Вскоре после Большого Взрыва Вселенная стала полностью темной. Первые звезды, когда они зажглись, изменили все.
В течение примерно 100 миллионов лет Вселенная была лишена звезд. Веществу во Вселенной потребовалось всего полмиллиона лет, чтобы сформировать нейтральные атомы, но гравитация в космических масштабах - медленный процесс, который еще более затрудняется высокими энергиями излучения, с которыми родилась Вселенная. Когда Вселенная остыла, гравитация начала стягивать материю в комки и, в конечном итоге, в скопления, растущие все быстрее и быстрее по мере того, как все больше материи притягивалось вместе.
В конце концов, мы достигли точки, когда плотные газовые облака могли коллапсировать, образуя объекты, которые были достаточно горячими и массивными, чтобы зажечь ядерный синтез в их ядрах. Когда начались те первые цепные реакции превращения водорода в гелий, мы наконец смогли заявить, что родились первые звезды. Вот какой была Вселенная в то время.
По прошествии от 50 до 100 миллионов лет Вселенная уже не является полностью однородной, а начала формировать великую космическую паутину под космическим влиянием гравитации. Первоначально сверхплотные области росли и росли, со временем притягивая к себе все больше и больше материи. Между тем, регионы, которые начинались с более низкой плотности материи, чем в среднем, были менее способны удерживать ее, уступая место более плотным областям.
В результате самые плотные области начинают формировать звезды, в то время как чуть менее плотные области рано или поздно доберутся туда, но через десятки-сотни миллионов лет. Областям с небольшой сверхплотностью потребуется, возможно, полмиллиарда лет или больше, чтобы добраться туда, в то время как области со средней плотностью могут не образовывать звезды, пока не пройдет пара миллиардов лет.
Самые первые звезды, когда они загораются, делают это глубоко внутри молекулярных облаков. Они состоят почти исключительно из водорода и гелия; за исключением примерно одной миллиардной части Вселенной, которая составляет литий, более тяжелых элементов вообще не существует. Когда происходит гравитационный коллапс, энергия захватывается этим газом, в результате чего протозвезда нагревается.
Только когда в условиях высокой плотности температура пересекает критический порог около 4 миллионов К, может начаться ядерный синтез. Когда это происходит, все становится интереснее.
Во-первых, великая космическая гонка, которая будет происходить во всех будущих областях звездообразования, начинается впервые во Вселенной. Когда в ядре начинается синтез, гравитационному коллапсу, который продолжает увеличивать массу звезды, внезапно противодействует исходящее изнутри радиационное давление.
На субатомном уровне протоны сливаются в цепной реакции, образуя дейтерий, затем либо тритий, либо гелий-3, а затем гелий-4, излучая энергию на каждом этапе. По мере того, как температура в ядре повышается, излучаемая энергия увеличивается, в конечном итоге снова отражая падение массы из-за силы тяжести.
Эти ранние звезды, как и современные звезды, быстро растут из-за гравитации. Но в отличие от современных звезд, в них нет тяжелых элементов, поэтому они не могут так быстро остывать; труднее излучать энергию без тяжелых элементов. Поскольку вам нужно остыть, чтобы схлопнуться, это означает, что только самые большие, самые массивные глыбы приведут к звездам.
Итак, первые звезды, которые мы формируем в молодой Вселенной, в среднем примерно в 10 раз массивнее нашего Солнца, а самые массивные из них достигают многих сотен или даже тысяч солнечных масс.(Для сравнения, средняя сегодняшняя звезда имеет массу около 40% массы нашего Солнца.)
Пик излучения этих очень массивных звезд отличается от пика нашего Солнца. В то время как наше Солнце излучает в основном видимый свет, эти более массивные ранние звезды излучают преимущественно ультрафиолетовый свет: фотоны с более высокой энергией, чем мы обычно имеем сегодня. Ультрафиолетовые фотоны вызывают у людей не только солнечные ожоги; у них достаточно энергии, чтобы выбить электроны из атомов, с которыми они сталкиваются: они ионизируют материю.
Поскольку большая часть Вселенной состоит из нейтральных атомов, и эти первые звезды появляются в этих сгустках газа, первое, что делает свет, - это врезается в окружающие их нейтральные атомы. И первое, что делают эти атомы, - это ионизируют: распадаются на ядра и свободные электроны, впервые с тех пор, как Вселенной исполнилось несколько сотен тысяч лет.
