Звезды образуются из диффузной космической материи, сгустившейся под действием сил гравитации. В общих чертах этот механизм был ясен еще Ньютону, что следует из датированного 1692 годом письма, адресованного филологу Ричарду Бентли. Разумеется, современная наука сильно обогатила ньютоновское объяснение. В начале прошлого века британский астрофизик Джеймс Джинс доказал, что газовое облако коллапсирует лишь в том случае, если его масса превышает определенный предел. Когда газ стягивается к центру облака, возрастает его давление и возникают звуковые волны, распространяющиеся к периферии. Если их скорость меньше скорости гравитационного стягивания газа, облако продолжает коллапсировать, увеличивая плотность вещества в центральной зоне. Поскольку скорость звука пропорциональна квадратному корню температуры, а темп гравитационного сжатия возрастает вместе с массой, газовое облако коллапсирует тем легче, чем оно холоднее и тяжелее.
В космологии есть четыре основные шкалы расстояний, основанные на яркости объектов (Luminosity Distance, DL), угловых размерах (Angular Diameter Distance, DA), времени прохождения света (Light Travel Time Distance, DT), а также сопутствующая шкала (Comoving Distance, DC). Для расстояний менее 2 млрд св. лет эти шкалы совпадают.
DL В расширяющейся Вселенной далекие галактики выглядят гораздо более тусклыми, чем в стационарной, потому что фотоны испытывают красное смещение и «размазываются» по большему пространству. DA Галактики на самом краю видимой Вселенной выглядят так же, как 13 млрд лет назад. Но когда свет от них начал свой путь к нам, они были не только моложе, но и гораздо ближе. Поэтому далекие галактики выглядят значительно более крупными, чем можно было бы ожидать. DC Сопутствующая шкала расширяется вместе с нашей Вселенной. Она указывает, где находятся далекие объекты в данный момент (а мы видим Вселенную более молодой). DT Эта шкала основана на времени прохождения света от далеких галактик до земного наблюдателя. Она одновременно показывает и расстояние, и возраст далеких галактик.
ЧЕТЫРЕ ШКАЛЫ
Во времена юной Вселенной в возрасте нескольких десятков миллионов лет космический газ состоял из водорода (76% массы) и гелия (24%), образовавшихся через несколько минут после Большого взрыва (плюс совсем немного лития). Его температура не особенно отличалась от температуры реликтового микроволнового излучения, которая к тому времени составляла около 100 К. Пространство было заполнено и темной материей, плотность которой тогда была довольно высока (сейчас из-за расширения Вселенной она в десятки раз меньше). Темная материя, как и обычная, служит источником тяготения и потому вносит вклад в полную гравитационную массу газовых облаков. В этих условиях масса Джинса составляет примерно 105 солнечных масс. Это и есть нижний предел полной массы скоплений обычной (барионной) и темной материи, из которых могли родиться первые звезды. Для контраста следует отметить, что звезды нашей Галактики, в том числе и Солнце, появились на свет без всякой помощи темной материи.
Роль темной материи в запуске процесса звездообразования исключительно важна. Ионизированный водородно-гелиевый газ, заполнявший пространство вплоть до эпохи возникновения нейтральных атомов (около 400 000 лет после Большого взрыва), был настолько «сглажен» взаимодействием с реликтовым электромагнитным излучением, что его плотность всюду была практически одинакова. Если бы еще и темная материя равномерно распределялась по космическому пространству, то локальным газовым сгусткам просто неоткуда было бы взяться, и звездообразование никогда бы не началось. Этому помешали флуктуации квантовых полей, породившие частицы темной материи в первые мгновения после Большого взрыва. Поскольку она не была подвержена нивелирующему действию реликтовой радиации, ее плотность кое-где несколько превышала средние значения. Эти максимумы плотности создавали гравитационные «колодцы», в которых собирались частицы газа. Темная материя не только обеспечивала формирование первичных газовых облаков, но и влияла на их последующий коллапс. Она создавала гравитационные конверты, внутри которых обычный газ закручивался приливными силами и превращался в тонкий вращающийся диск. Так формировались протогалактики, окруженные оболочками (гало) из темной материи. Локальные уплотнения внутри диска давали начало отдельным звездам. Но это еще не полная картина. Поскольку уплотняющийся газ нагревается, его давление растет и противодействует дальнейшему коллапсу. Чтобы коллапс не прекратился, газ должен охладиться. Для звезд, формировавшихся в нашей Галактике, в том числе и для Солнца, это не составляло проблемы. В те времена космическая среда уже содержала частицы пыли и отдельные многоэлектронные атомы (скажем, азота, углерода и кислорода). При столкновениях они легко излучали фотоны и теряли энергию, вследствие чего температура газовой среды упала до 10-20 К. У первичных облаков такого выхода не было, и они могли терять температуру лишь за счет излучения атомарного и молекулярного водорода. Но атомарный водород служит эффективным охладителем лишь при нагреве свыше 10 000 К, а первичные облака были много холоднее. Процесс звездообразования спасали двухатомные молекулы водорода, теряющие энергию уже при нескольких сотнях кельвинов. По всей вероятности, они возникли благодаря столкновениям атомов водорода со свободными электронами, которых в космическом пространстве вполне хватало (электроны лишь катализировали эту реакцию и потому сами не расходовались).
