Pemerhatian oleh pasukan astronomi antarabangsa dengan spektrometer UVES di Teleskop Sangat Besar ESO di Balai Cerap Paranal (Chile) telah memberikan cahaya baru pada zaman galaksi Bima Sakti yang paling awal.
Pengukuran pertama kandungan Beryllium dalam dua bintang dalam kelompok globular (NGC 6397) - mendorong teknologi astronomi semasa ke had - memungkinkan untuk mengkaji fasa awal antara pembentukan bintang generasi pertama di Bima Sakti Cara dan cara dari gugusan bintang ini. Selang masa ini didapati berjumlah 200 - 300 juta tahun.
Umur bintang-bintang di NGC 6397, seperti yang ditentukan oleh model evolusi bintang, adalah 13,400? 800 juta tahun. Menambah selang dua waktu memberikan usia Bima Sakti, 13,600? 800 juta tahun.
Anggaran terbaik masa ini untuk alam semesta, seperti yang disimpulkan, misalnya, dari pengukuran Latar Belakang Gelombang Mikro Kosmik, adalah 13,700 juta tahun. Oleh itu, pemerhatian baru menunjukkan bahawa generasi pertama bintang di galaksi Bima Sakti terbentuk tidak lama setelah berakhirnya "Zaman Gelap" yang panjangnya ~ 200 juta tahun yang menggantikan Big Bang.
Zaman Bima Sakti
Berapa umur Bima Sakti? Bilakah bintang pertama di galaksi kita menyala?
Pemahaman yang betul tentang pembentukan dan evolusi sistem Bima Sakti sangat penting untuk pengetahuan kita tentang Alam Semesta. Walaupun begitu, pemerhatian yang berkaitan adalah antara yang paling sukar, walaupun dengan teleskop yang paling kuat, kerana ia melibatkan kajian terperinci mengenai benda langit lama, jauh dan samar-samar.
Kelompok globular dan usia bintang
Fizik astro moden mampu mengukur usia bintang-bintang tertentu, itulah waktu yang berlalu sejak ia terbentuk oleh pemeluwapan di awan gas dan debu antarbintang yang besar. Beberapa bintang sangat "muda" dari segi astronomi, hanya beberapa juta tahun seperti bintang-bintang di Orion Nebula yang berdekatan. Matahari dan sistem planetnya terbentuk kira-kira 4,560 juta tahun yang lalu, tetapi banyak bintang lain terbentuk lebih awal. Beberapa bintang tertua di Bima Sakti dijumpai dalam kelompok bintang besar, khususnya dalam "gugus globular" (Foto PR 23a / 04), yang disebut kerana bentuk bulatnya.
Bintang yang tergolong dalam kelompok globular dilahirkan bersama, dari awan yang sama dan pada masa yang sama. Oleh kerana bintang-bintang dengan jisim yang berlainan berkembang pada kadar yang berbeza, adalah mungkin untuk mengukur usia kelompok globular dengan ketepatan yang cukup baik. Yang tertua didapati berusia lebih dari 13,000 juta tahun.
Namun, bintang kluster itu bukanlah bintang pertama yang terbentuk di Bima Sakti. Kami tahu ini, kerana ia mengandungi sejumlah kecil unsur kimia tertentu yang mesti disintesis pada generasi terdahulu dari bintang besar yang meletup sebagai supernova setelah hidup yang singkat dan bertenaga. Bahan yang diproses disimpan di awan dari mana bintang-bintang generasi berikutnya dibuat, lih. ESO PR 03/01.
Walaupun terdapat carian yang intensif, sehingga kini masih belum dapat menemukan bintang-bintang yang kurang besar dari generasi pertama ini yang mungkin masih bersinar hingga kini. Oleh itu, kita tidak tahu bila bintang-bintang pertama ini terbentuk. Buat masa ini, kita hanya boleh mengatakan bahawa Bima Sakti mestilah lebih tua daripada bintang kelompok globular tertua.
Tetapi berapa lama?
Beryllium untuk menyelamatkan
Oleh itu, apa yang ingin dimiliki oleh ahli astrofizik adalah kaedah untuk mengukur selang waktu antara pembentukan bintang pertama di Bima Sakti (yang mana banyak dengan cepat menjadi supernova) dan ketika bintang-bintang dalam kelompok globular pada zaman yang diketahui terbentuk. Jumlah selang waktu ini dan usia bintang-bintang itu akan menjadi zaman Bima Sakti.
