Що там у глибинах всесвіту. Вони були першими: найстаріші зірки

За допомогою приймача MUSE, встановленого на Дуже Великому Телескопі ESO VLT, астрономи здійснили найкраще на сьогоднішній день тривимірне глибоке зондування далекого Всесвіту. Спостереження майданчика Hubble Deep Field South, що тривали 27 годин, дозволили виміряти відстані, власні рухи та інші параметри у значно більшої кількості галактик, ніж було відомо раніше в цій маленькій ділянці неба. Вченим вдалося заглянути за межі відстані, доступної для телескопа Хаббла, і виявити об'єкти, що раніше не спостерігалися.

Шляхом фотографування певних ділянок неба з дуже довгими експозиціями астрономи отримали безліч так званих глибоких полів, вивчаючи які, вдалося багато дізнатися про раннього Всесвіту. Найвідомішим із цих майданчиків стало поле Hubble Deep Field, зображення якого було отримано з Космічним телескопом Хаббла NASA/ESA протягом кількох днів наприкінці 1995 року. Цей чудовий знімок різко змінив наше уявлення про те, яким був Всесвіт на ранньому етапі свого розвитку. Через два роки було отримано зображення аналогічного майданчика на південному небі – Hubble Deep Field South.

Ці знімки, однак, не могли відповісти на всі запитання: щоб отримати детальну інформаціюпро галактики в глибоких полях астрономам необхідно ретельно вивчити кожну з них за допомогою різноманітних інструментів, а це важке завдання, що потребує великих витрат часу. І ось тепер новому приймачеві MUSE вперше вдалося одночасно отримати зображення глибокого поля і детально дослідити об'єкти, що знаходяться в ньому, і до того ж виконати обидві ці роботи набагато швидше, ніж це було можливо раніше.

Однією з перших програм спостереження з використанням приймача MUSE після того, як він успішно пройшов тестування на телескопі VLT в 2014 р., були саме тривалі та трудомісткі дослідження майданчика Hubble Deep Field South (HDF-S). Результати цієї роботи перевершили всі очікування.

“Вже через кілька годин спостережень ми швидко переглянули отримані дані та виявили велику кількість галактик. Це було дуже обнадійливо. Коли ми повернулися до Європи, ми почали детальніше досліджувати ці дані. Це було схоже на глибоководну рибалку. Кожна нова знахідкавикликала сплеск захоплення та суперечок”, -каже Ролан Бекон (Roland Bacon) з Ліонського центру астрофізичних досліджень (Франція, CNRS), науковий керівник проекту MUSE та голова комісії з приймання інструменту в експлуатацію.

Елементом зображення HDF-S, що отримується приймачем MUSE, є не тільки піксель польового зображення, але ще й спектр, тобто інформацію про інтенсивність випромінювання в цій точці різних кольорових смугах. Загалом у полі приймача виявляється близько 90 000 спектрів. Використовуючи цю інформацію, можна визначити відстань, хімічний склад та внутрішні рухисотень віддалених галактик, а також зареєструвати невелику кількість дуже слабких зірок, що належать Чумацькому Шляху.

Незважаючи на те, що загальний час експозиції з MUSE був набагато меншим, ніж у знімків, отриманих з телескопом Хаббла, отримані дані дозволили виявити на HDF-S більше двадцяти дуже слабких об'єктів, яких Космічний телескоп не зареєстрував.

“Найбільш хвилюючий момент був, коли ми виявили на нашому знімку дуже слабкі галактики, яких на найглибших зображеннях, отриманих із телескопом Хаббла, взагалі не було. Після стільки років напруженої роботи зі створення цього приймача я побачив, як наші мрії стають дійсністю. Це був незабутній момент”, – зізнається Ролан Бекон.

Ретельно дослідивши всі спектри, отримані під час спостережень майданчика HDF-S з інструментом MUSE, група виміряла відстані до 189 галактик. Серед них є кілька відносно близьких, але деякі з них видно такими, якими вони були, коли Всесвіту було менше одного мільярда років. Загалом завдяки MUSE кількість об'єктів, до яких вдалося виміряти відстані, зросла більш ніж у десять разів.

Для близьких галактик MUSE може навіть виміряти розподіл фізичних параметрів різним частинамгалактики. Так, наприклад, детально досліджувати особливості обертання галактики. Ці виміри допомагають зрозуміти, як галактики еволюціонують у космічній шкалі часу.

“Тепер, коли нам вдалося продемонструвати унікальні якостіприймачаMUSEдля вивчення далекого Всесвіту, ми збираємося зайнятися й іншими глибокими полями, наприклад,Hubble Ultra Deep field . Ми зможемо дослідити тисячі галактик та відкрити нові вкрай слабкі та виключно віддалені об'єкти. Ці маленькі новонароджені галактики, які ми бачимо, проникаючи в минуле більш ніж на 10 мільярдів років, поступово виростуть і стануть такими, як наша галактика Чумацького Шляху, якою ми бачимо її сьогодні”, - робить висновок Ролан Бекон.

Примітки

Кожен такий діапазон покриває інтервал довжин хвиль випромінювання від 375 до 930 нанометрів, тобто. від синіх променів до ближньої інфрачервоної області.

MUSE особливо чутливий до об'єктів, які випромінюють велику частинуенергії на кількох окремих довжинах хвиль. Саме такі спектри зазвичай притаманні галактикам раннього Всесвіту, оскільки вони містять водень, що світиться у певних емісійних лініях під впливом ультрафіолетового випромінювання молодих гарячих зірок.

Дізнатися більше

Результати дослідження представлені у статті “The MUSE 3D view of the Hubble Deep Field South”, R. Bacon та ін., що виходить у журналі Astronomy & Astrophysics 26 лютого 2015 р.

Склад групи дослідників: R. Bacon (Observatoire de Lyon, CNRS, Université Lyon, Saint Genis Laval, France), J. Brinchmann (Leiden Observatory, Leiden University, Leiden, The Netherlands), J. Richard (Lyon), T. Contini (Institut de Recherche en Astrophysique et Planetologie, CNRS, Toulouse, France; Université de Toulouse, France), A. Drake (Lyon), M. Franx (Leiden), S. Tacchella (ETH Zurich, Institute of Astronomy, Zurich, Switzerland ), J. Vernet (ESO, Garching, Німеччина), L. Wisotzki (Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam, Potsdam, Німеччина), J. Blaizot (Lyon), N. Bouché (IRAP), R. Bouwens (Leiden), S. Cantalupo (ETH), C.M. Каролло (ETH), Д. Картон (Лейден), Дж. Université, CNRS, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, Marseille, France), B. Guiderdoni (Lyon), C. Herenz (AIP), T.-O. Husser (AIG), С. Каманн (AIG), J. Kerutt (AIP), W. Kollatschny (AIG), D. Krajnovic (AIP), S. Lilly (ETH), T. Martinsson (Leiden), L. Michel -Dansac (Lyon), V. Patricio (Lyon), J. Schaye (Leiden), M. Shirazi (ETH), K. Soto (ETH), G. Soucail (IRAP), M. Steinmetz (AIP), T. Urrutia (AIP), P. Weilbacher (AIP) та T. de Zeeuw (ESO, Garching, Germany; Leiden).