Когда зажглись первые звезды, не знает никто, но некоторые специалисты полагают, что это могло произойти всего через 30 млн лет после Большого взрыва. Не исключено, что в будущем эту дату пересмотрят, однако есть все основания утверждать, что в возрасте 100 млн лет Вселенная уже обладала звездными популяциями. Звезды-пионеры были законченными эгоистами. Они заливали окружающее пространство жестким ультрафиолетом, легко разрушающим молекулы водорода, и тем самым препятствовали возникновению новых звезд. Однако своим излучением (особенно рентгеном) они постоянно подогревали окружающее пространство. Поэтому космический газ постепенно прогрелся до температур, при которых на холодильную вахту заступил атомарный водород, и процесс звездообразования возобновился. Более того, этот процесс усилился, поскольку атомарный водород при температурах свыше 10 000 К излучает больше энергии, нежели молекулярный. Вторая стадия интенсивного формирования звезд популяции III имела место внутри самых ранних галактик, которые были еще очень мелкими (по современной классификации — карликовыми).
Дозвездная Вселенная не отличалась сложностью. Ее состояние описывают всего лишь несколько космологических параметров — в частности, плотность различных форм материи и температура реликтового излучения. Новорожденные звезды одновременно исполняли роль мощных источников электромагнитных волн и фабрик химических элементов. Хотя жизненный срок первых светил был недолгим, они качественно изменяли космическую среду. Первые звезды вспыхивали в зоне повышенной плотности газовых частиц, образовавшихся в ходе гравитационного коллапса облаков барионной и темной материи с массой порядка 10 5 — 10 6 солнечных масс. Естественно, существуют разные сценарии звездообразования (их можно обсчитать на суперкомпьютере, хотя и не полностью), но в целом все модели сходятся в том, что в ходе фрагментации первичных облаков внутри гало из темной материи формировались сгустки газа, тянущие на несколько сотен солнечных масс. Эта величина соответствует массе Джинса для температуры около 500 К и плотности газа порядка 10 000 частиц на 1 см 3 . Поэтому вскоре после формирования газовые сгустки теряли устойчивость и претерпевали гравитационный коллапс. Их температура возрастала весьма умеренно благодаря охлаждающему действию молекулярного водорода. В конечном счете они превращались в аккреционные диски, в которых и родились первые звезды. До недавнего времени считали, что коллапсирующий сгусток с подобными параметрами больше не распадается и становится родоначальником единственной звезды. Вычисления, основанные на оценке темпов аккреции газа к центру диска, показывают, что масса таких звезд не могла быть больше 1000 солнечных масс. Это теоретическая верхняя граница, и пока не ясно, действительно ли существовали подобные сверхгиганты. Согласно консервативным оценкам, звезды первого поколения не были тяжелее 300, максимум 500 солнечных масс. Нижний предел массы этих звезд задается тем, что молекулярный водород способен снизить температуру облака только до 200 К, и потому звезда, не дотягивающая до 30 масс Солнца, просто не может родиться. Поскольку первичные облака фрагментировались на множество локальных сгущений, первые звезды, скорее всего, возникали сериями численностью в сотни, тысячи (а то и больше) светил. Конечно, это были еще не галактики (те сформировались позднее), но все-таки вполне внушительные звездные сообщества.
Ученые оценивают возраст нашей Вселенной в 13,8 миллиардов лет. Но когда появились первые звезды? Ответ удалось узнать несколько лет назад – согласно результатам исследования, опубликованного в журнале Nature, самые первые небесные светила зажглись спустя 180 миллионов лет после Большого взрыва. На самом деле ученые до сих пор не могут с уверенностью сказать когда именно родились первые звезды и галактики, но существуют все основания полагать, что это произошло 400-500 миллионов лет после Большого взрыва – именно тогда Вселенная стала достаточно холодной для формирования молекул нейтрального водорода и их объединения в гигантские облака из газа, в которых и формируются звезды. Но могли ли некоторые звезды образоваться еще раньше, вскоре после Большого взрыва?
