Что такое «первые звезды» во Вселенной?

Если сегодня возраст Вселенной составляет 13,8 миллиарда лет, но чем дальше мы смотрим в прошлое, тем он меньше, то что значит «быть первой звездой»?

В нашей физической Вселенной всё происходит в определенном порядке. Солнце, Земля и остальные объекты нашей Солнечной системы сформировались в определенный момент времени: около 4,5 миллиарда лет назад, прямо здесь, в нашем Млечном Пути. Однако, когда мы детально изучаем наше Солнце, мы обнаруживаем, что оно содержит большой процент тяжелых элементов: около 1–2% массы Солнца составляют элементы, которые могли быть созданы только в предыдущих поколениях звёзд.

При этом возраст нашей Вселенной составляет внушительные 13,8 миллиарда лет — она втрое старше Солнца. Если бы мы могли перемотать время назад, ближе к началу горячего Большого взрыва, мы бы увидели, что звезды существовали на протяжении большей части этого времени, но они были более первозданными, менее развитыми и содержали меньше тяжелых элементов.

В какой-то момент этого воображаемого сценария с обратным ходом времени мы столкнулись бы с чем-то поразительным: самыми первыми звездами, когда-либо сформировавшимися за всю космическую историю. Если бы мы заглянули еще дальше в прошлое, мы бы не нашли никаких звезд — только нейтральные атомы, а до них — еще более примитивные состояния материи. Но что на самом деле означает найти первые звезды?

Первой звездой, которую мы когда-либо «открыли», было наше Солнце. «Открыли» не в том смысле, что это была первая звезда, которую увидели люди и наши предки-гоминиды (хотя и это, вероятно, правда), а в том смысле, что мы узнали, из чего она состоит. Эта история восходит к новаторской работе Сесилии Пейн, которая в 1925 году первой поняла взаимосвязь между:

спектром звезды, включающим линии поглощения, обусловленные наличием и количеством различных элементов,
температурой звезды, которая отражает температуру внешних слоев ее фотосферы,
и ионизацией, которая показывает, сколько электронов связано с атомами, а сколько — оторвано от них в различных видах атомов, присутствующих во внешних слоях звезды.

Её работа была применима ко всем звездам, но особое внимание уделялось Солнцу, поскольку его свет было проще всего наблюдать спектроскопически. Хотя около 98% массы Солнца приходилось на водород (около 70%) и гелий (около 28%), остальные 2% были чрезвычайно важны, так как состояли из широкого спектра элементов, встречающихся по всей периодической таблице. Эти тяжелые элементы, которые кажутся лишь незначительной деталью при определении состава звезд, на самом деле имеют огромное космическое значение.

Для астронома любой элемент тяжелее гелия носит, пожалуй, самый сомнительный космический термин из всех: мы называем их «металлами». Конечно, следующие за ними элементы, литий и бериллий, действительно являются металлами, но за ними идут неметаллы, такие как бор, углерод, азот, кислород, фтор, неон и так далее.

На первый взгляд кажется глупым объединять все, что не является водородом или гелием, в одну категорию, да еще и называть ее «металлы», но на то есть веская причина. Когда мы проводим тот же спектроскопический анализ других звезд, мы обнаруживаем огромные различия в металличности. В частности, похоже, что местоположение звезды в Млечном Пути играет важную роль в определении количества металлов, то есть ее металличности.

Почему так?

Наше Солнце, обладающее относительно высоким содержанием тяжелых элементов для звезды, известно как звезда популяции I типа: это первый тип звездного населения, который был открыт. Звезды населения I типа богаты тяжелыми элементами, имеют высокую металличность, что является убедительным доказательством того, что они сформировались на поздних этапах космической истории. Мы говорим так из-за того, как образуются элементы. В то время как легчайшие элементы и их изотопы, включая:

водород,
дейтерий,
гелий-3,
гелий-4,
и литий-7,

были в основном созданы на ранних стадиях горячего Большого взрыва — в период нуклеосинтеза Большого взрыва в первые несколько минут космической истории, — все остальные элементы могут образоваться в сколько-нибудь значительных количествах только после рождения звезд.

Благодаря нашей способности проводить спектроскопию света — будь то свет от отдельных звезд, звездных скоплений или совокупный свет от целой галактики — мы можем измерять такие вещи, как:

насколько велико содержание кислорода,
насколько велико содержание железа,
и как они соотносятся друг с другом, а также с водородом.

Эти измерения, среди прочих подобных, говорят нам о металличности вещества в той области, откуда исходит свет. И даже когда мы смотрим на звезды в нашем «космическом дворе», прямо здесь, в Млечном Пути, мы обнаруживаем, что не все они похожи на Солнце.

Звезды, с которыми мы лучше всего знакомы, делятся на две категории.

