Konsten att mäta stjärnornas ålder

När vi tittar upp mot natthimlen kan vi se tusentals lysande punkter. Alla vet att det är stjärnor. Vad som däremot är mindre känt är hur mycket vi får reda på bara genom att utforska stjärnstrålarna. När vi studerar förhållandena i en stjärnas atmosfär, dess temperatur, täthet och kemiska sammansättning, kan det berätta om hur gammal stjärnan kan vara. Många olika stjärnor tillsammans talar om för oss hur vår galax utvecklas.

De brinner inte för evigt

När vetenskapsmän började bestämma åldern på himlakropparna inledde de naturligtvis med jorden. På 1860-talet verkade jorden vara några hundra miljoner år gammal. Den slutsatsen drog man av den hastighet med vilken berggrunden eroderar, kombinerat med Darwins då färska teori om arternas uppkomst.

Den inflytelserike brittiska fysikern William Thomson (senare adlad till Lord Kelvin) uppskattade solens, och därmed jordens, ålder helt felaktigt till mellan 20 och 40 miljoner år. Han byggde sin uppfattning på den enda möjliga källa till solens utstrålning som man då kände till, värme som frigörs när materialet som bygger upp solen pressas samman.

Detta glapp i dateringen på hundratals miljoner år löstes inte förrän på 1900-talet, när det blev klart att stjärnornas främsta energikälla är kärnreaktioner som omvandlar materia till energi. Det får dem att brinna stadigt i miljarder år. Dock inte för evigt.

Numera är solsystemets ålder känd med stor säkerhet. Den härleds bland annat ur radioaktiva kärnor som påträffas i meteoriter. Dessa tror man är oförändrade sedan den tid då solsystemet bildades. En mängd mätningar pekar mot samma tidpunkt: solsystemet blev till för 4,5 miljarder år sedan.

Stjärnorna äldre än universum!

En annan dateringskonflikt spökade för astronomin på det tidiga 1990-talet. Den handlade om hela universums uppkomst. Å ena sidan tydde den kosmologiska åldern – alltså universums ålder – på att big bang ägde rum för 12 miljarder år sedan. Å andra sidan verkade de äldsta stjärnorna, i de så kallade klothoparna vara mellan 14 och 16 miljarder år gamla. Men uppenbarligen kan det inte finnas stjärnor som är äldre än universum självt.

Den kosmologiska åldern beräknades utifrån observationer av universums expansion. Men att bestämma hastigheten för universums utvidgning, och därmed tidpunkten för när denna startade, var ingen enkel uppgift. För att komma fram till denna tidpunkt behöver man mäta avstånd och hastighet hos avlägsna stjärnor. Har stjärnan en känd ljusstyrka, är avståndet direkt kopplat till hur långt bort stjärnan är – ser ljuset svagare ut är stjärnan längre bort. Problemet blir att hitta stjärnor som kan tjäna som ”standardljus”.

Den person som upptäckte universums utvidgning, den amerikanska astronomen Edwin Hubble, bestämde ett värde på utvidgningshastigheten som var sju gånger större än vår nuvarande uppskattning. Så den första gissningen av den kosmologiska åldern blev 2 miljarder år, ett sju gånger yngre universum än vad astronomerna tror i dag. Numera litar vi på tekniken, på valet av standardljus och på det nu gällande värdet för universums ålder – omkring 14 miljarder år.

Att däremot härleda den högsta möjliga åldern för universum utifrån stjärnornas ålder är mer komplicerat. Vi behöver titta på, förstå och göra en modell över utvecklingen av stjärnorna. Detta blev möjligt först i och med tillkomsten av moderna datorer.

Stjärnornas liv går i cykler

Stjärnor bildas av den gas som finns i rymden. Strax efter big bang fanns inga stjärnor och ingen gas. Men redan några minuter efter tillblivelsen fylldes rymden av de allra lättaste ämnena – väte och helium – samt något litium, uppemot en atom per en miljard väteatomer. Dessa de enklaste grundämnena bildades i fusionsreaktioner. Men när rymden expanderade kyldes den samtidigt av, och därmed avstannade ämnestillverkningen i rymden.

Därefter smälte alla grundämnen som är tyngre än helium samman i kärnreaktionerna inuti stjärnorna. När stjärnorna sedan dör sprids produkterna av kärnreaktioner runt om i rymden, för att återanvändas i nya generationer stjärnor. Så 9 miljarder år senare bildades ett solsystem som vårt, av tillräckligt tunga atomer för att forma steniga planeter som jorden.