Посилання

Еміл Іванов - оперний співак та астроном-аматор в одній особі. З ранніх років він цікавився співом та астрономією. Перший телескоп Еміл побудував у 9 років: у справу пішли очкове скло та об'єктив від театрального бінокля. А свої перші знімки зіркового неба він отримав за допомогою 35-мм фотоапарата «Зміна»

Закінчивши школу, Еміл Іванов почав вивчати в Державний університетСофії астрономію, але за два роки перевівся в Музичну академію, яку закінчив через п'ять років. А далі почалася його кар'єра оперного співака, під час якої він виступав на найпрестижніших майданчиках світу. Професійна зайнятість до останнього часу не дозволяла йому звернутися до улюбленого хобі, проте з 2009 року, коли Еміл став володарем 12-дюймового астрографа, він отримав можливість займатися астрофотографією.

В результаті за 3 роки у Еміла зібралася велика колекція астрономічних знімків із зображеннями планет та сонця, комет, Місяця та найрізноманітніших об'єктів глибокого космосу.

(Всього 20 фото)

1. Навесні небо північної півкулі бідне на зірки, оскільки ми дивимося убік від диска Галактики, де зосереджені більшість зірок Чумацького Шляху, туманності та зоряні скупчення. Натомість перед нами відкриваються глибини космосу – скупчення галактик у сузір'ях Волос Вероніки та Діви. Одна з безлічі зіркових систем, які можна побачити на небі навесні - чудова спіраль М94, галактика в сузір'ї Гончих Псів, розташована на відстані 16 мільйонів світлових років від нас. Разом із ще приблизно 20 галактиками М94 входить до групи галактик, яка є частиною надскупчення у Діві. Частиною цього ж надскоплення є і наша галактика, Чумацький шлях

2. У туманності IC 405 існує ще кілька номерів у різних каталогах (Sh 2-229, Колдуелл 31), але любителям астрономії вона відома під назвою Туманність зірки, що горить. Це широке скупчення газу та пилу знаходиться у сузір'ї Возничого і оточує дуже гарячу зірку AE Возничого (в центрі знімка). Потужне випромінювання зірки іонізує газ туманності, змушуючи його світитися червоним, а також відбивається від надзвичайно дрібних порошин поблизу. В результаті ми бачимо поблизу зірки та блакитні тони. За галактичними мірками АЕ Возничого справжнє немовля - вік її складає всього 2-3 мільйони років. Однак за цей час зірка пройшла великий шлях небом: дослідження показують, що народилася АЕ Возника в Туманності Оріона. Що додало зірці таку велику швидкість, що вона назавжди покинула свою колиску, сьогодні точно не відомо

3. Кульове скупчення М3 у сузір'ї Гончих Псів. Це досить яскраве кульове скупчення найкраще видно на небі навесні. Знаходиться воно на півдорозі між яскравим Арктуром і Гончих Псів. Як і переважна більшість кульових скупчень Галактики, М3 старе скупчення - його вік становить, ймовірно, більше 11 мільярдів років. Дуже чіткі знімки на кшталт цього показують безліч червоних гігантів - зірок, що знаходяться на пізніх стадіях еволюції.

4. Не секрет, що площина нашої Галактики сильно «запилена». Міжзоряний пил та молекулярні хмари поглинають світло далеких зірок, приховуючи від нас центр Чумацького Шляху та багато інших цікавих об'єктів. Неозброєному оку холодні хмари постають у кращому разі у вигляді темних провалів на тлі блідого свічення Чумацького Шляху, але на фотографіях, подібних до цієї, можна в деталях розглянути їхню структуру. У центрі знімку – яскрава зірка β Цефея. У правому нижньому кутку знаходиться відома відбивна туманність Ірис (NGC 7023), трохи лівіше за неї - туманність Привид. А біля лівого краю знімка знаходиться витягнута туманність.

5. Красива спіральна галактикаМ88 із сузір'я Волосся Вероніки. Ця зоряна система знаходиться на відстані 47 мільйонів світлових років від Землі. У ядрі М88 йдуть активні процеси, пов'язані, ймовірно, із взаємодією речовини галактики та надмасивної чорної дірки. Астрономи встановили, що маса центральної чорної діри становить близько 80 мільйонів мас Сонця.

6. М21, розсіяне зоряне скупчення у сузір'ї Стрільця. Це скупчення знаходиться досить далеко від нас, на відстані понад 4 тисячі світлових років, тому неозброєним оком воно не видно. Однак навіть невеликий бінокль легко дозволяє його на зірки. Накопичення М21 дуже молоде - його вік оцінюється в 4,6 мільйона років.

7. Емісійна туманність NGC 2174. Ця велика і досить яскрава туманність знаходиться в сузір'ї Оріона, там, де на стародавніх картах зображалася піднята вгору палиця мисливця. Лівий край туманності має складну структуру; світіння водню перемежовується з темними прожилками пилу. На знімках телескопа «Хаббл» тут видно глобули і стовпи пилу, подібні до знаменитих Стовпів Творіння в туманності М16

8. детальне зображення ділянки сузір'я Цефея з темними туманностями LBN 468, LDN 1148, LDN 1155, LDN 1158, HH 215. Перші чотири туманності увійшли до каталогів яскравих і темних туманностей Ліндса (Lynds Bright Nebula, Lynds) пуголовок, об'єкт праворуч - об'єкт Хербіга-Аро 215

9. Група галактик у Драконі. Прекрасне тріо галактик складається з двох спіральних (NGC 5981 та NGC 5985 - ліворуч і праворуч) галактик та еліптичної NGC 5982 (у центрі). Вони дійсно фізично пов'язані один з одним і розташовуються приблизно на тій самій відстані від нас - близько 100 мільйонів світлових років. Через вельми солідну відстань інтегральний блиск кожної з цих галактик не перевищує 11-ї зв. величини. Однак на цьому чудовому знімку виявилися і більш далекі галактики.

10. Серед розсипів зірок у сузір'ї Стріли є маленька емісійна туманність Sh2-82 (об'єкт номер 82 з каталогу Шарплесса). Туманність оточена блакитною відбивною туманністю; обидві вони знаходяться позаду потужного скупчення пилу

11. М19 - далеке кульове скупчення у сузір'ї Змієносця. Вік скупчення становить майже 12 мільярдів років, воно складається з понад мільйона зірок, багато з яких вже зійшли з головної послідовності і проходять стадію червоних гігантів. Виразно видно, що форма М19 витягнута, проте на інфрачервоних знімках скупчення постає майже ідеальною кулею. Очевидно, і тут не обійшлося без міжзоряного пилуяка приховує частину М19 від наших очей.

