ألقت ملاحظات فريق دولي من الفلكيين باستخدام مقياس طيف الأشعة فوق البنفسجية على تلسكوب ESO الكبير جدًا في مرصد بارانال (تشيلي) ضوءًا جديدًا على أقرب عصر لمجرة درب التبانة.
أول قياس على الإطلاق لمحتوى البريليوم في نجمتين في كتلة كروية (NGC 6397) - دفع التكنولوجيا الفلكية الحالية نحو الحد الأقصى - جعل من الممكن دراسة المرحلة المبكرة بين تكوين الجيل الأول من النجوم في حليبي الطريق وهذا العنقودية النجمية. تم العثور على هذه الفترة الزمنية لتصل إلى 200 - 300 مليون سنة.
عمر النجوم في NGC 6397 ، كما تحدده نماذج التطور النجمية ، هو 13400؟ 800 مليون سنة. إضافة الفترتين الزمنيتين يعطي عمر درب التبانة 13600؟ 800 مليون سنة.
أفضل تقدير حاليًا لعمر الكون ، كما يتم استنتاجه ، على سبيل المثال ، من قياسات خلفية الميكرويف الكونية ، هو 13700 مليون سنة. وهكذا ، تشير الملاحظات الجديدة إلى أن الجيل الأول من النجوم في مجرة درب التبانة تشكل بعد فترة وجيزة من نهاية "العصور المظلمة" التي استمرت 200 مليون سنة والتي خلفت الانفجار العظيم.
عصر درب التبانة
كم عمر درب التبانة؟ متى أشعلت النجوم الأولى في مجرتنا؟
إن الفهم الصحيح لتكوين وتطور نظام درب التبانة أمر بالغ الأهمية لمعرفتنا بالكون. ومع ذلك ، فإن الملاحظات ذات الصلة هي من بين الملاحظات الأكثر صعوبة ، حتى مع أقوى التلسكوبات المتاحة ، لأنها تنطوي على دراسة تفصيلية للأجرام السماوية القديمة والبعيدة ومعظمها خافت.
العناقيد الكروية وأعمار النجوم
إن الفيزياء الفلكية الحديثة قادرة على قياس أعمار بعض النجوم ، وهذا هو الوقت المنقضي منذ أن تشكلت بسبب التكثيف في السحب الضخمة بين النجوم للغاز والغبار. بعض النجوم "شابة" للغاية من الناحية الفلكية ، عمرها بضعة ملايين من السنين فقط مثل النجوم الموجودة في سديم الجبار القريب. تشكلت الشمس ونظامها الكوكبي منذ حوالي 4560 مليون سنة ، لكن العديد من النجوم الأخرى تشكلت في وقت أبكر بكثير. تم العثور على بعض أقدم النجوم في درب التبانة في عناقيد نجمية كبيرة ، ولا سيما في "العناقيد الكروية" (PR Photo 23a / 04) ، وهذا ما يسمى بسبب شكلها الكروي.
وُلدت النجوم التي تنتمي إلى مجموعة كروية معًا ، من نفس السحابة وفي نفس الوقت. نظرًا لأن النجوم ذات الكتل المختلفة تتطور بمعدلات مختلفة ، فمن الممكن قياس عمر العناقيد الكروية بدقة جيدة إلى حد معقول. تم العثور على أقدم منها أكثر من 13000 مليون سنة.
ومع ذلك ، لم تكن تلك النجوم العنقودية أول النجوم التي يتم تشكيلها في درب التبانة. نحن نعرف ذلك ، لأنها تحتوي على كميات صغيرة من بعض العناصر الكيميائية التي يجب أن تكون قد تم تصنيعها في جيل سابق من النجوم الضخمة التي انفجرت على أنها مستعرات عظمى بعد حياة قصيرة وحيوية. تم ترسيب المادة المعالجة في السحب التي صنعت منها الأجيال القادمة من النجوم ، راجع. ESO PR 03/01.
على الرغم من عمليات البحث المكثفة ، لم يكن من الممكن حتى الآن العثور على نجوم أقل ضخامة من الجيل الأول والتي قد لا تزال مشرقة حتى اليوم. وبالتالي ، لا نعلم متى تشكلت هذه النجوم الأولى. في الوقت الحالي ، يمكننا أن نقول فقط أن درب التبانة يجب أن يكون أقدم من أقدم النجوم العنقودية الكروية.
ولكن كم أكبر؟
البريليوم لانقاذ
ما يريده علماء الفيزياء الفلكية هو بالتالي طريقة لقياس الفاصل الزمني بين تكوين النجوم الأولى في درب التبانة (التي أصبح العديد منها سوبرنوفا بسرعة) واللحظة التي تشكلت فيها النجوم في مجموعة كروية من العمر المعروف. مجموع هذه الفترة الزمنية وعمر تلك النجوم سيكون بعد ذلك عصر درب التبانة.
