Звездогалактики или история о третьем населении

Как известно, современные звёзды состоят в основном из водорода и гелия, однако на разных стадиях развития содержат примеси многих других элементов. В обычных звёздах Главной Последовательности в результате термоядерных реакций могут образовываться химические элементы вплоть до железа и никеля. Этот процесс я ранее описывал в нескольких статьях, из которых Хабру наиболее полюбилась «Долгая смерть Бетельгейзе и её научные аспекты» от мая 2023 года (+93, 29k просмотров). Но большинство тех звёзд, которые мы наблюдаем сейчас – это представители третьего звёздного поколения или, как принято говорить в астрономии, «первого населения». Самые древние звёзды образовались примерно через 30 000 000 лет после Большого Взрыва, они относились к третьему населению. Ранее на Хабре публиковались статьи, в которых упоминалось об этом поколении звёзд. В частности, очень интересна работа уважаемого Василия Алексейченко @ITMan82 «Сколько на самом деле звёзд в нашей Вселенной». Сегодня я тоже затрону эту тему и расскажу, как, согласно современным представлениям, могли выглядеть первые звёзды, и каким кардинальным образом могли определить нынешнее состояние Вселенной.

  Эта схема отражает современные представления об эволюции звёзд. Первый настоящий свет во Вселенной по-видимому наполнял всё пространство, и дошёл до сегодняшнего дня в виде космического микроволнового фона, который называется в русскоязычной литературе «реликтовое излучение». Реликтовое излучение отличается крайней изотропностью, из чего можно сделать вывод о почти полной равномерности этого свечения, когда оно ещё было светом. Таким образом, непосредственно после Большого Взрыва космос напоминал бурлящую смесь из первых протонов (ядер водорода), электронов и фотонов (излучения). После практически мгновенного инфляционного этапа Вселенная продолжала быстро расширяться и остывать. Атомы водорода и гелия оставались нейтральными, а свет в этой смеси почти не распространялся, поскольку фотоны быстро поглощались атомами. Вселенная была наполнена своеобразным туманом, именно в этот период формировались самые древние звёзды, которым ещё предстояло загореться. Этот период в истории Вселенной называется «тёмными веками», на вышеприведённой иллюстрации – «Dark Age». Эта эпоха иногда называется «временем вселенского рассвета». Ни одной звезды, существовавшей в те времена, к настоящему времени не открыто – вероятно, они просто выгорели. Основное отличие звёзд третьего населения от современных, должно быть, заключалось в следующем: они не содержали никаких химических элементов кроме водорода, гелия и, возможно, следов лития. Гидрид гелия (HeH), очевидно, был первой в мире молекулой и одновременно первым ионом. Самая древняя из ныне известных звёзд – красный гигант SPLUS J210428.01−004934.2, расположенный примерно в 16 тысячах световых лет от Земли. Предполагается, что интенсивное ультрафиолетовое излучение первых звёзд развеяло водородный туман и привело к его реионизации. Если какие-то из звёзд того поколения и сохранились до наших дней, у нас пока нет приборов, в которые их можно было бы наблюдать. Эти звёзды должны быть сильно удалены от нас, быть слишком тусклыми, а обзор будет перекрыт облаками межзвёздного газа. Но не менее интересна версия, что звёзды первого поколения (третьего населения) принципиально отличались от звёзд второго и первого населения, которые мы наблюдаем сегодня. Давайте остановимся на том, как была сформулирована теория о звёздных населениях. 

Что такое звёздные населения

Немецкий астроном Вальтер Бааде в 1944 году распределил все звёзды нашей Галактики на типы I и II. К первому типу он отнёс наше Солнце и другие звёзды с высокой металличностью, а ко второму – более древние звёзды, состоящие преимущественно из лёгких элементов. Идея о том, что разнообразие звёзд не исчерпывается этими двумя поколениями, возникла лишь через несколько десятков лет. В 1984 году британский астрофизик Бернард Карр в статье «Космологические последствия, повлечённые звёздами третьего населения» подробно описал, какую принципиальную роль должны были сыграть древнейшие звёзды в формировании привычной нам Вселенной.  По мнению Карра, существование этих звёзд было более скоротечным, чем у современных светил, и именно жар от их взрывов стал причиной реионизации Вселенной. Также первые звёзды запустили процесс под названием «догалактическое обогащение металлами», благодаря чему первые галактики уже содержали не только водород и гелий, но и существенные количества более тяжёлых элементов. 

При этом Карр с соавторами рассчитали, что звёзды, не содержавшие тяжёлых элементов, могли достигать огромных размеров, от сотен до сотен тысяч раз объёмнее и тяжелее Солнца. Дело в том, что водород и гелий в ранней Вселенной существовали в значительно менее разреженной концентрации, чем сегодня.

Наиболее тяжёлые (сверхмассивные) звёзды третьего населения могли походить на современные красные гиганты – относительно холодные и разбухшие. По диаметру такая звезда могла сравниться со всей Солнечной системой. Более горячие голубые звёзды третьего населения, вероятно, были похожи на современные голубые сверхгиганты.