Pemerhatian baru dengan VLT di Observatorium Paranal ESO kini telah menghasilkan penembusan ke arah ini. Unsur sihir adalah "Beryllium"!
Beryllium adalah salah satu unsur paling ringan [2] - inti dari isotop yang paling biasa dan stabil (Beryllium-9) terdiri daripada empat proton dan lima neutron. Hanya hidrogen, helium dan litium yang lebih ringan. Tetapi sementara ketiganya dihasilkan semasa Big Bang, dan sementara kebanyakan elemen yang lebih berat dihasilkan kemudian di bahagian dalam bintang, Beryllium-9 hanya dapat dihasilkan oleh "spasiasi kosmik". Maksudnya, oleh pemecahan nukleus yang lebih cepat bergerak cepat - berasal dari letupan supernova yang disebutkan dan disebut sebagai "sinar kosmik galaksi" yang bertenaga - ketika mereka bertabrakan dengan inti cahaya (kebanyakannya proton dan zarah alfa, iaitu inti hidrogen dan helium) di medium antara bintang.
Sinaran kosmik galaksi dan jam Beryllium
Sinaran kosmik galaksi mengembara ke seluruh Bima Sakti awal, dipandu oleh medan magnet kosmik. Penghasilan Beryllium yang dihasilkan cukup seragam di dalam galaksi. Jumlah Beryllium meningkat seiring berjalannya waktu dan inilah sebabnya mengapa ia bertindak sebagai "jam kosmik".
Semakin lama masa yang berlalu antara pembentukan bintang pertama (atau, lebih tepat lagi, kematian cepat mereka dalam letupan supernova) dan pembentukan bintang gugus globular, semakin tinggi kandungan Beryllium dalam medium antarbintang dari mana mereka terbentuk . Oleh itu, dengan anggapan bahawa Beryllium ini dipelihara dalam suasana bintang, semakin banyak Beryllium dijumpai di bintang seperti itu, semakin lama adalah selang waktu antara pembentukan bintang pertama dan bintang ini.
Oleh itu, Beryllium mungkin memberi kita maklumat unik dan penting mengenai jangka masa peringkat awal Bima Sakti.
Pemerhatian yang sangat sukar
Setakat ini, begitu baik. Asas teori untuk kaedah temu janji ini dikembangkan selama tiga dekad yang lalu dan semua yang diperlukan adalah mengukur kandungan Beryllium pada beberapa bintang kluster globular.
Tetapi ini tidak semudah yang didengar! Masalah utama ialah Beryllium hancur pada suhu melebihi beberapa juta darjah. Apabila bintang berkembang menuju fasa raksasa bercahaya, gerakan ganas (perolakan) masuk, gas di atmosfer bintang atas bersentuhan dengan gas dalaman panas di mana semua Beryllium telah hancur dan kandungan Beryllium awal dalam atmosfera bintang adalah dengan itu dicairkan dengan ketara. Untuk menggunakan jam Beryllium, oleh itu perlu untuk mengukur kandungan elemen ini dalam bintang yang kurang besar, kurang berkembang di gugus globular. Dan bintang-bintang yang disebut “turn-off (TO)” ini samar-samar samar.
Sebenarnya, masalah teknikal yang harus diatasi adalah tiga kali ganda: Pertama, semua kelompok globular agak jauh dan kerana bintang-bintang yang akan diukur secara samar-samar samar-samar, bintang kelihatan agak samar. Walaupun di NGC6397, kelompok globular kedua yang terdekat, bintang TO mempunyai magnitud visual ~ 16, atau 10000 kali lebih lemah daripada bintang samar yang dapat dilihat oleh mata tanpa bantuan. Kedua, hanya terdapat dua tandatangan Beryllium (garis spektrum) yang dapat dilihat di spektrum bintang dan kerana bintang-bintang lama ini mengandungi Beryllium yang agak kecil, garis-garis itu sangat lemah, terutama jika dibandingkan dengan garis spektrum tetangga dari elemen lain. Dan ketiga, kedua garis Beryllium terletak di kawasan spektrum yang sedikit diterokai pada panjang gelombang 313 nm, iaitu, di bahagian ultraviolet spektrum yang sangat dipengaruhi oleh penyerapan di atmosfera daratan berhampiran jalan pintas pada 300 nm, di bawahnya pemerhatian dari tanah tidak mungkin dilakukan lagi.
