detaillierte Untersuchung alter, abgelegener und meist schwacher Himmelsobjekte beinhalten.
Kugelhaufen und das Alter der Sterne
Die moderne Astrophysik ist in der Lage, das Alter bestimmter Sterne zu messen. Dies ist die Zeit, die vergangen ist, seit sie durch Kondensation in riesigen interstellaren Gas- und Staubwolken entstanden sind. Einige Sterne sind astronomisch sehr „jung“ und nur wenige Millionen Jahre alt wie die im nahe gelegenen Orionnebel. Die Sonne und ihr Planetensystem wurden vor etwa 4.560 Millionen Jahren gebildet, aber viele andere Sterne haben sich viel früher gebildet. Einige der ältesten Sterne der Milchstraße befinden sich in großen Sternhaufen, insbesondere in „Kugelhaufen“ (PR Photo 23a / 04), die aufgrund ihrer Kugelform so genannt werden.
Sterne, die zu einem Kugelsternhaufen gehören, wurden zusammen aus derselben Wolke und zur selben Zeit geboren. Da sich Sterne unterschiedlicher Masse unterschiedlich schnell entwickeln, ist es möglich, das Alter von Kugelsternhaufen mit einer relativ guten Genauigkeit zu messen. Die ältesten sind mehr als 13.000 Millionen Jahre alt.
Dennoch waren diese Sternhaufen nicht die ersten Sterne, die in der Milchstraße gebildet wurden. Wir wissen das, weil sie geringe Mengen bestimmter chemischer Elemente enthalten, die in einer früheren Generation massereicher Sterne synthetisiert worden sein müssen, die nach einem kurzen und energetischen Leben als Supernovae explodierten. Das verarbeitete Material lagerte sich in den Wolken ab, aus denen die nächsten Generationen von Sternen hergestellt wurden, vgl. ESO PR 03/01.
Trotz intensiver Suche war es bisher nicht möglich, weniger massive Sterne dieser ersten Generation zu finden, die heute noch leuchten könnten. Daher wissen wir nicht, wann diese ersten Sterne entstanden sind. Derzeit können wir nur sagen, dass die Milchstraße älter sein muss als die ältesten Kugelsternhaufen.
Aber wie viel älter?
Beryllium zur Rettung
Was Astrophysiker gerne hätten, ist daher eine Methode zur Messung des Zeitintervalls zwischen der Bildung der ersten Sterne in der Milchstraße (von denen viele schnell zu Supernovae wurden) und dem Moment, in dem die Sterne in einem Kugelsternhaufen bekannten Alters gebildet wurden. Die Summe dieses Zeitintervalls und des Alters dieser Sterne wäre dann das Alter der Milchstraße.
Neue Beobachtungen mit dem VLT am Paranal Observatory der ESO haben nun einen Durchbruch in diese Richtung gebracht. Das magische Element ist "Beryllium"!
Beryllium ist eines der leichtesten Elemente [2] - der Kern des häufigsten und stabilsten Isotops (Beryllium-9) besteht aus vier Protonen und fünf Neutronen. Nur Wasserstoff, Helium und Lithium sind leichter. Aber während diese drei während des Urknalls hergestellt wurden und während die meisten der schwereren Elemente später im Inneren von Sternen hergestellt wurden, kann Beryllium-9 nur durch „kosmische Spallation“ hergestellt werden. Das heißt, durch Fragmentierung sich schnell bewegender schwererer Kerne - die aus den genannten Supernovae-Explosionen stammen und als energetische „galaktische kosmische Strahlen“ bezeichnet werden -, wenn sie mit leichten Kernen (meist Protonen und Alpha-Teilchen, dh Wasserstoff- und Heliumkernen) in den Kernen kollidieren interstellares Medium.