Есть звезды, подобные нашему Солнцу: звезды населения I типа, с металличностью, сравнимой с той, что мы видим у нашей собственной звезды. Конечно, есть вариации, но Солнце — это звезда с относительно высокой металличностью, как и многие звезды, которые мы находим поблизости. В частности, это, как правило, звезды, которые формируются в галактической плоскости, вблизи центра галактики, и кажутся относительно молодыми, поскольку возраст большинства из них составляет не более нескольких миллиардов лет.
И есть звезды, которые гораздо беднее тяжелыми элементами: звезды населения II типа, потому что это была вторая открытая популяция звезд. Часто они содержат менее 10%, а иногда и менее 1% тяжёлых элементов, имеющихся у Солнца. Эти звезды с низкой металличностью встречаются поодиночке в дальнем гало галактики и в очень старых шаровых скоплениях.

Это важный момент. Звезды бывают разного возраста, и мы обычно можем оценить возраст звезд в скоплениях — как в рассеянных, так и в шаровых — изучая их диаграмму «цвет — звездная величина». Когда вы наблюдаете звезду, вы можете определить ее цвет, просто посмотрев на свет, приходящий на разных длинах волн, и вы можете определить ее звездную величину, просто измерив ее яркость. Большинство звезд располагаются вдоль змеевидной кривой, известной как главная последовательность:

когда звезды рождаются, их цвет и звездная величина определяются их начальной массой,
при этом звезды с наименьшей массой более тусклые и красные, а звезды с большей массой — более яркие и голубые,
а самые массивные звезды проходят свой жизненный цикл быстрее всего, из-за чего они сходят с главной последовательности.

Следовательно, глядя на диаграмму «цвет — звездная величина» для популяции звезд (например, звездного скопления), родившихся одновременно, вы можете определить возраст скопления, посмотрев, какие звезды еще живы и находятся на главной последовательности, а какие уже сошли с нее. В то время как многие звездные популяции в рассеянных скоплениях, распространенных в плоскости Млечного Пути, относительно молоды (от миллионов до примерно 4 миллиардов лет) и состоят из звезд населения I типа, звёзды в шаровых скоплениях часто имеют возраст 11–13 миллиардов лет и состоят в основном из звезд населения II типа.

Иными словами, даже в нашей собственной галактике есть звезды, которые формировались на протяжении всей космической истории: от нескольких сотен миллионов лет после Большого взрыва и вплоть до наших дней, 13,8 миллиарда лет спустя.

Но не у каждой галактики, на которую мы можем посмотреть, есть такая возможность. Вспомним, что такое Большой взрыв: событие, в ходе которого Вселенная повсюду и одновременно стала:

горячей,
плотной,
быстро расширяющейся,
и почти равномерно заполненной частицами, античастицами и излучением.

Это событие произошло 13,8 миллиарда лет назад. С тех пор Вселенная расширялась и остывала, а также подвергалась гравитации. Свет, возникший как в результате Большого взрыва, так и от всех звезд, сформировавшихся с тех пор, движется со скоростью света через эту расширяющуюся Вселенную. Здесь, на Земле, спустя 13,8 миллиарда лет после этого события, мы можем видеть лишь тот свет, который достигает нас именно сейчас. Для объектов внутри нашей галактики это путешествие занимает всего несколько десятков тысяч лет, поэтому, глядя на близлежащие рассеянные и шаровые скопления, мы заглядываем лишь ненамного в прошлое.

Но когда мы смотрим далеко вглубь Вселенной, на галактики, находящиеся на расстоянии многих миллиардов световых лет, мы смотрим на миллиарды лет в прошлое. В самых дальних пределах наблюдаемой нами Вселенной мы можем видеть галактики, которые существовали в те далекие времена: всего через несколько сотен миллионов лет после Большого взрыва, когда возраст Вселенной составлял всего ~2% от нынешнего.

И все же, даже на этих огромных расстояниях и в столь ранние эпохи, популяции звезд в этих галактиках по-прежнему демонстрируют значительные следы тяжелых элементов: углерода, азота, кислорода, железа и других. Эти элементы не могли быть созданы только в результате Большого взрыва, а значит, предыдущие поколения звезд уже успели сформироваться, прожить свою жизнь, умереть и выбросить свои «загрязнители» — то есть тяжелые элементы, синтезированные внутри них, — обратно в межзвездную среду, прежде чем появились те звезды, которые мы видим в них сегодня. Следовательно, какими бы ранними в космической истории ни были эти звездные популяции, они все равно не являются самыми первыми.

