ПЕРВЫЕ ЗВЕЗДЫ

Возникновение белых карликов сильно отстало по времени от эры появления первых звезд. Процессы звездообразования и формирования звездных скоплений во времена юности нашей Вселенной стали изучать совсем недавно. И это неслучайно. Еще четверть века назад известна была лишь горсточка галактик, возникших около 7 млрд лет назад (этот порог соответствует космологическому красному смещению, превышающему единицу). Некоторые ученые открыто сомневались, что столь древние звездные скопления существуют в значительных количествах.

Устранению этого заблуждения помог случай. В 1995 г. руководитель научных программ «Хаббла» Роберт Уильямс попросил у нескольких авторитетных астрономов совета, как лучше использовать ту долю наблюдательного времени, которой он мог распорядиться по своему усмотрению. Часы горячих споров ни к чему не привели — все участники встречи отчаянно боролись за собственные программы. И тогда кто-то предложил направить телескоп в любую точку небесной сферы и «просверлить в ней максимально глубокую дыру» (именно так).

Эта идея оказалась на редкость плодотворной. В рамках нового проекта HDF (The Hubble Deep Field) орбитальная обсерватория больше 10 суток наблюдала участок небесной сферы площадью в 5,25 квадратных угловых минут. В результате было обнаружено несколько тысяч сверхдалеких галактик, часть которых (с красным смещением порядка 6) возникла лишь спустя 1 млрд лет после Большого взрыва. Тут уж стало совершенно ясным, что процесс возникновения звезд и звездных скоплений шел полным ходом, когда Вселенная была в 20 раз моложе, чем сейчас. Дальнейшие наблюдения в рамках проектов HDF-South и Great Observatories Origins Deep Survey подтвердили эти выводы. Уже в январе 2011 г. астрономы из Нидерландов, США и Швейцарии сообщили о вероятной идентификации галактики с более чем десятикратным красным смещением, возникшей не позднее 480 млн лет после Большого взрыва. Можно надеяться, что уже в следующем десятилетии космические и наземные телескопы отловят звездный свет с двадцатикратным красным смещением, который ушел в космос, когда Вселенной было не больше 300 млн лет.

Отдельные звезды первого поколения, в отличие от древнейших галактик, пока не обнаружены. Это и понятно — их излучение приходит на Землю в виде чрезвычайно слабых потоков фотонов, отодвинутых красным смещением в дальнюю инфракрасную зону. Однако за несколько сотен миллионов лет от момента появления на свет эти звезды (их называют звездами населения III) настолько повлияли на состав межгалактического вещества, что есть надежда увидеть вызванные ими изменения в современные телескопы. С другой стороны, теоретики пока не очень хорошо разбираются в процессах, которые больше 13 млрд лет назад первыми запустили рождение звезд и звездных скоплений.

Звезды образуются из диффузной космической материи, сгустившейся под действием сил гравитации. В общих чертах этот механизм был понятен еще Ньютону, что следует из датированного 1692 г. письма, адресованного Ричарду Бентли. Поэтому Валентин Пильман — нобелевский лауреат из «Пикника на обочине» Стругацких — с полным основанием утверждал, что Ньютон был весьма проницательным человеком.

Естественно, 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, называемый массой Джинса. Когда газ стягивается к центру облака, его давление возрастает и начинает препятствовать сжатию. Если давление растет недостаточно быстро, облако продолжает коллапсировать и увеличивает плотность вещества в центральной зоне. Поскольку давление пропорционально температуре, а темп гравитационного сжатия растет вместе с массой, газовое облако коллапсирует тем легче, чем оно тяжелее и холоднее.

