Gdzie chowa się protogwiazda? W poszukiwaniu III populacji

Na dobry początek muszę was przestrzec przed terminologicznymi dziwactwami astronomów. Będziemy bowiem posługiwać się dwoma pojęciami, które przez badaczy kosmosu rozumiane są zupełnie odmiennie niż przez każdego innego, logicznie rozumującego człowieka. Pierwszym z tych pojęć jest metal. Osoby, które zarwały zbyt wiele nocek przy teleskopie, mają w zwyczaju nazywać metalem każdy pierwiastek cięższy od wodoru i helu. Zbiór ten obejmuje więc lit, beryl, magnez czy żelazo, ale również węgiel, azot i tlen. Jeżeli wam życie miłe, nie próbujcie stosować podobnego rozróżnienia w obecności chemików.

Drugi potencjalnie mylący termin to III populacja. Astronomowie wyróżniają trzy zasadnicze pokolenia gwiazd. Do najstarszego zaliczają gwiezdne pionierki, które rozświetliły galaktyki po wielkim wybuchu, a do najmłodszego większość współczesnych gwiazd, takich jak nasze Słońce. Prosta sprawa. Jednak żeby trochę namieszać, naukowcy postanowili oznaczać te populacje odwrotnie do chronologii. Obecne pokolenie jest więc nieintuicyjnie populacją pierwszą, a jej gwiezdni przodkowie przynależą do populacji drugiej lub najstarszej – trzeciej.

Skoro uporządkowaliśmy nasz słowniczek, spróbujmy zrozumieć, skąd wzięła się obsesja astronomów na punkcie prastarych, niemetalicznych gwiazd III populacji.

Gwiazdowa genealogia

Skład chemiczny wszechświata nie jest szczególnie zróżnicowany. Głównym budulcem większości obiektów kosmicznych – mgławic, gwiazd, planet gazowych – są dwa najprostsze pierwiastki, czyli wodór i hel. Widać to nawet w Układzie Słonecznym, gdzie Słońce kumulujące w sobie 99,8% masy całego systemu, składa się niemal wyłącznie z wodoru i helu, jedynie z domieszką tlenu, węgla, żelaza i innych metali, na poziomie około 1,6%. Mimo że gwiazdy ciągu głównego można dzielić na różne typy i podtypy, poziom ich metaliczności sięga zwykle podobnego pułapu – zdarzają się jednak wyjątki.

W połowie XX stulecia dwaj specjaliści od spektroskopii, Joseph Chamberlain i jego nauczyciel Lawrence Aller, dokonując przeglądu linii absorpcyjnych w świetle różnych gwiazd, natknęli się na dwa konfundujące przypadki. O ile większość badanych gwiazd nie odbiegała składem chemicznym od Słońca, o tyle dwie zdawały się zawierać aż dziesięciokrotnie mniej metali od reszty. Nie wyróżniały się pod żadnym innym względem, jednak tak dramatycznego niedoboru cięższych pierwiastków nie dało się zignorować. Po okresie niedowierzania i wyparcia, uczeni zakasali w końcu rękawy, wysuwając spójną hipotezę łączącą niski poziom metaliczności z potencjalnie podeszłym wiekiem gwiazd. Oznaczałoby to, że spacerując po osiedlu pełnym mieszkańców w sile wieku, Chamberlain i Aller spotkali dwie dobrze zakonserwowane stulatki.

Zapomniani przodkowie Słońca

Żeby zrozumieć tę koncepcję, wróćmy na moment do Słońca. Choć z naszego punktu widzenia wydaje się ono niezwykle stare, w kosmologicznej rachubie to wciąż żwawy czterdziestolatek, urodzony długo po uformowaniu Drogi Mlecznej^[1]Według starszych szacunków nasza galaktyka liczyła sobie 11 mld lat, obecnie uważa się, że jest jeszcze starsza. Tymczasem Układ Słoneczny uformował się około 4,6 mld lat temu..

W rzeczy samej wszystko to, co nazywamy Układem Słonecznym, powstało z chmury materii pozostawionej przez inną – starszą i większą od Słońca gwiazdę – rozerwaną na strzępy w eksplozji supernowej niecałe 5 miliardów lat temu. Musicie wiedzieć, że te kosmiczne wybuchy odgrywają bardzo twórczą rolę. Synteza termojądrowa we wnętrzu gwiazd pozwala przetwarzać wodór w hel, jednak reszta tablicy Mendelejewa – zwłaszcza żelazo i cięższe pierwiastki – powstają przede wszystkim w momencie agonalnego kolapsu gwiazdy poprzedzającego erupcję supernowej. Kiedy więc na tym gruzowisku grawitacja po jakimś czasie zaczęła kształtować nowe obiekty, korzystały one z materii już wzbogaconej w metale.