Везде, где мы видим звезды сегодня, включая каждую известную нам галактику (за возможным исключением одной), все звезды относятся только к населению I и II типа; все они содержат некоторое количество тяжелых элементов. И все же, чтобы могли сформироваться звезды с тяжелыми элементами, в ещё более далеком прошлом должно было произойти нечто экстраординарное: звезды должны были сформироваться из облака вещества, оставшегося нетронутым со времен самого Большого взрыва. Эти звезды были бы первозданными, без примесей от предыдущих поколений звезд. Именно такие звезды, известные как звезды населения III типа, мы и называем первыми звездами.

Но важно отметить, что мы никогда не находили популяцию этих первых звезд, несмотря на заявления об обратном. Теперь, в эпоху телескопа Джеймса Уэбба (JWST), основываясь на том, что мы увидели, доводя его возможности до предела, мы должны признать, что даже этому новому телескопу, со всем, на что он способен, эта задача может оказаться не под силу.

И это не должно удивлять. Когда звезды формируются сегодня, они образуются из сжимающегося облака газа, которое распадается на сгустки. Эти сгустки затем продолжают сжиматься под действием гравитации, теряя энергию путем ее излучения в далёкую Вселенную. Способность терять энергию, или остывать (особенно во внешних слоях), критически важна для формирования звезды.

Для звезд, которые формируются во Вселенной сегодня, именно это охлаждение, в котором доминируют тяжелые элементы, определяет среднюю массу формирующейся звезды. Сегодня, с имеющимися у нас тяжелыми элементами, средняя звезда имеет массу всего 40% от массы Солнца, а самые массивные звезды достигают нескольких сотен солнечных масс.

Но водород и гелий — самые легкие из всех элементов, и именно из них на 99,99999% состояла Вселенная после горячего Большого взрыва, до того как сформировались первые звезды. Когда мы проводим симуляции формирования звезд в таких условиях, мы обнаруживаем, что возникают гораздо более крупные сгустки.

Средняя «первая звезда» имела бы массу в 25 раз больше, чем у средней звезды, формирующейся сегодня, — что-то около десяти масс Солнца. Самые массивные первые звезды могли быть в сотни или даже тысячи раз массивнее нашего Солнца. Мы не знаем, когда именно они должны были сформироваться, но наши симуляции показывают, что для обнаружения первых звезд нужно заглянуть в первые 200 миллионов лет космической истории. При этом следует понимать, что в некоторых местах первые звезды образуются раньше, а в других — значительно позже. Гравитации нужно время, и только когда в какой-то области соберется достаточно массы, там смогут сформироваться звезды.

Эти первые звезды, обладая такими большими массами, скорее всего, проживут очень недолго — возможно, всего один или два миллиона лет — прежде чем погибнут в звездных катаклизмах и обогатят окружающую межзвездную среду тяжелыми элементами. Как только у вас появляется межзвездная среда, содержащая тяжелые элементы, включая такие распространенные, как углерод, кислород и железо, звезды, которые формируются из этих облаков вещества, уже не будут первозданными звездами населения III типа; они станут звездами более позднего поколения — населения II типа. (Когда достаточное количество поколений звезд проживет и умрет, появятся звезды населения I типа). Нам придется очень повезти, чтобы найти изолированную группу звезд населения III типа, не смешанную с более поздними, «загрязненными» звездами.

Это может привести к интересному следующему вопросу: если таковы первые звезды и условия их формирования, то как далеко в прошлое (или в пространстве) может находиться самая первая звезда — то есть самый ранний пример первых звезд? Здесь нам приходится полностью полагаться на симуляции, и диапазон неопределенности огромен. По консервативным оценкам, первые звезды должны были начать формироваться через 50–100 миллионов лет после Большого взрыва, что соответствует красным смещениям между z = 30 и z = 50. Но некоторые симуляции с более высоким разрешением предсказывают еще более раннее время формирования самых первых звезд.

Если бы самая первая звезда образовалась через 36 миллионов лет после Большого взрыва, это соответствовало бы красному смещению z = 60, которое можно было бы наблюдать только с помощью дальнего инфракрасного или радиотелескопа. Самый экстремальный сценарий, который я видел, предполагает формирование первой звезды всего через 25 миллионов лет после Большого взрыва, с красным смещением z = 77. Учитывая, что JWST уже совершил прорыв, сместив границу космических расстояний с эпохи Хаббла (z = 11, или ~400 миллионов лет после БВ) до своего современного рекорда z = 14,4 (~282 миллиона лет после БВ), заглянуть в первые 100 миллионов лет космической истории — это значит просить о новом гигантском скачке.

Тем не менее, надежда найти самые первые звезды — это научная цель, от которой мы не должны отказываться, пока не достигнем ее. В конце концов, на кону ни много ни мало — история о том, как наша Вселенная стала такой, какой мы ее знаем сегодня.

Итан Сигел — доктор наук, астрофизик.