Эту общую схему стоит сопоставить с конкретными условиями, существовавшими во Вселенной, которой было несколько десятков миллионов лет. Космический газ в те времена состоял из водорода (76%) и гелия (остальные 24%) плюс совсем немного лития, образовавшихся через несколько минут после Большого взрыва. Температура этого газа не особенно отличалась от температуры реликтового микроволнового излучения, которая в те времена составляла около 100 K. Пространство было также заполнено темной материей, плотность которой была довольно высока (сейчас из-за расширения Вселенной она в десятки раз меньше). Темная материя, как и материя обычная, является источником тяготения и потому привносит свой 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 возникнуть 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 первоначального звездообразования исключительно важна. Ионизированный водородно-гелиевый газ, заполнявший пространство вплоть до эпохи возникновения нейтральных атомов (около 380 000 лет после Большого взрыва), был настолько «сглажен» взаимодействием с реликтовым электромагнитным излучением, что его плотность везде была практически одинаковой. Если бы темная материя оказалась равномерно распределена по космическому пространству, то локальным газовым сгусткам просто неоткуда было бы взяться, и звездообразование никогда бы не началось. Неоднородности в распределении темной материи возникли из-за флуктуаций квантовых полей, породивших ее частицы в первые мгновения после Большого взрыва. Поскольку темная материя 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 колодцы, внутри которых обычный газ закручивался приливными силами и превращался во вращающийся тонкий диск. Так формировались протогалактики, окруженные оболочками (гало) из темной материи. Локальные уплотнения внутри диска давали начало отдельным звездам.

Это неполная картина. Поскольку уплотняющийся газ греется, 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 было проблемой. В те времена космическая среда уже содержала частицы пыли и отдельные многоэлектронные атомы (азот, углерод и кислород). При столкновениях они легко излучали фотоны и теряли энергию, вследствие чего температура газовой среды составила 10–20 K. У первичных облаков такого выхода не было, они могли снижать температуру только за счет излучения атомарного и молекулярного водорода. Но атомарный водород служит эффективным охладителем только при температурах выше 10 000 K, а первичные облака были много холоднее. Процесс звездообразования спасали двухатомные молекулы водорода, теряющие энергию уже при нескольких сотнях кельвинов.

Когда зажглись первые звезды, не знает никто, но не исключено, что это могло произойти всего через 30 млн лет после Большого взрыва. Скорее всего, эту дату еще подкорректируют, однако есть все основания полагать, что, когда Вселенной исполнилось 100 млн лет, она уже была населена звездами. Во всяком случае, 1 марта 2018 г. в журнале Nature появилась информация о возможной регистрации электромагнитной «подписи» звезд, существовавших спустя 170 млн лет после Большого взрыва.

Дозвездная Вселенная не отличалась сложностью. Ее состояние описывается лишь несколькими космологическими параметрами — в частности, плотностью различных форм материи и температурой реликтового излучения. Новорожденные звезды одновременно выполняли роль мощных источников электромагнитных волн и фабрик синтеза химических элементов. Хотя жизненный срок первых светил и был недолгим, они качественно изменили космическую среду.

Первые звезды загорались в зоне повышенной плотности газовых частиц, образовавшихся в ходе гравитационного коллапса облаков барионной и темной материи с массой порядка 100 000–1 млн солнечных масс. Эти процессы можно обсчитать на суперкомпьютере, но далеко не полностью. Естественно, существует множество сценариев звездообразования. В целом все модели сходятся на 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 K и плотности газа порядка 10 000 частиц на см3. Поэтому вскоре после формирования газовые сгустки теряли устойчивость и сваливались в гравитационный коллапс. Их температура возрастала весьма умеренно благодаря охлаждающему действию молекулярного водорода. В конце концов они трансформировались в аккреционные диски, в которых и родились первые звезды.

Далее возможны варианты. До недавнего времени считали, что коллапсирующий сгусток с подобными параметрами не распадается и становится родоначальником единственной звезды. Вычисления, основанные на оценке темпов аккреции газа к центру диска, показывают, что масса таких звезд не может быть больше 1000 солнечных. Это теоретическая верхняя граница, и еще не ясно, существовали ли подобные сверхгиганты. Согласно консервативным оценкам, звезды первого поколения не были тяжелее 300, максимум — 500 солнечных масс. Нижний предел массы этих звезд определяется тем, что молекулярный водород способен понизить температуру облака лишь до 200 K, и потому звезда, не дотягивающая до 30 масс Солнца, просто не может появиться на свет. Поскольку первичные облака фрагментировались на множество локальных сгущений, первые звезды, скорее всего, появлялись сериями численностью в сотни, тысячи (а то и больше) светил. Конечно, они еще не были галактиками (те сформировались позднее), но представляли собой вполне внушительные звездные сообщества.