Oleh itu, tidak hairanlah bahawa pemerhatian seperti ini tidak pernah dibuat sebelumnya, kesulitan teknikalnya tidak dapat ditandingi.
VLT dan UVES menjalankan tugas
Dengan menggunakan spektrometer UVES berprestasi tinggi pada teleskop Kuyen 8.2-m dari Teleskop Sangat Besar ESO di Balai Cerap Paranal (Chile) yang sangat sensitif terhadap cahaya ultraviolet, satu pasukan ahli astronomi ESO dan Itali [1] berjaya memperoleh yang pertama yang boleh dipercayai pengukuran kandungan Beryllium dalam dua bintang TO (dilambangkan "A0228" dan "A2111") dalam gugus globular NGC 6397 (Foto PR 23b / 04). Terletak pada jarak sekitar 7.200 tahun cahaya ke arah medan bintang yang kaya di buruj selatan Ara, ia adalah salah satu daripada dua gugus bintang terdekat jenis ini; yang lain ialah Messier 4.
Pemerhatian dilakukan selama beberapa malam sepanjang tahun 2003. Dengan lebih daripada 10 jam pendedahan pada setiap bintang berukuran 16, mereka mendorong VLT dan UVES ke had teknikal. Mengingat kemajuan teknologi, ketua pasukan, ahli astronomi ESO, Luca Pasquini, gembira: "Beberapa tahun yang lalu, pemerhatian seperti ini tidak mustahil dan hanya menjadi impian ahli astronomi!"
Spektrum yang dihasilkan (Foto PR 23c / 04) bintang samar menunjukkan tanda lemah ion Beryllium (Be II). Membandingkan spektrum yang diperhatikan dengan rangkaian spektrum sintetik dengan kandungan Beryllium yang berbeza (dalam astrofizik: "kelimpahan") membolehkan para astronom mencari yang paling sesuai dan dengan itu untuk mengukur jumlah Beryllium yang sangat kecil dalam bintang-bintang ini: untuk setiap atom Beryllium terdapat kira-kira 2,224,000,000,000 atom hidrogen.
Garisan berilium juga dilihat pada bintang lain dengan jenis yang sama seperti bintang-bintang ini, HD 218052, lih. Foto PR 23c / 04. Walau bagaimanapun, ia bukan anggota kluster dan umurnya tidak begitu terkenal dengan bintang kluster. Kandungan Berylliumnya hampir sama dengan bintang kluster, yang menunjukkan bahawa bintang medan ini dilahirkan pada waktu yang hampir sama dengan kluster.
Dari Big Bang hingga sekarang
Menurut teori spallation terkini, jumlah Beryllium yang diukur mesti terkumpul dalam jangka masa 200 - 300 juta tahun. Ahli astronomi Itali, Daniele Galli, ahli pasukan lain, melakukan perhitungan: “Jadi sekarang kita tahu bahawa usia Bima Sakti jauh lebih banyak daripada usia kelompok globular itu - oleh itu galaksi kita mestilah 13.600? Berumur 800 juta tahun. Ini adalah kali pertama kami memperoleh penentuan bebas mengenai nilai asas ini! ”.
Dalam ketidakpastian yang diberikan, jumlah ini juga sangat sesuai dengan perkiraan usia Alam Semesta, 13.700 juta tahun, itulah masa yang berlalu sejak Big Bang. Dengan demikian nampaknya generasi pertama bintang di galaksi Bima Sakti terbentuk pada waktu "Zaman Gelap" berakhir, sekarang diyakini sekitar 200 juta tahun setelah Big Bang.
Nampaknya sistem di mana kita hidup mungkin merupakan salah satu anggota "pendiri" dari populasi galaksi di Alam Semesta.
Maklumat lanjut
Penyelidikan yang disajikan dalam siaran akhbar ini dibahas dalam makalah yang berjudul “Be in turn-off stars of NGC 6397: spallation Galaxy, cosmochronology and cluster formasi awal” oleh L. Pasquini dan penulis bersama yang akan diterbitkan dalam jurnal penyelidikan Eropah "Astronomi & Astrofizik" (astro-ph / 0407524).
Sumber Asal: Siaran Berita ESO