Według tego modelu metaliczność współczesnych gwiazd na poziomie 1-2% (w tym 0,1-0,5% żelaza) to spadek po bezimiennych przodkach należących do tzw. II populacji. Jednocześnie wynika z tego, że poprzednia generacja gwiazd musiała być odpowiednio mniej metaliczna. Obiekty odkryte przez Chamberlaina i Allera, o dziesięciokrotnie mniejszym stężeniu metali, pasują do tego rysopisu jak ulał^[2]Oczywiście do dziś zidentyfikowaliśmy znacznie więcej przedstawicielek II populacji. W poszukiwaniach przoduje działająca od 2013 roku europejska sonda Gaia.. Przypuszczalnie te rzadkie okazy gwiazd, to zasuszone staruszki, którym dzięki stosunkowo niskim masom udało się przeżyć większość swoich rówieśników i dotrwać do naszych czasów.

Ociężali producenci metali

Odkrycie II populacji stanowiło ważny krok na drodze do zrekonstruowania przeszłości wszechświata, jednak astronomowie wciąż nie czuli się usatysfakcjonowani. Odnajdywane gdzieniegdzie wiekowe gwiazdy były niskometaliczne, ale wciąż metaliczne^[3]Rekordzistką jest SMSS J160540.18–144323.1, która według jej odkrywców jest półtora miliona razy mniej metaliczna od Słońca. Oczywiście w każdej chwili może stracić ten tytuł.. Dzięki Ralphowi Alpherowi i George’owi Gamowowi wiemy, że wielki wybuch w ramach pierwotnej nukleosyntezy nie wyprodukował niczego więcej poza wodorem i helem, z pomijalną ilością atomów litu, berylu i boru. Cała reszta układu okresowego została rozsiana w przestrzeni dopiero po jakimś czasie, za sprawą wspomnianych wcześniej supernowych.

Zdaniem teoretyków powinno więc istnieć jeszcze wcześniejsze pokolenie gwiazd. Najbardziej pierwotnych, ulepionych z najczystszych, najświeższych, jeszcze ciepłych obłoków wodoru wypełniających młodziutki wszechświat 13 miliardów lat temu. To ich zapłon stanowił cezurę pomiędzy wiekami ciemnymi (jak astronomowie określają etap od 380 tys. do ~300 mln lat po wielkim wybuchu) a kosmicznym świtem i trwającą do teraz erą gwiazdową. Obiekty tamtej generacji różniły od swoich następczyń przynajmniej dwie cechy. Przede wszystkim, co już wiemy, były one nieskazitelne pod względem chemicznym, niemal pozbawione cięższych pierwiastków. Na tym polega cały koncept: metale trafiły do kosmicznego menu dopiero po śmierci postulowanego, najstarszego szczepu gwiazd.

Poza tym, przedstawicielki III populacji były duże. Naprawdę duże i naprawdę masywne, zwłaszcza na tle pospolitych lokatorów dzisiejszych galaktyk, zdominowanych przez czerwone i żółte karły. W związku z dogodnymi warunkami oraz niewyczerpalnym dostępem do wodoru część z dawnych gwiazd osiągała rekordowe masy przekraczające nawet tysiąc Słońc. Dla uzmysłowienia skali, pomyślcie o tym, że jedna z najmasywniejszych poznanych gwiazd – R136a1 w Wielkim Obłoku Magellana – jest “jedynie” około 300-krotnie masywniejsza od Słońca. Utrzymanie potężnego cielska ma jednak wysoką cenę: wielkie gwiazdy szybciej wyczerpują swoje paliwo, co drastycznie skraca ich życie. Podczas gdy maluszek pokroju Słońca może w spokoju świecić przez dziesięć lub więcej miliardów lat, dla najmasywniejszych olbrzymów czas ten zostaje zredukowany do kilkudziesięciu, kilkunastu, a w niektórych przypadkach do zaledwie kilku milionów lat.

Gwiazda R136a1 — Wizualizacja R136a1, która gabarytami może wyglądać jak protogwiazda z III populacji. Oczywiście znamy sporo olbrzymów o większych średnicach, jak np. VY Canis Majoris lub MY Cephei, ale mają one jednocześnie niewielką gęstość i relatywnie małą masę.

Pewnie dostrzegacie już pewien kłopot. Skoro pierwotne gwiazdy rodziły się w pierwszym miliardzie lat po wielkim wybuchu i zaraz potem eksplodowały, to nie mamy co liczyć na ich spotkanie. Równie dobrze, moglibyśmy zwiedzać Wawel z nadzieją na audiencję u któregoś z królów Polski. Tych gwiazd po prostu już z nami nie ma.

Astronomowie posiadają jednak nad historykami tę przewagę, że mają wgląd w przeszłość. Nie jakiś metaforyczny, ale bezpośredni, wynikający z ograniczonej prędkości światła. Teleskop wycelowany w obiekt oddalony o milion lat świetlnych pełni jednoczesną rolę wehikułu czasu, przekazującego nam jego obraz sprzed miliona lat. Problem w tym, że chcąc ujrzeć III populację musielibyśmy sięgnąć wzrokiem do obszarów oddalonych o kilkanaście miliardów lat świetlnych. To wykonalne, pod warunkiem, że interesują nas całe galaktyki, wyglądające z takiego dystansu jak rozmazane plamki. Wyłowienie z tego zlepka pikseli informacji o pojedynczej gwieździe – nawet tysiąckrotnie masywniejszej i dziesięciokrotnie gorętszej od Słońca – jest technicznie wykluczone.