12. Галактика Голка (вона ж NGC 4565) у сузір'ї Волосся Вероніки. Ця чудова спіральна галактика розташована до нас рубом, тому ми не спостерігаємо спіральних рукавів, зате дуже добре бачимо центральне потовщення - балдж - і прошарок міжзоряного пилу. Якби ми могли поглянути на нашу власну зіркову систему, Чумацький Шлях, то вона виглядала б, ймовірно, дуже схоже на галактику Голка. Крім NGC 4565 на знімок потрапило ще дві галактики – NGC 4562 (у лівому) верхньому кутку) і IC 3571 (маленька блакитна плямка безпосередньо під галактикою Голка).

13. Галактики М81 та М82 у сузір'ї Великої Ведмедиці. Чудова пара галактик давно є улюбленим об'єктом для багатьох любителів астрономії - вона чудово видно навіть у 50-мм біноклі. М81 відома як галактика Боде, а М82 - як галактика Сигара або галактика, що вибухає. Вивчаючи спектр галактики М82 (праворуч), астрономи ще 3-4 десятиліття тому вважали, ніби в центрі її стався грандіозний вибух, проте сучасні дослідження за допомогою найбільших телескопів пропонують інше пояснення зовнішнього вигляду галактики. Згідно з ним у М82 йдуть процеси бурхливого зіркоутворення, і зірковий вітер від тисяч молодих гарячих зірок видує газ із галактики. Спалах зіркоутворення, ймовірно, стався в результаті гравітаційної взаємодії М81 та М82. На знімок також потрапила карликова неправильна галактика Хольмберг IX, супутник галактики М81, яка видно трохи вище за неї як клаптувату хмарку

14. Темні провали на небі давно були відомі астрономам, але першим, хто взявся за їхнє вивчення, став американський астроном Едуард Барнард. У 1919 році він випустив каталог темних туманностей, до якого включив 182 подібні об'єкти. Одна з таких туманностей Барнард 174 представлена ​​на цьому знімку. Астроном описав її як вузьку туманність неправильної форми, витягнутої з північного сходу на південний захід і діаметром 19 кутових хвилин

15. Туманність Бульбашка (NGC 7635) і розсіяне скупчення М52 у сузір'ї Кассіопеї. Дивна туманність сферичної форми, на перший погляд, здається планетарною, проте насправді це не так. Бульбашка видує гаряча зірка, що знаходиться всередині нього, праворуч по центру. Потужний зірковий вітер буквально розштовхує міжзоряну речовину в різні сторони. Розміри міхура вже досягли 10 світлових років

16. У сузір'ї Великої Ведмедиці. На знімок потрапили відразу два об'єкти каталогу Месьє, які мають, щоправда, зовсім різну природу. Зліва нагорі знаходиться планетарна туманність Сова (М97), у правому нижньому кутку - спіральна галактика М108. Туманність Сова - це оболонка померлої зірки, що розширюється. Ядро зірки – гарячий білий карлику центрі туманності - нагріває оболонку своїм ультрафіолетовим випромінюваннямі змушує її перевипромінювати фотони у видимому спектрі діапазону. Відстань до М97 – 2600 св. років. Галактика М108 знаходиться в 17,5 тисячі разів далі, на відстані близько 45 мільйонів світлових років. Її маса та розміри можна порівняти з масою та розмірами Чумацького Шляху.

17. Розсіяне скупчення М7 (скупчення Птолемея). Це одне з найяскравіших розсіяних скупчень на нашому небі. Знаходиться воно у сузір'ї Скорпіона, у самій гущі Чумацького Шляху, на відстані близько 1000 світлових років від нас. Скупчення складається з 80 зірок-гігантів, загальна маса яких становить понад 700 мас Сонця. Незважаючи на те, що скупчення досить молоде (вік його становить 200 мільйонів років), найпотужніші його зірки вже значно проеволюціонували.

18. Туманність Каліфорнія (NGC 1499) у сузір'ї Персея, знята у кількох вузьких смугах спектра. Ця величезна туманність витяглася на небі на 2,5 °, що становить майже 5 дисків Місяця. Незважаючи на значні розміри, спостерігати туманність візуально неймовірно важко через її надзвичайно низьку поверхневу яскравість. Тим не менш, на фотографіях з великою експозицією її обриси виявляються досить докладно, нагадуючи зовні обриси штату Каліфорнія. Відстань до туманності – близько 1000 св. років

19. NGC 1333 - відбивна туманність у сузір'ї Персею. На цьому дивовижному за чіткістю і глибиною знімку туманність представляється густим поєднанням газових і пилових хмар, що майже не випромінюють світло. Відбите світіння має блакитний колір, до речі, з тієї ж причини, через яку є блакитний і земна атмосфера. Туманність NGC 1333 - частина молекулярної хмари Персея, яка знаходиться від нас на відстані близько 1000 світлових років. Усередині хмари знаходиться безліч дуже молодих зірок віком не більше мільйона років - фактично ровесників людства.

20. Галактика Соняшник (М63) - гарна спіральна зіркова система у сузір'ї Гончаків Псів. Галактика була відкрита в 1779 французьким астрономом П'єром Мешеном, а в середині XIX століття лорд Росс встановив її спіральну структуру. Розміри М63 становлять близько 100000 світлових років, що можна порівняти з розмірами Чумацького Шляху. Її структура надзвичайно цікава - на знімку бачимо маленьке щільне ядро ​​з безліччю коротких, сильно закручених спіральних рукавів. Але крім цього ми бачимо також продовження спіральних гілок у вигляді слабких петель, що продовжуються далеко за межі диска М63. Ймовірно, ці структури, що складаються також із зірок та газу, утворилися в результаті гравітаційної взаємодії з галактиками-сусідами.

Глава 1.

Введення в астрономію

Усередині доступної спостереженням частини Всесвіту міститься кілька десятків мільярдів великих галактик різної форми.

Газ і пил зібрані в газопилові хмари, які спостерігаються у вигляді дифузних туманностей, що світяться, і відбивних туманностей біля зірок.

Спостерігаються розсіяні та кульові зоряні скупчення.

Середня щільність речовини у Всесвіті у вигляді зірок, газу, пилу та галактик складає всього близько 1,2 × 10 –26 кг/м 3 .

Найбільш щільними об'єктами є нейтронні зірки.

Спостерігаються залишки вибухів наднових зірок, у яких речовина розлітається зі швидкістю тисячі кілометрів на секунду, у результаті утворюються релятивістські частки.

У центрі Чумацького Шляху знаходиться надмасивна темна діра.

Для вивчення найдальших небесних тіл астрономи будують гігантські телескопи, щоб розрізнити якнайменші деталі небесних тіл.

Щоб позбутися впливу атмосфери та вивчати випромінювання небесних тіл у рентгенівських, γ- та інфрачервоних променях, запускають космічні телескопи.

