Det er ikke slik alle først trodde. Og det var Cecilia Payne-Gaposchkin som fant det ut.

Tiago Pereira – Førsteamanuensis, Rosseland senter for solfysikk, UiO

De dyrebare grunnstoffene som livsformer er avhengige av, som oksygenet vi puster inn og karbonet i kroppen våre, ble en gang laget inne i en stjerne. Vi er levende bevis på grunnstoffenes kosmiske reise. Det samme er stjerner, som bærer spor av grunnstoffene som ble produsert av deres forfedre. Men hvordan kan vi finne ut hva stjerner virkelig er laget av?

Det er problematisk å sende romsonder til stjerner, fordi sondene vil smelte før vi klarer å gjøre en måling, og de fleste stjerner er rett og slett for langt unna. Vi må derfor nøye oss med å gjøre fjernobservasjoner. For det meste går dette ut på å studere lyset fra himmellegemer.

Måling av stjerners kjemiske sammensetning er ekstremt viktig i astrofysikk, fordi det lar oss studere universet gjennom tid og kartlegge hvordan galakser og stjerner dannes og utvikler seg.

I sin doktorgradsavhandling fra 1925 knuste Cecilia Payne-Gaposchkin uventet det som den gang var det aksepterte synet på stjernenes kjemiske sammensetning. Ideen hennes var så revolusjonerende at den har endret måten vi studerer stjerner på, og uten tvil ført til en nær forening av fysikk og astronomi og fødselen av feltet vi nå kaller astrofysikk.

Grunnstoff i stjerner

På begynnelsen av 1900-tallet ble det antatt at Sola og andre stjerner hadde samme kjemiske sammensetning som Jorda, fordi det virket logisk at himmellegemer spredt rundt i rommet består av omtrent de samme grunnstoffene.

Jordas kjemiske sammensetning er lettere å måle enn Solas. Planeten vår består hovedsakelig av jern og oksygen (omtrent 60 % av Jordas masse), etterfulgt av silisium og magnesium (nesten 30 %) og mye mindre mengder av andre grunnstoffer. Tanken om at Sola hadde en lignende sammensetning, ble støttet av oppdagelsen av de samme grunnstoffene på Sola. Men hvordan kan man identifisere bittesmå atomer fra så stor avstand? Svaret krever et dykk inn i kvantefysikkens mystiske verden.

Det er kanskje en form for kosmisk ironi at for å forstå de store objektene i rommet må vi forstå den bitte lille verdenen som består av atomer, elektroner og fotoner. Et foton («lyspartikkel») sendes ut når et atom går fra et høyere energinivå til et lavere nivå. Energien til fotonet er lik energiforskjellen mellom de to nivåene. Det er veldig nyttig for astronomer at energinivåene til hvert atom og ion er unike. Det betyr at vi kan bruke tilstedeværelsen eller fraværet av lys ved disse energiene i spekteret til stjernen som et fingeravtrykk for tilstedeværelsen av et gitt grunnstoff eller ion i en stjerne. Dette er vårt hovedverktøy for å identifisere forskjellige grunnstoffer (eller til og med molekyler!) i stjerner, planeter og andre himmellegemer.

Det er kanskje overraskende at denne teknikken ble brukt allerede på 1800-tallet, i god tid før Cecilia Payne-Gaposchkin ble født. Fysikere som Gustav Kirchhoff identifiserte mange av grunnstoffene som er til stede på Jorda i spektra av Sola og stjernene. Edward Frankland fant til og med en signatur av et sjeldent grunnstoff i Sola før det ble oppdaget på Jorda, og kalte det helium, etter den greske solguden Helios.

Skjult informasjon

Det er én ting å identifisere tilstedeværelsen av et gitt grunnstoff i en stjerne. Det er noe helt annet å måle mengden av stoffet, og det er her Payne-Gaposchkins originale tenkning førte til en helt ny konklusjon. Litt tidligere startet astronomer ved Harvard College Observatory den enorme oppgaven med å samle og kategorisere spektre av hundretusenvis av stjerner, noe som markerte begynnelsen på det vi nå kaller stjernespektroskopi.

Spektra viser de diskrete energiene som tilsvarer overganger mellom atomenerginivåer (spektrallinjer) til forskjellige grunnstoff. For det utrente øyet er stjernespektra et fascinerende rot av linjer, som viser en nesten ubegrenset variasjon mellom forskjellige stjerner. På den tiden ble det antatt at jo mer det var av et grunnstoff, desto sterkere ble spektrallinjene fra stoffet. Vi vet nå at dette ikke er hele historien og det er her Payne-Gaposchkin ga et grunnleggende bidrag.

I løpet av doktorgraden jobbet hun med spektrene fra Harvard, hvor Annie Jump Cannon bare noen år tidligere kom med Harvard-spektralklassifiseringssystemet (se faktaboks under). Dette systemet er fortsatt mye brukt i dag, men opprinnelig ble det ikke utviklet med utgangspunkt i fysikk, men basert på hvor spektrallinjer dukket opp og hvor sterke de var. Payne-Gaposchkins banebrytende oppdagelse var at dette systemet i hovedsak var en måte å sortere stjerner etter temperatur, og det førte igjen til en overrakende oppdagelse.

Ionisering er nøkkelen

Det avgjørende skrittet Payne-Gaposchkin tok, var å koble sammen stjernespektra med ionisering. Ionsering går ut på at et atom har tatt til seg eller mistet ett eller flere elektroner.

