Astronomia

W pierwszej części tego rozdziału opisaliśmy cienki dysk, gruby dysk i halo gwiezdne. Spójrzmy wstecz na poprzednią część i zauważmy niektóre z prawidłowości. Młode gwiazdy znajdują się w cienkim dysku, są bogate w metale i krążą wokół centrum Galaktyki z dużą prędkością. Gwiazdy w halo są stare, mają niską zawartość pierwiastków cięższych od wodoru i helu, a ich orbity są wysoce eliptyczne i losowo zorientowane (patrz rysunek 1). Gwiazdy halo mogą przelatywać przez dysk i centralne wybrzuszenie, ale większość czasu spędzają daleko nad lub pod płaszczyzną Galaktyki. Gwiazdy w grubym dysku są pośrednie pomiędzy tymi dwoma ekstremami. Zobaczmy najpierw, dlaczego wiek i obfitość cięższych pierwiastków są ze sobą skorelowane, a następnie sprawdźmy, co te korelacje mówią nam o pochodzeniu naszej Galaktyki.

Dwa rodzaje gwiazd

Odkrycia, że istnieją dwa różne rodzaje gwiazd dokonał po raz pierwszy Walter Baade podczas II wojny światowej. Jako obywatel Niemiec, Baade nie mógł prowadzić badań wojennych, jak wielu innych naukowców z USA, więc mógł regularnie korzystać z teleskopu Mount Wilson w południowej Kalifornii. Jego obserwacje były wspomagane przez ciemniejsze niebo, które było wynikiem wojennego zaciemnienia Los Angeles.

Wśród rzeczy, które duży teleskop i ciemne niebo pozwoliły Baade’owi dokładnie zbadać, były inne galaktyki – sąsiedzi naszej Galaktyki Drogi Mlecznej. Inne galaktyki omówimy w następnym rozdziale (Galaktyki), ale na razie wspomnimy tylko, że najbliższa galaktyka, która przypomina naszą (z podobnym dyskiem i strukturą spiralną), jest często nazywana galaktyką Andromedy, od gwiazdozbioru, w którym ją znajdujemy.

Baade był pod wrażeniem podobieństwa głównie czerwonawych gwiazd w jądrowym wybrzuszeniu galaktyki Andromedy do gwiazd w gromadach kulistych i halo naszej Galaktyki. Zauważył również różnicę w kolorze pomiędzy nimi a bardziej niebieskimi gwiazdami znajdującymi się w ramionach spiralnych w pobliżu Słońca (rysunek 2). Na tej podstawie nazwał jasne, niebieskie gwiazdy w ramionach spiralnych populacją I, a wszystkie gwiazdy w halo i gromadach kulistych populacją II.

Wiemy teraz, że populacje różnią się nie tylko położeniem w Galaktyce, ale także składem chemicznym, wiekiem i ruchem orbitalnym wokół centrum Galaktyki. Gwiazdy populacji I znajdują się tylko w dysku i krążą po prawie kołowych orbitach wokół centrum Galaktyki. Przykładami są jasne supergwiazdy, gwiazdy ciągu głównego o dużej jasności (klasy widmowe O i B), które są skoncentrowane w ramionach spiralnych, oraz członkowie młodych otwartych gromad gwiazd. Materia międzygwiazdowa i obłoki molekularne znajdują się w tych samych miejscach co gwiazdy populacji I.

Gwiazdy populacji II nie wykazują korelacji z położeniem ramion spiralnych. Obiekty te znajdują się w całej Galaktyce. Niektóre z nich znajdują się w dysku, ale wiele innych krąży po ekscentrycznych eliptycznych orbitach, które przenoszą je wysoko ponad dysk galaktyczny do halo. Przykładem są gwiazdy otoczone przez mgławice planetarne oraz gwiazdy zmienne typu RR Lyrae. Gwiazdy w gromadach kulistych, znajdujących się prawie w całości w halo Galaktyki, są również zaliczane do populacji II.

Dzisiaj wiemy o wiele więcej o ewolucji gwiazd niż astronomowie w latach 40-tych XX wieku i możemy określić ich wiek. Populacja I obejmuje gwiazdy o szerokim zakresie wieku. Podczas gdy niektóre z nich mają nawet 10 miliardów lat, inne wciąż się formują. Na przykład Słońce, które ma około 5 miliardów lat, jest gwiazdą z populacji I. Podobnie jest z masywnymi młodymi gwiazdami. Podobnie jest z masywnymi, młodymi gwiazdami w Mgławicy Oriona, które uformowały się w ciągu ostatnich kilku milionów lat. Populacja II, z drugiej strony, składa się w całości ze starych gwiazd, które uformowały się bardzo wcześnie w historii Galaktyki; typowy wiek to 11 do 13 miliardów lat.

Obecnie dysponujemy również dobrymi oznaczeniami składu gwiazd. Opierają się one na analizie szczegółowych widm gwiazd. Prawie wszystkie gwiazdy składają się głównie z wodoru i helu, ale ich skład różni się w zależności od zawartości cięższych pierwiastków. W Słońcu i innych gwiazdach populacji I pierwiastki ciężkie (cięższe od wodoru i helu) stanowią 1-4% całkowitej masy gwiazdy. Gwiazdy populacji II w zewnętrznym halo galaktycznym i w gromadach kulistych mają znacznie niższe stężenie ciężkich pierwiastków – często jest ono mniejsze niż jedna setna stężenia występującego w Słońcu, a w rzadkich przypadkach nawet niższe. Na przykład najstarsza odkryta do tej pory gwiazda populacji II ma mniej niż jedną dziesięciomilionową część żelaza niż Słońce.