Структура та масштаби Всесвіту

Наука про небесних тілахотримала назву астрономія(Від давньогрецьких слів «астрон» – зірка та «номос» – закон). Вона вивчає їх видимі та дійсні рухи та закони, що визначають ці рухи; форми, розміри, маси та рельєф поверхні; природу та фізичний станнебесних тіл; взаємодія між ними, їх еволюцію - ймовірну минулу історію та майбутній розвиток. Об'єкт досліджень астрономів - весь Всесвіт загалом.

Усередині доступної спостереженням частини Всесвіту є кілька десятків мільярдів галактик. Кожна галактика містить десятки та сотні мільярдів зірок. Повне число зірок у спостерігається Всесвіту становить близько 1022.

При фотографуванні неба в самі потужні телескопивдається зафіксувати до 10 мільярдів зірок. Практично всі вони належать нашій Галактиці, якій ще в давнину дали назву Чумацький шлях.

Астрономи виміряли відстані до багатьох зірок. Відстань до найближчої до нас зірки Проксіми Центавра складає 4,2 св. р. Значення «кілька світлових років» характеризує середню відстань між зірками у Чумацькому Шляху.

Поряд із зірками та планетами, у Всесвіті є газ і пил. Маса газу та пилу в галактиках майже в сто разів менша, ніж маса, укладена у зірках

Найбільш розріджені області Всесвіту – це простір між галактиками, а найщільніші – ядра зірок. Якщо середня щільність Сонця становить близько 1400 кг/м3 майже як щільність води, то в центрі Сонця вже близько 150 000 кг/м3.

Астрономам вдалося виміряти та розрахувати температури різних небесних тіл та областей космосу. Так, найхолоднішими виявилися щільні хмари газу та пилу, видалені на великі відстанівід зірок, - у яких температура становить лише кілька Кельвінів. Саме у цих областях утворюються нові зірки.

На поверхні Сонця температура дорівнює приблизно 6000 К, а його центрі - близько 15 000 000 К. У деяких зірках температура в центрі досягає мільярдів Кельвінів. Завдяки високим температураму них протікають термоядерні реакції та утворюються всі, у тому числі важкі хімічні елементи.

Останні спостереження показали, що Всесвіт розширюється із прискоренням. За спостереженнями прискореного видалення галактик нещодавно було відкрито нову силу Всесвітнього відштовхування. Природа цієї сили поки що не зрозуміла. Крім цього, було встановлено, що основну частину Всесвіту займають темна матеріяі темна енергія а звичайна речовина складає всього кілька відсотків.

Далекі глибини Всесвіту

Сучасна астрономія націлена на вивчення найдальших областей Всесвіту та детальної структури небесних тіл. У останні десятиліттябуло побудовано кілька обсерваторій із гігантськими телескопами.

Слід зазначити південну міжнародну астрономічну обсерваторію у Чилі на висоті близько 5000 метрів. Дуже Великий телескоп, Що складається з чотирьох телескопів з діаметрами 8,2 м кожен. За допомогою комп'ютерних технологійвони можуть працювати разом як гігантський інтерферометр, з кутовою роздільною здатністю в кілька мілісекунд дуги.

Хороший астрономічний клімат в обсерваторії та чутливі інфрачервоні приймачі світла дозволив проникнути в центр Чумацького Шляху через хмари газу та пилу, які непрозорі для видимого світла, вивчити рух окремих зірок у центрі та виявити надмасивну чорну діру в ньому.

Щоб унеможливити вплив атмосфери на результати спостережень, астрономи запускають телескопи за межі земної атмосфери.

Використовуючи тривалі експозиції, вперше було отримано зображення протогалактик, перших згустків матерії, які сформувалися менш ніж через мільярд років після Великого вибуху.

В даний час у космічному просторіпрацює російська космічна обсерваторія "Радіоастрон". Телескоп рухається дуже витягнутою орбітою з апогею до 360 000 км. Радіоастрон дозволяє отримати інформацію про структуру галактичних та позагалактичних радіоджерел на кутових масштабах до 8 мікросекунд дуги (8×106”).

Зараз у космічному просторі навколо Землі обертається гама телескоп імені Фермі. Так як гама випромінювання утворюється при високоенергійних процесах, народження та анігіляції частинок та античасток, при ядерних реакціях, то телескоп дозволяє досліджувати ці процеси у небесних тілах. Багато астрономів схильні думати, що в гаммі випромінюванні себе виявляють незвичайні властивості темної матерії.

Великий розвитокздобула нейтринна астрономія. Її методами вдалося зазирнути всередину Сонця і в ядра наднових зірок, що вибухають. Абсолютно новий напрямок представляє гравітаційно-хвильова астрономія. Її перші успіхи пов'язують із прямим спостереженням гравітаційного випромінювання, яке, мабуть, утворилося при злитті двох чорних дірок.

Підведемо підсумки

ПИТАННЯ ДЛЯ ОБГОВОРЕННЯ:

Об'єкт із яким мінімальним лінійним розміром ми зможемо розрізнити в галактиці Туманність Андромеди, відстань до якої 2,5 млн св. років, за допомогою «Радіоастрона»?

Швидкість волокон у крабоподібній туманності становить 1500 км/с. Відстань до неї 6500 св. років. Через скільки років ми зможемо помітити це переміщення в телескоп з діаметром 86 м з просторовим роздільною здатністю 0,004?

Чим відрізняються дослідження в галузі астрономії від досліджень у галузі фізики та біології?

Довідник

©2015-2019 сайт
Усі права належати їх авторам. Цей сайт не претендує на авторства, а надає безкоштовне використання.
Дата створення сторінки: 2018-01-31

Всесвіт

У безмісячні ночі на небі добре видно туманну смугу Чумацького Шляху. Але це скупчення туманних мас, а безліч зірок – наша зіркова система Галактика. У Галактиці, за сучасними оцінками, близько 200 мільярдів зірок. Щоб перетнути її з кінця в кінець світловий промінь при швидкості 300 тисяч кілометрів на секунду повинен витратити близько 100 тисяч років1.

Однак, незважаючи на такі грандіозні розміри, наша Галактика лише один із безлічі подібних зіркових островів Всесвіту. Має супутників. Найбільші з них - Велика і Мала Магелланова Хмара. Разом із нашою Галактикою вони звертаються довкола загального центру мас. Наша Галактика, Магелланови Хмари та ще кілька зіркових систем, у тому числі знаменита туманність Андромеди, утворюють так звану місцеву групу Галактик.

Сучасним телескопам і радіотелескопам, а також іншим засобам астрономічних досліджень є колосальна область простору. Її радіус 10-12 мільярдів світлових років. У цій галузі розташовані мільярди галактик. Це – Метагалактика.

^ У метагалактиці, що розширюється.

Однією з найбільш приголомшливих астрономічних теорій, що з'явилася на світ у поточному столітті, безперечно, можна вважати теорію «Всесвіту, що розширюється» або, точніше кажучи, розширюється Метагалактики.

