Интересные темы:

Гаджеты

Немного интересного:

Они были первыми: самые старые звезды

13.12.2012 Наука и жизнь

Рождение первой звезды
Суперсветила Астрологам известны совсем новенькие суперсветила. Пальма первенства в собственности звезде R136a1, открытой в 2010 году. Она отстоит от Почвы на какие-то 160 000 световых лет. на данный момент она тянет на 265 солнечных весов, не смотря на то, что при рождении имела массу в 320 солнечных.

R136a1 около миллиона лет, но она выбрасывает вещество в пространство с таковой силой, что за это время похудела на 17 процентов! Потому, что первые звезды оказались на свет с массой того же порядка, возможно высказать предположение, что и они так же интенсивно теряли материю. Но с выводами спешить не следует.

Генерация звездного ветра происходит при значительном участии элементов тяжелее гелия, которыми первые звезды не обладали, исходя из этого вопрос остается открытым.
Открылась пропасть, звезд полна Известная картина Hubble Deep Field (HDF). Она собрана из 342 отдельных снимков, сделанных камерой WFPC2 в течение 10 дней с 18 по 28 декабря 1995 года.

На этом маленьком участке неба астрологи с удивлением нашли более 1500 галактик в разных стадиях эволюции.Они были первыми: самые старые звезды

Еще лет двадцать назад была известна только горсточка галактик старше семи миллиардов лет (данный порог соответствует космологическому красному смещению, превышающему единицу). Кое-какие ученые кроме того открыто сомневались, что столь древние звездные скопления в действительности существуют в больших количествах. Устранению этого заблуждения помог случай.

В 1995 году начальник научных программ космического телескопа «Хаббл» Роберт Уильямс попросил у нескольких авторитетных астрологов совета, как оптимальнееприменять ту долю обсервационного времени, которой он распоряжался по собственному усмотрению. Часы тёплых споров ни к чему не привели — любой участник встречи отчаянно боролся за собственную программу. И тогда кто-то внес предложение телескоп в любую точку небесной сферы и «просверлить в том месте дыру большой глубины» (как раз в таких выражениях).

Эта мысль была на уникальность плодотворной. В рамках нового проекта HDF (The Hubble Deep Field) орбитальная обсерватория более десяти дней замечала участок небесной сферы площадью в 5,25 квадратной угловой 60 секунд. В следствии было найдено пара тысяч сверхдалеких галактик, часть которых (с красным смещением порядка 6) появилась всего через миллиард лет по окончании Громадного взрыва.

Стало совсем ясно, что процесс звёздных скоплений и возникновения звёзд шел полным ходом, в то время, когда Вселенная была в 20 раз моложе собственного нынешнего возраста. Предстоящие наблюдения в рамках проектов HDF-South и Great Observatories Origins Deep Survey лишь подтвердили эти выводы. А в январе 2011 года астрологи из Нидерландов, США и Швейцарии сказали о возможной идентификации галактики с более чем десятикратным красным смещением, появившейся не позднее 480 млн лет по окончании Громадного взрыва.

Возможно сохранять надежду, что уже в этом десятилетии космические и наземные телескопы отловят звездный свет с двадцатикратным красным смещением, что ушел в космос, в то время, когда Вселенной было не более 300 млн лет.

Отдельные звезды первого поколения, в отличие от составленных из них галактик, еще не найдены. Это и ясно — их излучение достигает Почвы в виде весьма не сильный потоков фотонов, отодвинутых красным смещением в далекую инфракрасную территорию. Но за пара сотен миллионов лет с момента собственного рождения эти светила (их кроме этого именуют звездами популяции III) так оказали влияние на состав межгалактического вещества, что эти трансформации подмечают кроме того современные телескопы.

Иначе, теоретики хорошо разбираются в процессах, каковые более чем 13 млрд лет назад в первый раз запустили процесс звёздных скоплений и рождения звёзд.

Отдельные звезды первого поколения, в отличие от составленных из них галактик, еще не найдены. Это и ясно — их излучение достигает Почвы в виде весьма не сильный потоков фотонов, отодвинутых красным смещением в далекую инфракрасную территорию. Но за пара сотен миллионов лет с момента собственного рождения эти светила (их кроме этого именуют звездами популяции III) так оказали влияние на состав межгалактического вещества, что эти трансформации подмечают кроме того современные телескопы.

Иначе, теоретики хорошо разбираются в процессах, каковые более чем 13 млрд лет назад в первый раз запустили процесс звёздных скоплений и рождения звёзд.

Облака-предшественники

Звезды образуются из диффузной космической материи, сгустившейся под действием сил гравитации. В общем данный механизм был ясен еще Ньютону, что следует за датированного 1961 годом письма, направленного филологу Ричарду Бентли. Очевидно, современная наука очень сильно обогатила ньютоновское объяснение. В начале прошлого века английский астрофизик Джеймс Джинс доказал, что газовое облако коллапсирует только в том случае, если его масса превышает определенный предел.