Galaktische kosmische Strahlung und die Berylliumuhr
Die galaktischen kosmischen Strahlen wanderten durch die frühe Milchstraße, geleitet vom kosmischen Magnetfeld. Die resultierende Produktion von Beryllium war innerhalb der Galaxie ziemlich gleichmäßig. Die Menge an Beryllium nahm mit der Zeit zu und deshalb könnte es als „kosmische Uhr“ wirken.
Je länger die Zeit zwischen der Bildung der ersten Sterne (oder genauer gesagt ihrem schnellen Absterben bei Supernovae-Explosionen) und der Bildung der Kugelsternhaufen verging, desto höher war der Berylliumgehalt in dem interstellaren Medium, aus dem sie gebildet wurden . Unter der Annahme, dass dieses Beryllium in der Sternatmosphäre erhalten bleibt, ist das Zeitintervall zwischen der Bildung der ersten Sterne und dieses Sterns umso länger, je mehr Beryllium in einem solchen Stern gefunden wird.
Das Beryllium kann uns daher einzigartige und entscheidende Informationen über die Dauer der frühen Stadien der Milchstraße liefern.
Eine sehr schwierige Beobachtung
So weit, ist es gut. Die theoretischen Grundlagen für diese Datierungsmethode wurden in den letzten drei Jahrzehnten entwickelt. Anschließend muss lediglich der Berylliumgehalt in einigen Kugelsternhaufen gemessen werden.
Das ist aber nicht so einfach wie es sich anhört! Das Hauptproblem ist, dass Beryllium bei Temperaturen über einigen Millionen Grad zerstört wird. Wenn sich ein Stern in Richtung der leuchtenden Riesenphase entwickelt, setzt eine heftige Bewegung (Konvektion) ein, das Gas in der oberen Sternatmosphäre kommt mit dem heißen inneren Gas in Kontakt, in dem alles Beryllium zerstört wurde, und der anfängliche Berylliumgehalt in der Sternatmosphäre ist somit deutlich verdünnt. Um die Beryllium-Uhr verwenden zu können, ist es daher erforderlich, den Gehalt dieses Elements in weniger massiven, weniger entwickelten Sternen im Kugelsternhaufen zu messen. Und diese sogenannten "Ausschaltsterne" sind an sich schwach.
Tatsächlich gibt es drei technische Probleme: Erstens sind alle Kugelsternhaufen ziemlich weit entfernt, und da die zu messenden Sterne an sich schwach sind, erscheinen sie am Himmel ziemlich schwach. Selbst in NGC6397, dem zweitnächsten Kugelsternhaufen, haben die TO-Sterne eine visuelle Größe von ~ 16 oder 10000-mal schwächer als der schwächste Stern, der für das bloße Auge sichtbar ist. Zweitens sind im Sternspektrum nur zwei Beryllium-Signaturen (Spektrallinien) sichtbar, und da diese alten Sterne vergleichsweise wenig Beryllium enthalten, sind diese Linien sehr schwach, insbesondere im Vergleich zu benachbarten Spektrallinien anderer Elemente. Und drittens befinden sich die beiden Berylliumlinien in einem wenig erforschten Spektralbereich bei einer Wellenlänge von 313 nm, dh im ultravioletten Teil des Spektrums, der stark von der Absorption in der terrestrischen Atmosphäre nahe dem Grenzwert bei 300 nm beeinflusst wird Beobachtungen vom Boden aus sind nicht mehr möglich.
Kein Wunder also, dass solche Beobachtungen noch nie gemacht wurden, die technischen Schwierigkeiten waren einfach unüberwindbar.
