Заглядаючи в далекі глибини молодий всесвіту, астрономи намагаються зрозуміти, як запалювалися перші зірки.
Ще років двадцять тому була відома лише жменька галактик старше семи мільярдів років (цей поріг відповідає космологическому червоному зсуву, що перевищує одиницю). Деякі вчені навіть відкрито сумнівалися, що настільки древні зоряні скупчення справді існують в значних кількостях. Усунення цієї помилки допоміг випадок. У 1995 році керівник наукових програм космічного телескопа «Хаббл» Роберт Вільямс попросив у кількох авторитетних астрономів ради, як найкраще використовувати ту частку обсерваційного часу, якої він розпоряджався на власний розсуд. Годинники гарячих суперечок ні до чого не привели - кожен учасник зустрічі відчайдушно боровся за власну програму. І тоді хтось запропонував просто направити телескоп в будь-яку точку небесної сфери і «просвердлити там діру максимальної глибини» (саме в таких виразах).
Ця ідея виявилася на рідкість плідною. В рамках нового проекту HDF (The Hubble Deep Field) орбітальна обсерваторія більш десяти діб спостерігала ділянку небесної сфери площею в 5,25 квадратної кутової хвилини. В результаті було виявлено кілька тисяч наддалеких галактик, частина яких (з червоним зміщенням близько 6) виникла всього через мільярд років після Великого вибуху. Стало абсолютно ясно, що процес виникнення зірок і зоряних скупчень йшов повним ходом, коли Всесвіт був у 20 разів молодше свого нинішнього віку. Подальші спостереження в рамках проектів HDF-South і Great Observatories Origins Deep Survey тільки підтвердили ці висновки. А в січні 2011 року астрономи з Нідерландів, США та Швейцарії повідомили про ймовірну ідентифікації галактики з більш ніж десятикратним червоним зміщенням, що виникла не пізніше 480 млн років після Великого вибуху. Можна сподіватися, що вже в нинішньому десятилітті космічні і наземні телескопи відловлять зоряне світло з двадцятикратним червоним зміщенням, який пішов у космос, коли Всесвіту було не більше 300 млн років.
Окремі зірки першого покоління, на відміну від складених з них галактик, ще не виявлені. Це і зрозуміло - їх випромінювання досягає Землі у вигляді дуже слабких потоків фотонів, усунутих червоним зміщенням в далеку інфрачервону зону. Однак за кілька сотень мільйонів років з моменту свого народження ці світила (їх також називають зірками популяції III) так вплинули на склад міжгалактичного речовини, що ці зміни помічають навіть сучасні телескопи. З іншого боку, теоретики непогано розбираються в процесах, які понад 13 млрд років тому вперше запустили процес народження зірок і зоряних скупчень.
Окремі зірки першого покоління, на відміну від складених з них галактик, ще не виявлені. Це і зрозуміло - їх випромінювання досягає Землі у вигляді дуже слабких потоків фотонів, усунутих червоним зміщенням в далеку інфрачервону зону. Однак за кілька сотень мільйонів років з моменту свого народження ці світила (їх також називають зірками популяції III) так вплинули на склад міжгалактичного речовини, що ці зміни помічають навіть сучасні телескопи. З іншого боку, теоретики непогано розбираються в процесах, які понад 13 млрд років тому вперше запустили процес народження зірок і зоряних скупчень.
Астрономам відомі зовсім новенькі суперсветіла. Пальма першості належить зірці R136a1, відкритої в 2010 році. Вона відстоїть від Землі на якісь 160 000 світлових років. Зараз вона тягне на 265 сонячних мас, хоча при народженні мала масу в 320 сонячних. R136a1 близько мільйона років, але вона викидає речовину в простір з такою силою, що за цей час схудла на 17%! Оскільки перші зірки з'являлися на світ з масою того ж порядку, можна припустити, що і вони так само інтенсивно втрачали матерію. Однак з висновками поспішати не варто. Генерація зоряного вітру відбувається при істотному участю елементів, важчих за гелій, якими перші зірки не мали, тому питання залишається відкритим.
Хмари-попередники
Зірки утворюються з дифузійної космічної матерії, згуслої під дією сил гравітації. У загальних рисах цей механізм був ясний ще Ньютону, що слідує за датованого одна тисяча дев'ятсот шістьдесят один роком листа, адресованого філологу Ричарда Бентли. Зрозуміло, сучасна наука сильно збагатила ньютонівської пояснення. На початку минулого століття британський астрофізик Джеймс Джинс довів, що газова хмара коллапсирует лише в тому випадку, якщо його маса перевищує певну межу. Коли газ стягується до центру хмари, зростає його тиск і виникають звукові хвилі, що поширюються до периферії. Якщо їх швидкість менше швидкості гравітаційного стягування газу, хмара продовжує коллапсировать, збільшуючи щільність речовини в центральній зоні. Оскільки швидкість звуку пропорційна квадратному кореню температури, а темп гравітаційного стиснення зростає разом з масою, газова хмара коллапсирует тим легше, ніж воно холодніше і важче.