Jak omawialiśmy we wcześniejszych rozdziałach, pierwiastki ciężkie powstają głęboko we wnętrzach gwiazd. Są one dodawane do zasobów surowca w Galaktyce, gdy gwiazdy umierają, a ich materiał jest ponownie wykorzystywany w nowych generacjach gwiazd. W ten sposób, w miarę upływu czasu, gwiazdy rodzą się z coraz większymi zapasami ciężkich pierwiastków. Gwiazdy II populacji powstały, gdy obfitość pierwiastków cięższych od wodoru i helu była niska. Gwiazdy I populacji powstały później, gdy masa utracona przez umierających przedstawicieli pierwszych generacji gwiazd zasiliła ośrodek międzygwiazdowy pierwiastkami cięższymi od wodoru i helu. Niektóre z nich formują się jeszcze teraz, gdy kolejne pokolenia zwiększyły zasoby cięższych pierwiastków dostępnych dla nowych gwiazd.

Świat rzeczywisty

Z rzadkimi wyjątkami nie powinniśmy nigdy ufać żadnej teorii, która dzieli świat tylko na dwie kategorie. Choć mogą one stanowić punkt wyjścia dla hipotez i eksperymentów, często są zbyt daleko idącymi uproszczeniami, które wymagają dopracowania i kontynuacji badań. Idea dwóch populacji pomogła uporządkować nasze początkowe przemyślenia na temat Galaktyki, ale teraz wiemy, że nie może ona wyjaśnić wszystkiego, co obserwujemy. Nawet różne struktury Galaktyki – dysk, halo, centralne wybrzuszenie – nie są tak jednoznacznie rozdzielone pod względem położenia, wieku i zawartości pierwiastków ciężkich w gwiazdach znajdujących się w ich obrębie.

Dokładna definicja dysku Galaktyki zależy od tego, jakich obiektów użyjemy do jego określenia, i nie ma on ostrej granicy. Najgorętsze młode gwiazdy i związane z nimi obłoki gazu i pyłu znajdują się głównie w obszarze o grubości około 300 lat świetlnych. Starsze gwiazdy definiują grubszy dysk, który ma grubość około 3000 lat świetlnych. Gwiazdy halo spędzają większość czasu wysoko nad lub pod dyskiem, ale przechodzą przez niego na swoich wysoce eliptycznych orbitach i dlatego czasami znajdują się stosunkowo blisko Słońca.

Największe zagęszczenie gwiazd występuje w centralnym wybrzuszeniu, wewnętrznym regionie Galaktyki o kształcie pręta. W wybrzuszeniu znajduje się kilka gorących, młodych gwiazd, ale większość gwiazd wybrzuszenia ma więcej niż 10 miliardów lat. Jednak w przeciwieństwie do gwiazd halo o podobnym wieku, obfitość ciężkich pierwiastków w gwiazdach wybrzuszenia jest mniej więcej taka sama jak w Słońcu. Dlaczego tak się dzieje?

Astronomowie uważają, że formowanie się gwiazd w zatłoczonym wybrzuszeniu jądrowym nastąpiło bardzo szybko tuż po uformowaniu się Galaktyki Drogi Mlecznej. Po kilku milionach lat pierwsza generacja masywnych i krótko żyjących gwiazd wyrzuciła ciężkie pierwiastki w eksplozjach supernowych i w ten sposób wzbogaciła kolejne generacje gwiazd. Tak więc nawet gwiazdy, które uformowały się w wybrzuszeniu ponad 10 miliardów lat temu, zaczynały z dobrym zapasem ciężkich pierwiastków.

Dokładnie odwrotna sytuacja miała miejsce w Małym Obłoku Magellana, małej galaktyce w pobliżu Drogi Mlecznej, widocznej z ziemskiej półkuli południowej. Nawet najmłodsze gwiazdy w tej galaktyce są ubogie w ciężkie pierwiastki. Sądzimy, że dzieje się tak dlatego, że ta mała galaktyka nie jest szczególnie zatłoczona, a formowanie gwiazd zachodziło w niej dość wolno. W rezultacie, jak dotąd, doszło tam do stosunkowo niewielu wybuchów supernowych. Mniejsze galaktyki mają również większe problemy z utrzymaniem gazu wydalanego przez wybuchy supernowych w celu jego ponownego przetworzenia. Galaktyki o małej masie wywierają jedynie niewielką siłę grawitacyjną, a gaz wyrzucany z dużą prędkością przez supernowe może łatwo z nich uciec.

To, w jakie pierwiastki wyposażona jest gwiazda, zależy nie tylko od tego, kiedy gwiazda uformowała się w historii swojej galaktyki, ale także od tego, ile gwiazd w jej części galaktyki zakończyło już swoje życie, zanim gwiazda była gotowa do uformowania się.

Słowniczek

gwiazda populacji I:

gwiazda zawierająca ciężkie pierwiastki; zwykle młoda i występująca w dysku

gwiazda II populacji:

gwiazda o bardzo małej obfitości pierwiastków ciężkich; występuje w całej Galaktyce