Этот процесс известен как реионизация, так как это второй раз в истории Вселенной, когда атомы становятся ионизированными. Однако из-за того, что большая часть Вселенной занимает так много времени, чтобы сформировать звезды, ультрафиолетовых фотонов пока недостаточно для ионизации большей части материи. В течение сотен миллионов лет нейтральные атомы будут доминировать над реионизированными. Звездный свет от самых первых звезд не распространяется очень далеко; он почти везде поглощается промежуточными нейтральными атомами. Некоторые из них будут рассеивать свет, а другие снова станут ионизированными, что само по себе интересно.
Ионизация и интенсивное радиационное давление первых звезд вынуждают звездообразование прекратиться вскоре после его начала; большая часть газовых облаков, дающих начало звездам, разлетается на части и испаряется этим излучением. Оставшаяся материя коллапсирует в протопланетный диск, как это происходит сегодня, но без каких-либо тяжелых элементов могут образовываться только рассеянные планеты-гиганты. Первые звезды вообще не могли висеть на маленьких каменистых планетах, так как радиационное давление уничтожило бы их полностью.
Излучение не только разрушает стремящиеся планеты, но и атомы, энергично выбивая электроны из ядер и отправляя их в межзвездную среду. Но даже это ведет к другой интересной части истории.
Всякий раз, когда атом становится ионизированным, есть шанс, что он наткнется на свободный электрон, отброшенный другим атомом, что приведет к образованию нового нейтрального атома. Когда формируются нейтральные атомы, их электроны каскадом спускаются вниз по энергетическим уровням, испуская при этом фотоны с разными длинами волн. Последняя из этих линий самая сильная: линия Лаймана-альфа, содержащая наибольшую энергию. Одним из первых видимых источников света во Вселенной является линия Лаймана-альфа, позволяющая астрономам искать эту сигнатуру везде, где есть свет.
Второй по силе линией является та, которая переходит с третьего на второй по величине энергетический уровень: линия Бальмера-альфа. Эта линия интересна нам тем, что она красного цвета и видна человеческому глазу.
Если бы человек каким-то волшебным образом перенесся в это раннее время, мы бы увидели рассеянное свечение звездного света сквозь туман нейтральных атомов. Но где бы атомы ни ионизировались в окрестностях этих молодых звездных скоплений, от них исходило розоватое свечение: смесь белого света звезд и красного свечения линии Бальмера-альфа.
Этот сигнал настолько силен, что его можно увидеть даже сегодня в таких местах, как туманность Ориона в Млечном Пути.
После Большого Взрыва Вселенная была темной миллионы и миллионы лет; после того, как свечение Большого Взрыва исчезнет, человеческий глаз ничего не сможет увидеть. Но когда происходит первая волна звездообразования, нарастающая космическим крещендо по всей видимой Вселенной, свет звезд изо всех сил пытается выйти наружу. Туман нейтральных атомов, пронизывающий все пространство, поглощает большую его часть, но при этом ионизируется. Некоторая часть этой реионизированной материи снова станет нейтральной, излучая при этом свет, включая 21-сантиметровую линию, в течение примерно 10 миллионов лет.
Но нужно гораздо больше, чем самые первые звезды, чтобы по-настоящему зажечь свет во Вселенной. Для этого нам нужно больше, чем просто первые звезды; нам нужно, чтобы они жили, сжигали свое топливо, умирали и давали начало гораздо большему. Первые звезды - это не конец; они - начало космической истории, которая породила нас.
Дополнительная информация о том, какой была Вселенная, когда:
- Каково было, когда Вселенная раздувалась?
- Как это было, когда начался Большой Взрыв?
- Каково было, когда Вселенная была самой горячей?
- Как это было, когда Вселенная впервые создала больше материи, чем антиматерии?
- Как это было, когда бозон Хиггса придал Вселенной массу?
- Как это было, когда мы впервые создали протоны и нейтроны?
- Как это было, когда мы потеряли последнюю часть нашей антиматерии?
- Как это было, когда Вселенная создала свои первые элементы?
- Как это было, когда Вселенная впервые создала атомы?
- Каково было, когда во Вселенной не было звезд?