За часів юної Всесвіту у віці декількох десятків мільйонів років космічний газ складався з водню (76% маси) і гелію (24%), що утворилися через кілька хвилин після Великого вибуху (плюс зовсім небагато літію). Його температура не особливо відрізнялася від температури реліктового мікрохвильового випромінювання, яка на той час становила близько 100К. Простір був заповнений і темною матерією, щільність якої тоді була досить висока (зараз через розширення Всесвіту вона в десятки разів менше). Темна матерія, як і звичайна, служить джерелом тяжіння і тому вносить вклад в повну гравітаційну масу газових хмар. У цих умовах маса Джинса складає приблизно 105 сонячних мас. Це і є нижня межа повної маси скупчень звичайної (баріонів) і темної матерії, з яких могли народитися перші зірки. Для контрасту слід зазначити, що зірки нашої Галактики, в тому числі і Сонце, з'явилися на світ без будь-якої допомоги темної матерії.
Як виміряти відстань у Всесвіті У космології існують чотири основні шкали відстаней, засновані на яскравості об'єктів (Luminosity Distance, DL), кутових розмірах (Angular Diameter Distance, DA), часу проходження світла (Light Travel Time Distance, DT), а також супутня шкала (Comoving Distance, DC). Для відстаней менше 2 млрд. Світлових років ці шкали практично збігаються. DL: у Всесвіті далекі галактики виглядають набагато більш тьмяним, ніж у стаціонарній, тому що фотони відчувають червоне зміщення і «розмазуються» по більшій простору. DA: ми бачимо галактики на самому краю видимого Всесвіту так, як вони виглядали 13 млрд. Років тому. Але коли світло від них почав свій шлях до нас, вони були не тільки молодше, але і набагато ближче. Тому далекі галактики виглядають значно більшими, ніж можна було б очікувати. DC: супутня шкала розширюється разом з нашого Всесвіту. Вона вказує, де знаходяться далекі об'єкти в даний момент (а ми бачимо Всесвіт молодший). За цією шкалою межа видимого Всесвіту знаходиться приблизно в 47 млрд. Світлових років від нас. DT: ця шкала заснована на часу проходження світла від далеких галактик до земного спостерігача. Саме цю шкалу найчастіше використовують астрономи, оскільки вона одночасно показує і відстань, і вік далеких галактик.
темне початок
Роль темної матерії в запуску процесу зореутворення виключно важлива. Іонізований воднево-гелієвий газ, що заповнював простір аж до епохи виникнення нейтральних атомів (близько 400 000 років після Великого вибуху), був настільки «згладжений» взаємодією з реліктовим електромагнітним випромінюванням, що його щільність усюди була практично однакова. Якби ще й темна матерія рівномірно розподілялася по космічному простору, то локальним газовим сгусткам просто нізвідки було б взятися, і зореутворення ніколи б не почалося. Цьому завадили флуктуації квантових полів, що породили частинки темної матерії в перші миті після Великого вибуху. Оскільки вона не була схильна до нівелюють дію реліктової радіації, її щільність подекуди кілька перевищувала середні значення. Ці максимуми щільності створювали гравітаційні "колодязі", в яких збиралися частки газу. Темна матерія не тільки забезпечувала формування первинних газових хмар, але і впливала на їх подальший колапс. Вона створювала гравітаційні конверти, всередині яких звичайний газ закручується приливними силами і перетворювався в тонкий обертовий диск. Так формувалися протогалактики, оточені оболонками (гало) з темної матерії. Локальні ущільнення всередині диска давали початок окремим зірок.
Але це ще не повна картина. Оскільки ущільнюють газ нагрівається, його тиск зростає і протидіє подальшому колапсу. Щоб колапс не припинився, газ повинен охолодитися. Для зірок, які формувалися в нашій Галактиці, в тому числі і для Сонця, це не становило проблеми. В ті часи космічне середовище вже містила частинки пилу і окремі Багатоелектронні атоми (скажімо, азоту, вуглецю і кисню). При зіткненнях вони легко випромінювали фотони і втрачали енергію, внаслідок чого температура газового середовища впала до 10-20 К. У первинних хмар такого виходу не було, і вони могли втрачати температуру лише за рахунок випромінювання атомарного і молекулярного водню. Але атомарний водень служить ефективним охолоджувачем лише при нагріванні понад 10 000 К, а первинні хмари були багато холодніше. Процес зореутворення рятували двоатомних молекули водню, що втрачають енергію вже при декількох сотнях кельвінів. Цілком ймовірно, вони виникли завдяки зіткнень атомів водню з вільними електронами, яких в космічному просторі цілком вистачало (електрони лише каталізували цю реакцію і тому самі не витрачалися).