وقد أنتجت الملاحظات الجديدة مع VLT في مرصد Paranal التابع لـ ESO اختراقًا في هذا الاتجاه. العنصر السحري هو "البريليوم"!
البريليوم هو واحد من أخف العناصر [2] - تتكون نواة النظير الأكثر شيوعًا وثباتًا (البريليوم 9) من أربعة بروتونات وخمسة نيوترونات. فقط الهيدروجين والهيليوم والليثيوم أخف وزنا. ولكن في حين تم إنتاج هؤلاء الثلاثة خلال الانفجار العظيم ، وبينما تم إنتاج معظم العناصر الثقيلة في وقت لاحق في داخل النجوم ، إلا أن البريليوم -9 لا يمكن إنتاجه إلا عن طريق "تشظي كوني". أي من خلال تفتيت النوى الثقيلة سريعة الحركة - التي نشأت في انفجارات المستعرات الأعظمية المذكورة والمشار إليها باسم "الأشعة الكونية المجرية" - عندما تتصادم مع النوى الخفيفة (معظمها بروتونات وجسيمات ألفا ، أي نوى الهيدروجين والهيليوم) في وسط بين النجوم.
أشعة المجرة الكونية وساعة البريليوم
سارت الأشعة الكونية المجرية في جميع أنحاء درب التبانة المبكر ، مسترشدة بالمجال المغناطيسي الكوني. كان الإنتاج الناتج عن البريليوم متجانسًا جدًا داخل المجرة. ازدادت كمية البريليوم بمرور الوقت ، ولهذا السبب قد تعمل بمثابة "ساعة كونية".
كلما طالت المدة التي مرت بين تكوين النجوم الأولى (أو ، بشكل أكثر صحة ، زوالها السريع في انفجارات المستعرات الأعظمية) وتكوين النجوم العنقودية الكروية ، كان محتوى البريليوم في الوسط النجمي الذي تشكلت منه أعلى . وبالتالي ، بافتراض أن هذا البريليوم محفوظ في الغلاف الجوي النجمي ، كلما وجد المزيد من البريليوم في مثل هذا النجم ، كلما كان الفاصل الزمني أطول بين تكوين النجوم الأولى وهذا النجم.
لذلك قد يزودنا البريليوم بمعلومات فريدة وحاسمة حول مدة المراحل المبكرة من درب التبانة.
ملاحظة صعبة للغاية
حتى الان جيدة جدا. تم تطوير الأسس النظرية لطريقة المواعدة خلال العقود الثلاثة الماضية وكل ما هو مطلوب هو قياس محتوى البريليوم في بعض النجوم العنقودية الكروية.
ولكن هذا ليس بهذه البساطة كما يبدو! المشكلة الرئيسية هي أن البريليوم يتم تدميره عند درجات حرارة أعلى من بضعة ملايين درجة. عندما يتطور نجم نحو الطور العملاق المضيء ، تبدأ الحركة العنيفة (الحمل الحراري) في التلامس مع الغاز الموجود في الغلاف الجوي النجمي العلوي مع الغاز الداخلي الساخن الذي تم فيه تدمير كل البريليوم ومحتوى البريليوم الأولي في الغلاف الجوي النجمي وبالتالي مخفف بشكل ملحوظ. لاستخدام ساعة Beryllium ، من الضروري قياس محتوى هذا العنصر في النجوم الأقل ضخامة والأقل تطورًا في الكتلة الكروية. وهذه النجوم التي يطلق عليها "إطفاء النجوم (TO)" باهتة بشكل جوهري.
في الواقع ، فإن المشكلة التقنية التي يجب التغلب عليها هي ثلاثة أضعاف: أولاً ، جميع العناقيد الكروية بعيدة جدًا ، وبما أن النجوم المطلوب قياسها باهتة جوهريًا ، فإنها تبدو باهتة تمامًا في السماء. حتى في NGC6397 ، ثاني أقرب كتلة كروية ، فإن النجوم TO لها حجم بصري ~ 16 أو 10000 مرة أكثر خفوتًا من أضعف نجم مرئي للعين المجردة. ثانيًا ، لا يوجد سوى اثنين من توقيعات البريليوم (خطوط طيفية) مرئية في الطيف النجمي ، وبما أن هذه النجوم القديمة تحتوي على القليل من البريليوم نسبيًا ، فإن هذه الخطوط ضعيفة جدًا ، خاصة عند مقارنتها بالخطوط الطيفية المجاورة من العناصر الأخرى. وثالثًا ، يقع خطا البريليوم في منطقة طيفية قليلة الاستكشاف عند الطول الموجي 313 نانومتر ، أي في الجزء فوق البنفسجي من الطيف الذي يتأثر بشدة بالامتصاص في الغلاف الجوي الأرضي بالقرب من القطع عند 300 نانومتر ، تحته الملاحظات من الأرض لم تعد ممكنة.
