Большой взрыв произошел везде одновременно, но звезды - это отдельная история.
Во времена своего возникновения Вселенная была практически везде одинаковой. Везде была одна и та же высокая температура, везде одна и та же большая плотность, и повсюду она состояла из одних и тех же квантов материи, антиматерии, темной материи и излучения. В самые ранние времена различия были на уровне 0,003% из-за квантовых флуктуаций, оставшихся от инфляции.
Но гравитация и время способны все изменить. Антиматерия аннигилирует; образуются атомные ядра, а затем нейтральные атомы; гравитация втягивает материю в сверхплотные области, заставляя их расти. Из-за того, что избыточная плотность сильно различается во всех масштабах, есть регионы, где звезды формируются быстро, в течение 100 миллионов лет или меньше, в то время как в других регионах звезды не образуются в течение миллиардов лет. Но там, где формируются самые ранние звезды, именно там в первую очередь происходят самые интересные вещи.
Самые-самые первые звезды рождаются где-то между 50 и 100 миллионами лет после Большого Взрыва, и они намного массивнее, чем звезды, которые мы видим сегодня. Будучи очень массивными звездами, они живут быстро, сжигая все свое топливо всего за несколько миллионов лет и умирая либо в результате взрыва сверхновой, либо в результате прямого коллапса в черную дыру.
А где это происходит, там и заканчиваются первые звезды. Внешние слои звезд, превратившихся в сверхновые, составляющие большую часть массы бывшей звезды, сдуваются обратно в межзвездное пространство. Остатки нейтронных звезд, многие из которых находятся в двойных системах, имеют шанс столкнуться с другими нейтронными звездами, что приведет к гамма-всплескам и образованию самых тяжелых элементов. Внезапно это уже не просто водород и гелий.
После того, как первые звезды сформировались за миллионы лет - может быть, всего 50 миллионов в некоторых местах, обычно от 200 до 550 миллионов в большинстве, но не в течение 2 или 3 миллиардов лет в в самых редких регионах - у них заканчивается топливо, и они умирают всего за 2-5 миллионов лет. Эти самые первые звезды, состоящие из нетронутых элементов, образовавшихся всего через 3-4 минуты после Большого взрыва, практически не имеют выживших в течение очень долгого времени, поскольку все они довольно массивны по сравнению с современными звездами.
Но теперь межзвездная среда обогатилась. В нем больше нет водорода, гелия и одной миллиардной части лития, и нет ничего тяжелее, но внезапно появляются обильные уровни углерода и кислорода с обильными количествами кремния, серы и железа, никеля и кобальта, плюс все элементы, образующиеся в сверхновых и килоновых. Именно из этих обогащенных материалов, которые теперь заполняют межзвездную среду, сформируется следующее поколение звезд.
Из ближайшего к нам остатка сверхновой, Крабовидной туманности, мы можем сделать вывод, что каждый взрыв выталкивает материал наружу примерно с той скоростью, которую мы там наблюдаем: примерно через 1000 лет образуется туманность диаметром 10 световых лет.. Везде, где обломки умерших звезд первого поколения еще не могут достичь, звезды, которые в конечном итоге там сформируются, останутся нетронутыми, поскольку переработанный материал не сможет превратиться в эти дозвездные туманности.
Но там, где обломки все-таки достигают, материал, из которого могут образовываться звезды, внезапно оказывается полон атомов с более тяжелыми ядрами. В большинстве случаев вам может показаться глупым, что астрономы относят каждый элемент тяжелее гелия к его собственному классу - и называют их "металлами" - но это действительно большое дело.
Видите ли, когда вы формируете звезды из водорода только из гелия (в среде, не содержащей металлов), нет эффективного способа излучать тепло, выделяемое гравитационным коллапсом. Следовательно, вам нужно иметь огромные сгустки материи, чтобы вызвать гравитационный коллапс, ведущий к образованию чрезвычайно массивных звезд, даже в среднем.