Gdzie chowa się protogwiazda?

Niewykluczone wydaje się natomiast zarejestrowanie fajerwerków towarzyszących śmierci takiej gwiazdy. Rejestrowane wielokrotnie pobliskie supernowe generowały intensywne błyski, które bez trudu wyróżniały się na tle galaktycznych dysków. Logicznie rzecz biorąc, eksplozje znacznie masywniejszych przedstawicielek III populacji, musiałyby być jeszcze silniejsze. Wciąż nie wiemy czy na tyle, aby zostały wychwycone przez aparaturę Kosmicznego Teleskopu Webba, ale furtka pozostaje otwarta.

Supernowa w NGC 4526 — Błysk na krawędzi dysku NGC 4526 to ślad przeciętnej supernowej. Pomyślcie, jak spektakularne musiały być wybuchy najstarszych gwiazd, o znacznie większych masach.

Jest też opcja, że niektóre gwiazdy III populacji przetrwały do chwili obecnej, a zatem możemy ich szukać wszędzie, włącznie z naszą Drogą Mleczną. Tak, wiem – kłóci się to z ideą monstrualnych protogwiazd, które wyginęły jeszcze zanim galaktyki zdążyły okrzepnąć. Istnieje jednak hipoteza, że pierwotne pokolenie gwiazd było bardziej zróżnicowane. Wypełniające wczesny wszechświat kłęby wodoru tworzyły z czasem wirujące, spłaszczone struktury – podobne do dysków protoplanetarnych, ale nieporównywalnie większe. Zaawansowane symulacje komputerowe wskazują, że kiedy w centrach dysków dochodziło do narodzin supermasywnej gwiazdy-matki, materia na obrzeżach mogła również kolapsować, tworząc gwiazdy o bardziej konwencjonalnych gabarytach. Część z nich prędzej czy później wpadała na swoją większą sąsiadkę lub ulegała rozerwaniu przez jej grawitację, ale część została szczęśliwie wyrzucona w przestrzeń. Jeżeli były wśród nich jakieś gwiazdy o masie 0,8 Słońca lub mniejszej, to mogły przetrwać 13 miliardów lat i przypuszczalnie ukrywać się w gromadach kulistych lub na obrzeżach galaktyk.

Gromada kulista NGC 104 — Gromady kuliste, czyli gwiazdowe domy spokojnej starości zamieszkane przez przedstawicielki II, a być może również III populacji. Jako przykład gromada NGC 104 w konstelacji Tukana.

Nawet jeżeli powyższa idea jest słuszna, nadal mówimy o poszukiwaniach igły w stogu siana. Skamieniałości III populacji są bardzo rzadkie, a liczba gwiazd w samej tylko Drodze Mlecznej mieści się w przedziale 200 do 400 miliardów. Gdybyśmy dokonywali analizy spektralnej jednej gwiazdy co godzinę, to przeskanowanie całości zajęłoby nam jakieś… 20 milionów lat. Na szczęście astronomowie nie działają całkiem na ślepo, wiedząc że niektóre, starsze obszary przypuszczalnie zasługują na większą uwagę niż inne. Jednak wciąż mówimy o jednym z najmozolniejszych przedsięwzięć w dziejach badań kosmosu.

W tym momencie oczy środowiska naukowego są rzecz jasna skierowane na Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba. Olbrzymie 6,5-metrowe zwierciadło, zestaw nowoczesnych spektrografów oraz zakres działania w podczerwieni, czynią z niego wymarzoną wędkę do łowienia III populacji. W tej chwili Teleskop Webba skupia się na najodleglejszych zakątkach kosmosu z nadzieją wypatrzenia jakichkolwiek, choćby pośrednich oznak występowania niemetalicznych protogwiazd. Część uczonych usiłuje wykorzystać zjawisko soczewkowania grawitacyjnego do powiększenia obrazu galaktyk i wyodrębnienia z nich, jeśli nie pojedynczych obiektów, to choćby gwiazdowych gromad. Inni przekonują, że nawet ogólna analiza danych spektroskopowych galaktyki wystarczy, żeby potwierdzić obecność III populacji.

Pomimo, że sama hipoteza przerośniętych protogwiazd liczy sobie ponad pół wieku, tak naprawdę dopiero teraz wkracza w fazę poważnej weryfikacji. Rozsiądźmy się więc wygodnie i czekajmy na wieści, które potwierdzą lub – co jeszcze bardziej ekscytujące – wywrócą nasze wyobrażenia na temat epoki kosmicznego świtu.

Pozostaje żałować, że dysponujemy tylko jednym tak wypasionym teleskopem.