Головна ідеяцієї теорії полягає в тому, що Метагалактика виникла близько 15-20 млрд. 2 років тому в результаті грандіозного космічного вибуху компактного згустку надщільної матерії.

^ Кілька слів про те, як народилася ця теорія

Одним із найефективніших методів вивчення Всесвіту є побудова різних теоретичних моделей, тобто спрощених теоретичних схем світобудови. Тривалий час у космології вивчалися звані однорідні ізотропні моделі. Що це означає?

Уявимо, що ми розбили Всесвіт на безліч «елементарних» областей і кожна з них містить велику кількість галактик. Тоді однорідність та ізотропія означають, що властивості та поведінка Всесвіту в кожну епоху однакові у всіх досить великих областях та в усіх напрямках.

Першу модель однорідного ізотропного Всесвіту запропонував А. Ейнштейн. Вона описувала так званий стаціонарний Всесвіт, тобто такий Всесвіт, який з часом не змінюється в загальних рисах, але в якій взагалі немає будь-яких рухів досить великого масштабу.

Однак у 1922 р. талановитий ленінградський учений А. А. Фрідман показав, що рівняння Ейнштейна допускають також безліч нестаціонарних, а саме однорідних ізотропних моделей, що розширюються і стискаються. Пізніше з'ясувалося, що статична модель Ейнштейна неминуче переходить у нестаціонарну. Але це означало, що однорідний ізотропний Всесвіт обов'язково повинен або розширюватися, або стискатися.

Ще до цього американський астроном Слайфер виявив червоне усунення спектральних ліній у спектрах галактик. Подібне явище, відоме у фізиці під назвою ефекту Доплера, спостерігається в тих випадках, коли відстань між джерелом світла та приймачем збільшується.

^ Всесвіт у гамма-променях

Як відомо, протягом досить тривалого часу астрономія була суто «оптичною»1 наукою. Людина вивчала на небі те, що він бачив – спершу неозброєним оком, а потім за допомогою телескопів. З розвитком радіотехніки народилася радіоастрономія, яка значно розширила наші знання про Всесвіт. Нарешті, останніми роками внаслідок появи космічних засобівдослідження виникла можливість вивчення та інших електромагнітних вісників Всесвіту – інфрачервоних, ультрафіолетових, рентгенівських та гамма-випромінювань. Астрономія перетворилася на всехвильову науку.

Одним із нових методів дослідження космічних об'єктів є рентгенівська астрономія. Незважаючи на те, що цей метод порівняно молодий, нині Всесвіт вже неможливо уявити без тих даних, які отримані завдяки спостереженням у рентгенівському діапазоні.

Мабуть, ще більш перспективним джерелом космічної інформації є гамма-випромінювання. Справа в тому, що енергія гамма-квантів може в сотні тисяч і мільйони разів перевершувати енергію фотонів видимого світла. Для таких гамма-квантів Всесвіт практично прозорий. Вони поширюються практично прямолінійно, приходять до нас від дуже віддалених об'єктів і можуть повідомити надзвичайно цінні відомості про багато фізичних процесів, що протікають у космосі.

Особливо важливу інформаціюгамма-кванти здатні принести про надзвичайні, екстремальні стани матерії у Всесвіті, а саме такі стани цікавлять сучасних астрофізиків насамперед. Так, наприклад, гамма-випромінювання виникає при взаємодії речовини та антиречовини, а також там, де відбувається народження космічних променів – потоків високих енергій.

Головна проблема гамма-спостережень Всесвіту полягає в тому, що хоча енергія космічних гамма-квантів і дуже велика, але кількість цих квантів у навколоземному просторімізерно мало. Сучасні гамма-телескопи навіть від найяскравіших гамма-джерел реєструють приблизно один квант за кілька хвилин.

Значні труднощі виникають і тому, що первинне космічне випромінювання доводиться вивчати і натомість численних перешкод. Під дією заряджених частинок космічних променів, що приходять на Землю, – протонів та електронів, починають яскраво «світитися» в гамма-діапазоні і земна атмосфера, і конструкції космічного апарату, на борту якого встановлена ​​апаратура, що реєструє.

Як же виглядає Всесвіт у гамма-променях? Уявіть собі на хвилину, що ваші очі чутливі не до видимому світлу, а до гамма-квантів. Яка картина постала перед нами? Поглянувши на небо, ми не побачили б ні Сонця, ні звичних сузір'їв, а Чумацький Шлях виглядав би вузькою смугою, що світиться. До речі, подібний розподіл галактичного гамма-випромінювання підтвердив припущення, висловлене свого часу відомим радянським фізиком академіком В. Л. Гінзбургом про те, що космічні промені мають переважно галактичне, а не позагалактичне походження.

В даний час за допомогою гамма-телескопів, встановлених на космічних апаратах, зареєстровано кілька десятків джерел космічного гамма-випромінювання. Поки що не можна точно сказати, що вони є, – чи зірки це чи інші компактні об'єкти, чи, можливо, протяжні освіти. Є підстави припускати, що гамма-випромінювання виникає за нестаціонарних, вибухових явищ. До таких явищ відносяться, наприклад, спалахи наднових зірок. Однак при обстеженні 88 відомих залишків наднових було виявлено лише два джерела гамма-випромінювання.

^ Доля однієї гіпотези

У планети Марс є два маленькі супутники - Фобос і Деймос. Деймос звертається по орбіті, віддаленої від планети приблизно 23 тис. км, а Фобос рухається з відривом лише близько 9 тис. км від Марса. Згадаймо, що Місяць віддалений від нас на 385 тис. км., тобто. знаходиться в 40 разів далі від Землі, ніж Фобос від Марса.

Вся історія вивчення Фобоса та Деймоса сповнена дивовижних подій та захоплюючих загадок. Судіть самі: перше нагадування про наявність у Марса двох невеликих супутників з'явилося не в наукових працях, а сторінках знаменитих «Подорожів Гулівера», написаних Джонатаном Свіфтом на початку 18 століття.

По ходу подій Гулівер опиняється на леткому острові Лапуті. І місцеві астрономи розповідають йому, що їм вдалося відкрити два маленькі супутники, що обертаються навколо Марса.

Насправді ж марсіанські місяця були відкриті А.Холлом лише через півтора століття після виходу роману у світ, під час великого протистояння Марса 1877 р. і відкриті за винятково сприятливих атмосферних умовахпісля наполегливих багатоденних спостережень, на межі можливостей інструменту та людських очей.

Тепер можна лише гадати, що спонукало Свіфта передбачити існування двох супутників Марса. Принаймні не телескопічні спостереження. Швидше за все, Свіфт припускав, що кількість супутників у планет має зростати в міру віддалення від Сонця. У той час було відомо, що у Венери супутників немає, навколо Землі звертається один супутник – Місяць, а навколо Юпітера – чотири, вони були відкриті Галілеєм у 1610 р. Виходило «очевидна» геометрична прогресія, в яку на вільне місце, що відповідає Марсу, здавалося, сама собою просилася двійка.