Ett sammanbrott av ett interstellärt gasmoln, nya stjärnors vagga, kan ta några hundra miljoner år. Till slut blir det så hett längst inne i molnet att kärnreaktionerna kan starta. Det är då stjärnan tänds. Då inträder det mest stabila skedet i dess liv. Den brinner med stadig låga under lång tid, och de flesta stjärnorna på himlen befinner sig i denna fas.

För stjärnor som solen kan den perioden fortgå i nästan 10 miljarder år, medan tyngre stjärnor förbränner sitt kärnbränsle snabbare och är mer kortlivade. Stjärnor som väger mindre än 80 procent av solens massa är så ekonomiska att de kan hålla sig jämnt brinnande i 13-15 miljarder år.

Om sådana stjärnor bildades kort efter big bang – några hundra miljoner år – så lever de fortfarande. De är tänkbara kandidater att användas för uppskattningar av hur gamla de äldsta stjärnorna är och kan då tjäna som en nedre gräns för universums ålder. Stjärnor i gamla klotformiga hopar verkar faktiskt uppfylla detta krav. Men det finns stjärnor i Vintergatan som är betydligt fattigare på andra grundämnen än väte och helium (och därmed möjligtvis äldre) än alla kända klothopar.

Det kommer en tid i en stjärnas liv då det mesta vätet i dess innersta kärna har omvandlats till helium. När energiproduktionen minskar anpassar stjärnan sig till ett nytt jämviktsläge. Energin upphör att produceras i stjärnans innersta centrum, och i stället antänds kärnreaktionerna i ett skal som omger mittområdet.

Detta får följder för hela stjärnkroppen – det omslutande gashöljet sväller upp och stjärnan utvecklas till en röd jätte. Det går relativt fort, på bara några hundra miljoner år, och när exakt detta inträffar under stjärnans liv beror helt på dess massa.

Medelstora stjärnor, som väger mindre än fyra gånger solens massa, slutar sina liv som vita dvärgar. De befriar sig från sitt yttre gaslager, som sprids ut i rymden. Därmed exponerar de kärnan som mestadels består av helium. Sådana rester är kompakta som en dvärgstjärna och mycket heta. Därför lyser de med ett vitt sken och kallas följaktligen för vita dvärgar.

Eftersom ingen kärnreaktion pågår inne i en vit dvärg svalnar den långsamt när den strålar ut sin inre hetta och blir allt ljussvagare. Hur avkylningen fortskrider är enbart en funktion av tiden som gått sedan den vita dvärgen bildades. Liksom de jämnt brinnande stjärnorna är även de långsamt avsvalnande vita dvärgarna relativt enkla att ordna efter åldern. Likt ett pärlband radas de upp i tidsföljd.

Jagar små avtryck i stjärnljuset

Alltsedan mitten av 1900-talet följer vi processerna inuti stjärnor via datorsimuleringar. Simuleringarna gör förutsägelser om hur storheter som temperatur, radie och massa förändras med tiden. Sedan jämför vi förutsägelserna med faktiska observationer för att bestämma till exempel åldern på en stjärna eller en stjärnhop.

Ordet ”observationer” används ofta i astronomiska sammanhang, men vi kan inte mäta en stjärnas yttemperatur på samma sätt som vi kan mäta temperaturen i luften här på jorden. Fortfarande är det bara stjärnljuset vi har att tillgå, men datormodellen beskriver hur vi ska titta och tolka det vi ser för att ringa in yttemperaturen hos en särskild klass stjärnor. Således härleder vi de storheter som vi behöver för att bestämma stjärnornas ålder på ett indirekt sätt. Dessutom finns det många och skiftande fysikaliska processer som påverkar stjärnornas evolution. Att få fram den verkliga åldern på stjärnorna förblir en av de största utmaningarna inom astronomin.

Ett av de vanligaste sätten är att jämföra observationer av stjärnor i en hop med teoretiska kalkyler. Då antar vi att alla stjärnor i hopen bildades vid en och samma tidpunkt för länge sedan. Och eftersom tyngre stjärnor utvecklas snabbare än lättare, hittar vi stjärnor i många olika faser av sina liv. Stjärnhopens ålder bestäms av hur massiva de stjärnorna är som just har bränt ut sitt bränsle (bild 1). På samma sätt berättar observationerna av hur långt de vita dvärgarna har hunnit kylas ner om hur gammal hopen minst kan vara.

Rent praktiskt mäter vi stjärnornas ljusstyrka på himlen, vilket ger ett mått på energin och radien. Och så avläser vi deras färg, som berättar något om yttemperaturen. Båda måtten kan härledas med fotometri, det vill säga genom att betrakta stjärnan genom olika filter och räkna antalet ljuspartiklar, fotoner, som anländer under en viss tid.

