Astronomi

I det første afsnit af dette kapitel beskrev vi den tynde disk, den tykke disk og stjernens halo. Kig tilbage på det foregående afsnit og bemærk nogle af mønstrene. Unge stjerner ligger i den tynde skive, er rige på metaller og kredser med høj hastighed rundt om galaksens centrum. Stjernerne i haloen er gamle, har lave forekomster af tungere grundstoffer end brint og helium og har meget elliptiske baner, der er tilfældigt orienteret i retning (se figur 1). Halostjernerne kan dykke ned gennem skiven og den centrale udbuling, men de tilbringer det meste af deres tid langt over eller under galaksens plan. Stjernerne i den tykke disk befinder sig mellem disse to yderpunkter. Lad os først se, hvorfor der er en korrelation mellem alder og indhold af tungere grundstoffer og derefter se, hvad disse korrelationer fortæller os om oprindelsen af vores galakse.

To slags stjerner

Den opdagelse, at der findes to forskellige slags stjerner, blev først gjort af Walter Baade under Anden Verdenskrig. Som tysk statsborger havde Baade ikke lov til at udføre krigsforskning, som mange andre amerikanske forskere gjorde, så han kunne gøre regelmæssig brug af Mount Wilson-teleskoperne i det sydlige Californien. Hans observationer blev hjulpet på vej af den mørkere himmel, som var resultatet af krigens mørklægning af Los Angeles.

Det, som et stort teleskop og en mørk himmel gjorde det muligt for Baade at undersøge nøje, var andre galakser – naboer til vores Mælkevejsgalakse. Vi vil diskutere andre galakser i næste kapitel (Galakser), men for nu vil vi blot nævne, at den nærmeste galakse, der ligner vores egen (med en lignende skive og spiralstruktur), ofte kaldes Andromedagalaksen, efter det stjernebillede, hvor vi finder den.

Baade var imponeret over ligheden mellem de hovedsageligt rødlige stjerner i Andromedagalaksens kernebule og dem i vores galakses kugleformede klynger og halo. Han bemærkede også forskellen i farve mellem alle disse og de mere blå stjerner, der findes i spiralarmene nær Solen (figur 2). På dette grundlag kaldte han de lyse blå stjerner i spiralarmene for population I og alle stjernerne i haloen og kuglehobbyerne for population II.

Vi ved nu, at populationerne ikke kun adskiller sig fra hinanden i deres placering i galaksen, men også i deres kemiske sammensætning, alder og omløbsbevægelser omkring galaksens centrum. Population I-stjerner findes kun i disken og følger næsten cirkulære baner omkring galaktisk centrum. Eksempler herpå er lyse superkæmpestjerner, stjerner på hovedserien med høj luminositet (spektralklasse O og B), som er koncentreret i spiralarmene, og medlemmer af unge åbne stjernehobe. Interstellar stof og molekylære skyer findes de samme steder som population I-stjerner.

Population II-stjerner viser ingen korrelation med placeringen af spiralarmene. Disse objekter findes overalt i galaksen. Nogle befinder sig i skiven, men mange andre følger excentriske elliptiske baner, der bærer dem højt over den galaktiske skive ind i haloen. Som eksempler kan nævnes stjerner omgivet af planetariske tåger og RR Lyrae variable stjerner. Stjernerne i kuglehobe, der næsten udelukkende findes i galaksens halo, er også klassificeret som population II.

I dag ved vi meget mere om stjernernes udvikling, end astronomerne gjorde i 1940’erne, og vi kan bestemme stjernernes alder. Population I omfatter stjerner med en bred vifte af aldre. Mens nogle er helt op til 10 milliarder år gamle, er andre stadig under dannelse i dag. For eksempel er Solen, som er omkring 5 milliarder år gammel, en population I-stjerne. Men det samme er de massive unge stjerner i Orionnetågen, der er dannet inden for de sidste par millioner år. Population II består derimod udelukkende af gamle stjerner, der er dannet meget tidligt i galaksens historie; de er typisk 11 til 13 milliarder år gamle.

Vi har nu også gode bestemmelser af stjernernes sammensætning. Disse er baseret på analyser af stjernernes detaljerede spektrer. Næsten alle stjerner ser ud til at bestå hovedsagelig af brint og helium, men deres indhold af de tungere grundstoffer varierer. I Solen og andre population I-stjerner udgør de tunge grundstoffer (de tungere grundstoffer end brint og helium) 1-4% af stjernens samlede masse. Population II-stjerner i den ydre galaktiske halo og i kuglehobe har meget lavere koncentrationer af de tunge grundstoffer – ofte mindre end en hundrededel af de koncentrationer, der findes i Solen, og i sjældne tilfælde endnu lavere. Den ældste population II-stjerne, der er opdaget til dato, har f.eks. mindre end en ti-milliontedel så meget jern som Solen.

