Первые звезды нашей Вселенной часто зарождались парами, что может объяснить отсутствие среди них гигантов, которые предсказывает теория.
Звезды-близняшки: Меньше, да лучше
Облака газа на ранних этапах существования Вселенной могли давать жизнь парным звездным системам. Так выглядят результаты компьютерной симуляции, проведенной группой Мэттью Тарка

По крайней мере, таковы результаты проведенного недавно компьютерного моделирования. А поскольку если в газопылевом облаке формируется не одна, а сразу две звезды, они, по логике, должны получаться более мелкими. Это прекрасно объясняет тот факт, что до сих пор очень крупные звезды, которые, теоретически, должны были появиться на заре существования Вселенной, так и не обнаружены.

На самом деле, о первых поколениях звезд известно не слишком много. В принципе, с помощью самых мощных телескопов и детекторов изучая самые дальние пределы Вселенной, свет откуда идет 10 млрд лет и дольше, мы должны бы их увидеть. Но пока что достаточно совершенного оборудования в распоряжении ученых нет. Представьте только, насколько тусклым должен быть свет от звезды, от которой он летел так долго!

Зато у нас есть компьютеры и теоретические модели, которые со вполне приемлемой достоверностью способны открыть то, что недоступно прямому наблюдению. Так, симуляции показывают, что звезды 3-го поколения должны были быть очень большими, от 30 до 300 раз крупнее Солнца. Для сравнения: среди звезд нашей галактики Солнце чуть крупнее среднего. В среднем, современные звезды Млечного Пути весят 0,8 солнечных масс.

Однако до сих пор все компьютерные симуляции, которые проводили ученые, приводили к появлению лишь отдельных звезд. И лишь недавно одна такая работа позволила «создать» двойную звездную систему. «Одновременное формирование нескольких звезд, — говорит один из авторов работы Мэттью Тарк (Matthew Turk), — считалось возможным механизмом, который лежал в основе появления первых звезд Вселенной. Но лишь сейчас удалось продемонстрировать этот процесс в реалистичных условиях».

Тарк с коллегами рассматривали условия, существовавшие во Вселенной каких-то 20 млн лет спустя после Большого Взрыва, когда состояла она почти на 100% лишь из легких элементов, водорода и гелия. Ученые рассмотрели 5 альтернативных вариантов, для каждого из которых первоначальное распределение газов было своим, и «наблюдали» за происходившим в течение следующих 170 млн лет (виртуальных, конечно). Этого времени было достаточно для того, чтобы силы гравитации образовали из постепенно остывающего газа более плотные структуры, которые в будущем станут ядрами новых звезд.

К радости исследователей, в одном из 5-ти вариантов газовое облако образовало сразу 2 «зародыша» будущих звезд. Их разделило внутреннее вращение материи в облаке, причем по мере все большего уплотнения «зародышей» атомы водорода образовывали молекулы, что дополнительно охлаждало газ и способствовало дальнейшему росту плотности. Насколько распространен был подобный процесс в ходе формирования первых поколений звезд, еще непонятно. По оценке Тарка, он мог составлять от 5 до 50% всех случаев — а значит, и звездных пар появлялось немало.

Если это так, то подобное вполне объясняет несостыковку между результатами некоторых расчетов о современных потомках этих звезд — и реальными наблюдениями. Дело в том, что по данным тех же компьютерных симуляций в поколении III должны были появляться редкие великаны. Они настолько велики, что должны были распадаться в ходе необычных взрывов сверхновых.

Действительно, если звезда имеет массу от 140 до 260 солнечных, колоссальная температура и давление в ее недрах создают условия для превращения энергии в пары частиц — электронов и их «антиподов», позитронов. Такой процесс должен приводить к падению давления и росту нестабильности звезды, в результате чего она должна коллапсировать под собственной тяжестью, а стимулированная этим термоядерная реакция должна разнести звезду на куски. По расчетам ученых, подобный процесс приводит к характерному распределению более тяжелых элементов, которые появляются в ходе термоядерного взрыва из более легких. Теория показывает, что элементов с четным числом протонов в ядре (например, никеля) при этом будет куда больше, чем элементов с нечетным.

Все это довольно красивые и вполне четко обоснованные расчеты — однако, наблюдая самые древние звезды нашей галактики, которые являются прямыми потомками тех самых (теоретически предсказанных) великанов и которые должны были бы включать созданные ими атомы, ученые не обнаружили им подтверждения.

Объяснить это может процесс зарождения звездной пары, симулированный Мэттью Тарком и его группой. Если материал газового облака используется для образования не одной, а двух звезд, обе они получаются куда менее массивными — и ни одна из них не наберет достаточно веса, чтобы пройти через все стадии, описанные выше. Соответственно, никакого доминирования «четных» элементов в их потомках не будет.

Заметим, что если среди первых поколений звезд встречалось немало двойных, со временем они неизбежно должны были, вращаясь друг вокруг друга, все ускоряться и сближаться. При этом они должны испускать часть энергии в форме гравитационных волн — возмущений пространства-времени, предсказанных еще Эйнштейном, но до сих пор не обнаруженных. Эти же волны должны образовываться и из-за «неровностей» на поверхности нейтронных звезд. Читайте об этих удивительных объектах в заметке «Звездные горы».

По публикации New Scientist Space