Первые звёзды Вселенной не были такими массивными, как считалось ранее

Фото из открытых источников

Вначале, после Большого взрыва, Вселенная была холодным, темным, пустынным местом, где водород и небольшое количество гелия бесцельно дрейфовали. Только когда в гало темной материи образовались первые звезды, все изменилось. Эти первые звезды называются звездами третьего поколения, и астрофизики считают, что это были, как правило, массивные звезды с низкой металличностью, чрезвычайно горячие и яркие, образовавшиеся в спокойной среде.

Однако новые исследования ставят под сомнение эту картину. Вместо спокойной среды, благоприятствовавшей образованию массивных звезд, ранняя среда звездообразования могла быть турбулентной. А это значит, что звезды третьего поколения, возможно, не были такими массивными.

Исследование было опубликовано в журнале The Astrophysical Journal. Ведущий автор — Мэн-Юань Хо из Института астрономии и астрофизики Китайской академии наук, Тайбэй, Тайвань.

«Первое поколение звёзд, известных как звёзды третьего поколения (Pop III), образовалось из первозданного газа, состоящего преимущественно из водорода и гелия», — пишут авторы. Поскольку это были первые звёзды, в газе ещё не было металлов, а металлы помогают охладить газ, чтобы могли образоваться звёзды. Молекулярный водород может охлаждать газ, но не так эффективно. Это влияет на так называемую массу Джинса. Это пороговая масса внутри газового облака. Газ должен достичь определённой массы, прежде чем облако сможет сколлапсировать и образовать звезду, несмотря на радиационное давление газа. Отсутствие металлов в первозданном газе изменило этот порог и позволило образоваться более массивным звёздам.

«В отличие от современного звездообразования, отсутствие охлаждения за счет металлических линий в первобытных средах приводит к значительно большим массам Джинса, что ведет к образованию более массивных звезд», — объясняют авторы. «Ранние теоретические исследования предполагают, что звезды популяции III формировались с массами от 40 до 500 M⊙, что значительно превышает типичные звездные массы, наблюдаемые в локальной Вселенной».

В последние годы другие исследователи использовали моделирование для изучения масс звезд III типа. Они обнаружили, что звезд III типа с меньшей массой было больше, чем считалось ранее. «В целом, эти исследования показывают, что распределение масс протозвезд III типа в ранней Вселенной составляет приблизительно 10⁻³ – 10² M⊙», — пишут авторы, добавляя, что такие факторы, как турбулентность и обратная связь, изменяют результаты.

Чтобы проверить это понимание звезд типа Pop III, команда обратилась к Illustris TNG, продолжающейся серии гидродинамических симуляций формирования галактик, которая выполняется на суперкомпьютере. В этой работе исследователи модифицировали симуляции для достижения меньших размеров частиц. «Это позволяет нам исследовать аккрецию газа на ранних стадиях формирования минигало и зафиксировать появление сильных турбулентных потоков», — объясняют исследователи.

Исследователи смоделировали 15 различных первичных минигало — сверхплотных скоплений темной материи в ранней Вселенной, где образовались первые звезды. Моделирование началось, когда Вселенной было всего 300 миллионов лет. Благодаря увеличению разрешения Illustris TNG в 100 000 раз, они смогли отслеживать движение газа в масштабе менее одного светового года. «Эта процедура значительно повышает разрешение по массе газовых частиц, позволяя нам исследовать турбулентные процессы аккреции и фрагментации газа, происходящие во время формирования минигало», — пишут авторы.

Они обнаружили, что турбулентность играет в формировании звёзд третьего поколения гораздо большую роль, чем считалось ранее.

Турбулентность возникает естественным образом, когда газ поступает в минигало. Газ поступает через множество потоков, и когда они сталкиваются в центре минигало, возникает турбулентность. Скорость газа варьируется от 1,8 до 4,2 раз превышающей скорость звука, поскольку он хаотично закручивается в минигало, при этом в больших гало скорость выше.

Вместо того чтобы плавно коллапсировать в одну массивную звезду, турбулентность фрагментирует газ на множество сгустков внутри минигало. В моделировании некоторые из этих сгустков имели десятки солнечных масс, а некоторые — всего несколько. Таким образом, вместо того чтобы первые звезды популяции III представляли собой монолит массивных звезд, наблюдалось гораздо большее разнообразие их масс. «Массы некоторых плотных сгустков варьируются от 2,6 M⊙ до 66,5 M⊙, превышая соответствующие массы Джинса, и вскоре коллапсируют, образуя первые звезды», — пишут авторы.

«Наши результаты показывают, что сверхзвуковая турбулентность является распространенной особенностью минигало и играет ключевую роль в образовании комковатых звездообразующих облаков, что имеет важные последствия для функции распределения масс первых звезд», — поясняют исследователи.

Эти результаты могут объяснить загадку в астрономии, касающуюся первых звезд. Если бы они были столь же равномерно массивными, как считалось ранее, то многие из них должны были взорваться как сверхновые и распространить металлы в межзвездную среду, чтобы быть поглощенными следующим поколением звездообразования. Но многие звезды в Млечном пути, образовавшиеся после звезд популяции III, сохраняют химический состав своих предков из популяции III, а их низкая металличность предполагает, что звезды популяции III были не такими массивными, как считалось.

Турбулентность в этих симуляциях может объяснить это расхождение. Вместо того чтобы газ в минигало коллапсировал в одно сферическое скопление и одну массивную звезду, газ образует более мелкие нити, которые коллапсируют в менее массивные звезды. Если из-за этой турбулентности не так много звезд популяции III были массивными, то их потомки будут иметь более низкую металличность, чем считалось ранее.

Масса первых звёзд также влияет на то, что формируется после них. Более крупные звёзды обладают более мощной обратной связью, нагревая окружающий газ и препятствуя дальнейшему звёздообразованию. Таким образом, звёзды третьей популяции помогли сформировать галактики, в которых они образовались.

«Физические свойства первичной турбулентности, выявленные в ходе наших моделирований, дают критически важное представление о давней проблеме формирования звезд популяции III», — пишут авторы в заключении. «Наши результаты показывают, что массы сгустков, образующихся в результате сверхзвуковой турбулентности, существенно влияют на характерную шкалу масс первых звезд и связанную с ними звездную обратную связь, которая критически формирует физические свойства первых галактик».