Som vi har diskuteret i tidligere kapitler, skabes tunge grundstoffer dybt inde i stjernernes indre. De føjes til galaksens reserver af råmateriale, når stjerner dør, og deres materiale genbruges til nye generationer af stjerner. Efterhånden som tiden går, fødes stjerner således med større og større forsyninger af tunge grundstoffer. Population II-stjerner blev dannet, da mængden af tungere grundstoffer end brint og helium var lav. Population I-stjerner blev dannet senere, efter at den masse, der blev tabt af de døende medlemmer af de første generationer af stjerner, havde tilført det interstellare medium tungere grundstoffer end brint og helium. Nogle af dem er stadig ved at blive dannet nu, hvor yderligere generationer har øget forsyningen af tungere grundstoffer, som er tilgængelige for nye stjerner.

Den virkelige verden

Med sjældne undtagelser bør vi aldrig stole på en teori, der inddeler verden i kun to kategorier. Selv om de kan give et udgangspunkt for hypoteser og eksperimenter, er de ofte oversimplificeringer, der skal forfines en forskning fortsætte. Ideen om to populationer hjalp med at organisere vores første tanker om galaksen, men vi ved nu, at den ikke kan forklare alt, hvad vi observerer. Selv de forskellige strukturer i galaksen – disk, halo, central bule – er ikke så rent adskilt med hensyn til deres placering, alder og indholdet af tunge grundstoffer i stjernerne i dem.

Den nøjagtige definition af galaksens disk afhænger af, hvilke objekter vi bruger til at definere den, og den har ingen skarp afgrænsning. De hotteste unge stjerner og deres tilhørende gas- og støvskyer befinder sig for det meste i et område, der er omkring 300 lysår tykt. Ældre stjerner definerer en tykkere disk, der er omkring 3000 lysår tyk. Halo-stjerner tilbringer det meste af deres tid højt over eller under skiven, men passerer igennem den på deres meget elliptiske baner og findes derfor nogle gange relativt tæt på Solen.

Den højeste stjernetæthed findes i den centrale bule, det stregformede indre område af galaksen. Der er nogle få varme, unge stjerner i bulgen, men de fleste af bulgens stjerner er mere end 10 milliarder år gamle. Men i modsætning til halostjernerne af samme alder er mængden af tunge grundstoffer i bulgystjernerne omtrent den samme som i Solen. Hvorfor skulle det være sådan?

Astronomer mener, at stjernedannelsen i den overfyldte kernebule skete meget hurtigt lige efter Mælkevejsgalaksen blev dannet. Efter nogle få millioner år udsendte den første generation af massive og kortlivede stjerner derefter tunge grundstoffer i supernovaeksplosioner og berigede derved de efterfølgende generationer af stjerner. Således startede selv de stjerner, der blev dannet i Bulgen for mere end 10 milliarder år siden, med en god forsyning af tunge grundstoffer.

Det stik modsatte skete i den Lille Magellanske Sky, en lille galakse i nærheden af Mælkevejen, der er synlig fra Jordens sydlige halvkugle. Selv de yngste stjerner i denne galakse har et underskud af tunge grundstoffer. Vi tror, at det skyldes, at den lille galakse ikke er særlig overfyldt, og at stjernedannelsen har fundet sted ret langsomt. Som følge heraf har der indtil videre været relativt få supernovaeksplosioner. Mindre galakser har også sværere ved at holde på den gas, der udstødes ved supernovaeksplosioner, så den kan genbruges. Galakser med lav masse udøver kun en beskeden tyngdekraft, og den gas med høj hastighed, der udstødes af supernovaer, kan let slippe ud af dem.

Hvilke grundstoffer en stjerne er udstyret med, afhænger således ikke kun af, hvornår stjernen er dannet i dens galakses historie, men også af, hvor mange stjerner i dens del af galaksen, der allerede havde afsluttet deres liv, da stjernen var klar til at blive dannet.

Glossar

population I-stjerne:

en stjerne, der indeholder tunge grundstoffer; typisk ung og findes i disken

population II-stjerne:

en stjerne, der indeholder tunge grundstoffer:

en stjerne med meget lavt indhold af tunge grundstoffer; findes i hele galaksen