Hur gamla är stjärnorna i Vintergatan?

Enligt vår nuvarande världsbild uppstod universum vid Stora smällen, Big Bang, som ägde rum för ca 15 miljarder år sedan. Big Bang-modellen binder samman en rad fundamentalt olika egenskaper hos universum: dess totala masstäthet, den ursprungliga halten av grundämnena väte, helium och litium, utvidgningshastigheten och universums ålder. Tillsammans bestämmer de i sin tur egenskaperna hos den kosmiska bakgrundsstrålningen, en iskall rest av den ursprungliga explosionen.

Om vi kan påvisa en verklig motsägelse mellan teorin och våra observationer, faller hela modellen. Och omvänt – bestämmer vi en av storheterna noggrant genom mätningar, styrks också de andra värdena. Men hela tiden måste vi tänka på att vi bara ser en liten, liten del av världsalltet, både i rum och i tid.

Stjärnorna åldras med tiden

Ett minsta krav på överensstämmelse är att universum måste vara äldre än de äldsta stjärnorna. Men vilka stjärnor är äldst? Helst skulle vi i Vintergatan vilja finna klart lysande stjärnor från universums allra tidigaste barndom. Stjärnor som vi kan bestämma åldern på direkt, oavhängigt av andra och mindre säkra observationer av avlägsna galaxer. Men hur ska det gå till?

Stjärnors egenskaper, liksom människors, ändrar sig med tiden. Därför kan man avgöra deras ålder genom att jämföra beräknade egenskaper med dem som observeras. Men i de teoretiska modellerna ingår många antaganden som svårligen kan mätas. Därför blir sådana indirekta åldersbestämningar alltför osäkra för att vi ska kunna avgöra precis vilka stjärnor som är äldst. Däremot kan vi rangordna stjärnorna kronologiskt utan att känna till deras ålder.

Arkeologer vet att deras fynd vanligen är äldre, ju djupare de måste gräva. Vår måttstock för stjärnorna är deras innehåll av tunga grundämnen, t ex järn. I Stora smällen bildades bara de lättaste grundämnena – väte, helium och litet litium – medan de tyngre grundämnena har skapats i kärnreaktioner i de efterföljande stjärngenerationerna. När stjärnor utvecklas, åldras och så småningom dör går de nybildade grundämnena i arv till nästa generation.

Solen, som är 4,6 miljarder år gammal, innehåller ca 2 procent tunga grundämnen, medan riktigt unga stjärnor ligger på ca 4 procent. De numera mycket sällsynta stjärnor som bara innehåller en tusendel så mycket järn som solen måste vara mycket äldre än solen. De bildades under de första 5 procenten av universums hela livstid. Men det säger oss fortfarande inte precis hur gamla dessa stjärnor egentligen är. Härtill måste vi ta ett annat av arkeologernas verktyg i bruk – radioaktiv datering.

Arkeologin har visat vägen

Det är halveringstiden som beskriver sönderfall av grundämnens radioaktiva kärnor, s k radioisotoper. När halveringstiden har gått återstår hälften av den ursprungliga mängden av ämnet, efter två halveringstider blir en fjärdedel kvar osv. Den ursprungliga mängden beräknas med hjälp av en annan, stabil isotop, helst av samma grundämne. I arkeologin används kolisotoperna kol-14 och kol-12. Kol-14 är radioaktivt och sönderfaller med en halveringstid på drygt 5 700 år, medan kol-12 är stabilt.

Kol-14 bildas hela tiden när partiklar i solvinden kolliderar med kväveatomer i övre atmosfären. Därefter sörjer det biologiska kretsloppet för att upprätthålla ett konstant förhållande mellan kol-14 och kol-12 i allt levande material. När trädet fälls eller djuret dör, avstannar upptagningen av nytt kol-14, och endast det radioaktiva sönderfallet fortsätter. Restmängden av kol-14 kan då mätas och berätta för oss när trädet eller djuret dog.

Samma princip skulle kunna användas för att datera stjärnor. Men då går det inte att utnyttja metoden med kol-14. Sedan solen bildades har kol-14 halverats cirka 800 000 gånger, och i hela universum har knappast en enda kol-14-atom från den tiden överlevt till i dag.

