Astronomi

I första avsnittet av detta kapitel beskrev vi den tunna skivan, den tjocka skivan och stjärnhalon. Titta tillbaka på föregående avsnitt och notera några av mönstren. Unga stjärnor ligger i den tunna skivan, är rika på metaller och kretsar runt galaxens centrum med hög hastighet. Stjärnorna i halon är gamla, har låga halter av grundämnen som är tyngre än väte och helium och har mycket elliptiska banor som är slumpmässigt orienterade i riktning (se figur 1). Halostjärnor kan dyka genom skivan och den centrala bulgen, men de tillbringar den största delen av sin tid långt ovanför eller under galaxens plan. Stjärnorna i den tjocka skivan befinner sig mellan dessa två ytterligheter. Låt oss först se varför ålder och förekomst av tyngre element är korrelerade och sedan se vad dessa korrelationer säger oss om vår galax ursprung.

Två sorters stjärnor

Upptäckten att det finns två olika sorters stjärnor gjordes först av Walter Baade under andra världskriget. Som tysk medborgare fick Baade inte bedriva krigsforskning som många andra amerikanska forskare gjorde, så han kunde regelbundet använda sig av Mount Wilson-teleskopen i södra Kalifornien. Hans observationer underlättades av den mörkare himlen som uppstod till följd av krigets mörkläggning av Los Angeles.

En av de saker som ett stort teleskop och en mörk himmel gjorde det möjligt för Baade att undersöka noggrant var andra galaxer – grannar till vår galax Vintergatan. Vi kommer att diskutera andra galaxer i nästa kapitel (Galaxer), men för tillfället ska vi bara nämna att den närmaste galaxen som liknar vår egen (med en liknande skiva och spiralstruktur) ofta kallas Andromedagalaxen, efter stjärnbilden där vi hittar den.

Baade imponerades av likheten mellan de huvudsakligen rödaktiga stjärnorna i Andromedagalaxens nukleära utbuktning och stjärnorna i vår galaxs globulära kluster och halo. Han noterade också skillnaden i färg mellan alla dessa och de blåare stjärnor som finns i spiralarmarna nära solen (figur 2). På grundval av detta kallade han de ljusblå stjärnorna i spiralarmarna för population I och alla stjärnor i halo och globulära kluster för population II.

Vi vet nu att populationerna skiljer sig åt inte bara när det gäller var de befinner sig i galaxen, utan också när det gäller deras kemiska sammansättning, ålder och omloppsrörelser runt galaxens centrum. Population I-stjärnor finns endast i skivan och följer nästan cirkulära banor runt det galaktiska centrumet. Exempel på detta är ljusa superjättestjärnor, stjärnor i huvudföljden med hög luminositet (spektralklasserna O och B), som är koncentrerade i spiralarmarna, och medlemmar i unga öppna stjärnhopar. Interstellär materia och molekylära moln finns på samma platser som population I-stjärnor.

Population II-stjärnor uppvisar ingen korrelation med platsen för spiralarmarna. Dessa objekt finns i hela galaxen. En del befinner sig i skivan, men många andra följer excentriska elliptiska banor som för dem högt över den galaktiska skivan in i halon. Exempel på detta är stjärnor som omges av planetariska nebulosor och RR Lyrae variabla stjärnor. Stjärnorna i klotformiga kluster, som nästan helt och hållet finns i galaxens halo, klassificeras också som population II.

I dag vet vi mycket mer om stjärnornas utveckling än vad astronomer gjorde på 1940-talet, och vi kan bestämma stjärnornas ålder. Population I omfattar stjärnor med ett brett åldersspann. Medan vissa är så gamla som 10 miljarder år, bildas andra fortfarande idag. Solen, som är cirka 5 miljarder år gammal, är till exempel en population I-stjärna. Men det är också de massiva unga stjärnorna i Orionnebulosan som har bildats under de senaste miljonerna år. Population II, å andra sidan, består helt och hållet av gamla stjärnor som bildades mycket tidigt i galaxens historia; den typiska åldern är 11 till 13 miljarder år.

