Від великого вибуху до перших зірок і наших днів

Від Великого вибуху до перших зірок і наших днів

Понад 13 мільярдів років тому сталася подія, після якого утворилася Всесвіт, який спостерігається. Стався Великий вибух. До Великого вибуху щільність у Всесвіті могла бути гігантської, але не нескінченної, а сингулярність не могла бути менше кванта обсягу (в кубічних сантиметрах - 98 нулів після коми). Події не могли бути коротше кванта часу. Намагаючись об'єднати принципи загальної теорії відносності і квантової механіки, фізики розробили теорію струн і теорію петлевий квантової гравітації, конкуруючі в поясненні світобудови. Темна епоха Як не дивно, незабаром після Великого вибуху, через півмільйона років, почалася епоха, коли у Всесвіті було абсолютно темно, порожньо і холодно. Темна епоха тривала приблизно 250 мільйонів років. У Всесвіті не було жодної зірки, жодної галактики. Якщо на початку Темної епохи очей людини ще міг би помітити тьмяно-червоне рівномірне світіння неба, то тепер темрява стала всюдисущої. Простір був заповнений головним чином темною матерією і реліктовим випромінюванням, яке тоді було більш короткохвильових (інфрачервоним), відповідало приблизно 150 К (-120оС) і продовжувало остигати в міру розширення простору. Баріонів матерія становила 1/10 темної і складалася з атомів водню і гелію в пропорції 4: 1 по масі. Темна енергія практично ніякої ролі не грала. Події Темної епохи встановлені за допомогою розрахункових моделей, тому що нічого, крім реліктового випромінювання, звідти до нас не дійшло. Але моделі досить надійні; саме моделі дають уявлення про природу Темної епохи. Коли зв'язок реліктового випромінювання з речовиною розірвалася і випромінювання стало самостійним явищем, червоне зміщення z становило величезну величину, z = 1200.

Це відповідає вже згадуваному віком 400 тисяч років. При z = 1100 температура знизилася до 3000 К, сталася рекомбінація плазми, і частинки об'єдналися в атоми. На цьому, схоже, бурхливі події закінчилися, і настала Темна епоха. До утворення перших зірок залишалося, за різними моделями, 200-400 мільйонів років досить нудного часу, коли вже не було ніяких критичних процесів. Головне, що відбувалося, - подальше зниження температури. І причина, по якій затримувалося зореутворення, навіть не в тому, що розподіл речовини було практично однорідним, а це перешкоджало виникненню конденсацій. Експеримент на супутнику WMAP показав, що, хоча утворення зірок залишалося вкрай малоймовірним, дуже невеликі і вкрай малоймовірні неоднорідності темної маси все ж існували (рис. 5). Але коли червоне зміщення z досягло приблизно 6 (а вік Всесвіту приблизно одного мільярда років), незліченні галактики заповнили простір. Перші зірки, які були величезними і дуже яскравими, визначили всю подальшу історію Всесвіту. Чого ж вони чекали, що до того затримувало зореутворення? Виявляється, заборона створював сам механізм утворення зірок.

Процес виникнення перших зірок простіший, ніж процес утворення зірок сучасного типу, завдяки хімічній чистоті вихідного матеріалу - суміші водень-гелій. Газ атомарного складу був перемішаний з темною масою. Він починав стискатися, слідуючи дії гравітаційних сил конденсації темної матерії. Формування зірки залежить від температури середовища, маси конденсирующегося газового освіти і наявності в ньому молекулярного водню, який має здатність відводити з конденсації тепло, випромінюючи його в навколишній простір. Молекулярний водень не може виникнути з атомарного при випадкових зіткненнях атомів, для його освіти у природи припасений досить складний процес. Тому при z> 15-20 водень залишався в основному в атомарної фазі. При стисненні температура газу в конденсації підвищується до 1000 К і більш і частка молекулярного водню дещо збільшується. При такій температурі подальша конденсація неможлива. Але завдяки молекулярному водневі температура в найбільш щільної частини конденсації знижується до 200-300 К і стиснення триває, долаючи тиск газу. Поступово звичайна матерія відділяється від темної і концентрується в центрі. Мінімальна маса газової конденсації, необхідна для освіти зірки, маса Джинса, визначається статечної залежністю від температури газу, тому перші зірки мали масу в 500-1000 разів більшу, ніж Сонце. У сучасному Всесвіті при утворенні зірок температура в щільній частині конденсації може бути всього 10 К, тому що, по-перше, функції тепловідведення більш успішно виконують з'явилися важкі елементи і частинки пилу, по-друге, температура навколишнього середовища (реліктового випромінювання) становить всього 2 , 7 К, а не майже 100 К, як це було в кінці Темної епохи. Другий критерій маси Джинса - тиск (точніше, квадратний корінь з тиску). В Темну епоху цей параметр був приблизно таким же, як тепер. Утворилися перші зірки були не тільки величезними, в 4-14 разів більша за Сонце, але і дуже гарячими.

Сонце випромінює світло з температурою 5780 К. У перших зірок температура становила 100 000-110 000 К, а яку випромінює енергія перевершувала сонячну в мільйони і десятки мільйонів разів. Сонце називають жовтою зіркою; ці ж зірки були ультрафіолетовими. Згорали і руйнувалися вони всього за кілька мільйонів років, але встигали виконати принаймні дві функції, що визначили властивості подальшого світу. В результаті реакцій синтезу відбувалося деяке збагачення їх надр "металами" (так астрономи називають всі елементи важче водню). Стікаючи з них "зоряний вітер" збагачував металами міжзоряне середовище, полегшуючи формування наступних поколінь зірок. Головним же джерелом металів були вибухи деяких зірок в якості наднових. Найбільш масивна частина перших зірок в кінці свого життєвого шляху, мабуть, утворила чорні діри. Потужне ультрафіолетове випромінювання гігантських зірок викликало швидко розвиваються розігрів і іонізацію міжзоряного і міжгалактичного газу. Це була друга їхня функція. Такий процес називають реіонізаціі, тому що він був зворотним рекомбінації, яка завершилася за 250 мільйонів років до цього, при z = 1200, коли утворилися атоми і звільнилося реліктове випромінювання. Дослідження далеких квазарів показують, що реіонізаціі практично закінчилася при z = 6-6,5. Якщо ці дві позначки, z = 1200 і z = 6,5, вважати межами Темної епохи, то вона тривала 900 мільйонів років.

Сам період повної темряви, до появи перших зірок, тривав коротше, близько 250 мільйонів років, причому теоретики вважають, що в деяких, зовсім виняткових випадках окремі зірки могли з'явитися і раніше, але ймовірність цього була дуже низькою. З утворенням перших зірок Темна епоха закінчилася. Гігантські ультрафіолетові зірки входили в протогалактики, утворені, головним чином, темною матерією. Розміри протогалактик були невеликими, і вони знаходилися близько одна до одної, що викликало сильне тяжіння, яке об'єднувало їх в галактики, теж невеликі. Розміри перших галактик становили 20-30 світлових років (всього в 5 разів більше сучасного відстані до найближчої зірки, а діаметр нашої Галактики 100 000 світлових років). Було б цікаво побачити ці гігантські ультрафіолетові зірки, але, не дивлячись на їх величезну яскравість, зробити це не вдається: вони знаходяться в області z = 8-12, а рекордом спостереження віддалених об'єктів поки залишається квазар при z = 6,37. Ось якби придумати, як виділити випромінювання, що виникло в певний період часу ... Допускав ж колебавшийся іноді Е. Хаббл, що червоне зміщення - просто результат старіння світла, а не ефект Доплера.