Därför har man i stället använt isotopen torium-232, som har en halveringstid på 14 miljarder år. Den används i geologin för att bestämma åldern på mycket gamla bergarter och mineraler.

Vid radioaktiv datering av de äldsta stjärnorna uppstår emellertid två problem. För det första kan vi inte använda de jordiska laboratoriernas noggranna instrument, som geigermätare eller masspektrometrar. I stället gäller det att med stort tålamod analysera de otydliga fingeravtrycken, s k spektrallinjer, av exempelvis torium i det svaga ljus som våra teleskop fångar upp. Denna teknik ger en osäkerhet på 20-25 procent i toriuminnehållet, och det motsvarar ett fel i stjärnans ålder på över 4 miljarder år, ett rätt onyttigt resultat.

För det andra är det inte självklart vilka mängder torium-232 som de första stjärnorna i universum egentligen innehöll. Vi känner förhållandena i solen, men den i sin tur är uppbyggd av material som bildades inuti andra stjärnor. I solens stamtavla ingår okända stjärngenerationer från de föregående 10 miljarder åren, och förhållandena mellan radioaktiva och stabila grundämnen har säkert ändrat sig under den tiden. Det gör åldersbestämningen ännu mer osäker.

Nästan jämngammal med världsalltet

Men nu har vi funnit ett annat sätt att lösa dateringsproblemet. Det visar sig att ett annat tungt grundämne, uran, bär på lösningen. Nyligen lyckades vi för första gången någonsin mäta mängden uran i en gammal stjärna.

Tillsammans med ett tiotal europeiska kolleger sökte vi och beviljades observationstid på Europeiska sydobservatoriets nya jätteteleskop på berget Paranal i Chile, Very Large Telescope – VLT, som bl a Sverige har varit med att betala. Vi studerade grundämnen i hundra av de äldsta stjärnorna i Vintergatan. En av dem, med det prosaiska namnet CS31082-001, visade sig vara inte bara järnfattig – vi konstaterade bara 1/800 av solens järnhalt – den innehöll också en mätbar mängd av uranisotopen U-238.

Varför blev då vår artikel i den ansedda tidskriften Nature betecknad som något av ett genombrott?

Jo, för det första betyder den låga järnhalten att materialet i stjärnan måste ha bildats mycket tidigt i världsalltets historia, senast omkring en miljard år efter Stora smällen. Den är alltså nästan jämngammal med hela universum.

För det andra har uranisotopen en idealisk halveringstid på 4,6 miljarder år. Den är så kort att den ”radioaktiva klockan” i princip kan avläsas med en noggrannhet av 1-1,5 miljarder år, och samtidigt tillräckligt lång för att inte allt uran ska ha försvunnit. Så även om uran-238 har fått dålig press på senare tid pga sin militära användning, har det alltså också sina goda egenskaper, åtminstone på håll.

En pålitlig stjärnklocka

Men för att kunna fastställa en stjärnas födelsedag måste vi också känna till dess ursprungliga uraninnehåll. Här kommer torium oss oväntat till hjälp.

Uran, torium och en rad andra tunga grundämnen bildas vid en stjärnexplosion, en supernova. De skapas när supernovans yttre gaslager utsätts för en häftig neutronbestrålning från de lavinartade kärnreaktionerna i stjärnans inre. Ju mer atomkärnorna liknar varandra, desto mer lika blir produktionen av dem, och uran-238 och torium-232 är nästan så lika som de kan vara. Genom att mäta förhållandet mellan uran och torium, snarare än mellan uranisotopen och dess stabila bror, får vi en stjärnklocka. Visserligen går den litet långsammare, men i gengäld har den ett mycket pålitligare startvärde. Vi beräknade åldern på vår stjärna till 14,0 miljarder år. Detta stämmer fint med de allra senaste beräkningarna för ett universum vars utvidgning accelererar med tiden.

Vi hade tur

Stjärnan CS31082-001 är den första och fortfarande enda stjärnan med mätbart uran bland ungefär två hundra mycket järnfattiga stjärnor som vi kan studera tillräckligt noga. Så visst hade vi tur att finna den så tidigt i vårt observationsprogram. Men någon ren slump var det absolut inte.