VLT und UVES machen den Job
Mit dem Hochleistungs-UVES-Spektrometer des 8,2-m-Kuyen-Teleskops des Very Large Telescope von ESO am Paranal Observatory (Chile), das besonders empfindlich gegen ultraviolettes Licht ist, gelang es einem Team von ESO und italienischen Astronomen [1], das erste zuverlässige zu erhalten Messungen des Berylliumgehalts in zwei TO-Sternen (bezeichnet mit „A0228“ und „A2111“) im Kugelsternhaufen NGC 6397 (PR Photo 23b / 04). Es befindet sich in einer Entfernung von etwa 7.200 Lichtjahren in Richtung eines reichen Sternfeldes im südlichen Sternbild Ara und ist einer der beiden nächstgelegenen Sternhaufen dieses Typs. der andere ist Messier 4.
Die Beobachtungen wurden während mehrerer Nächte im Laufe des Jahres 2003 durchgeführt. Mit einer Gesamtbelichtung von mehr als 10 Stunden auf jedem der Sterne der 16. Größe haben sie die VLT und UVES an die technische Grenze gebracht. Über den technologischen Fortschritt nachdenkend, freut sich der Leiter des Teams, der ESO-Astronom Luca Pasquini: "Noch vor wenigen Jahren wäre eine solche Beobachtung unmöglich gewesen und nur ein Traum des Astronomen geblieben!"
Die resultierenden Spektren (PR Photo 23c / 04) der schwachen Sterne zeigen die schwachen Signaturen von Berylliumionen (Be II). Durch den Vergleich des beobachteten Spektrums mit einer Reihe synthetischer Spektren mit unterschiedlichem Berylliumgehalt (in der Astrophysik: „Häufigkeit“) konnten die Astronomen die beste Anpassung finden und so die sehr geringe Menge an Beryllium in diesen Sternen messen: Für jedes Berylliumatom gibt es etwa 2.224.000.000.000 Wasserstoffatome.
Berylliumlinien sind auch in einem anderen Stern des gleichen Typs wie diese Sterne zu sehen, HD 218052, vgl. PR Foto 23c / 04. Es ist jedoch kein Mitglied eines Clusters und sein Alter ist bei weitem nicht so bekannt wie das der Clustersterne. Sein Berylliumgehalt ist dem der Clustersterne ziemlich ähnlich, was darauf hinweist, dass dieser Feldstern ungefähr zur gleichen Zeit wie der Cluster geboren wurde.
Vom Urknall bis jetzt
Nach den besten aktuellen Spallationstheorien muss sich die gemessene Menge an Beryllium im Laufe von 200 - 300 Millionen Jahren angesammelt haben. Der italienische Astronom Daniele Galli, ein weiteres Mitglied des Teams, berechnet Folgendes: „Jetzt wissen wir also, dass das Alter der Milchstraße viel mehr ist als das Alter dieses Kugelsternhaufens - unsere Galaxie muss daher 13.600 sein? 800 Millionen Jahre alt. Dies ist das erste Mal, dass wir eine unabhängige Bestimmung dieses Grundwerts erhalten! “.
Innerhalb der gegebenen Unsicherheiten passt diese Zahl auch sehr gut zu der aktuellen Schätzung des Alters des Universums, 13.700 Millionen Jahre, dh der Zeit, die seit dem Urknall vergangen ist. Es scheint also, dass die erste Generation von Sternen in der Milchstraße etwa zu dem Zeitpunkt gebildet wurde, als das „Dunkle Zeitalter“ endete, von dem angenommen wird, dass es etwa 200 Millionen Jahre nach dem Urknall liegt.
Es scheint, dass das System, in dem wir leben, tatsächlich eines der „Gründungsmitglieder“ der Galaxienpopulation im Universum ist.
Mehr Informationen
Die in dieser Pressemitteilung vorgestellten Forschungsergebnisse werden in einem Artikel mit dem Titel „Seien Sie in ausgeschalteten Sternen von NGC 6397: frühe Galaxienspallation, Kosmochronologie und Clusterbildung“ von L. Pasquini und Co-Autoren diskutiert, der im europäischen Forschungsjournal veröffentlicht wird "Astronomie & Astrophysik" (astro-ph / 0407524).
Originalquelle: ESO-Pressemitteilung