В то время, когда газ стягивается к центру облака, возрастает его давление и появляются звуковые волны, распространяющиеся к периферии. В случае если их скорость меньше скорости гравитационного стягивания газа, облако продолжает коллапсировать, увеличивая плотность вещества в центре. Потому, что скорость звука пропорциональна квадратному корню температуры, а темп гравитационного сжатия возрастает вместе с массой, газовое облако коллапсирует тем легче, чем оно холоднее и тяжелее.

Во времена юной Вселенной в возрасте нескольких десятков миллионов лет космический газ складывался из водорода (76 процентов массы) и гелия (24 процентов), появившихся через пара мин. по окончании Громадного взрыва (плюс очень мало лития). Его температура не особенно отличалась от температуры реликтового микроволнового излучения, которая к тому времени составляла около 100К.

Пространство было заполнено и чёрной материей, плотность которой тогда была довольно большая (на данный момент из-за расширения Вселенной она в десятки раз меньше). Чёрная материя, как и простая, является источником тяготения и потому вносит вклад в полную гравитационную массу газовых туч. В этих условиях масса Джинса образовывает приблизительно 105 солнечных весов.

Это и имеется нижний предел полной массы скоплений простой (барионной) и чёрной материи, из которых имели возможность появиться первые звезды. Для контраста направляться подчернуть, что звезды отечественной Галактики, среди них и Солнце, показались на свет без всякой помощи чёрной материи.

Чёрное начало

Роль чёрной материи в запуске процесса звездообразования только ответственна. Ионизированный водородно-гелиевый газ, заполнявший пространство впредь до эры происхождения нейтральных атомов (около 400 000 лет по окончании Громадного взрыва), был так «сглажен» сотрудничеством с реликтовым электромагнитным излучением, что его плотность везде была фактически однообразна.

Если бы еще и чёрная материя равномерно распределялась по космическому пространству, то локальным газовым сгусткам легко неоткуда было бы взяться, и звездообразование ни при каких обстоятельствах бы не началось. Этому помешали флуктуации квантовых полей, породившие частицы чёрной материи в первые мгновения по окончании Громадного взрыва. Потому, что она не была подвержена нивелирующему действию реликтовой радиации, ее плотность кое-где пара превышала средние значения.

Эти максимумы плотности создавали гравитационные «колодцы», в которых планировали частицы газа. Чёрная материя не только снабжала формирование первичных газовых туч, но и оказывала влияние на их последующий коллапс. Она создавала гравитационные конверты, в которых простой газ закручивался приливными силами и преобразовывался в узкий поворачивающийся диск. Так формировались протогалактики, окруженные оболочками (гало) из чёрной материи.

Локальные уплотнения в диска давали начало отдельным звездам.

Но это еще не полная картина. Потому, что уплотняющийся газ нагревается, его давление растет и противодействует предстоящему коллапсу. Дабы коллапс не закончился, газ обязан охладиться.

Для звезд, формировавшихся в отечественной Галактике, среди них и для Солнца, это не составляло неприятности. В те времена космическая среда уже содержала частицы пыли и отдельные многоэлектронные атомы (скажем, азота, кислорода и углерода). При столкновениях они легко излучали фотоны и теряли энергию, благодаря чего температура газовой среды упала до 10−20 К. У первичных туч для того чтобы выхода не было, и они имели возможность терять температуру только за счет излучения атомарного и молекулярного водорода.

Но атомарный водород является эффективным охладителем только при нагреве более чем 10 000 К, а первичные тучи были большое количество холоднее. Процесс звездообразования выручали двухатомные молекулы водорода, теряющие энергию уже при нескольких сотнях кельвинов. По всей видимости, они появились благодаря столкновениям атомов водорода со свободными электронами, которых в космическом пространстве в полной мере хватало (электроны только катализировали эту реакцию и потому сами не расходовались).

В то время, когда зажглись первые звезды, не знает никто, но кое-какие эксперты считают, что это имело возможность случиться всего через 30 млн лет по окончании Громадного взрыва. Нельзя исключать, что в будущем эту дату пересмотрят, но имеется все основания утверждать, что в возрасте 100 млн лет Вселенная уже владела звездными популяциями.

Звезды-пионеры были законченными эгоистами. Они заливали окружающее пространство твёрдым ультрафиолетом, легко разрушающим молекулы водорода, и тем самым мешали происхождению новых звезд. Но своим излучением (особенно рентгеном) они всегда подогревали окружающее пространство.

