100 великих загадок астрономии - Александр Викторович Волков

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.

Каким космологи представляют себе «Конец Света»?

Астрономические открытия конца ХХ века показали, что наша Вселенная расширяется все быстрее. Наука решительно перечеркнула привычные еще недавно картины вселенской катастрофы – «всемирного конца света», рисовавшие, как по прошествии многих миллиардов лет Вселенная снова станет сжиматься и исчезнет, уничтоженная «Последним взрывом» (С. Хокинг).

Но вечность мироздания отнюдь не означает вечности наполняющих его творений. В своей работе «Умирающая Вселенная» американские космологи Фред Адамс и Грегори Лафлин попробовали описать судьбу вечно расширяющегося мира. По их мнению, нашей Вселенной суждено пережить шесть эпох.

Первая из них длилась буквально мгновение: 10—32 секунды. За этот миг Вселенная успела возникнуть в пламени Большого взрыва и стремительно разрастись.

Затем наступила «эпоха излучения». В ту пору Вселенная была заполнена густой, раскаленной смесью протонов и электронов. Постепенно эта смесь остыла до 3000 °C, а бурлившие в ней элементарные частицы соединились в атомы. Вселенная стала прозрачна. Теперь электромагнитное излучение беспрепятственно распространялось в ней.

В　процессе гибели Вселенной плотность вещества снизится так сильно, что распадутся галактики

Минули сотни миллионов лет. Из почти равномерно рассеянного газообразного вещества сформировались звезды, галактики и даже целые скопления галактик. Сегодня мы живем в середине так называемой «эпохи звезд» – третьей по счету эры, переживаемой мирозданием. Со временем Солнце превратится в красного гиганта. На нашей планете все будет выжжено дотла.

Через триллионы лет та же катастрофа повторится в глобальном масштабе. Скопления галактик расплавятся, образуя громадные аморфные сгустки материи. В конце концов останутся лишь такие долгоживущие объекты, как красные карлики. Именно в их окрестности могут сохраниться последние островки жизни в нашей Вселенной. Впрочем, по прошествии 100 триллионов лет «сгорят» последние звезды. Их эпоха прекратится.

Начнется «эпоха распада». Вселенная будет пуста и холодна. Бессчетные поколения звезд исчерпают все запасы своего топлива – водорода и гелия. Исключения составят лишь коричневые карлики, чья масса была слишком мала, чтобы поддерживать термоядерную реакцию в звездной «топке». Они-то свое топливо сохранят, и потому при случайном слиянии двух подобных объектов образуется красный карлик. Впрочем, событие это будет очень редким. За весь огромный период времени – начиная с 1014 и заканчивая 1020 годами – на участках пространства размером с нашу Галактику образуется всего-навсего от десяти до ста новых звезд.

В ту же эпоху плотность вещества снизится так сильно, что распадутся галактики. Одни погасшие звезды, случайно сближаясь, будут сливаться друг с другом. Другие от соударений вылетят далеко за положенные им пределы и затеряются в межгалактическом пространстве. Все прочие глыбы, бывшие некогда звездами, провалятся в черные дыры, расположившиеся посредине прежних галактик. В этой кромешной тьме канет каждая десятая звезда.

После этой эпохи наше мироздание «окажется на перепутье». По одним теориям, описывающим судьбу Вселенной, протоны – основные элементы атомных ядер – со временем утратят стабильность и по прошествии 1033—1041 лет распадутся. Если это так, то вся материя превратится в электроны, позитроны, пи-мезоны, нейтрино и гамма-излучение. «Эпоха распада» окончится, облик нашей Вселенной радикально изменится.

Теперь единственными крупными объектами в ней останутся черные дыры. Начнется их эпоха. Одни из них будут сродни крохотным кляксам, расплесканным во Вселенной. Другие окажутся огромными безднами, их масса будет в миллиарды раз больше массы Солнца. Но и они не вечны. Они тоже теряют свое содержимое. За счет квантовых эффектов они испарятся, превратившись в излучение Хокинга. Сжавшись до размеров атома, черные дыры исчезнут из нашей Вселенной, выдав напоследок вспышку лучистой энергии. Последние из них, некогда обретавшиеся посредине галактик, рассеются, словно морок, по прошествии 10100 лет. Лишь резкий отсверк гамма-лучей станет «эпитафией миллиардам почивших звезд, галактик и черных дыр», – отмечает австралийский астрофизик Пол Дэвис.