В 2001 году Майкл Норман с коллегами из Центра астрофизики и исследований космоса в Сан-Диего, штат Калифорния, подготовили компьютерную модель, позволяющую предположить, как могли сформироваться такие крупные звёзды. В современной Вселенной в облаках горячего газа (звёздных яслях) быстро происходит нуклеация, и образуются компактные звёзды.

Однако, согласно этой симуляции, в юной Вселенной области звездообразования были гораздо горячее, чем в современной, и подобная нуклеация проходила гораздо менее активно. Напротив, целая газопылевая туманность могла превратиться в гигантскую звезду.

Эта таблица показывает, как спектральный класс и светимость современных звёзд соотносятся с временем их жизни. Соответственно, чем ярче и крупнее звезда, тем быстрее она выгорает. Поэтому, если звёзды третьего населения имели массы в сотни солнечных, то продержались бы десятки или пару сотен миллионов лет. Сколько времени может гореть звезда размером с галактику, по симуляциям судить сложно. Таким образом, возникает ряд вопросов, на которые пока нет ответов. Какой массы могли достигать эти звёзды? Как долго они существовали? Много ли их было в ранней Вселенной? Как менялся их химический состав?

Поскольку эти звёзды настолько удалены от нас в пространстве и времени, а в наше время таких звёзд не существует, было очень сложно представить, по каким признакам отыскивать их следы. Подступиться к этой проблеме впервые удалось в 1999 году Джейсону Тамлинсону и Майклу Шаллу из университета Колорадо в Боулдере. Они пришли к выводу, что звёзды с нулевой металличностью должны давать характерные спектральные линии, присущие гелию-II. Это атом гелия, в котором не хватает одного электрона. Такая ионизация гелия должна была возникать во внешних оболочках звезды (или в окружающих её газопылевых облаках) под действием высокоэнергетических фотонов. Затем в 2001-2002 годах эту идею развил Даниэль Шерер из Женевского университета.  

Согласно этим моделям, примерно через 400 000 лет после Большого Взрыва электроны, протоны и нейтроны достигли достаточной концентрации, чтобы из них начали образовываться атомы гелия и водорода. Вселенная остывала и вокруг областей, наполненных обычной материей, скапливались облака тёмной материи. Обычная материя впоследствии превращалась в галактики, а окружающая её тёмная материя — в галактическое гало. Но на самых ранних этапах «галактика» представляла собой огромное облако разогревающегося газа, в котором на каком-то этапе могли запускаться термоядерные реакции с участием гелия и водорода. В таком случае вся галактика подобна звезде, а в процессе термоядерных реакций в качестве побочного продукта образуется гелий-II.

В 2024 году Синь Ван из Китайской академии наук в Пекине, анализируя наблюдения космического телескопа имени Джеймса Уэбба (JWST) обнаружил вероятные следы звёзд третьего населения в древнейшей галактике

RX J2129–z8He II. По данным JWST, красное смещение этой галактики составляет z = 8,1623, то есть, она сформировалась всего через 613 миллионов лет после Большого взрыва. На тот момент во Вселенной ещё продолжалась активная ионизация.

Спектр галактики RX J2129–z8He сильно завален в коротковолновую область, более чем у любой другой известной галактики с z = 7 и более, и в этом спектре хорошо просматриваются линии ионизированного гелия-II. Картина такова, как будто в этой галактике есть целые «карманы», излучающие в ультрафиолетовом спектре. Именно в этих областях и могут находиться звёзды III населения. Кроме того, мы можем наблюдать эту галактику на том этапе её эволюции, когда в её центре формировалась сверхмассивная чёрная дыра.

Ван попытался проверить свои догадки при помощи компьютерных моделей фотоионизации, допустив, что в RX J2129–z8He содержатся как звёзды третьего населения, так и более молодые звёзды. Согласно его расчётам, подобные линии гелия-II можно было бы зафиксировать, если бы в этой галактике находилась звезда в 780 000 солнечных масс.

 В Млечном Пути звёзды первого населения сосредоточены в плоскости галактического диска и в спиральных рукавах, а звёзды второго населения в основном вынесены в диффузное гало на периферии Галактики. Это согласуется с имеющимися у нас космологическими моделями, так как новые звёзды формируются преимущественно в спиральных рукавах. Галактика вращается и звёзды, старея, выносятся на периферию галактического диска. Звёзды второго населения обычно на миллиарды лет старше Солнца, но принципиально не отличаются от звёзд первого населения.

Но звёзды третьего населения должны серьёзно отличаться от всех известных нам. Чем выше металличность звезды, тем компактнее может быть светило, и в нём, тем не менее, будет поддерживаться термоядерная реакция. Но огромная звезда, даже выгорев, едва ли может превратиться в белый карлик или нейтронную звезду. Причём, насколько можно судить по RX J2129–z8He, остатки древних звёзд (и сигнатуры гелия-II) не концентрируются ни на периферии галактик, ни в спиральных рукавах.  

