Przejdź do treści

Rozwiązano stary problem dotyczący pomiaru składu chemicznego Wszechświata

Obraz Mgławicy Półksiężyc (NGC 6888).

Badania przeprowadzone przez zespół naukowców pozwoliły im rozwiązać liczącą ponad 80 lat zagadkę dotyczącą składu chemicznego Wszechświata. Odkryli oni, że efekt zmian temperatury w dużych obłokach gazu, w których rodzą się gwiazdy, doprowadził do niedoszacowania ilości ciężkich pierwiastków we Wszechświecie. Wyniki zostały opublikowane w czasopiśmie Nature.

Wszystkie gwiazdy rodzą się, żyją i umierają, co w pewnym sensie decyduje o istnieniu życia. Na wczesnym etapie cała materia we Wszechświecie składa się z wodoru i helu (dwóch najprostszych pierwiastków chemicznych), z niewielką ilością litu. Pozostałe pierwiastki, takie jak węgiel i tlen, niezbędne dla istot żywych, powstały później, w wyniku różnych procesów związanych z ewolucją i śmiercią gwiazd. To właśnie kryje się za dobrze znanym wyrażeniem „jesteśmy stworzeni z gwiezdnego pyłu”.

Pomiędzy fazami śmierci gwiazd i narodzinami nowych, materia gromadzi się w ogromnych obłokach gazu, które są oświetlane przez nowo narodzone gwiazdy. Obłoki znajdujące się najbliżej gwiazd nazywane są obszarami H II; najbardziej znanym z nich jest Mgławica Oriona. Światło emitowane przez te regiony może być obserwowane nawet z najbardziej odległych galaktyk i ma kluczowe znaczenie dla śledzenia formowania się gwiazd i określenia składu chemicznego Wszechświata. Jednak różne sposoby badania regionów H II doprowadziły do rozbieżnych wyników w ciągu ostatnich 80 lat.

Odkrycie struktury atomu było konieczne, aby dokonać znaczącego postępu w odkrywaniu struktury i składu Wszechświata za pomocą spektroskopii. Technika ta, która pozwala nam analizować skład chemiczny materii poprzez dyspersję światła, dostarcza informacji o proporcjach pierwiastków chemicznych, ich temperaturach, gęstościach, prędkościach itp. Ten „kod kreskowy” składa się z linii, a każda linia jest powiązana z różnicami w energii, które są unikalne dla danego pierwiastka, w zależności od składu i warunków fizycznych źródła światła.

Jednak od 1942 roku odkryto, że dla tego samego atomu jasne linie powstałe w wyniku zderzeń atomu z otaczającymi elektronami (linie wzbudzone kolizyjnie) dają obfitości, które stanowią około połowy wartości uzyskanych z linii powstałych w wyniku wychwytu elektronów (linie rekombinacyjne). Tak więc ustalenie, która wartość jest prawidłowa dla obfitości pierwiastków chemicznych w mgławicy, stanowiło zagadkę dla wielu astronomów przez ponad osiem dekad.

Nowa perspektywa
W tym długim okresie zaproponowano kilka hipotez wyjaśniających tę rozbieżność. Jedna z najbardziej godnych uwagi została zaproponowana w 1967 roku przez Manuela Peimberta, badacza z UNAM i współautora artykułu. Według tego astrofizyka jasność linii wzbudzonych kolizyjnie silnie zależy od temperatury. Jeżeli jest ona zmienna, obfitość chemiczna będzie niedoszacowana. Natomiast linie rekombinacyjne nie mają tego problemu, więc powinny dawać prawidłowe wartości.

Dla Césara Estebana, badacza IAC i profesora na Uniwersytecie La Laguna, współautora artykułu, istnieje dodatkowy problem: Jedną z głównych trudności w ilościowym określeniu rozbieżności obfitości jest to, że linie rekombinacyjne ciężkich pierwiastków są bardzo trudne do zaobserwowania, ponieważ są 10 000 razy słabsze niż linie wzbudzone zderzeniowo wytwarzane przez ten sam atom.

Wyzwanie to zmotywowało zespół badawczy do wykonania największych i najbardziej zaawansowanych teleskopów na świecie. Po ponad 20 latach obserwacji i szczegółowej analizy dużej liczby regionów H II, nasza grupa w IAC uzyskała zestaw danych dla Drogi Mlecznej i innych galaktyk o bezprecedensowej jakości, co umożliwiło uzyskanie tego wyniku – wyjaśnił Jorge García Rojas, inny badacz z IAC i współautor artykułu.

Dzięki wysokiej jakości danych, zespołowi udało się dopasować do siebie wszystkie elementy puzzli, aby pokazać, że zmiany temperatury są rzeczywiście obecne, nie w całej mgławicy, ale skoncentrowane w wewnętrznych, najbardziej zjonizowanych strefach. Ku naszemu zaskoczeniu okazało się, że temperatura obliczona na podstawie zakazanych linii azotu [NII] jest reprezentowana dla średniej wartości dla zewnętrznych sfer mgławic, a zatem może być wykorzystana do obliczenia prawidłowych wartości obfitości chemicznych – wyjaśnił José Eduardo Méndez Delgado, badacz z Uniwersytetu w Heidelbergu i pierwszy autor artykułu. Dowody obserwacyjne były już dostępne, wystarczyło tylko spojrzeć na nie z odpowiedniej perspektywy – dodał.

Korzystając z tego nowego scenariusza, zespół badawczy był w stanie wykazać, że znaczna większość wcześniejszych badań opartych na analizie jasnych linii wzbudzonych kolizyjnie nie doszacowało obfitości ciężkich pierwiastków. Co więcej, dowody sugerują, że efekt ten może być większy w mniej wyewoluowanych obiektach we Wszechświecie, takich jak odległe, młode galaktyki, które obecnie odkrywamy za pomocą Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba – powiedziała Kathryn Kreckel, badaczka z UH i współautorka artykułu.

W badaniu zaproponowano szereg zależności, które pozwolą astronomom na prawidłowe oszacowanie ciężkich pierwiastków bez konieczności obserwowania słabych linii rekombinacyjnych. Pozwoli nam to skorygować dostępne dane i przeprowadzić satysfakcjonujące analizy przyszłych obserwacji, które niewątpliwie zmienią nasze dotychczasowe wyobrażenia na temat składu chemicznego Wszechświata – podsumowuje dr Méndez Delgado z IAC.

 

Więcej informacji:

Źródło: IAC

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Na ilustracji: Obraz Mgławicy Półksiężyc (NGC 6888), mgławicy związanej z galaktyczną gwiazdą Wolfa-Rayeta, w której zaobserwowano znaczne wahania temperatury zawartego w niej gazu. Źródło: Daniel López/IAC

Reklama