Przejdź do treści

Chuchnij, a powiem ci ile masz lat – gwiazdo

Na ilustracji: zdjęcie w podczerwieni („fałszywe”/mapowane kolory), na którym widać powstawanie młodych gwiazd w gęstej chmurze molekularnej w kompleksie mgławic Rho Ophiuchi. Źródło: NASA, JPL-Caltech, Harvard-Smithsonian CfA

Być może kiedyś zostanie zbudowany taki czujnik dla policji, by u kierowców oprócz wykrywania chemicznych substancji psychoaktywnych – na wyświetlaczu pojawił się wiek. Na razie jednak nad systemem wykorzystującym tą ideę pracują astrofizycy – ale nie dla ludzi, tylko dla gwiazd. Astronomowie już posiadają działający sprzęt w postaci profesjonalnych spektrografów. Ale jeszcze trwa kalibracja algorytmów, by wyznaczanie wieku gwiazd za pomocą zegarów chemicznych było wiarygodne.

Wiek gwiazd jest bardzo przydatnym parametrem pozwalającym wprowadzić czas do badań ciał niebieskich. Połączenie obserwowanych właściwości gwiazd z czasem otwiera nowy bardzo bogaty obszar w badaniach Drogi Mlecznej i poza nią. Na przykład łącząc wiek gwiazd z ich ruchem można się cofnąć aż do miejsc gdzie narodziły się, by szczegółowo badać ewolucję Galaktyki i powstawanie gwiazd. Wiek gwiazd w badaniach egzoplanet może pozwolić zajrzeć w proces powstawania i ewolucji planet. Łącząc wiek gwiazd z chemicznymi obfitościami występowania pierwiastków w gwiazdach, można śledzić zmiany konkretnych pierwiastków w czasie w Galaktyce. Uwzględnienie czasu do tych analiz otwiera nową dziedzinę obserwacji, który wzbogaca nasze rozumienie Wszechświata. Jednak pomimo tego wszystkiego co napisano, wiek gwiazd jest ekstremalnie trudny do wyznaczenia.


1. Dlaczego wiek gwiazd tak trudno jest określić ?

Do wyznaczania wieku gwiazd wykorzystuje się na przykład metody takie jak:
    • fotometria – położenie gwiazd na diagramie kolor-jasność (diagram H-R), które określa się na podstawie fotometrii może pozwolić wyznaczyć wiek gwiazdy; astronomowie dopasowują linie stałego wieku na diagramie H-R (tzw. izochrony) do danych fotometrycznych pojedynczej gwiazdy lub całej ich grupy, by określić wiek; jednak ta metoda opiera się na dobrze określonym rozkładzie pyłu pomiędzy gwiazdą a obserwatorem;
    • dynamika;
    • girochronologia -metoda określenia wieku mało-masywnych gwiazd takich jak Słońce na podstawie okresu rotacji - co jednak wymaga znajomości nachylenia osi obrotu gwiazdy, które może być trudne do określenia;
    • obfitości konkretnych pierwiastków w gwiazdach, np. lit – jednak ten pierwiastek może być wskaźnikiem wieku tylko dla młodych gwiazd z konwekcyjnymi otoczkami.


2. Stosunki obfitości niektórych pierwiastków w gwiazdach zmieniają się z wiekiem

Ta interesująca i dość nowa ścieżka określania wieku gwiazd polega na użyciu „zegarów chemicznych”. Chemicznymi zegarami gwiazdowymi są stosunki obfitości pierwiastków, w których zaobserwowano zmiany z wiekiem gwiazd. Idea chemicznych zegarów bazuje na informacji, że różne rodziny pierwiastków są wyrzucane do ośrodka międzygwiazdowego w różnym czasie – co ilustruje poniższy rysunek:

 


Schematyczna ilustracja różnych skal czasowych dla procesu chemicznego wzbogacania za pomocą różnych mechanizmów, która to koncepcja stoi za ideą „chemicznych zegarów”. Na przykład gdy Droga Mleczna była bardzo młoda dominującym źródłem chemicznego wzbogacania były supernowe powstałe w wyniku kolapsu jądra gwiazd masywnych (M>8-10 Mʘ) żyjących krótko – „tylko” miliony lat. W późniejszym okresie do chemicznego wzbogacania Galaktyki rozpoczęły przyczyniać się gwiazdy o małych i średnich masach na Asymptotycznej Gałęzi Olbrzymów AGB – żyjące nawet miliardy lat. W trwającej krótko fazie ewolucyjnej na AGB następuje wzbogacenie ośrodka międzygwiazdowego poprzez silną utratę masy i wiatry gwiazdowe. Oprac. na podstawie Jacobson i Frebel (2014)Schematyczna ilustracja różnych skal czasowych dla procesu chemicznego wzbogacania za pomocą różnych mechanizmów, która to koncepcja stoi za ideą „chemicznych zegarów”. Na przykład gdy Droga Mleczna była bardzo młoda dominującym źródłem chemicznego wzbogacania były supernowe powstałe w wyniku kolapsu jądra gwiazd masywnych (M>8-10 Mʘ) żyjących krótko – „tylko” miliony lat. W późniejszym okresie do chemicznego wzbogacania Galaktyki rozpoczęły przyczyniać się gwiazdy o małych i średnich masach na Asymptotycznej Gałęzi Olbrzymów AGB – żyjące nawet miliardy lat. W trwającej krótko fazie ewolucyjnej na AGB następuje wzbogacenie ośrodka międzygwiazdowego poprzez silną utratę masy i wiatry gwiazdowe. Oprac. na podstawie Jacobson i Frebel (2014)