Связь со сверхмассивными чёрными дырами

Сегодня известно, что в центре каждой спиральной галактики находится сверхмассивная чёрная дыра. Это знаменитый снимок сверхмассивной чёрной дыры, сделанный в галактике М87 в 2019 году:

Происхождение сверхмассивных чёрных дыр и механизмы их формирования пока не выяснены, но, поскольку эти объекты типичны и похожи друг на друга, такой общий механизм вполне может существовать. В 2021 году коллаборация учёных из Института астрономии и астрофизики (ASIAA) в Тайване и Национальной астрономической обсерватории в Японии предположила, что сверхмассивная чёрная дыра может быть остатком сверхмассивной сверхновой. Тем не менее, после взрыва такой сверхновой (как и при образовании чёрных дыр с околозвёздной массой) могли бы оставаться не только сверхмассивные чёрные дыры, но и соизмеримые с ними сверхмассивные туманности, каких сегодня не наблюдается. Поэтому также существует теория, что сверхмассивные чёрные дыры могли образовываться в результате аккреции потухших остатков древнейших звёзд, которые были слишком массивными, и из-за этого концентрировались в центрах галактик, а не на периферии. Но до недавнего времени у этой теории было слабое место, заключающееся в отсутствии достаточного количества звёздного вещества, которое позволило бы засеять основу для таких чёрных дыр. Как было показано в таблице выше, в наблюдаемой части Вселенной совсем мало звёзд-гигантов, которые превосходили бы Солнце по массе в десятки или сотни раз – на них приходятся сотые доли процента от всего звёздного населения.    

Исследователь Ке-Джун Чен, представляющий в вышеупомянутой коллаборации Тайвань, рассчитал, что релятивистская сверхновая может возникнуть из древней сверхмассивной звезды в 10⁴–10⁵ солнечных масс, опубликовав эти выкладки в своей статье от 2014 года. Группа планирует искать остатки таких сверхновых в массиве данных от JWST, а в настоящее время опирается на теоретические соображения о том, как могли формироваться настолько массивные звёзды.    

Как звёзды третьего населения могли повлиять на формирование галактик

Сегодня мы довольно полно представляем себе, как при формировании галактик в них образуются звёзды второго и первого населения. Остывающая протогалактика становится всё компактнее, приобретая спиралевидную или сфероидную форму. Далее, при наличии достаточных объёмов вещества, в галактике формируется диск, окружённый спиральными рукавами. Вот как видел этот процесс Эдвин Хаббл:

Но, согласно современным представлениям, формирующиеся таким образом объекты должны быть гораздо меньше наблюдаемых спиральных галактик. Существует модель, согласно которой в формировании галактик наряду со звёздным веществом участвует так называемая «холодная тёмная материя» - облака, состоящие из гипотетических аксионов, фотино, нейтрино с ненулевой массой покоя или ещё множества неуловимых частиц, описанных в этой статье. Но, если попытаться обойтись в такой картине без привлечения тёмной материи, то недостающим звеном удобно представить именно сверхмассивные звёзды третьего населения. Итак, существует несколько альтернативных моделей, позволяющих представить, как могли формироваться первые галактики:  

1. Первые звёзды могли быть не крупнее, а даже мельче современных, так как на заре существования Вселенной в газопылевых облаках было много не только атомарного, но и молекулярного водорода. В таком случае термоядерный синтез мог бы идти в звезде небольшого объёма.

2. В первых галактиках множество мелких горячих звёзд, отчасти напоминающих современные белые карлики, могло концентрироваться вокруг центральной мегазвезды. В гравитационном отношении такая мегазвезда могла играть примерно такую же роль, как сверхмассивные чёрные дыры в современных галактиках. Возможно, она успевала выгореть настолько быстро, что не происходило взрыва, аналогичного взрыву сверхновой. Центральная звезда просто гасла и, остыв, превращалась в чёрную дыру.

3. В первых газопылевых облаках могла вообще отсутствовать дифференциация, и в таком случае в пределах всего этого облака шла бы термоядерная реакция. Такая структура могла не только схлопнуться в сверхмассивную чёрную дыру, но и остаться в газообразной форме. Объекты второй категории сегодня известны, они называются «пузыри Лайман-альфа».

Заключение

Все упомянутые модели и исследования указывают, что «водородно-гелиевая Вселенная» должна была значительно отличаться от Вселенной, которую мы наблюдаем сегодня. Возможно, население III состояло не из звёзд как таковых, а из газопылевых облаков, занимавших промежуточное положение между звёздами и протогалактиками. С другой стороны, последние из звёзд третьего населения могли существовать уже в пределах галактик современного типа. Пока сложно перекинуть мостик между такими первичными звёздами, почти не содержащими металлов, и звёздами с высокой металличностью. Однако, в пределах мегазвёзд могли существовать настолько высокие температуры и давления, что в них складывались бы условия и для формирования значительно более тяжёлых химических элементов, чем известны сегодня. Эти химические элементы должны были подвергаться радиоактивному распаду, который мог давать самые разнообразные продукты, в том числе, известные нам стабильные металлы. Остатки звёзд третьего населения логично искать в глубинах галактик, на что и направлены современные исследования и модели. Во внегалактической среде подобные объекты или их следы в настоящее время не наблюдаются.