Первые звёзды появились во Вселенной из вещества, которое почти полностью состояло из водорода и гелия. В нём практически не было тяжёлых элементов — в астрономии их принято называть металлами. Именно поэтому такие объекты относят к Population III, или звёздам III поколения. Их прямое обнаружение остаётся одной из сложнейших задач современной астрономии.
Согласно большинству моделей, основная эпоха формирования Population III пришлась на очень раннюю Вселенную. Однако наблюдения далёких галактик с космическим телескопом «Джеймс Уэбб» показали, что признаки существования почти первичного звёздного вещества могут встречаться и значительно позже. Это заставляет искать физический механизм, который позволил бы отдельным облакам газа сохранять исходный состав спустя сотни миллионов лет после Большого взрыва.
Новое численное исследование показывает, что сильное ультрафиолетовое излучение определённого диапазона способно не только задержать появление первых звёзд в некоторых галактиках, но и создать условия для особенно мощной вспышки звездообразования поздней Population III. В рассмотренных моделях суммарная масса таких звёзд могла достигать примерно миллиона масс Солнца. При этом речь идёт именно о суммарной массе звёздного населения, а не об отдельных звёздах массой в миллион Солнц.
Почему первые звёзды отличались от современных
Сегодня звёзды формируются из газа, который уже неоднократно перерабатывался предыдущими поколениями светил. В межзвёздном веществе присутствуют углерод, кислород, кремний, железо и другие элементы, образовавшиеся внутри звёзд и разнесённые по галактикам их ветрами и взрывами сверхновых.
У первых звёзд такого материала практически не было. Их исходным сырьём служили в основном водород и гелий, оставшиеся после ранних стадий эволюции Вселенной.
Отсутствие тяжёлых элементов существенно меняло процесс формирования звёзд. Металлы являются важными компонентами механизмов охлаждения обычного газа. В первичном газе таких возможностей было гораздо меньше, поэтому особенно важную роль играла молекулярная форма водорода — H₂. Она позволяла газу терять энергию и охлаждаться настолько, чтобы гравитация могла продолжить сжимать облако.
При этом Population III, согласно теоретическим моделям, могла иметь необычно массивное распределение звёзд. В моделировании нового исследования диапазон масс отдельных Population III был задан от 10 до 150 масс Солнца, причём в расчётах использовалось так называемое «тяжёлое» начальное распределение масс. Это не означает, что именно такой диапазон окончательно установлен для реальных первых звёзд: форма первоначального распределения масс Population III остаётся неопределённой.
Главная проблема заключается в том, что массивные первые звёзды жили недолго. После их смерти сверхновые выбрасывали в окружающий газ тяжёлые элементы. В результате следующая волна звездообразования уже происходила из обогащённого вещества и переходила к Population II — следующему поколению звёзд.
Поэтому для существования крупных скоплений Population III необходимо одновременно обеспечить большое количество почти первичного газа и не дать ему слишком быстро перейти к обычному звездообразованию.
Как ультрафиолет может отложить появление звёзд
На первый взгляд сильное излучение должно мешать образованию звёзд. В рассматриваемом сценарии оно действительно подавляет один из ключевых механизмов охлаждения газа, но именно это и приводит к необычному результату.
Речь идёт о так называемом излучении Лайман—Вернера. Это ультрафиолетовое излучение, способное разрушать молекулы водорода H₂. Если таких молекул становится меньше, газ теряет один из основных каналов охлаждения и не может так быстро сжиматься под действием собственной гравитации.
В обычной ситуации первичное газовое облако может начать звездообразование на относительно небольшой массе гало тёмной материи. Но при сильном внешнем излучении Лайман—Вернера образование молекулярного водорода подавляется, и начало звездообразования откладывается.
За это время гало продолжает расти. В него поступает новое вещество, увеличивается его масса и усиливается гравитация. В определённый момент система достигает режима, в котором охлаждение может происходить уже с участием атомарного водорода. Такие объекты называют гало атомарного охлаждения.
Именно переход к этому состоянию оказался важен в моделировании. Задержка не просто переносит момент рождения первых звёзд на более позднее время. Она позволяет накопиться гораздо большему количеству газа, прежде чем начнётся интенсивное звездообразование.
«Матрешечная» структура из горячего и холодного газа
В моделях при особенно сильном излучении возникла необычная структура центральной части галактики.
Внешние слои плотного газа подвергались воздействию ультрафиолетового излучения и оставались горячими. Внутренняя область, наоборот, становилась достаточно плотной, чтобы частично защищать находящийся внутри газ от внешнего воздействия. В этой защищённой области снова мог образовываться молекулярный водород, после чего газ получал возможность эффективнее охлаждаться.
