Моделирование, выполненное американскими и японскими астрофизиками, показало, что масса звёзд молодой Вселенной, которые обогащали её тяжёлыми элементами, измерялась не сотнями, а десятками солнечных.

Астрофизики из США и Японии смоделировали образование первых звёзд Вселенной и выяснили, что их масса сильно уступает оценочным значениям, опубликованным ранее.

Согласно современным теориям, звёзды первого поколения (популяции III) формировались через несколько сотен миллионов лет после Большого взрыва. Эти светила стали древнейшими источниками излучения и сыграли важную роль в космологической эволюции, запустив реионизацию. Кроме того, они обогащали Вселенную металлами (элементами тяжелее гелия), создав условия для развития следующих поколений звёзд.

Рост популяции III начинается с небольших протозвёзд массой в ~5•10^–3 солнечной. Конечная же масса звезды зависит от интенсивности и длительности аккреции и, как доказывали ранние исследования, может достигать тысячи солнечных. Через некоторое время эта оценка была снижена до нескольких сотен масс Солнца.

Основной причиной того, что звёзды популяции III вырастали до огромных размеров, было как раз отсутствие пыли и металлов, которые помогают охлаждать газ в «современных» областях звездообразования (скажем, гигантских молекулярных облаках в Млечном Пути). При расчётах недостаточное охлаждение вызывало увеличение интенсивности аккреции, а вместе с ней росла и конечная масса.

Промежуточный (с момента образования протозвезды прошло 30 000 лет) результат моделирования формирующегося светила популяции III. На видео ниже процесс роста этой же звезды показан в развитии. (Иллюстрация НАСА / JPL-Caltech / Kyoto Univ.)

В своей работе американские и японские учёные постарались как можно тщательнее смоделировать эффект обратной связи — влияние ультрафиолетового излучения протозвезды на окружающий её газ. Вычисления по уточнённой схеме показали, что вещество вблизи молодой звезды нагревается сильнее, чем ожидалось: его температура доходила до 50 000 К. Столь горячий газ расширяется и покидает область формирования, вследствие чего рост светила, модельный вариант которого набрал массу «всего» в 43 солнечных, останавливается. «Как видим, несколько сотен солнечных масс — это тоже завышенная оценка, — резюмирует руководитель исследования Такаши Хосокава (Takashi Hosokawa) из Киотского университета. — Здесь нужно говорить скорее о нескольких десятках».

Если этот вывод верен, учёные смогут объяснить наблюдаемый недостаток сверхновых типа PISN (pair-instability supernova), в недрах предшественников которых при взаимодействии жёстких гамма-квантов образуются электрон-позитронные пары. Поскольку часть гамма-квантов теряется, лучевое давление, которое противодействовало гравитационному сжатию звезды и удерживало её в состоянии гидростатического равновесия, падает, и внешние слои светила устремляются к его центру. Этот процесс разогревает звёздные недра до такой степени, что в них начинаются реакции термоядерного синтеза натрия, магния, кремния и ряда других элементов, идущие с интенсивным выделением энергии. В результате давление в ядре лавинообразно нарастает, и оно взрывается, разрушая звезду изнутри.

Старые звёзды гало Млечного Пути, имеющие низкую металличность, должны нести на себе «отпечатки» характерного для PISN нуклеосинтеза, но обнаружить экспериментальные свидетельства этого астрофизикам не удавалось. В новой модели несоответствие легко устраняется за счёт снижения частоты вспышек PISN: масса их предшественников попадает в диапазон от 140 до 260 солнечных, то есть заметно превосходит уточнённую массу большей части звёзд популяции III.

Полная версия отчёта опубликована в журнале Science.

Подготовлено по материалам Лаборатории реактивного движения.

Нет комментариев.

Только зарегистрированные пользователи могут оставлять комментарии. Войдите или зарегистрируйтесь пожалуйста.