وبالتالي ، فلا عجب أن مثل هذه الملاحظات لم يسبق أن تم إجراؤها من قبل ، لأن الصعوبات التقنية كانت ببساطة غير قابلة للتغلب عليها.
VLT و UVES يقومان بالمهمة
نجح فريق من ESO وفلكيين إيطاليين في الحصول على أول موثوق موثوق به باستخدام مطياف UVES عالي الأداء على منظار Kuyen الذي يبلغ طوله 8.2 متر من تلسكوب ESO الكبير جدًا في مرصد بارانال (تشيلي) ، وهو حساس بشكل خاص للأشعة فوق البنفسجية. قياسات محتوى البريليوم في نجمتين TO (المشار إليهما بـ "A0228" و "A2111") في الكتلة الكروية NGC 6397 (PR Photo 23b / 04). تقع على مسافة حوالي 7200 سنة ضوئية في اتجاه حقل نجمي غني في كوكبة أرا الجنوبية ، وهي واحدة من أقرب مجموعتين نجميتين من هذا النوع ؛ والآخر هو ميسيير 4.
تم عمل الملاحظات خلال عدة ليالٍ خلال عام 2003. وبلغ إجمالي التعرض لأكثر من 10 ساعات من التعرض لكل من النجوم الستة عشر ، ودفعوا VLT و UVES نحو الحد التقني. تفكرًا في التقدم التكنولوجي ، أبدى قائد الفريق ، عالم الفلك ESO Luca Pasquini ، ابتهجًا: "قبل بضع سنوات ، كانت أي ملاحظة كهذه مستحيلة وستظل مجرد حلم الفلكي!"
الأطياف الناتجة (PR صورة 23 ج / 04) من النجوم الباهتة تظهر تواقيع ضعيفة من أيونات البريليوم (كن الثاني). سمحت مقارنة الطيف المرصود بسلسلة من الأطياف الاصطناعية بمحتوى بيريليوم مختلف (في الفيزياء الفلكية: "وفرة") لعلماء الفلك أن يجدوا الأنسب وبالتالي قياس الكمية الصغيرة جدًا من البريليوم في هذه النجوم: لكل ذرة بيريليوم هناك حوالي 2،224،000،000،000 ذرة هيدروجين.
تظهر خطوط البريليوم أيضًا في نجم آخر من نفس نوع هذه النجوم ، HD 218052 ، راجع. صورة رقم PR 23c / 04. ومع ذلك ، فهي ليست عضوًا في كتلة ، وعمرها ليس معروفًا تمامًا مثل عمر النجوم العنقودية. يشبه محتوى البريليوم تمامًا محتوى النجوم العنقودية ، مما يشير إلى أن هذا النجم الميداني ولد في نفس الوقت تقريبًا مع الكتلة.
من الانفجار الكبير حتى الآن
وفقًا لأفضل نظريات التشظية الحالية ، يجب أن تراكمت كمية البريليوم المقاسة خلال 200 - 300 مليون سنة. يقوم الفلكي الإيطالي دانييل جالي ، وهو عضو آخر في الفريق ، بالحساب: "إذن نحن نعلم الآن أن عصر درب التبانة هو أكثر بكثير من عمر تلك المجموعة الكروية - لذا يجب أن تكون مجرتنا 13600؟ 800 مليون سنة. هذه هي المرة الأولى التي نحصل فيها على تحديد مستقل لهذه القيمة الأساسية! ".
ضمن حالات عدم اليقين المحددة ، يتناسب هذا الرقم أيضًا بشكل جيد للغاية مع التقدير الحالي لعمر الكون ، 13700 مليون سنة ، وهو الوقت المنقضي منذ الانفجار العظيم. وهكذا يبدو أن الجيل الأول من النجوم في مجرة درب التبانة تشكل في الوقت الذي انتهت فيه "العصور المظلمة" ، التي يعتقد الآن أنها بعد 200 مليون سنة من الانفجار العظيم.
يبدو أن النظام الذي نعيش فيه قد يكون بالفعل أحد الأعضاء "المؤسسين" لسكان المجرات في الكون.
معلومات اكثر
تمت مناقشة البحث المقدم في هذا البيان الصحفي في ورقة بعنوان "كن في نجوم منعطف من NGC 6397: شلل المجرات المبكر ، وعلم الكون وتشكيل الكتلة" من قبل L. Pasquini والمؤلفين المشاركين الذين سيتم نشرهم في مجلة البحث الأوروبية "الفلك والفيزياء الفلكية" (astro-ph / 0407524).
المصدر الأصلي: ESO News Release
