Почему зажглись первые звёзды?
Мы все состоим из вещества, рождённого в недрах взорвавшихся звёзд. Не было бы их, не было бы ни углерода, ни кислорода, ни тем более железа. Не было бы ни одного химического элемента тяжелее гелия. Но что заставило зажечься первые звёзды? Оказывается, двумя важнейшими героями их истории являются тёмное вещество и молекулярный водород. Попробую объяснить, почему.
Тёмное вещество
Всё вещество во Вселенной состоит из того, которое мы видим в виде звёзд или межзвёздного газа - его ещё называют барионным или обычным веществом, - и вещества, невидимого для нас, о существовании которого мы догадываемся только по его гравитационному влиянию на движение звёзд и галактик. Современная оценка показывает, что это загадочное тёмное вещество составляет 84 % всей массы вещества во Вселенной.
И тёмное, и обычное вещество, по всей видимости, было во Вселенной всегда, с момента Большого взрыва. При её расширении и охлаждении частицы обычного вещества, электроны, нейтроны и протоны, сливались воедино и образовывали ядра и атомы. Однако в первые секунды существования Вселенной такие ядра существовали считанные мгновения: пространство было заполнено интенсивным гамма-излучением, которое легко разрушало любые ядра. Через десяток секунд, правда, температура упала до каких-то триллионов градусов, что хотя и многовато для комфортного существования нашего вида, достаточно прохладно, чтобы сохраниться ядрам гелия. Начался первичный нуклеосинтез.
Продолжался он около 20 минут. После чего температура Вселенной стала слишком низкой для того, чтобы поддерживать термоядерное горение и синтез новых ядер. В результате Вселенная оказалась состоящей на 76 % из водорода и на 24 % из гелия, а кроме того содержала незначительное количество лития. Всё это было ионизированным, поскольку температура всё ещё была слишком велика для образования атомов. Такой состав сохранялся до тех пор, пока не образовались первые звёзды, в недрах которых запустился процесс дальнейшего нуклеосинтеза.
Но звёзды не могут возникнуть просто так. Их предтечей являются облака, которые образуются в результате самогравитации в областях, где плотность газа чуть выше, чем в остальной Вселенной. Вопрос в том, почему Вселенная оказалась так сильно неоднородна, что количество образовавшихся звёзд было велико?
Когда мы смотрим на современное ночное небо, мы с помощью наших приборов видим, что оно пронизано реликтовым микроволновым фоном, который возник около 13,5 млрд лет назад, всего через 377 000 лет после Большого взрыва. Этот фон словно отпечаток Вселенной того времени: как если бы мы смотрели на фото 81-летнего старика, сделанное через сутки после его рождения.
Температура Вселенной в тот момент составляла уже всего 3000 градусов, это та температура, при которой появляется возможность электронам и ядрам образовать атомы, что привело к исчезновению плазмы, а свет, наконец, получил возможность распространяться свободно. Так он с тех пор и летит, образуя микроволновой фон, пронизывающий всю Вселенную.
Так вот, проблема в том, что этот снимок ранней Вселенной оказался слишком гладким. Если судить по нему, то неоднородности в ней были настолько малы, что газовые облака просто не смогли бы образоваться так быстро, и звёзды не зажглись бы до сих пор.
Именно здесь и оказывается важна роль тёмного вещества. Высокая однородность Вселенной связана с её высокой температурой и, как следствие, её высокой светимостью. Испускание большого количества света приводило к быстрому остыванию чуть более горячих участков, а его поглощение - к нагреву чуть более холодных, в результате и достигалась высокая степень однородности. Но тёмное вещество не взаимодействует со светом! А следовательно, оно было более неоднородным. И там, где тёмного вещества было чуть больше, гравитация была чуть сильнее и стягивала туда всё вещество: и тёмное, и обычное. Именно в этих областях образовались первые звёзды.