Исходя из этого космический газ неспешно прогрелся до температур, при которых на холодильную вахту заступил атомарный водород, и процесс звездообразования возобновился. Более того, данный процесс усилился, потому, что атомарный водород при температурах более чем 10 000 К излучает больше энергии, нежели молекулярный. Вторая стадия интенсивного формирования звезд популяции III имела место в самых ранних галактик, каковые были еще весьма небольшими (по современной классификации — карликовыми).

Эра светил

Дозвездная вселенная не отличалась сложностью. Ее состояние обрисовывает только пара космологических параметров — в частности плотность разных форм материи и температура реликтового излучения. Новорожденные звезды в один момент выполняли роль замечательных источников электромагнитных фабрик и волн химических элементов.

Не смотря на то, что жизненный срок первых светил был недолгим, они как следует поменяли космическую среду.

Первые звезды вспыхивали в зоне повышенной плотности газовых частиц, появившихся на протяжении гравитационного коллапса туч барионной и чёрной материи с массой порядка 105−106 солнечных весов. Конечно, существуют различные сценарии звездообразования (их возможно обсчитать на суперкомпьютере, не смотря на то, что и не всецело), но в целом все модели сходятся в том, что на протяжении фрагментации первичных туч в гало из чёрной материи формировались сгустки газа, тянущие на пара сотен солнечных весов.

Эта величина соответствует массе Джинса для температуры около 500 К и плотности газа порядка 10 000 частиц на 1 см³. Исходя из этого практически сразу после формирования газовые сгустки теряли устойчивость и претерпевали гравитационный коллапс. Их температура возрастала очень умеренно благодаря охлаждающему действию молекулярного водорода.

В конечном итоге они преобразовывались в аккреционные диски, в которых и появились первые звезды.

До недавнего времени думали, что коллапсирующий сгусток с подобными параметрами больше не распадается и делается родоначальником единственной звезды. Вычисления, основанные на оценке темпов аккреции газа к центру диска, говорят о том, что масса таких звезд не могла быть больше 1000 солнечных весов. Это теоретическая верхняя граница, и пока не светло, вправду ли существовали подобные сверхгиганты.

В соответствии с консервативным оценкам, звезды первого поколения не были тяжелее 300, максимум 500 солнечных весов. Нижний предел массы этих звезд задается тем, что молекулярный водород способен снизить температуру облака лишь до 200 К, и потому звезда, не дотягивающая до 30 весов Солнца, просто не может появиться. Потому, что первичные тучи фрагментировались на множество локальных сгущений, первые звезды, вероятнее, появлялись сериями численностью в много, тысячи (в противном случае и больше) светил.

Само собой разумеется, это были еще не галактики (те сформировались позднее), но все-таки в полной мере внушительные звездные сообщества.

Звезды в много солнечных весов отличались величиной и яркостью. Их поверхность была разогрета до 100 000 К (воздух отечественного Солнца в 17 раз холоднее). Обычный радиус таковой звезды составлял 4−6 млн км против 700 000 км у Солнца, а светимость превосходила солнечную в миллионы раз. Их существование было весьма маленьким, максимум 2−3млн лет, и завершали они его неодинаково.

Звезды, каковые оказались на свет с массой в140−260 солнечных, в конце судьбы сгорели без остатка в сверхмощных термоядерных взрывах, высвобождая энергию порядка 1053 эрг. Светила большей и меньшей массы коллапсировали в черные дыры. А вот нейтронных звезд они по окончании себя не покинули- это удел светил с начальной массой 12−20 (максимум 30) солнечных весов, время которых тогда еще не пришло. Само собой разумеется, все вышесказанное — теоретические сценарии, поскольку первые звезды никто ни при каких обстоятельствах не замечал.

Но же кое-какие из них в момент смерти породили замечательнейшие гамма-всплески, практически доступные для современной аппаратуры. В 2009 году был увиден всплеск, датируемый 630 млн лет судьбе Вселенной, а регистрация еще более ранних всплесков уже прейдет скоро.

Совсем сравнительно не так давно появились сомнения в правомерности модели изолированного происхождения первых звезд. В феврале 2011 года астрофизики из США и ФРГ разместили в издании Science результаты компьютерного моделирования динамики аккреционных дисков, положивших начало первым звездам. Анализ продемонстрировал, что такие диски, вероятнее, распадались на фрагменты, и первые звезды оказались на свет не поодиночке, а парами, тройками а также более большими группами.

А не произошло ли так, что отдельные звездные эмбрионы под действием тяготения собственных соседей вылетали за границы диска еще перед тем, как собрали огромную массу? В этом случае среди звезд третьей популяции имели возможность появляться и достаточно легкие светила, талантливые протянуть миллиарды лет а также дожить до отечественного времени.

Но, как растолковал «ПМ» доктор наук Техасского университета в Остине Фолькер Бромм, пока удалось проследить только начальный этап эволюции аккреционного диска в течении нескольких сотен лет: «Вероятнее первые звезды, кроме того показавшиеся на свет группой, все-таки дорастали как минимум до нескольких десятков солнечных весов, как и полагали ранее. Так что гипотетическое появление в ту эру светил с умеренной массой- всего лишь логическая возможность».