Втім, Свіфт передбачив як існування Фобоса і Деймоса, а й те, що радіус орбіти найближчого супутника Марса дорівнює трьом діаметром планети, а зовнішнього – п'яти. Три діаметри - це близько 20 тисяч кілометрів. Приблизно такій відстані розташована орбіта Деймоса. Щоправда, не внутрішнього супутника, як стверджував Свіфт, а зовнішнього – але однаково збіг вражає. Зрозуміло, саме збіг

Вкотре черговий раз увага до марсіанських місяців була привернена у другій половині поточного століття. Порівнюючи результати спостережень, проведених у різні рокиАстрономи дійшли висновку, що найближчий супутник Марса Фобос відчуває гальмування, завдяки якому поступово наближається до поверхні планети. Явище виглядало загадково. У всякому разі, ніякими ефектами небесної механіки гальмування, що спостерігається, пояснити не вдалося.

^ Чорні дірки у всесвіті

В останні роки велику популярність в астрофізиці набула гіпотеза так званих чорних дірок.

Двадцяте століття принесло з собою цілу низку дивовижних відкриттів у фізиці та астрономії. Йде своєрідна ланцюгова реакція: виявляються дивовижні явища, які подальше вивчення і осмислення призводить до відкриття явищ, ще більше разючих. Такий закономірний шлях розвитку природознавства.

Один із найдивовижніших, щоправда, поки що «теоретичних» космічних об'єктів, який останніми роками привертає особливу увагу фізиків та астрофізиків, – чорні дірки. Одна назва чого варта: дірки у Всесвіті та ще й чорні!

Згідно загальної теоріївідносності Ейнштейна, сили тяжіння безпосередньо пов'язані з властивостями простору. Будь-яке тіло непросто існує у просторі саме собою, але визначає його геометрію. Якось заповзятливий репортер звернувся до Ейнштейна з проханням викласти суть його теорії в одній фразі і так, щоб це було зрозуміло широкому загалу. «Раніше вважали, – відповів на це Ейнштейн, – що якби з Всесвіту зникла вся матерія, то простір і час зберігся б; теорія відносності стверджує, що з матерією зникли б також простір і час».

Будь-які маси викривляють навколишній простір. У повсякденному житті ми цієї викривлення практично не відчуваємо, оскільки нам зазвичай доводиться мати справу з порівняно невеликими масами. Однак у дуже сильних поляхтяжіння цей ефект може набувати істотного значення.

За останні роки у Всесвіті виявлено цілу низку явищ, які свідчать про можливість концентрації величезних мас у порівняно невеликих областях простору.

Якщо деяка маса речовини виявиться в малому обсязі, критичному для цієї маси, то під дією власного тяжіння ця речовина починає стискатися. Настає своєрідна гравітаційна катастрофа. гравітаційний колапс.

1 Ці дані отримані

2 Це основна ідея

1 Це відомо далеко не всім

Заглядаючи в далекі глибини молодого всесвіту, астрономи намагаються зрозуміти, як запалювалися перші зірки.

Народження першої зірки

Ще років двадцять тому була відома лише жменька галактик старша за сім мільярдів років (цей поріг відповідає космологічному червоному зміщенню, що перевищує одиницю). Деякі вчені навіть відкрито сумнівалися, що такі давні зоряні скупчення дійсно існують у значних кількостях. Усунення цієї помилки допоміг випадок. У 1995 році керівник наукових програм космічного телескопа «Хаббл» Роберт Вільямс попросив у кількох авторитетних астрономів ради, як найкраще використати ту частку обсерваційного часу, якою він розпоряджався на власний розсуд. Годинник гарячих суперечок ні до чого не спричинив — кожен учасник зустрічі відчайдушно боровся за власну програму. І тоді хтось запропонував просто направити телескоп у будь-яку точку небесної сфериі «просвердлити там дірку максимальної глибини»(саме у таких висловлюваннях).

Ця ідея виявилася надзвичайно плідною. В рамках нового проекту HDF (The Hubble Deep Field) орбітальна обсерваторіябільше десяти діб спостерігала ділянка небесної сфери площею 5,25 квадратної кутової хвилини. В результаті було виявлено кілька тисяч наддалеких галактик, частина яких (з червоним усуненням близько 6) виникла лише через мільярд років після Великого вибуху. Стало цілком ясно, що процес виникнення зірок і зоряних скупчень йшов повним ходом, коли Всесвіт був у 20 разів молодший за свій нинішній вік. Подальші спостереження у рамках проектів HDF-South та Great Observatories Origins Deep Survey лише підтвердили ці висновки. А в січні 2011 року астрономи з Нідерландів, США та Швейцарії повідомили про ймовірну ідентифікацію галактики з більш ніж десятикратним червоним усуненням, що виникла не пізніше 480 млн років після Великого вибуху. Можна сподіватися, що вже у нинішньому десятилітті космічні та наземні телескопивідловлять зоряне світло з двадцятикратним червоним усуненням, яке пішло в космос, коли Всесвіту було не більше 300 млн років.

Окремі зірки першого покоління, на відміну складених із них галактик, ще виявлено. Це і зрозуміло — їхнє випромінювання досягає Землі у вигляді дуже слабких потоків фотонів, відсунутих червоним зміщенням у далеку інфрачервону зону. Однак за кілька сотень мільйонів років з моменту свого народження ці світила (їх також називають зірками популяції III) так вплинули на склад міжгалактичної речовини, що зміни помічають навіть сучасні телескопи. З іншого боку, теоретики непогано розуміються на процесах, які понад 13 млрд років тому вперше запустили процес народження зірок і зоряних скупчень.

Астрономам відомі зовсім нові суперсвітила. Пальма першості належить зірці R136a1, відкритій у 2010 році. Вона віддалена від Землі на якісь 160 000 світлових років. Зараз вона тягне на 265 сонячних мас, хоча при народженні мала масу 320 сонячних. R136a1 близько мільйона років, але вона викидає речовину в простір з такою силою, що за цей час схудла на 17%! Оскільки перші зірки з'являлися на світ з масою того ж порядку, можна припустити, що вони так само інтенсивно втрачали матерію. Однак із висновками поспішати не варто. Генерація зоряного вітру відбувається за значної участі елементів важче гелію, які перші зірки не мали, тому питання залишається відкритим.

