Алексей Левин - Белые карлики. Будущее Вселенной

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 10 5солнечных 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 см 3. 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.