Таким образом, получалась своеобразная многослойная структура: горячий внешний слой окружал более холодную и плотную центральную область. Авторы сравнивают её форму с матрёшкой. Именно внутри холодной защищённой области и возникала возможность для интенсивного формирования Population III.
Это важная деталь механизма. Сильное излучение не просто нагревает всё гало целиком и полностью останавливает звездообразование. При подходящих условиях оно может задержать образование звёзд до того момента, когда центральная область станет достаточно массивной и плотной, а затем позволит ей перейти к очень быстрому звездообразованию.
Почему первые звёзды могли появиться необычно поздно
Согласно моделям, большинство Population III действительно должно было появиться очень рано. Исследование не ставит под сомнение этот общий сценарий. Его задача — объяснить, каким образом отдельные участки первичного газа могли сохраняться намного дольше.
Для этого требуются сразу несколько условий.
Во-первых, газ должен находиться под воздействием очень сильного излучения Лайман—Вернера. Во-вторых, он должен оставаться почти свободным от тяжёлых элементов. В-третьих, гало должно успеть вырасти до значительно большей массы, чем обычные небольшие гало, в которых ожидается формирование первых звёзд. Наконец, необходимо, чтобы последующая эволюция газа не была полностью подавлена и чтобы в центре сохранилось достаточно холодного плотного вещества.
В моделировании рассматривались гало с динамической массой около 100 миллионов масс Солнца на красных смещениях примерно 7–8. Это соответствует эпохе, когда Вселенной было ещё очень мало по сравнению с её нынешним возрастом и продолжалась эпоха реионизации.
При отсутствии сильного излучения первые звёзды в расчётах возникали значительно раньше. В одном из контрольных вариантов первая Population III появилась при массе гало около 4,8 миллиона масс Солнца и красном смещении около 12,4.
При усилении излучения Лайман—Вернера начало звездообразования откладывалось. В моделях с более умеренным воздействием задержка достигала примерно 200–300 миллионов лет по сравнению с вариантами без такого излучения. При наиболее сильном воздействии звёздообразование начиналось уже при массе гало порядка 100 миллионов масс Солнца.
Таким образом, сильное ультрафиолетовое излучение в данном сценарии выступает своеобразным регулятором времени. Оно не позволяет газу превратиться в звёзды слишком рано, но одновременно даёт гало время накопить больше вещества.
Насколько большой могла быть вспышка Population III
Главный результат моделирования связан с массой звёздного населения.
При высокой интенсивности излучения Лайман—Вернера в расчётах возникали вспышки Population III с суммарной массой более 100 тысяч масс Солнца. Верхняя граница для рассмотренного сценария составила менее примерно миллиона масс Солнца.
Важно правильно понимать это число. Оно относится ко всему скоплению звёзд Population III, образовавшихся в результате вспышки. Речь не идёт о единственной сверхмассивной звезде.
При этом само звездообразование в наиболее интенсивных моделях происходило очень быстро — менее чем за пять миллионов лет. За короткое время в центральной области гало могло сформироваться огромное по меркам ранней Вселенной количество звёзд, после чего эволюция резко менялась.
Причина связана с первыми сверхновыми. Самые массивные звёзды Population III быстро заканчивали свою жизнь и начинали обогащать окружающий газ тяжёлыми элементами. После этого условия для формирования чистой Population III исчезали, и система переходила к звездообразованию Population II.
В наиболее сильных моделях общая масса всех звёзд после перехода к Population II могла превысить миллион масс Солнца. Поэтому даже очень короткая фаза чистого первичного звездообразования могла стать началом гораздо более продолжительной эволюции галактики.
Почему сверхновые сами прекращают эпоху Population III
Получается своеобразный предел: чем интенсивнее вспышка первичных звёзд, тем быстрее она сама меняет условия своего существования.
Первые массивные звёзды производят тяжёлые элементы и выбрасывают их в окружающее пространство. Газ, который до этого был почти полностью первичным, быстро становится химически обогащённым.
Это означает, что Population III не может продолжаться бесконечно даже в очень массивном скоплении. После появления первых сверхновых начинается переход к Population II.
В рассмотренных моделях переход происходил чрезвычайно быстро. После первых взрывов сверхновых звездообразование из обогащённого газа могло начаться менее чем через миллион лет. Поэтому наиболее яркая фаза Population III оказывается очень коротким этапом эволюции молодой галактики.
Это обстоятельство одновременно объясняет, почему обнаружить такие объекты трудно. Телескоп должен наблюдать галактику именно в узком временном промежутке, когда в ней ещё присутствует большое количество первичных звёзд, но уже достаточно вещества для того, чтобы вся система была заметной.
Излучение первых звёзд может выдать их происхождение
Несмотря на короткую продолжительность, вспышка Population III способна оставить характерный спектральный след.