Na przykład  pierwiastki takie jak magnez (Mg), glin (Al) i tytan (Ti) są produkowane podczas śmierci gwiazd masywnych, które żyją krótko i umierają jako supernowe podczas kolapsu grawitacyjnego jądra gwiazdy. Dlatego obfitości tych pierwiastków zmieniają się z czasem zupełnie inaczej niż na przykład bar / itr (Ba / Y) – pierwiastki produkowane głównie w małomasywnych gwiazdach, które „żyją” znacznie dłużej i w konsekwencji rozproszenie tych produktów nukleosyntezy w ośrodku międzygwiazdowym zabiera więcej czasu. Oznacza to, że stosunki obfitości różnych pierwiastków zmieniają się w sposób ciągły w ośrodku międzygwiazdowym.

Gwiazda jest swego rodzaju „kapsułą czasu”, która w swojej masie przechowuje informację o chemicznych obfitościach pierwiastków ośrodka międzygwiazdowego w chwili narodzin gwiazdy i ta informacja jest możliwa do odzyskania przez większość czasu jej życia, które spędza na ciągu głównym. Dlatego stosunki obfitości niektórych pierwiastków w gwieździe mogą pozwolić poznać na jakim etapie (czyli, w którym momencie czasu) ewolucji chemicznej Drogi Mlecznej powstała konkretna gwiazda.


3. Historia dotychczasowych badań nad zegarami chemicznymi gwiazd

W zegarach chemicznych do określania wieku gwiazd wykorzystuje się między innymi następujące pojęcia pierwiastków (patrz również powyższy rysunek):
    • „pierwiastki α” , których najbardziej stabilne izotopy mają liczbę nukleonów w jądrach będącą wielokrotnością jądra helu z 4 nukleonami – czyli cząstki α, przykłady takich pierwiastków: C, O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca.
   •  pierwiastki powstałe w wyniku przechwycenia niezbyt szybkich neutronów, czyli procesu „s”, przykłady takich pierwiastków: Ba, Y, La.

W ostatnich latach odkryto, że dla mało-masywnych gwiazd typów widmowych F,G,K stosunki obfitości pierwiastków takich jak [Y/Mg] (itr/magnez), [Y/Al] (itr/glin) i [Ba/Mg] (bar/magnez) są zależne liniowo od wieku gwiazd. Wynika to z faktu, iż różne procesy syntezy jądrowej występują na konkretnych etapach ewolucji gwiazd w zależności od ich masy. Na przykład obserwuje się, że obfitości pierwiastków produkowanych podczas wybuchu supernowych w wyniku kolapsu jądra gwiazdy masywnej (tzw. „pierwiastki α”) mają zupełnie inne tempa ich wytwarzania z czasem, w porównaniu do pierwiastków wytwarzanych w późnych etapach ewolucyjnych gwiazd o pośrednich masach na Asymptotycznej Gałęzi Olbrzymów AGB (np. pierwiastki powstałe w wyniku przechwycenia niezbyt szybkich neutronów). Ponieważ oba procesy wzbogacają ośrodek międzygwiazdowy w różnych skalach czasowych, dlatego obserwujemy zależność od wieku gwiazd – gdy porównujemy obie rodziny pierwiastków.

W 2018 roku dla gwiazd o składzie chemicznym podobnym do Słońca, czyli słonecznego rodzeństwa znaleziono, że stosunki obfitości dla 55 pierwiastków zachowują się podobnie jako „zegary chemiczne”. Wszystkie te stosunki obfitości dotyczą pierwiastków powstałych w wyniku przechwycenia niezbyt szybkich neutronów, czyli procesu „s” dla gwiazd na Asymptotycznej Gałęzi Olbrzymów AGB.

Pomimo, że gwiazdowe zegary chemiczne są intensywnie badane w ostatnich latach, to jednak ich zastosowanie i ograniczenia na razie nie są w pełni rozumiane. W szczególności w publikacji z 2021 roku znaleziono na dużej próbce gwiazdowych gromad otwartych o dobrze określonym wieku, że występuje pewne przesunięcie i rozproszenie w relacji wiek – obfitości pierwiastków poza Lokalnym Bąblem (odległość > 1 kpc). Nie ma więc bezpośredniego przełożenia tej relacji poza zakres gwiazd o słonecznej metaliczności w sąsiedztwie Słońca.