От суперзвезд к гипердырам

Черные дыры, каковые покинули по окончании себя первые звезды, были, по крайней мере, легче их самих и вряд ли имели свыше сотни солнечных весов. Но результаты анализа излучения древних квазаров разрешают утверждать, что спустя 800−900 млн лет по окончании Громадного взрыва во Вселенной уже имелись черные дыры в миллиард раз тяжелее Солнца.

Как имели возможность появиться подобные гиганты за столь маленькое время? «На первый взгляд в этом нет никакой загадки, — говорит Абрахам Лёб, доктор наук астрономии Гарвардского университета и создатель сравнительно не так давно опубликованной монографии о первых звездах. — В случае если неизменно щедро снабжать дыру веществом, с течением времени ее масса начнёт увеличиваться по экспоненте, подобно колонии бактерий в богатой питательной среде. На таком режиме за пара сотен миллионов лет дыра, начавшая с много солнечных весов, нормально доберется до миллиарда.

Но дело в том, что догадка стабильной подпитки черной дыры аккретирующим газом не соответствует действительности. Вычисления продемонстрировали, что такая аккреция прерывается по многим причинам. Так, при слиянии галактик черные дыры образуют двойные совокупности, излучающие замечательные гравитационные волны, каковые практически вымывают газ из окрестного пространства.

А в отсутствие постоянной подпитки экспоненциального роста просто не будет. Но имеется и вторая возможность. Результаты этого же компьютерного моделирования говорят о том, что в первых карликовых галактик, каковые уж совершенно верно существовали спустя 500 млн лет по окончании Громадного взрыва, имели возможность сформироваться настоящие звезды-великаны.

Молекул водорода в пространстве тогда уже не осталось, а среда из атомарного водорода не имела возможности снизить температуру менее 10 000 К. Но эти галактики все же имели солидный количество и посредством чёрной материи захватывали большое количество больше газа, нежели облака, положившие начало самым первым звездам. В данной ситуации вероятен сценарий, в соответствии с которым тёплый коллапсирующий газ не распадается на бессчётные сгустки, а весьма скоро, без предварительного формирования аккреционных дисков, порождает одиночные и парные звезды в пара миллионов солнечных весов.

По окончании них имели возможность остаться черные дыры-миллионники, имеющие настоящий шанс тысячекратного роста в течение последующих 300−400 млн лет. Это решает тайную раннего появления сверхмассивных черных дыр — до тех пор пока, конечно, лишь в теории».

Как измерить расстояние в расширяющейся Вселенной

В космологии имеется четыре главные шкалы расстояний, основанные на яркости объектов (Luminosity Distance, DL), угловых размерах (Angular Diameter Distance, DA), времени прохождения света (Light Travel Time Distance, DT), и сопутствующая шкала (Comoving Distance, DC). Для расстояний менее 2 млрд световых лет эти шкалы совпадают.

DL В расширяющейся Вселенной далекие галактики выглядят значительно более тусклыми, чем в? стационарной, по причине того, что фотоны испытывают красное смещение и «размазываются» по большему пространству.

DA Галактики на краю видимой Вселенной выглядят так же, как 13 млрд лет назад. Но в то время, когда свет от них начал собственный путь к? нам, они были не только моложе, но и значительно ближе. Исходя из этого далекие галактики выглядят намного более большими, чем возможно было бы ожидать.

DC Сопутствующая шкала расширяется вместе с? отечественной Вселенной. Она показывает, где находятся далекие объекты сейчас (а мы видим Вселенную более юный).

DT Эта шкала основана на времени прохождения света от далеких галактик до земного наблюдателя. Она в один момент показывает и? расстояние, и возраст далеких галактик.

В то время, когда зажглись самые первые звезды

В то время, когда зажглись самые первые звезды, точно не знает никто, но кое-какие эксперты считают, что это имело возможность случиться всего через 30 миллионов лет по окончании Громадного взрыва

Наглядное свидетельство

Первые звезды окончательно поменяли состав межгалактической среды. Они фактически стёрли с лица земли молекулярный водород, стопроцентно ионизировали водород атомарный и запустили синтез элементов тяжелее гелия и лития, каковые до того в природе еще не существовали. Звездное население той далекой эры погибло в ранней молодости, но покинуло по окончании себя обновленный космос, в котором появились условия для создания больших звёзд и галактик с планетными совокупностями.

Одна из таких звезд красуется на отечественном небосводе.

Статья размещена в издании «Популярная механика» (№103, май 2011).

Случайные записи:

АКТЕРЫ ДИСНЕЯ ДО И ПОСЛЕ 2016


Похожие статьи, которые вам понравятся:

Tags:  , ,