Но когда у вас есть металлы, даже если они составляют всего 0,001% от общей доли атомов, они являются отличными излучателями энергии, которых не было у первых звезд. Когда газовое облако с этими тяжелыми элементами коллапсирует, тепло излучается намного эффективнее, чем раньше, что позволяет протозвездам коллапсировать намного быстрее и с гораздо меньшими массами.
Кроме того, близлежащие сверхновые звезды и другие сильные события могут даже часто служить спусковым крючком для гравитационного коллапса и образования новых звезд. Первые звезды не только обеспечивают материалы для формирования звезд второго поколения, но и дают импульс, особенно в богатой газом среде, чтобы направить их на свой путь.
Большой результат заключается в том, что вскоре после того, как первые звезды сформируются, выживут и умрут, возникнет новое поколение, сильно отличающееся по характеру от первого. Эти звезды второго поколения больше не имеют в среднем 10 солнечных масс, а охватывают всю гамму размеров и масс звезд. Возможно, если наше понимание звездообразования верно, они подобны звездам, которые мы формируем сегодня: в среднем 0,4 массы Солнца.
Да, все еще будет несколько крупных массивных звезд, но они не будут такими массивными, как самые большие среди первых звезд. В результате появятся дополнительные сверхновые, нейтронные звезды и килоновые. Но очень скоро самые ранние, первые звезды исчезнут, где бы они ни существовали, только для того, чтобы быть замененными этим вторым поколением звезд, изобилующим более мелкими, более красными и менее массивными элементами.
В результате в очень молодой Вселенной мы ожидаем увидеть популяции первых звезд, исключительно горячих и голубых, наряду с более старыми областями, в которых уже есть черные дыры, звезды второго поколения и среди них маломассивные звезды малой светимости.
На сегодняшний день никому не удалось найти звезду первого поколения, которая вопреки здравому смыслу известна среди астрономов как звезды населения III. Почему? Потому что звездные популяции были названы в порядке их открытия. Солнце является звездой населения I, но оно сильно обработано и состоит из богатого металлами материала, который прошел через многие поколения звездной жизни и смерти.
Вторая из когда-либо обнаруженных популяций, звезды популяции II, представляют собой звезды с низким содержанием металлов, которые формируются уже во втором поколении всех звезд. Они могут жить очень долго, и некоторые из них, такие как знаменитая звезда Мафусаил, все еще существуют в нашей галактике сегодня, несмотря на то, что им более 13 миллиардов лет. Но звезды населения III еще предстоит открыть; они должны существовать, но пока только теоретически.
Кроме того, есть еще одно различие между звездами населения II и населения III: возможность существования планет. Самые первые звезды, состоящие только из водорода и гелия, могли создать только разреженные, массивные, пухлые газовые гиганты. Без массивного плотного ядра они легко испаряются и диссоциируют из-за слишком большого количества радиации.
Но с присутствием металлов вы можете внезапно образовать плотные каменистые глыбы в вашем протопланетном диске, что приводит к смеси каменистых и газообразных планет. Как только вы создадите второе поколение звезд, вы также сможете создавать планеты со сложными и даже органическими молекулами.
Самые первые звезды живут очень короткое время из-за их большой массы, большой светимости и скорости синтеза. Когда они умирают, пространство вокруг них загрязняется плодами их жизни: тяжелыми элементами. Эти тяжелые элементы позволяют формироваться второму поколению звезд, но теперь они формируются по-другому. Тяжелые элементы излучают тепло, порождая менее массивные и более разнообразные поколения звезд, некоторые из которых сохранились до наших дней.
Когда космический телескоп имени Джеймса Уэбба начнет работу, он еще может обнаружить популяцию этих первых звезд, которые, вероятно, будут обнаружены наряду с загрязненными звездами второго поколения. Но как только эти звезды второго поколения начинают формироваться, они делают возможным нечто другое: первые галактики. И это, вероятно, всего через несколько лет, когда космический телескоп Джеймса Уэбба действительно засияет.
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?
- Как это было, когда первые звезды начали освещать Вселенную?
- Как это было, когда погибли первые звезды?
- Как это было, когда во Вселенной образовалось второе поколение звезд?