4. Testowanie chemicznych zegarów w rozległych gwiazdowych układach podwójnych

W omawianej publikacji F. Espinoza-Rojas ze współpracownikami pt. „Zgodność zegarów chemicznych dla gwiazd w takim samym wieku” zaproponowano test, który ma za zadanie sprawdzić stosowalność zegarów chemicznych do badania gwiazd w tym samym wieku. W tym celu wybrano gwiazdy o znacznie większym zakresie metaliczności i wieku. Te warunki spełniają gwiazdy w rozległych układach podwójnych o półosiach orbit od 100 j.a. do 1 pc (~200 tys. j.a.), ponieważ powstały one z gwiazd o wspólnym pochodzeniu – o ile weźmiemy pod uwagę możliwe scenariusze ich powstania takiej np. jak: 
    • połączenie się pary gwiazd podczas rozpadu gromady o takim samym wieku już po narodzinach gwiazd,
    • fragmentacja w wyniku turbulencji i grawitacyjnego przyciągania pobliskich jąder protogwiazdowych,
    • utrata gwiazdy w potrójnych systemach gwiazdowych.
Warto tutaj wspomnieć, że nieprawdopodobne jest powstanie bardzo rozległych układów podwójnych o półosiach orbit >10 tys. j.a. zgodnie z teorią defragmentacji i kolapsu obłoków protogwiazdowych, ponieważ wielkość tych struktur szacuje na 5-10 tys. j.a.
Warto również wspomnieć o ograniczeniu obserwacyjnym – szacuje się, że w krótkim okresie obserwacji (< 100 lat) nie jest możliwe odkrycie rozległych układów gwiazdowych wielokrotnych o okresach orbitalnych rzędu 30 tys. lat.

W omawianej publikacji autorzy zbadali dla 36 par rozległych układów podwójnych różne stosunki obfitości zegarów chemicznych by znaleźć, które zegary chemiczne są najbardziej zgodne dla gwiazd powstałych w tym samym czasie.

W pierwszym kroku zweryfikowano oczywistą zależność, że pary gwiazd tworzące rozległe układy podwójne są bardziej zgodne pod względem składu chemicznego niż wybrane przypadkowo pary gwiazd. Wynika to z faktu, że gwiazdy urodzone w tym sam miejscu posiadają ten sam skład chemiczny, ponieważ uważa się, że ośrodek międzygwiazdowy jest bardzo jednorodny w małych obszarach przestrzennych. Chemiczne obfitości gwiazd odzwierciedlają skład chemiczny materii, z której zostały stworzone. Więc jeżeli ośrodek międzygwiazdowy jest dobrze wymieszany i gwiazdy powstały w tym samym miejscu i czasie, to powinny one również mieć podobny skład chemiczny.

Wykonana przez F. Espinoza-Rojas ze współpracownikami analiza obfitości pierwiastków dla rozległych układów podwójnych wykazała, że są one bardziej podobne dla stosunków obfitości obu składników układu podwójnego wykorzystywanych w zegarach chemicznych niż innych obfitości. Okazało się, że jeżeli nawet oba składniki układu podwójnego są niezgodne chemicznie w zakresie obfitości pierwiastków X względem Fe (żelaza), czyli [X/Fe], mimo to są zgodne dla obfitości uwzględnianych w zegarach chemicznych.

Autorzy podali następujące najbardziej obiecujące ich zdaniem zegary chemiczne, które wykazują największą zgodność dla rozległych gwiazdowych układów podwójnych:
    • skand / bar [Sc/Ba],
    • glin / bar [Al/Ba],
    • tytan / bar [Ti/Ba].
Więc są to aktualnie najbardziej obiecujące wskaźniki wieku gwiazd.


5. Co dalej z ideą zegarów chemicznych dla gwiazd ?

Jednym z nowych kierunków dalszej kalibracji zegarów chemicznych jest weryfikacja dla gwiazd, których wiek wyznaczono innymi metodami, np. girochronologia. Dzięki temu będzie można stworzyć zależności empiryczne obfitości gwiazdowych w zegarach chemicznych jako funkcje wieku gwiazd. Najprawdopodobniej te relacje empiryczne będą zmieniały się z pozycją w Drodze Mlecznej. Tym nie mniej otwierają one nowe ścieżki badania wieku gwiazd za pomocą różnorodnych parametrów. Dzięki zegarom chemicznym mamy nadzieję rozszerzyć nasz zestaw narzędzi do wyznaczania wieku gwiazd i uzyskać więcej możliwości weryfikacji wieku gwiazd będącego ważnym parametrem w astronomii obserwacyjnej.

 


Więcej informacji:

Publikacja naukowa (zostanie opublikowana w Ap.J., wersja darmowa ArXiv): The consistency of chemical clocks among coeval stars

Keeping Time in the Milky Way with Chemical Clocks


Źródło: AAS

Opracowanie: Ryszard Biernikowicz


Na ilustracji: zdjęcie w podczerwieni („fałszywe”/mapowane kolory), na którym widać powstawanie młodych gwiazd w gęstej chmurze molekularnej w kompleksie mgławic Rho Ophiuchi. Źródło: NASA, JPL-Caltech, Harvard-Smithsonian CfA

 

Reklama