Коли спалахнули перші зірки, не знає ніхто, але деякі фахівці вважають, що це могло статися за все через 30 млн років після Великого вибуху. Не виключено, що в майбутньому цю дату переглянуть, проте є всі підстави стверджувати, що в віці 100 млн років Всесвіт вже володіла зоряними популяціями.
Зірки-піонери були закінченими егоїстами. Вони заливали навколишній простір жорстким ультрафіолетом, легко руйнують молекули водню, і тим самим перешкоджали виникненню нових зірок. Однак своїм випромінюванням (особливо рентгеном) вони постійно підігрівали навколишній простір. Тому космічний газ поступово прогрілося до температур, при яких на холодильну вахту заступив атомарний водень, і процес зореутворення відновився. Більш того, цей процес посилився, оскільки атомарний водень при температурах понад 10 000 К випромінює більше енергії, ніж молекулярний. Друга стадія інтенсивного формування зірок популяції III мала місце всередині самих ранніх галактик, які були ще дуже дрібними (за сучасною класифікацією - карликовими).
Ера світил
Дозвездной всесвіт не відрізнялася складністю. Її стан описує лише кілька космологічних параметрів - зокрема щільність різних форм матерії і температура реліктового випромінювання. Новонароджені зірки одночасно виконували роль потужних джерел електромагнітних хвиль і фабрик хімічних елементів. Хоча життєвий термін перших світил був недовгим, вони якісно змінили космічну середу.
Знаменита картинка Hubble Deep Field (HDF). Вона зібрана з 342 окремих знімків, зроблених камерою WFPC2 протягом 10 днів з 18 по 28 грудня 1995 року. На цьому невеликій ділянці неба астрономи з подивом виявили понад 1500 галактик в різних стадіях еволюції.
Перші зірки спалахували в зоні підвищеної щільності газових частинок, що утворилися в ході гравітаційного колапсу хмар баріонів і темної матерії з масою порядку 105-106 сонячних мас. Природно, існують різні сценарії зореутворення (їх можна обрахувати на суперкомп'ютері, хоча і не повністю), але в цілому все моделі сходяться в тому, що в ході фрагментації первинних хмар усередині гало з темної матерії формувалися згустки газу, тягнуть на кілька сотень сонячних мас. Ця величина відповідає масі Джинса для температури близько 500 К і щільності газу близько 10 000 часток на 1 см. Тому незабаром після формування газові згустки втрачали стійкість і зазнавали гравітаційний колапс. Їх температура зростала дуже помірно завдяки більш холодному тілу дії молекулярного водню. В кінцевому рахунку вони перетворювалися в аккреційному диски, в яких і народилися перші зірки.
До недавнього часу вважали, що колапсує згусток з подібними параметрами більше не розпадається і стає родоначальником єдиної зірки. Обчислення, засновані на оцінці темпів акреції газу до центру диска, показують, що маса таких зірок не могла бути понад 1000 сонячних мас. Це теоретична верхня межа, і поки не ясно, чи дійсно існували подібні надгіганти. Згідно з консервативними оцінками, зірки першого покоління були важче 300, максимум 500 сонячних мас. Нижня межа маси цих зірок задається тим, що молекулярний водень здатний знизити температуру хмари тільки до 200 К, і тому зірка, не дотягує до 30 мас Сонця, просто не може народитися. Оскільки первинні хмари фрагментований на безліч локальних згущень, перші зірки, швидше за все, виникали серіями чисельністю в сотні, тисячі (а то і більше) світил. Звичайно, це були ще не галактики (ті сформувалися пізніше), але все-таки цілком значні зіркові спільноти.
Перші зірки назавжди змінили склад міжгалактичної середовища. Вони практично знищили молекулярний водень, стовідсотково іонізували водень атомарний і запустили синтез елементів, важчих за гелій і літію, які до того в природі ще не існували. Зоряне населення тієї далекої епохи загинуло в ранній юності, але залишило після себе оновлений космос, в якому виникли умови для формування великих галактик і зірок з планетними системами. Одна з таких зірок красується на нашому небосхилі.