Молекулярный водород
Итак, во Вселенной, которая уже стала нейтральной, газ начал стягиваться в облака в тех местах, где тёмного вещества было чуть больше. Потенциальная энергия гравитационного взаимодействия преобразовывалась в кинетическую энергию частиц, и газ разогревался до высоких температур. Где-то через полмиллиарада лет после возникновения Вселенной температура этих газовых облаков достигла 1000 градусов.
Но одной температуры для возникновения звезды недостаточно. Нужна ещё и высокая плотность газа. Но если частицы газы двигаются слишком быстро, то нужную плотность можно и не достичь. Одним из механизмов остывания частиц горячего газа было испускание излучения во Вселенную, которая на тот момент уже остыла ниже 100 Кельвинов.
Но атомы не могут остыть сами по себе. На самом деле, они могут лишь обмениваться энергией между собой: если один атом потеряет часть своей энергии, её приобретёт другой атом, и температура не изменится. Для эффективного охлаждения нужен своеобразный катализатор.
Таким катализатором стал молекулярный водород: то есть молекулы водорода, образованные из двух атомов водорода. В то время как атомы это точечные объекты, молекулы представляют собой своеобразные гантельки, которые могут вращаться вокруг своей оси. Такая гантелька при столкновении с другим атомом начинала быстро вращаться, а затем испускала фотон небольшой энергии, который уже свободно покидал горячий газ. У отдельных атомов возможности испускать фотоны такой низкой энергии не было.
Но откуда в горячем газе ранней Вселенной вдруг возникли молекулы водорода? Оказывается, что уже тогда могли идти многие химические реакции. Наиболее сложные современные модели учитывают до 500 различных реакций! К счастью, нам будет достаточно рассмотреть только две наиболее важных из них.
Первую химики назвали реакцией ассоциативного отчуждения. Изначально большая часть атомарного водорода в облаке находилась в нейтральном состоянии с одним электроном на орбите и одним протоном в ядре. Однако небольшая часть атомов случайным образом захватила два электрона на свою орбиту и образовала отрицательно заряженные ионы водорода. Такие ионы могут вступить в реакцию с нейтральным водородом, потерять (отчуждить) лишний электрон и образовать молекулу водорода:
H + H⁻ → H₂ + e⁻
В результате ассоциативного отчуждения около 0,01 % атомарного водорода превращается в молекулы водорода, но этого уже достаточно, чтобы запустить процесс эффективного охлаждения газовых облаков.
В охлаждённых облаках на первые роли выходит вторая важная реакция, называемая трёхчастичной ассоциацией:
H + H + H → H₂ + H
Если три атома водорода сталкиваются одновременно, два их них могут образовать молекулу водорода, отдав лишнюю энергию третьему атому. Эта реакция в конце концов превращает в молекулярный водород всё облако, что и приводит в результате к охлаждению газа до температуры достаточной для образования звезды.
Звёзды
Правда, детально как именно в плотном холодном газовом облаке зажигается термоядерная реакция и собственно возникает звезда, непонято до сих пор. Сложность этого процесса в десятки раз превосходит сложность тех процессов, который мы рассмотрели в этой статьей. С его моделированием не справляются даже самые мощные современные суперкомпьютеры. Главная проблема - последние 10 000 лет эволюции газового облака. Первые 200 млн лет моделируются за 12 часов массивных параллельных вычислений, но когда плотность газа возрастает до звёздной структура облака начинает меняться всё быстрее и быстрее, поэтому если начальные стадии можно моделировать с шагом в 100 000 лет или около того, то для последних 10 000 лет требуется делать шаг не длиннее нескольких суток! Подобный расчёт занял бы более года даже на самой быстрой из существующих машин. А на моделирование всех возможных параметров звёзд не хватит и человеческой жизни. По этой причине мы и не знаем до сих пор, например, как были распределены первичные звёзды по массам, а поскольку именно масса звезды определяет её температуру и количество различных элементов, которое образуется в её недрах, то следовательно, мы не знаем и химический состав Вселенной после эпохи первичных звёзд. И у нас только одна надежда: закон Мура.
Источник: Daniel Wolf Savin. Before There Were Stars // Nautilus