Dessutom beror stjärnornas öde på deras ursprungliga sammansättning, det vill säga hur mycket väte, helium, syre, järn och andra grundämnen som stjärnorna föddes med. För att komma fram till det måste vi studera enskilda kemiska avtryck som olika grundämnen lämnar i ljuset från dessa stjärnor uppdelat på olika våglängder, ett så kallat spektrum.

Radioaktiva spår inte pålitliga

Det finns minst två problem här. För det första kan man inte observera helium i spektrum hos gamla stjärnor, eftersom den är en ädelgas och inte lämnar sådana spår. För dessa gamla stjärnor antar man vanligen att de innehåller den mängd helium som alstrades i big bang, och det är en bra uppskattning.

För det andra behöver kemiska ämnen i stjärnans atmosfär inte spegla sammansättningen av gasen som stjärnan har bildats av. De kan ha hamnat där genom andra processer. Till exempel sjunker tunga partiklar långsamt genom den gamla stjärnans atmosfär in mot centrum på samma sätt som järn sjunker mot jordens mitt. Den processen upptäcktes nyligen för första gången i en gammal klotformad stjärnhop i vår närhet. Vi vet att liknande skeenden också pågår i solens inre.

I princip är tekniken att bestämma ålder densamma när den tillämpas på enskilda stjärnor som på en hel stjärnhop. Men den säkerhet med vilken vi kan mäta relevanta storheter hos en enskild stjärna är vanligen inte tillräcklig för att få fram skarpa gränser för universums ålder.

Det finns en annan teknik där vi inte behöver känna till exakt hur stjärnan utvecklades. På liknande sätt som man med kol-14-metoden åldersdaterar fossil på jorden genom att mäta radioaktivitet, kan man försöka mäta innehållet av minst två besläktade grundämnen i den gamla stjärnans atmosfär. Ett av dem måste vara radioaktivt instabil.

Om vi känner till i vilka proportioner dessa ämnen en gång tillverkades (ett mått som kärnteorin ger), är det uppmätta förhållandet direkt kopplat till den tid som förflutit sedan ämnena skapades, troligen i en supernovaexplosion. Denna teknik tillämpades med framgång på gamla stjärnor för första gången för cirka 15 år sedan. Då användes det radioaktiva grundämnet torium. Man fick åldrar på runt 12 miljarder år, vilket var helt rimligt.

Färska beräkningar för ännu fler stjärnor har emellertid gett värden som i de värsta fallen leder till en negativ ålder! Metoden verkar alltså bräcklig, åtminstone när den tilllämpas på torium. I vilket fall som helst, detta är uppenbarligen inte en teknik som kan tillämpas på alla, inte ens på många stjärnor.

Det mest direkta sättet att fastställa en stjärnas ålder torde i princip vara att direkt bestämma mängden väte som omvandlats till helium i stjärnans innandöme. Det kan vi i dag göra bara när det gäller vår närmaste stjärna, solen, och vi är fortfarande långt ifrån att kunna tillämpa våra metoder på gamla stjärnor tusentals ljusår bort.

Svårtolkade spår

Trots att universums ålder numera är känd med stor säkerhet, har det inte blivit omodernt att bestämma stjärnornas åldrar. Men vårt fokus har flyttats, och i dag utnyttjar vi den kosmologiska åldern bara för att stämma av rimligheten i våra uppskattningar.

I stället använder vi åldersbestämningarna för att tidsordna händelser i Vintergatan. På detta sätt har några astronomer funnit att stjärnpopulationer i vår galax skiljer sig från varandra inte bara beträffande sin kemiska sammansättning och sina rörelser i rymden, utan också ifråga om vilken epok de härstammar från. I själva verket är kanske just stjärnornas ålder det renaste måttet för en unik klassificering av enskilda stjärnor.

Vissa astronomer hävdar att stjärnbildningen tillfälligt stannade av för cirka 12 miljarder år sedan, efter det att de äldsta kända stjärnorna i Vintergatan hade formats. Avbrottet kan ha varit så långt som 5 miljarder år, och under den tiden skulle det ha formats märkbart färre stjärnor än både före och efter. Om det verkligen förhåller sig så debatteras livligt.

Att bestämma stjärnornas ålder förblir en utmaning inom astrofysiken. Andra mindre direkta observationer, som förekomsten av stjärntillverkat kärnmaterial, kan vara lättare att samla in, men behöver inte vara lättare att tolka, inte ens för astronomer. Så fortfarande gäller det romerska ordspråket per aspera ad astra – genom svårigheter mot stjärnorna.