Зірки в сотні сонячних мас відрізнялися яскравістю і величиною. Їх поверхня була розігріта до 100 000 К (атмосфера нашого Сонця в 17 разів холодніше). Типовий радіус такої зірки становив 4-6 млн км від 700 000 км у Сонця, а світність перевершувала сонячну в мільйони разів. Їх існування було дуже коротким, максимум 2-3млн років, і завершували вони його неоднаково. Зірки, які з'являлися на світ з масою в140-260 сонячних, в кінці життя згоріли без залишку в надпотужних термоядерних вибухах, вивільняючи енергію порядку 1 053 ерг. Світила більшої і меншої маси коллапсировать в чорні діри. А ось нейтронних зірок вони після себе не оставілі- це доля світил з початковою масою 12-20 (максимум 30) сонячних мас, час яких тоді ще не настав. Звичайно, все вищесказане - теоретичні сценарії, адже перші зірки ніхто ніколи не чув од. Однак ж деякі з них в момент загибелі породили найпотужніші гамма-сплески, майже доступні для сучасної апаратури. У 2009 році був помічений сплеск, що датується 630 млн років життя Всесвіту, а реєстрація ще більш ранніх сплесків вже не за горами.
Зовсім недавно виникли сумніви щодо правомірності моделі ізольованого виникнення перших зірок. У лютому 2011 року астрофізики з ФРН і США опублікували в журналі Science результати комп'ютерного моделювання динаміки акреційних дисків, що поклали початок першим зірок. Аналіз показав, що такі диски, швидше за все, розпадалися на фрагменти, і перші зірки з'являлися на світ не поодинці, а парами, трійками і навіть більшими групами.
А чи не сталося так, що окремі зоряні ембріони під дією тяжіння своїх сусідів вилітали за межі диска ще до того, як набрали величезну масу? У цьому випадку серед зірок третьої популяції могли опинитися і досить легкі світила, здатні простягнути мільярди років і навіть дожити до нашого часу. Однак, як пояснив «ПМ» професор Техаського університету в Остіні Фолькер Бромма, поки вдалося простежити лише початковий етап еволюції аккреционного диска протягом декількох сотень років: «Швидше за все перші зірки, навіть з'явилися на світ групою, все-таки доростали як мінімум до декількох десятків сонячних мас, як і вважали раніше. Так що гіпотетичне поява в ту епоху світил з помірною массой- всього лише логічна можливість ».
Від суперзірок до гіпердірам
Чорні дірі, Які залишились после собі Перші зірки, були, у всякому разі, легше їх самих и навряд чи малі более сотні Сонячних мас. Однако результати АНАЛІЗУ випромінювання древніх квазарів дозволяють стверджуваті, что через 800-900 млн років после Великого Вибух у Всесвіті Вже були чорні дірі в мільярд разів важча за Сонце. Як могли вінікнуті подібні Гіганти за такий короткий час? «На перший погляд в цьому немає ніякої загадки, - каже Абрахам Лоеб, професор астрономії Гарвардського університету і автор нещодавно опублікованої монографії про перші зірки. - Якщо постійно щедро постачати діру речовиною, з плином часу її маса стане збільшуватися по експоненті, як колонія бактерій в багатій живильному середовищі. На такому режимі за кілька сотень мільйонів років діра, яка почала з сотні сонячних мас, спокійно добереться до мільярда. Однак справа в тому, що гіпотеза стабільної підживлення чорної діри аккретірующім газом не відповідає дійсності. Обчислення показали, що така аккреция переривається через цілу низку причин. Так, при злитті галактик чорні діри утворюють подвійні системи, що випромінюють потужні гравітаційні хвилі, які буквально вимивають газ з навколишнього простору. А за відсутності безперервної підживлення експоненціального зростання просто не буде. Однак є й інша можливість. Результати цього ж комп'ютерного моделювання показують, що всередині перших карликових галактик, які вже точно існували через 500 млн років після Великого вибуху, могли сформуватися справжні зірки-велетні. Молекул водню в просторі тоді вже не залишилося, а середовище з атомарного водню не могла знизити температуру менш 10 000 К. Однак ці галактики все ж мали солідний обсяг і за допомогою темної матерії захоплювали багато більше газу, ніж хмари, які поклали край початок найпершим зірок. У цій ситуації можливий сценарій, відповідно до якого гарячий колапсує газ не розпадається на численні згустки, а дуже швидко, без попереднього формування акреційних дисків, породжує поодинокі і парні зірки в кілька мільйонів сонячних мас. Після них могли залишитися чорні діри-мільйонники, які мають реальний шанс тисячократного зростання протягом наступних 300-400 млн років. Це вирішує загадку ранньої появи надмасивних чорних дір - поки, природно, тільки в теорії ».
Стаття опублікована в Журналі «Популярна механіка» ( №5, травень 2011 ).
А чи не сталося так, що окремі зоряні ембріони під дією тяжіння своїх сусідів вилітали за межі диска ще до того, як набрали величезну масу?Як могли вінікнуті подібні Гіганти за такий короткий час?