Vi hade flera års hårt och systematiskt arbete bakom oss med att leta fram stjärnor med precis de riktiga egenskaperna. Vi gjorde oss klara precis till dess att det nya teleskopet stod färdigt i Chile. Just VLT och dess unika instrument, spektrografen UVES, är världens i särklass bästa redskap för att utföra analyser av stjärnornas mycket svaga ljus.

Hur gick vi då till väga för att hitta de allra första stjärnorna som tändes i Vintergatan? Det är nästan som att leta efter en nål i en höstack. Fast vår metod kanske mest kan liknas vid att vaska guld.

Vi utgick från en grovsortering av miljontals svaga stjärnor som publicerades redan för 15 år sedan. Vi valde ut några tusen stjärnor som såg ut att vara fattiga på järn. I fem år studerade vi alla dessa stjärnor med hjälp av de något äldre teleskopen på berget La Silla i Chile. Det blev omkring hundra nätters observationer med hjälp av olika teleskop med mellan 1,5 och 3,5 meters diameter. Därefter följde ett mödosamt arbete med att bearbeta alla data.

Slutligen valde vi ut en lista på ungefär hundra av de mest lovande kandidaterna till de slutliga observationerna med VLT.Nu gällde det att få tillgång till VLT under så många observationsnätter som behövdes. Det var ingen enkel sak med tanke på den hårda konkurrensen om tid på Europas nya astronomiska flaggskepp.

Samarbeta i stället för att tävla

Ett mål för det europeiska samarbetet var att utnyttja en del av den allra första tiden på VLT till projekt där teleskopet skulle kunna uträtta något unikt i världen. Därför valde man att satsa på bara några få stora projekt under de första åren. Vårt projekt var väldefinierat och grundläggande: Hur och när uppkom de första tunga grundämnena i universum? Det lämpade sig perfekt för VLTs stora teleskop och dess instrument – en kombination utan konkurrens i världen. Men forskning är ju också politik, och andra än vi var intresserade av precis samma frågeställning.

Här gällde det att tänka ut en lämplig strategi. Så i stället för att konkurrera slog vi ihop oss i en enda stor forskargrupp som omfattade de flesta experterna i Europa inom vårt fält. Dessutom ingick atomspektroskopigruppen i Lund och kärnfysiker från Schweiz och Tyskland. Därmed undvek vi inte bara en möjligen förödande konkurrens mellan besläktade grupper, vi blev också tillräckligt många för att gemensamt klara av att ta hand om det enorma observationsmaterialet.

Dessutom kunde vi vid behov omedelbart i laboratoriet skaffa nya och bättre mätdata som krävs för att förstå stjärnspektrum; och våra fysikerkolleger i Lund har redan utfört mätningar på just uran och torium. Och vi arbetar direkt med andra fysiker som kan beräkna bättre modeller för supernovor och kärnsyntesen inuti dem.

Strategin lyckades: vi fick 40 nätter på VLT under åren 2000 och 2001 – en oerhört lång period i dessa sammanhang.

Observationerna är nu avslutade, och vi står med ett enastående observationsmaterial som kan ge oss kunskap om Vintergatans barndom och grundämnenas uppkomst. Men att vi redan efter bara några få nätter med VLT skulle hitta den första gamla stjärnan som innehåller uran hade vi ju knappast vågat hoppas på.

Astronomi och fysik hand i hand

Upptäckten har gett oss blodad tand, och arbetet fortsätter nu på två fronter. För det första förbättrar vi ständigt de atom- och kärnfysikaliska data som vi använder för att beräkna både de nuvarande och de ursprungliga halterna av uran och torium i stjärnorna. Det pågår febril aktivitet i Lund, både på Lasercentrum och vid Observatoriet. Vi har också haft tur. Avdelningen för atomspektroskopi har just flyttat ihop med oss astronomer i det nybyggda astronomihuset i Lund. Numera kan vi dagligen diskutera gemensamma forskningsprojekt och intressera doktoranderna både från astronomi- och fysiksidan.

För det andra letar vi ivrigt efter fler stjärnor som innehåller uran. Om vi får fram samma ålder på liknande stjärnor styrks naturligtvis tilltron till metoden och till de första resultaten. En tredje viktig del av projektet är att kartlägga innehållet av alla de andra grundämnena som vi också kan mäta i våra stjärnor. Den analysen är nu i full gång, och den första vetenskapliga artikeln är redan färdig.