Могли ли первые звезды во Вселенной появиться до Большого взрыва
Как определить возраст звезды?
Начнем с того, что возраст нашей Вселенной удалось установить лишь в 1929 году, после того, как американский астроном Эдвин Хаббл обнаружил, что помимо нашей галактики на просторах Вселенной существуют и другие. Более того, все эти объекты удаляются друг от друга. Хаббл понял, что поделив расстояние между галактиками на скорость их удаления друг от друга можно вычислить, как давно они были в одной точке.
Конечно, это грубая оценка возраста Вселенной. Для большей точности необходимо учесть, что из-за взаимного притяжения галактики несколько «притормаживают», а недавно открытая темная энергия, наоборот, ускоряет их. Последняя оценка возраста Вселенной – согласно данным космического аппарата «Планк», составляет 13,8 миллиарда лет. Это удалось установить с помощью открытия космического микроволнового фонового излучения или реликтового излучения.
Реликтовое излучение – это тепловое излучение, которое равномерно заполняет Вселенную. Считается, что оно возникло в эпоху первичной рекомбинации водорода в ранней Вселенной.
Но как определить возраст звезд? Как объяснили ученые, содержание железа в звезде является хорошим показателем ее возраста. Важно понимать, что в течение первых двух лет существования Вселенной звезды состояли в основном из водорода и гелия. Однако в более крупных звездах различные элементы, например кремний и железо, образуются в результате ядерного синтеза. Благодаря этому процессу атомные ядра более легких элементов сливаются вместе, чтобы создать более тяжелые.
Как только звезда становится сверхновой, взрыв распространяет ее элементы по всей Вселенной, превращая их в строительные блоки новых звездных образований. Напомню, что вспышка сверхновой – это явление в ходе которого яркость массивной звезды увеличивается на 4-8 порядков, после чего происходит медленное затухание.
Ученые полагают, что обнаружили одну из самых древних во Вселенной
Еще больше увлекательны статей о том, какие тайны скрывает в себе наша Всленная, читайте на нашем канале в Яндекс.Дзен. Там регулярно выходят статьи, которых нет на сайте!
Самая древняя звезда в галактике Млечный Путь
Согласно результатам исследования, опубликованного в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, исследователям удалось обнаружить самую старую звезду во Вселенной. Как пишут авторы научной работы, группа астрономов наблюдала звезду, которая вполне может оказаться почти такой же древней, как сама Вселенная. По мнению ученых, у красного гиганта, который вскоре станет сверхновой, самый низкий уровень железа по сравнению с другими известными на сегодняшний день звездными объектами.
Крайне низкое содержание железа в красном гиганте привело исследователей к выводу, что звезда родилась во времена, когда другие звезды во Вселенной не содержали такое количество элементов, как сегодня. Авторы статьи также обращают внимание на то, что звезда находится на последней стадии своей эволюции – массивные красные гиганты, как правило, заканчивают жизнь вспышкой сверхновой, после чего становятся либо нейтронными звездами (самыми плотными объектами во Вселенной), либо коллапсируют в черные дыры. Космос – очень загадочное место.
А как вы думаете, когда во Вселенной появились первые звезды? Давайте поговорим об этом с участниками нашего Telegram-чата, а также в комментариях к этой статье!
Звезда, которую обнаружила международная команда исследователей, была идентифицирована как SMSS J160540. 18-144323.1. Примечательно, что она расположена в пределах галактики Млечный Путь и находится примерно в 35 000 световых лет от Земли. Наблюдая за звездой, ученые обнаружили, что она содержит самый низкий уровень железа из всех известных звезд во всей галактике.
Этот красный гигант – самая древняя звезда в галактике Млечный Путь
Таким образом, открытие позволяет предположить, что SMSS J160540.18-144323.1 принадлежит к древней группе звезд, жизненный путь которых можно проследить вплоть до Большого Взрыва – главного космического события, создавшего вселенную 13,8 миллиарда лет назад.
Эта невероятно анемичная звезда, которая, вероятно, образовалась всего через несколько сотен миллионов лет после Большого Взрыва, имеет уровень железа в 1,5 миллиона раз ниже, чем у Солнца. Это как одна капля воды в олимпийском бассейне.
Если подвести краткий итог результатам последних научных исследований, то очевидно становится три вещи: во-первых, звезда SMSS J160540.18-144323.1 скоро израсходует все топливо, питающее ее и станет сверхновой; во-вторых, ученые пока не могут точно сказать, когда именно во Вселенной появились первые звезды. Но это также означает, что будущие исследования, несомненно, помогут найти ответ на этот вопрос; и в-третьих, звезда SMSS J160540.18-144323.1 является самой древней в нашей родной галактике.