Звезды в сотни солнечных масс отличались исключительной яркостью и огромными размерами. Их поверхность была разогрета до 100 000 K (атмосфера нашего Солнца в 17 раз холоднее). Типичный радиус такой звезды составлял 4–6 млн км против 700 000 у Солнца, а светимость превосходила солнечную в миллионы раз. Их существование было очень кратким, 2–3 млн лет максимум, и завершали они его по-разному. Звезды, которые появились на свет с массой в 140–260 солнечных, в конце жизни (во всяком случае, так утверждает теория) сгорали без остатка в сверхмощных термоядерных взрывах и высвобождали энергию порядка 1053 эрг. Светила больших и меньших масс коллапсировали в черные дыры — со взрывами или без оных. Звезды населения III не оставили после себя нейтронных звезд — это удел светил с намного меньшей массой, чье время тогда еще не пришло. По этой же причине они не смогли дать начало и белым карликам.

Интересно, что совсем новенькие суперсветила известны астрономам. Например, звезда R136a1, открытая в 2010 г. Она отстоит от Земли на какие-то 160 000 световых лет. Сейчас в ней 265 солнечных масс, хотя после рождения она тянула на все 320. Звезде около 1 млн лет, но она выбрасывает вещество в пространство так сильно, что похудела за это время на целых 17%!

Поскольку первые звезды появлялись на свет с массой такого же порядка, можно предположить, что и они с такой же скоростью теряли материю. Однако с выводами торопиться не стоит. Генерация звездного ветра происходит при существенном участии элементов тяжелее гелия, а первые звезды ими не располагали, поэтому вопрос остается открытым.

Совсем недавно появились сомнения в правомерности модели изолированного возникновения первых звезд. В феврале 2011 г. астрофизики из ФРГ и США опубликовали в журнале Science результаты компьютерного моделирования динамики аккреционных дисков, положивших начало этим звездам. Выяснилось, что такие диски, по всей видимости, распадались на фрагменты, и первые звезды появлялись на свет не поодиночке, а парами, тройками и более крупными группами.

На этой стадии вполне закономерен вопрос: не случалось ли, что отдельные «эмбрионы» звезд под действием тяготения соседей вылетали за границы диска еще до того, как набрали огромную массу? В таком случае среди звезд населения III могли оказаться довольно легкие светила, способные протянуть миллиарды лет и дожить до нашего времени. Однако все не так просто. Дело в том, что пока удалось проследить лишь начальный этап эволюции аккреционного диска на протяжении нескольких сотен лет. Этого недостаточно для оценки звездных масс, поскольку процесс формирования звезды занимает не меньше 100 000 лет. Скорее всего, первые звезды (даже появившиеся на свет целой группой) все-таки вырастали не меньше чем до нескольких десятков солнечных масс, как и полагали ранее. Поэтому гипотетическое появление в ту далекую эпоху светил с умеренной массой — лишь логическая возможность, еще не подтвержденная конкретными вычислениями.

Первые звезды навсегда изменили состав межгалактической среды. Они практически уничтожили молекулярный водород, стопроцентно ионизировали водород атомарный и запустили синтез элементов тяжелее гелия и лития, которые до того в природе не существовали. Звездное население той далекой эпохи погибло в ранней юности, но оставило после себя обновленный космос, где возникли условия формирования крупных галактик и звезд умеренной массы, обладающих планетными системами. Одна из них красуется на нашем небосводе. По этой же причине оказалось возможным появление белых карликов, которое началось (и продолжается до сих пор) вскоре после образования звезд с массами не больше 10–11 солнечных.