Массивные звёзды с почти нулевой металличностью должны создавать большое количество жёсткого ионизирующего излучения. В моделях это приводило к сильному излучению ионизированного гелия, в частности линии He II с длиной волны 1640 ангстрем.
Одновременно для почти чистой Population III ожидается слабое присутствие линий, связанных с тяжёлыми элементами. Поэтому сочетание сильного излучения He II и отсутствия или слабости некоторых металлических линий может служить одним из признаков первичного звёздного населения.
Однако такой спектр сам по себе не является автоматическим доказательством существования Population III. Наблюдаемая галактика может содержать смесь звёзд разных поколений, а её излучение зависит от возраста звёзд, состава газа, условий звездообразования и других факторов.
Именно поэтому астрономам приходится анализировать сразу несколько характеристик далёких галактик, а не искать один-единственный признак.
Почему «Джеймс Уэбб» особенно важен для этой задачи
Космический телескоп «Джеймс Уэбб» способен наблюдать очень далёкие галактики в инфракрасном диапазоне, куда из-за космологического красного смещения перемещается значительная часть излучения ранней Вселенной.
Уэбб уже обнаружил далёкие галактики с необычными спектральными свойствами, которые рассматриваются как возможные кандидаты на системы с вкладом Population III. Но ни один из таких объектов пока нельзя считать окончательно подтверждённой галактикой, состоящей из первых звёзд.
Именно поэтому моделирование помогает определить, какие свойства следует искать. Если Population III действительно формировалась в крупных вспышках, то наиболее перспективными кандидатами должны быть галактики с короткой, но очень яркой фазой первичного звездообразования и характерным спектральным составом.
В рассматриваемых моделях наиболее интенсивные вспышки достигали такой яркости, что могли быть доступны современным наблюдениям. Но обнаружение сильно зависело от силы гравитационного линзирования.
Гравитационная линза может увеличить шансы на обнаружение
Очень далёкая галактика может находиться за другой массивной галактикой или скоплением галактик. Сильное гравитационное поле такого объекта искривляет путь света и может увеличить видимую яркость фоновой галактики.
Для слабого источника ранней Вселенной это имеет принципиальное значение. Даже если его собственного излучения недостаточно для уверенного обнаружения, гравитационная линза может сделать его заметным.
В моделировании рассматривались коэффициенты усиления порядка трёх и десяти. При таком линзировании некоторые смоделированные Population III-системы становились доступными для наблюдений в соответствующих диапазонах «Джеймса Уэбба». Без линзирования обнаружение части таких вспышек было бы значительно сложнее.
Однако гравитационное линзирование невозможно использовать произвольно. Для него требуется удачное расположение источника, линзирующего объекта и наблюдателя практически на одной линии. Поэтому наличие потенциальной линзы не гарантирует, что нужная молодая галактика окажется достаточно усиленной.
Насколько редкими должны быть такие объекты
Сценарий с очень сильным излучением Лайман—Вернера требует необычного сочетания обстоятельств.
Рядом должны находиться мощные источники ультрафиолетового излучения, способные создать необходимый радиационный фон. Одновременно само гало должно сохранить участок почти первичного газа и не получить слишком много тяжёлых элементов от соседних сверхновых.
Это особенно важно, поскольку излучение и металлы распространяются по окружающему пространству по-разному. Ультрафиолет достигает удалённых облаков значительно раньше, чем выброшенное сверхновыми вещество. Поэтому может существовать временное окно, когда газ уже подвергается сильному излучению Лайман—Вернера, но ещё не загрязнён тяжёлыми элементами. Именно такое сочетание условий и требуется рассматриваемому механизму.
В моделировании предполагается, что сильное излучение от соседних массивных галактик способно воздействовать на расстояниях более 10 килопарсек. Это создаёт возможность для задержки звездообразования до того момента, когда гало станет достаточно массивным.
Но редкость таких условий является одним из главных ограничений сценария. Даже если механизм физически возможен, это не означает, что крупные Population III вспышки должны встречаться часто.
Модели допускают обнаружение нескольких таких галактик
Исследователи попытались оценить, сколько объектов с подобными условиями может находиться в полях современных обзоров.
Для этого использовалась не только одна численная модель, но и оценка количества подходящих гало, вероятности сильного излучения Лайман—Вернера, сохранения первичного газа и продолжительности вспышки Population III.
Для поля GLIMPSE получилась оценка порядка девяти потенциально наблюдаемых вспышек Population III. Это не прогноз фактического обнаружения девяти объектов. Число является модельной оценкой, основанной на принятых предположениях о частоте подходящих гало, их окружении и продолжительности первичной вспышки.
Особенно важно, что само моделирование не позволяет определить реальную распространённость таких систем во Вселенной. Для этого потребовались бы значительно более крупные космологические расчёты, охватывающие множество гало и их окружение.