Хмари-попередники

Зірки утворюються з дифузної космічної матерії, що згустилася під дією сил гравітації. Загалом цей механізм був зрозумілий ще Ньютону, що слідує за датованого 1961 роком листа, адресованого філологу Річарду Бентлі. Зрозуміло, сучасна наукасильно збагатила ньютонівське пояснення. На початку минулого століття британський астрофізик Джеймс Джинс довів, що газова хмара колапсує лише в тому випадку, якщо її маса перевищує певну межу. Коли газ стягується до центру хмари, зростає його тиск та виникають звукові хвилі, що поширюються на периферії. Якщо їх швидкість менша за швидкість гравітаційного стягування газу, хмара продовжує колапсувати, збільшуючи щільність речовини в центральній зоні. Оскільки швидкість звуку пропорційна квадратного коренятемператури, а темп гравітаційного стиску зростає разом з масою, газова хмара колапсує тим легше, чим вона холодніша і важча.

За часів юного Всесвіту у віці кількох десятків мільйонів років космічний газ складався з водню (76% маси) та гелію (24%), що утворилися за кілька хвилин після Великого вибуху (плюс зовсім небагато літію). Його температура не дуже відрізнялася від температури реліктового мікрохвильового випромінювання, яка на той час становила близько 100К. Простір був заповнений і темною матерією, щільність якої тоді була досить висока (зараз через розширення Всесвіту вона в десятки разів менша). Темна матерія, як і звичайна, служить джерелом тяжіння і тому робить внесок у повну гравітаційну масу газових хмар. У умовах маса Джинса становить приблизно 105 сонячних мас. Це і є нижня межа повної маси скупчень звичайної (баріонної) і темної матеріїз яких могли народитися перші зірки. Для розмаїття слід зазначити, що зірки нашої Галактики, зокрема й Сонце, з'явилися світ без жодної допомоги темної матерії.

У космології існують чотири основні шкали відстаней, засновані на яскравості об'єктів (Luminosity Distance, DL), кутових розмірах(Angular Diameter Distance, DA), часу проходження світла (Light Travel Time Distance, DT), а також супутня шкала (Comoving Distance, DC). Для відстаней менше 2 млрд світлових років ці шкали практично збігаються. DL: у Всесвіті, що розширюється, далекі галактики виглядають набагато тьмянішими, ніж у стаціонарній, тому що фотони відчувають червоне зміщення і «розмазуються» по більшому простору. DA: ми бачимо галактики на краю видимого Всесвіту так, як вони виглядали 13 млрд. років тому. Але коли світло від них почало свій шлях до нас, вони були не тільки молодші, а й набагато ближче. Тому далекі галактики виглядають значно більшими, ніж можна було б очікувати. DC: супутня шкала розширюється разом з нашим Всесвітом. Вона вказує, де знаходяться далекі об'єкти в даний момент (а ми бачимо Всесвіт молодший). За цією шкалою межа видимого Всесвіту знаходиться приблизно 47 млрд. світлових років від нас. DT: ця шкала заснована на часі проходження світла від далеких галактик до земного спостерігача. Саме цю шкалу найчастіше використовують астрономи, оскільки одночасно показує і відстань, і вік далеких галактик.

Темний початок

Роль темної матерії у запуску процесу зіркоутворення винятково важлива. Іонізований воднево-гелієвий газ, що заповнював простір аж до епохи виникнення нейтральних атомів(близько 400 000 років після Великого вибуху), був настільки «згладжений» взаємодією з реліктовим електромагнітним випромінюванням, що його щільність була практично однакова. Якби ще й чорна матерія поступово розподілялася по космічному простору, то локальним газовим згусткам просто ні звідки було б взятися, і зореутворення ніколи б не почалося. Цьому завадили флуктуації квантових полів, що породили частинки темної матерії перші миті після Великого вибуху. Оскільки вона не була схильна до нівелюючої дії реліктової радіації, її щільність подекуди дещо перевищувала середні значення. Ці максимуми щільності створювали гравітаційні «колодязі», де збиралися частки газу. Темна матерія як забезпечувала формування первинних газових хмар, а й впливала з їхньої наступний колапс. Вона створювала гравітаційні конверти, всередині яких звичайний газ закручувався приливними силами і перетворювався на тонкий диск, що обертається. Так формувалися протогалактики, оточені оболонками (гало) із темної матерії. Локальні ущільнення всередині диска давали початок окремим зіркам.

Але це ще не повна картина. Оскільки газ, що ущільнюється, нагрівається, його тиск зростає і протидіє подальшому колапсу. Щоб колапс не припинився, газ має охолонути. Для зірок, що формувалися у нашій Галактиці, зокрема й у Сонця, це становило проблеми. В ті часи космічне середовищевже містила частинки пилу та окремі багатоелектронні атоми (скажімо, азоту, вуглецю та кисню). При зіткненнях вони легко випромінювали фотони і втрачали енергію, внаслідок чого температура газового середовища впала до 10-20 К. У первинних хмар такого виходу не було і вони могли втрачати температуру лише за рахунок випромінювання атомарного і молекулярного водню. Але атомарний водень служить ефективним охолоджувачем лише при нагріванні понад 10 000 К, а первинні хмари були набагато холоднішими. Процес зореутворення рятували двоатомні молекули водню, що втрачають енергію вже за кількох сотень кельвінів. Ймовірно, вони виникли завдяки зіткненням атомів водню з вільними електронами, яких у космічному просторі цілком вистачало (електрони лише каталізували цю реакцію і тому не витрачалися).

Коли спалахнули перші зірки, не знає ніхто, але деякі фахівці вважають, що це могло статися лише через 30 млн років після Великого вибуху. Не виключено, що в майбутньому цю дату переглянуть, проте є всі підстави стверджувати, що у віці 100 млн років Всесвіт вже мав зіркові популяції.

Зірки-піонери були закінченими егоїстами. Вони заливали навколишній простір жорстким ультрафіолетом, що легко руйнує молекули водню, і тим самим перешкоджали виникненню нових зірок. Однак своїм випромінюванням (особливо рентгеном) вони постійно підігрівали навколишній простір. Тому космічний газ поступово прогрівся до температур, за яких на холодильну вахту заступив атомарний водень, і процес зіркоутворення відновився. Більш того, цей процес посилився, оскільки атомарний водень при температурах понад 10 000 К випромінює більше енергії, ніж молекулярний. Друга стадія інтенсивного формування зірок популяції III мала місце всередині ранніх галактик, які були ще дуже дрібними (по сучасної класифікації- Карликовими).

Ера світив

Дозоряна всесвіт не відрізнялася складністю. Її стан описує лише кілька космологічних параметрів, зокрема щільність різних форм матерії та температура реліктового випромінювання. Новонароджені зірки одночасно виконували роль потужних джерелелектромагнітних хвиль та фабрик хімічних елементів. Хоча життєвий термін перших світил був недовгим, вони якісно змінили космічне середовище.

Знаменита картинка Hubble Deep Field (HDF). Вона зібрана з 342 окремих знімків, зроблених камерою WFPC2 протягом десяти днів з 18 по 28 грудня 1995 року. На цій невеликій ділянці неба астрономи з подивом виявили понад 1500 галактик у різних стадіях еволюції.

