Время первых звезд

Время первых звезд

Когда и как возникли первые звезды? Как они выглядели? Какими свойствами обладали? Какова была их масса? Можно ли сегодня отыскать эти звезды?

Все эти вопросы вызывают огромный интерес у астрономов. Как отмечают исследователи, «первые звезды подготовили сцену для всех последующих событий, которые протекали в нашей Вселенной и привели к формированию крупных структур». Пока еще ученым не удалось обнаружить «Адама и Еву звездного мира», но они уверены, что этот миг не за горами.

До появления первых звезд во Вселенной было довольно скучно. Во время Большого взрыва возникли лишь самые легкие химические элементы – водород и гелий, а также небольшое количество лития и бериллия. Все космическое пространство на протяжении долгого времени было заполнено чрезвычайно горячим непрозрачным газом. Лишь по мере того, как Вселенная расширялась, температура заполнявшего ее вещества падала. Наконец через 380 тысяч лет после Большого взрыва космос остыл до 3000 °C. Разрозненно сновавшие до этого протоны и электроны начали соединяться друг с другом, образуя отдельные атомы. Теперь излучение стало беспрепятственно распространяться. Туманную, беспросветную Вселенную залил наконец свет, видимый, впрочем, лишь… в инфракрасном и радиодиапазонах. Если бы человек мог перенестись в ту эпоху, то он ровным счетом ничего бы не разглядел. Все мироздание, с нашей точки зрения, по-прежнему окутывал мрак.

Потом, через 300 миллионов лет, в этом мраке стали вспыхивать первые, редкие звезды, словно лампы в городе, погрузившемся в ночную тьму. Космологи пока могут лишь моделировать протекавшие тогда события. Во многом приходится полагаться на гипотезы.

В то время важнейшую роль в мироздании играло темное вещество. Оно образовывало огромные сгустки – гало, где, подчиняясь его мощному притяжению, скапливалось еще и большое количество обычного вещества. Компьютерные модели показывают, что уже через 100 миллионов лет после Большого взрыва возникли первые карликовые галактики, представлявшие собой рассеянные скопления холодного темного вещества и горячих газовых масс – смеси водорода и гелия. В них не было звезд – они еще не сформировались. Эти галактики сливались друг с другом, образуя все более крупные объекты. Млечный Путь, как показывают расчеты, возник в результате постепенного слияния около миллиона подобных галактик.

Первые звезды начали зарождаться лишь после того, как газовые массы остыли. Это происходило в самых компактных и плотных гало. Первые звезды не были похожи на те звезды, что и теперь продолжают появляться в отдельных областях Млечного Пути. Они были очень крупными, весили в 100 и более раз больше, чем Солнце (по некоторым оценкам, их масса могла достигать 1000 солнечных масс). Их видимая поверхность была разогрета до 100 000 °C (температура внешних слоев Солнца – около 5500 °C).

Газовые массы, из которых состояли эти звезды, почти не содержали тяжелых элементов. Впрочем, и сегодня их концентрация чрезвычайно мала. На 3000 атомов водорода приходится всего по одному атому углерода и два атома кислорода. А ведь это самые распространенные тяжелые элементы во Вселенной! Теперь они играют важную роль в зарождении звезд.

Первые звезды начали зарождаться лишь после того, как газовые массы остыли

Когда молекулярное облако сжимается под действием собственной гравитации, температура этого сгустка растет. Увеличивается и давление внутри облака, оно препятствует его дальнейшему сжатию. Тяжелые элементы служат охладителем, и потому процесс формирования звезды продолжается.

В ранней Вселенной таких охладителей не было. Тем не менее звезды возникали. В 2008 году свое решение этой загадки предложили японские астрофизики Наоки Ёсида и Кадзуюки Омукаи и их американский коллега Ларс Хернквист. В своей модели они рассматривали громадное гало, состоявшее из темного вещества. Находившееся в этом гало облако водорода и гелия постепенно сжималось, пока его температура не возросла до 10 000 °C. Давление раскаленного газа препятствовало его дальнейшему сжатию. Тем не менее возникла протозвезда, которая весила, правда, в сотню раз меньше, чем Солнце. Давление и температура в ее недрах еще долгое время были недостаточны для того, чтобы вспыхнула термоядерная реакция. Однако зарождавшаяся звезда продолжала притягивать окружающие массы газа. Модель, которую разработал Фолькер Бромм из Техасского университета, показывает, что всего за несколько тысяч лет масса этой звезды неимоверно возросла. Когда наконец она превысила 100 солнечных масс, ядро звезды уплотнилось настолько, что началась реакция термоядерного синтеза.

Этот сценарий, созданный усилиями нескольких групп ученых, объясняет, почему звезды первого поколения принципиально отличались от современных звезд. Они не только весили гораздо больше, чем Солнце, но и светили в миллионы раз ярче его. Это излучение пронизывало мощную пелену газа, окружавшую звезду, и разогревало ее. Каждая из этих звезд была окружена раскаленным газовым пузырем, порой достигавшим в поперечнике 15 тысяч световых лет. Диаметр нашей Галактики сейчас всего в несколько раз больше, чем диаметр одной-единственной звезды, которую обволакивал этот гигантский шлейф.

События, протекавшие тогда, недоступны наблюдению астрономов. Однако, как явствует из исследования отдаленных квазаров, эпоха первых звезд завершилась примерно через 800 миллионов лет после Большого взрыва. И еще одно выяснили ученые. Уже в эпоху первых звезд та смесь водорода и гелия, что заполняла космическое пространство, стала обогащаться всеми известными нам сегодня тяжелыми элементами, которые возникали после взрывов отдельных звезд.

Но как протекали эти взрывы? Были ли они похожи на взрывы современных сверхновых? Как показывают, например, компьютерные модели, звезда, чья масса лежала в диапазоне от 140 до 260 солнечных масс, взрывалась из-за особого феномена, который называется «нестабильностью пар». Первая сверхновая этого типа – SN 2007bi – была обнаружена лишь в 2007 году в карликовой галактике, расположенной на расстоянии 1,6 миллиарда световых лет от Земли. Механизм, приводивший к подобным взрывам, таков.

В течение нескольких миллионов лет в недрах звезды поддерживалось равновесие. Мощная сила гравитации стремилась ее сжать, а интенсивный поток излучения, исходивший из ее недр, не давал это сделать. Фотоны непрестанно сталкивались с атомными ядрами, создавая силу давления, распиравшую звезду. Когда же горючее в ее топке заканчивалось, она начинала сжиматься. При этом давление в ее недрах достигало такой громадной величины, что фотоны – по знаменитой формуле Эйнштейна, связывающей энергию и массу, – превращались в вещество. Каждая пара фотонов порождала другую пару – электрон и его античастицу, позитрон. Наконец в недрах звезды не оставалось фотонов. Теперь ничто не препятствовало дальнейшему коллапсу. Температура и давление в недрах звезды стремительно нарастали, вновь вспыхивала термоядерная реакция. В результате почти половина всей ее массы превращалась в тяжелые элементы. Следовал мощнейший взрыв, который астрономы сравнивают со взрывом водородной бомбы.

Почти все, что мы знаем о подобных звездах, – это результат компьютерного моделирования. Однако даже современные компьютеры могут ошибаться. Лишь наблюдения, которые будут проводиться с помощью космических телескопов нового поколения, дадут окончательный ответ на вопрос, что же происходило в эпоху первых звезд.