Hun studerte teorien fra Meghnad Saha, som viste at temperatur og trykk bestemmer hvordan grunnstoffer blir ionisert. Inne i en stjerne kolliderer fotoner med atomer. Hvis de har nok energi, vil de ionisere atomene. Varmere stjerner har fotoner med høyere energi og har derfor flere ioniserte grunnstoffer.

Ta eksemplet med hydrogen. I en typisk stjerne, hvis temperaturen er omtrent 9500 kelvin
(ca. 9227 grader celsius), vil 50 % av hydrogen være i nøytral form og 50 % vil bli ionisert. Derfor vil stjerner med temperaturer under 9500 kelvin ha stort sett nøytralt hydrogen og stjerner over 9500 kelvin vil stort sett ha ionisert hydrogen (dette er den klassiske astrofysiske inndelingen mellom varme og kalde stjerner).

Ulike grunnstoffer vil hovedsakelig bli ionisert ved forskjellige temperaturer, basert på hvert grunnstoffs spesifikke ioniseringsenergi. I motsetning til hydrogen kan andre grunnstoffer ioniseres mer enn én gang, hvis temperaturen er høy nok. Dette er hvordan vi vet at de ytre atmosfærene til stjerner, eller koronaene, er veldig varme: Astronomer fant spektrallinjer fra jern ionisert mer enn tjue ganger, noe som krever temperaturer på millioner av grader.

Et annet viktig stykke informasjon er at når et atom blir ionisert, endres energinivåene fullstendig. Dette betyr at atomet får et nytt finger­avtrykk, gitt av energiene til spektrallinjene. Spektrallinjene til det nøytrale grunnstoffet vil bli mye svakere, mens de nye spektrallinjene til det ioniserte grunnstoffet vil bli sterkere. Dette er Payne-Gaposchkins hovedoppdagelse.

Hydrogen og helium

Ved å se på spektre med forskjellige klassifiseringer, innså Payne-Gaposchkin at grunnen til at spektrallinjene til noen grunnstoffer ble svakere, ikke er fordi det var en mindre mengde av det grunnstoffet i en stjerne. Det er fordi grunnstoffene blir ioniserte, og det skyldtes at stjernene er varmere. Det betyr at den store variasjonen i stjernespektra ikke skyltes at stjerner har veldig ulike kjemiske sammensetninger, men at de har ulike temperaturer. Dette fører til at forskjellige ioniseringsstadier blir dominerende og medfører at spektralklassene fra Harvard-klassifiseringssystemet tilsvarer ulike temperaturer.

Da Payne-Gaposchkin nøye la sammen hvor mye av hvert grunnstoff som eksisterer i hvert ioniseringstrinn ved en gitt temperatur, kom hun med en oppsiktsvekkende oppdagelse: Alle stjerner hadde en veldig lik kjemisk sammensetning, og stjerner var hovedsakelig laget av hydrogen og helium, ikke tyngre grunnstoffer som jern.

Ideen om at stjerner hovedsakelig er laget av de to letteste grunnstoffene, er allment akseptert i dag, men forårsaket forferdelse på den tiden. Payne-Gaposchkin ble presset til å fornekte funnet sitt og kommentere at disse funnene så ut til å motsi det åpenbare. Men de var basert på god fysikk og har tålt tidens tann. Teorien for å utlede den kjemiske sammensetningen fra stjernespektra er siden blitt raffinert og er fortsatt et aktivt forskningsfelt.

Metodene vi utvikler i dag, gjør at vi kan måle den kjemiske sammensetningen av stjerner mye mer nøyaktig, for eksempel ved å utvikle realistiske 3D-modeller av atmosfæren til stjerner og gi rom for en mer detaljert behandling av ionisering, som ikke bare avhenger av temperatur og trykk, men også av stråling. Med bedre estimater av kjemisk sammensetning kan vi kartlegge historien til grunnstoffer i stjerner i forskjellige aldre og få ledetråder om hvordan vår egen galakse utviklet seg – hvor de første stjernehopene dannet stjerner, hvordan disse stjernene spredte seg gjennom galaksen og hvilke stjerner (med særegne kjemiske sammensetninger) som kom fra sammenslåinger med andre galakser.

Med stadig mer avanserte teleskoper og instrumenter vil vi snart kunne bestemme nøyaktig den kjemiske sammensetningen ikke bare av stjerner, men også av atmosfærene til eksoplaneter. Det vil være avgjørende for å avgjøre spørsmål som beboelighet og eksistens av utenomjordisk liv. Alt dette bare fra glimtet av stjernelys som sprer seg gjennom planetenes atmosfære. Dette viser hvilket kraftfullt verktøy stjernespektroskopi er.

«There is no joy more intense than that of coming upon a fact that cannot be understood in terms of currently accepted ideas.»

Cecilia Payne-Gaposchkin

---

Gjenskapning av arbeidet til Cecilia Payne-Gaposchkin

Ved UiO gjenskaper masterstudenter i astronomi arbeidet til Cecilia Payne-Gaposchkin i studieemnet AST4310: Strålingsprosesser i astrofysikk. Emnet innebærer å beregne mengden av nøytrale atomer og ioner for forskjellige grunnstoffer ved varierende temperaturer og bygge diagrammer som de Payne-Gaposchkin lagde.

Denne artikkelen ble først publisert i Astronomi 2023/1. Er du ikke abonnent? Abonner her.

Toppbilde: Jake Weirick/Unsplash (bakgrunnsbilde), Smithsonian Institution Archives (Cecilia Payne-Gaposchkin)