Поэтому оценку количества потенциальных кандидатов следует рассматривать как ориентир для будущих наблюдений, а не как установленное количество существующих галактик.
Главные ограничения исследования
Численное моделирование позволяет проверить физический сценарий, который невозможно непосредственно воспроизвести в лаборатории, но оно неизбежно зависит от принятых параметров.
Одним из наиболее важных ограничений является то, что расчёт рассматривал фактически один основной объект и его окружение с высокой численной детализацией. Такой подход позволяет подробно исследовать физику газа, но не даёт полного статистического представления обо всей популяции подобных галактик.
Кроме того, в моделях сильное излучение Лайман—Вернера задавалось в упрощённом виде как внешнее равномерное поле. Реальное излучение от соседних галактик было бы пространственно неоднородным и зависело бы от расположения источников, их яркости и эволюции.
Есть и другая проблема. Для появления большой Population III вспышки необходимо сохранить участок первичного газа рядом с мощными источниками излучения. При этом те же галактики, которые создают необходимое излучение, могут производить сверхновые и выбрасывать тяжёлые элементы. В проведённых расчётах внешнее загрязнение металлами не моделировалось полностью самосогласованным образом. Поэтому реальная вероятность сохранения первичного газа остаётся неопределённой.
Наконец, неизвестно точное начальное распределение масс Population III. Разные предположения о том, насколько массивными были первые звёзды, влияют на скорость появления сверхновых, химическое обогащение и продолжительность чистой Population III-фазы.
Реионизация могла изменить картину
Есть ещё один фактор — космическая реионизация.
В ранней Вселенной нейтральный водород постепенно переходил в ионизированное состояние под действием излучения первых звёзд и галактик. Это изменение радиационной среды могло существенно повлиять на дальнейшее звездообразование.
В дополнительных вариантах расчётов исследователи учитывали разные сценарии реионизации. При одном из них звездообразование в рассматриваемом гало полностью подавлялось вплоть до окончания расчёта. При другом вспышка Population III всё же возникала, хотя примерно на 25 миллионов лет позже базового варианта.
Таким образом, время и характер реионизации могут оказаться критическими для судьбы подобных объектов. Сильного излучения Лайман—Вернера самого по себе недостаточно, чтобы полностью определить дальнейшую эволюцию гало.
Что это меняет в представлениях о первых галактиках
Если описанный механизм действительно работал в ранней Вселенной, история появления первых звёзд могла быть более разнообразной, чем простой сценарий последовательной смены Population III на Population II.
В некоторых местах первые звёзды могли появиться очень рано в небольших гало. В других сильное излучение могло задержать звездообразование на сотни миллионов лет. Затем, после накопления большого количества газа и роста гало, могла произойти короткая и мощная вспышка первичных звёзд.
Особенно интересно, что такая система практически сразу начинала менять собственный химический состав. Первые сверхновые превращали почти первичный газ в обогащённую среду, после чего Population II быстро становилась всё более важной частью звёздного населения.
Получается, что потенциально наблюдаемая галактика может находиться буквально на границе между двумя эпохами: в ней ещё сохраняются признаки первичных звёзд, но одновременно уже начинается формирование обычного, химически обогащённого звёздного населения.
Поиск первых звёзд становится задачей для больших обзоров
Наиболее перспективной стратегией остаётся поиск редких галактик в эпоху реионизации, где одновременно выполняются несколько условий: высокая масса гало, сильное локальное ультрафиолетовое излучение, очень низкая металличность газа и наличие короткой фазы интенсивного звездообразования.
Большие обзоры с участием «Джеймса Уэбба», особенно наблюдения областей сильного гравитационного линзирования, позволяют искать именно такие редкие системы. В будущем расширение площадей наблюдений должно увеличить вероятность встретить подходящий объект.
При этом обнаружение кандидата будет только первым этапом. Для подтверждения Population III потребуется изучить его спектр и показать, что наблюдаемые характеристики действительно соответствуют звёздам с крайне низкой металличностью, а не смеси обычных молодых звёзд и особенностей окружающего газа.
Пока прямого окончательного обнаружения первой популяции звёзд нет. Но численные модели показывают, что существование крупных и относительно поздних вспышек Population III физически возможно при достаточно специфическом сочетании условий. Сильное излучение Лайман—Вернера в таком сценарии не просто мешает образованию звёзд — оно способно отложить его до момента, когда накопившееся в гало вещество создаст условия для особенно мощной, хотя и очень короткой вспышки первичного звездообразования.
Именно такие короткоживущие системы могут стать одной из целей будущих наблюдений ранней Вселенной. Их обнаружение позволило бы напрямую проверить представления о том, как формировались первые звёзды, как быстро Вселенная начала обогащаться тяжёлыми элементами и каким образом небольшие первичные гало постепенно превратились в первые галактики.
Источники:
Статья создана по материалам Phys.Org