Перші зірки спалахували в зоні підвищеної густини газових частинок, що утворилися в ході гравітаційного колапсу хмар баріонної та темної матерії з масою близько 105-106 сонячних мас. Звичайно, існують різні сценарії зіркоутворення (їх можна обрахувати на суперкомп'ютері, хоча і не повністю), але в цілому всі моделі сходяться в тому, що в ході фрагментації первинних хмар усередині гало з темної матерії формувалися згустки газу, що тягнуться на кілька сотень сонячних мас. Ця величина відповідає масі Джинсу для температури близько 500 К і щільності газу близько 10 000 частинок на 1 см³. Тому незабаром після формування газові згустки втрачали стійкість і зазнавали гравітаційного колапсу. Їхня температура зростала дуже помірно завдяки охолодній дії молекулярного водню. Зрештою, вони перетворювалися на акреційні диски, в яких і народилися перші зірки.

До недавнього часу вважали, що колапсуючий потік із подібними параметрами більше не розпадається і стає родоначальником єдиної зірки. Обчислення, засновані на оцінці темпів акреції газу до центру диска, показують, що маса таких зірок не могла бути більшою за 1000 сонячних мас. Це теоретична верхня межаі поки не ясно, чи дійсно існували подібні надгіганти. Згідно з консервативними оцінками, зірки першого покоління не були важчими за 300, максимум 500 сонячних мас. Нижня межа маси цих зірок визначається тим, що молекулярний воденьздатний знизити температуру хмари лише до 200 К, і тому зірка, що не дотягує до 30 мас Сонця, просто не може народитися. Оскільки первинні хмари фрагментувалися на безліч локальних згущень, перші зірки, швидше за все, виникали серіями чисельністю сотні, тисячі (а то й більше) світил. Звичайно, це були ще не галактики (ті сформувалися пізніше), але все-таки цілком значні зіркові спільноти.

Перші зірки назавжди змінили склад міжгалактичного середовища. Вони практично знищили молекулярний водень, повністю іонізували атомарний водень і запустили синтез елементів важче гелію і літію, які до того в природі ще не існували. Зіркове населення тієї далекої епохи загинуло в ранній юності, але залишило по собі оновлений космос, у якому виникли умови для формування великих галактик та зірок із планетними системами. Одна з таких зірок красується на нашому небосхилі.

Зірки у сотні сонячних мас відрізнялися яскравістю та величиною. Їхня поверхня була розігріта до 100 000 К (атмосфера нашого Сонця в 17 разів холодніша). Типовий радіус такої зірки становив 4-6 млн км проти 700 000 км у Сонця, а світність перевершувала сонячну у мільйони разів. Їхнє існування було дуже коротким, максимум 2-3млн років, і завершували вони його неоднаково. Зірки, які з'являлися на світ з масою 140-260 сонячних, наприкінці життя згоріли без залишку в надпотужних термоядерних вибухах, вивільняючи енергію близько 1053 ерг. Світила більшої та меншої маси колапсували у чорні дірки. А ось нейтронних зірок вони після себе не залишили-це доля світил з початковою масою 12-20 (максимум 30) сонячних мас, час яких тоді ще не настав. Звичайно, все сказане вище — теоретичні сценарії, адже перших зірок ніхто ніколи не спостерігав. Однак деякі з них у момент загибелі породили найпотужніші гамма-сплески, майже доступні для сучасної апаратури. У 2009 році було помічено сплеск, датований 630 млн років життя Всесвіту, а реєстрація ще більш ранніх сплесків вже не за горами.

Зовсім недавно виникли сумніви щодо правомірності моделі ізольованого виникнення перших зірок. У лютому 2011 року астрофізики з ФРН та США опублікували в журналі Science результати комп'ютерного моделювання динаміки акреційних дисків, які започаткували перші зірки. Аналіз показав, що такі диски, швидше за все, розпадалися на фрагменти, і перші зірки з'являлися на світ не поодинці, а парами, трійками і навіть більшими групами.

А чи не сталося так, що окремі зіркові ембріони під впливом тяжіння своїх сусідів вилітали за межі диска ще до того, як набрали величезну масу? У цьому випадку серед зірок третьої популяції могли виявитися і досить легкі світила, здатні протягти мільярди років і навіть дожити до нашого часу. Однак, як пояснив «ПМ» професор Техаського університету в Остіні Фолькер Бромм, поки що вдалося простежити лише початковий етап еволюції акреційного диска протягом кількох сотень років: «Швидше за все перші зірки, що навіть з'явилися на світ групою, таки доростали як мінімум до декількох десятків сонячних мас, як і вважалося раніше. Так що гіпотетична поява в ту епоху світила з помірною масою - всього лише логічна можливість».

Від суперзірок до гіпердирів

Чорні дірки, які залишили після себе перші зірки, були, принаймні, легшими за них самих і навряд чи мали понад сотню сонячних мас. Однак результати аналізу випромінювання стародавніх квазарів дозволяють стверджувати, що через 800-900 млн років після Великого вибуху у Всесвіті вже були чорні дірки в мільярд разів важчі за Сонце. Як могли виникнути подібні гіганти за такий короткий час? «На перший погляд у цьому немає жодної загадки, — каже Абрахам Льоб, професор астрономії Гарвардського університетута автор нещодавно опублікованої монографії про перші зірки. — Якщо постійно щедро постачати діру речовиною, з часом її маса збільшуватиметься за експонентом, подібно до колонії бактерій у багатому поживному середовищі. На такому режимі за кілька сотень мільйонів років діра, яка почала з сотні сонячних мас, спокійно дістанеться мільярда. Однак річ у тому, що гіпотеза стабільного підживлення чорної діри акретуючим газом не відповідає дійсності. Обчислення показали, що така акреція переривається з низки причин. Так, при злитті галактик чорні дірки утворюють подвійні системи, що випромінюють потужні гравітаційні хвилі, які буквально вимивають газ із навколишнього простору. А відсутність безперервного підживлення експоненційного зростання просто не буде. Однак є й інша нагода. Результати цього ж комп'ютерного моделювання показують, що всередині перших карликових галактик, які точно існували через 500 млн років після Великого вибуху, могли сформуватися справжні зірки-виконання. Молекул водню в просторі тоді вже не залишилося, а середовище з атомарного водню не могло знизити температуру менше 10 000 К. Однак ці галактики все ж мали солідний об'єм і за допомогою темної матерії захоплювали набагато більше газу, ніж хмари, що започаткували перші зірки. У цій ситуації можливий сценарій, відповідно до якого гарячий газ, що колапсує, не розпадається на численні згустки, а дуже швидко, без попереднього формування акреційних дисків, породжує одиночні та парні зірки в кілька мільйонів сонячних мас. Після них могли залишитися чорні діри-мільйонники, які мають реальний шанс тисячократного зростання протягом наступних 300-400 млн років. Це вирішує загадку ранньої появи надмасивних чорних дірок — поки що, природно, лише теоретично».