Vi har nu också goda bestämningar av stjärnornas sammansättning. Dessa baseras på analyser av stjärnornas detaljerade spektrum. Nästan alla stjärnor verkar bestå mestadels av väte och helium, men deras förekomst av de tyngre grundämnena skiljer sig åt. I solen och andra population I-stjärnor utgör de tunga elementen (de som är tyngre än väte och helium) 1-4 % av stjärnans totala massa. Population II-stjärnor i den yttre galaktiska halon och i klotformiga stjärnhopar har mycket lägre halter av tunga grundämnen – ofta mindre än en hundradel av de halter som finns i solen och i sällsynta fall till och med lägre. Den äldsta population II-stjärnan som hittills har upptäckts har till exempel mindre än en tiomiljondel så mycket järn som solen.

Som vi diskuterat i tidigare kapitel skapas tunga grundämnen djupt inne i stjärnornas inre. De läggs till galaxens reserver av råmaterial när stjärnor dör, och deras material återvinns i nya generationer av stjärnor. Allteftersom tiden går föds alltså stjärnor med större och större förråd av tunga grundämnen. Population II-stjärnor bildades när förekomsten av ämnen som är tyngre än väte och helium var låg. Population I-stjärnor bildades senare, efter att den massa som förlorats av döende medlemmar av de första generationerna av stjärnor hade gett interstellära mediumet en mängd grundämnen som är tyngre än väte och helium. Vissa bildas fortfarande nu, när ytterligare generationer har ökat tillgången på tyngre grundämnen som är tillgängliga för nya stjärnor.

Den verkliga världen

Med sällsynta undantag bör vi aldrig lita på någon teori som delar in världen i endast två kategorier. Även om de kan ge en utgångspunkt för hypoteser och experiment, är de ofta överdrivna förenklingar som behöver förfinas en forskningen fortsätter. Idén om två populationer hjälpte till att organisera våra första tankar om galaxen, men vi vet nu att den inte kan förklara allt vi observerar. Inte ens de olika strukturerna i galaxen – skiva, halo, central bula – är så tydligt åtskilda när det gäller deras placering, ålder och innehållet av tunga grundämnen hos stjärnorna i dem.

Den exakta definitionen av galaxens skiva beror på vilka objekt vi använder för att definiera den, och den har ingen skarp gräns. De hetaste unga stjärnorna och deras tillhörande gas- och stoftmoln finns mestadels i ett område som är ungefär 300 ljusår tjockt. Äldre stjärnor definierar en tjockare skiva som är ungefär 3000 ljusår tjock. Halostjärnor tillbringar den mesta tiden högt ovanför eller under skivan, men passerar genom den på sina mycket elliptiska banor och återfinns därför ibland relativt nära solen.

Den högsta tätheten av stjärnor finns i den centrala böljan, den stavformade inre regionen av galaxen. Det finns några heta, unga stjärnor i bulgen, men de flesta av bulgens stjärnor är mer än 10 miljarder år gamla. Men till skillnad från halostjärnorna med liknande ålder är förekomsten av tunga grundämnen i bulgystjärnorna ungefär lika stor som i solen. Varför skulle det vara så?

Astronomer tror att stjärnbildningen i den täta kärnbuljongen skedde mycket snabbt strax efter det att Vintergatan bildades. Efter några miljoner år utstötte den första generationen av massiva och kortlivade stjärnor sedan tunga grundämnen i supernovaexplosioner och berikade därmed efterföljande generationer av stjärnor. Således började även de stjärnor som bildades i bulgen för mer än 10 miljarder år sedan med en god tillgång på tunga grundämnen.

Exakt motsatsen inträffade i det lilla magellanska molnet, en liten galax nära Vintergatan som är synlig från jordens södra halvklot. Till och med de yngsta stjärnorna i denna galax har brist på tunga grundämnen. Vi tror att detta beror på att den lilla galaxen inte är särskilt trångbodd och att stjärnbildningen har skett ganska långsamt. Som ett resultat av detta har det hittills skett relativt få supernovaexplosioner. Mindre galaxer har också svårare att hålla kvar den gas som utvisas av supernovaexplosioner för att återvinna den. Galaxer med låg massa utövar endast en blygsam gravitationskraft, och den höghastighetsgas som skjuts ut av supernovor kan lätt fly från dem.

Vilka grundämnen en stjärna är utrustad med beror alltså inte bara på när stjärnan bildades i sin galax historia, utan också på hur många stjärnor i dess del av galaxen som redan hade avslutat sitt liv när stjärnan är redo att bildas.

Glanslista

Population I stjärna:

En stjärna som innehåller tunga grundämnen; vanligtvis ung och finns i skivan

Population II-stjärna:

en stjärna med mycket låg förekomst av tunga grundämnen; finns i hela galaxen