Два добре обґрунтованих методи оцінки розміру найперших світил у нашому Всесвіті дають оцінки з розкидом на порядки. Ця проблема турбувала астрофізиків останні два десятиліття, і пояснити її без ускладнення космологічних теорій здавалося неможливим. Однак тайванські вчені за допомогою американського суперкомп’ютера знайшли порівняно просте рішення – додати в симуляцію початкового газу Всесвіту трохи надзвукової турбулентності.
Найперші зірки у всесвіті були в сотні разів масивнішими за Сонце. На ілюстрації – порівняння розмірів великої зірки третього населення з відомими зірками першого населення (Сіріус B, Проксима Центавра, Глізе 229B, Сонце і Альдебаран) / © Merrill Sherman, Quanta Magazine
Усі зірки діляться на три покоління, або населення. Наймолодше – перше, до нього належить і наше Сонце. Зірки першого населення зародилися в газопилових хмарах, які з’явилися внаслідок перетворення зірок другого населення на наднові. Ті, своєю чергою, сформувалися з продуктів смерті зірок третього населення. Що молодше покоління зірки, то більше в ній металів в астрофізичному сенсі, тобто хімічних елементів, важчих за водень і гелій.
Первинний нуклеосинтез Великого вибуху породив тільки водень із гелієм (а ще гомеопатичні кількості дейтерію, гелію-3 і літію-7). Зірки третього населення у своїх ядрах виробили трохи вуглецю (і перші чотири періоди таблиці Менделєєва), що дозволило вже другому населенню запустити нуклеосинтез у себе всередині “на повну котушку”. Переважну більшість хімічних елементів періодичної таблиці, крім водню і рукотворних елементів, виробили саме наднові зорі другого населення, які вибухають, і представники першого населення, які найшвидше горять.
Найдавніші зірки, які вдалося зафіксувати людськими телескопами, – екстремально бідні металами (EMP/XMP) світила другого населення, найперші представники свого покоління. Вони з’явилися приблизно 13 мільярдів років тому, тобто менш ніж через мільярд років після Великого вибуху. Зірок третього населення ми поки що не змогли спостерігати – надто давно і швидко вони згорали: їхнє світло якщо і доходить до Землі, то неймовірно слабке для наявних телескопів.
Ми знаємо, що зірки третього населення не мали металів у своєму складі, а отже, були величезними і горіли дуже швидко. Саме метали (точніше, вуглець) дають змогу зіркам другого і першого населень бути порівняно компактними і підтримувати термоядерну реакцію у своїх надрах мільярди років. Найдавніші світила на їхньому тлі зникали буквально за мить: середній час існування зірки третього населення не перевищував мільйона років. Але наскільки великими вони були – питання відкрите.
Зліва: космологічна структура в ранньому всесвіті (200 мільйонів років після Великого вибуху), сірим показано темну матерію, яскраві крапки – зірки різної маси, що формуються в гало темної матерії. Справа: рух первинного газу в гравітаційні колодязі, що формуються в гало темної матерії / © Ke-Jung Chen, ASIAA
Симуляції умов у ранньому Всесвіті дають оцінку маси типової зірки третього населення в 100 сонячних. При цьому розкид розмірів – від 50 до 1000 сонячних мас. Тоді як аналіз складу відомих зірок другого населення, екстремально бідних на метали, дає зовсім інші показники. Вони утворилися в хмарах газу і пилу, які залишилися після смерті зірок масою від 12 до 60 сонячних мас. Ця неприємна розбіжність між теорією і непрямими даними спостережень потребує вирішення вже два десятиліття.
Астрофізики Чінг-Яо Танг (Ching-Yao Tang) і Ке-Джун Чен (Ke-Jung Chen) з Інституту астрономії та астрофізики Академії Сініка (ASIAA, Тайвань) запропонували новий підхід до моделювання, що пояснює парадокс. Результати їхніх розрахунків і докладний опис розробленої методики опубліковані в рецензованому журналі Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Раніше хмари первинного газу моделювали з урахуванням дозвукової турбулентності. Тайванські вчені дійшли висновку, що в цьому і полягає помилка: вони використовували більш деталізовану модель для розрахунків і надзвукову турбулентність. Отримана картина того, що відбувається в молодому Всесвіті, стала набагато краще узгоджуватися з даними спостережень відомих XMP. У загальних рисах процес виглядає наступним чином.
Гало темної матерії, що виникли через гравітаційні неоднорідності в ранньому Всесвіті, захоплювали за собою первинний газ. Його потоки не відразу збиралися в однорідні щільні хмари, як це відбувалося в більш ранніх симуляціях. Замість цього в них виникала турбулентність, яка розривала потік на кілька частин. У результаті утворювалося кілька “грудок” масою від 22 до 175 сонячних. А вже всередині них через нетривалий час формувалися перші зірки масою від восьми до 58 Сонць.
Ба більше, дослідники показали, що можуть відтворити результати більш ранніх моделей, не змінюючи основних параметрів своєї симуляції. Для цього достатньо лише знизити роздільну здатність розрахунків турбулентності або зробити її дозвуковою.
Таким чином, нова робота не суперечить попереднім у фундаментальних питаннях, але відкриває нові горизонти для детального вивчення умов у ранньому Всесвіті. Щоправда, щоб обрахувати настільки складне обчислювальне завдання, знадобився суперкомп’ютер Національної лабораторії імені Лоуренса в Берклі (LBNL, США).