Вселенная, в которой мы обитаем. Новые открытия Ч.3: Страница 3

Оглавление статей
Вселенная, в которой мы обитаем. Новые открытия Ч.3
Страница 2
Страница 3

Страница 3 из 3

 

 

Первые звезды

Процесс возникновения первых звезд был более простым, чем образование звезд современного типа, из-за химической чистоты исходного материала — смеси водород-гелий. Газ атомарного состава был перемешан с Темной Массой. Он на­чинал сжиматься, следуя действию гра­витационных сил Темной материи. Фор­мирование звезды зависит от температу­ры среды, массы конденсирующегося га­зового образования и наличия в нем мо­лекулярного водорода, который облада­ет способностью отводить из конденса­ции тепло, излучая его в окружающее пространство. Молекулярный водород не может возникнуть из атомарного при случайных столкновениях атомов; для его образования у природы припасен до­вольно сложный процесс. Поэтому при z > 15-20 водород оставался, в основном, в атомарной фазе. При сжатии температура газа в конденсации повышается до 1000К и более, и доля молекулярного водорода несколько увеличивается. При такой тем­пературе дальнейшая конденсация невоз­можна. Но благодаря молекулярному водороду температура в наиболее плотной части образования снижается до 200-ЗООК, и сжатие продолжается, преодоле­вая давление газа. Постепенно обычная материя отделяется от темной и концен­трируется в центре. Минимальная масса газовой конденсации, необходимая для формирования звезды, масса Джинса, определяется степенной зависимостью от температуры газа, поэтому первые звезды имели массу в 500-1000 раз большую, чем Солнце. В современной Вселенной при об­разовании звезд температура в плотной части конденсации может быть всего 10К, потому что, во-первых, функции теплоотвода более успешно выполняют появив­шиеся тяжелые элементы и частицы пы­ли, во-вторых, температура окружающей среды (реликтового излучения) составля­ет всего 2,7К, а не почти 100К, как это бы­ло в конце Темной эпохи. Второй крите­рий массы Джинса — давление (точнее, квадратный корень из давления). В Тем­ную эпоху этот параметр был примерно таким же, как теперь.

Образовавшиеся первые звезды были не только огромными, в 4-14 раз больше Солнца, но и очень горячими. Солнце из­лучает свет с температурой 5780К. У первых звезд температура составляла 100 000-110 000К, а излучаемая энергия превосходила солнечную в миллионы и десятки миллионов раз. Солнце называ­ют желтой звездой; эти же звезды были ультрафиолетовыми. Сгорали и разруша­лись они всего за несколько миллионов лет, но успевали выполнить по крайней мере две функции, определившие свойс­тва последующего мира. В результате ре­акций синтеза происходило некоторое обогащение их недр «металлами» (так астрономы называют все элементы тяже­лее гелия). Истекающий с них «звездный ветер» обогащал металлами межзвез­дную среду, облегчая формирование по­следующих поколений звезд. Главным же источником металлов были взрывы некоторых из них в качестве сверхновых. Наиболее массивная часть первых звезд в конце своего жизненного пути, по-види­мому, образовала черные дыры. Мощное ультрафиолетовое излучение гигантских звезд вызвало быстро развивающиеся ра­зогрев и ионизацию межзвездного и межгалактического газа. Это была вторая их функция. Такой процесс называют ре-ионизацией, потому что он был обратным рекомбинации, завершившейся за 250 миллионов лет до этого, при z = 1200, когда образовались атомы и освободи­лось реликтовое излучение. Исследова­ния далеких квазаров показывают, что ре-ионизация практически закончилась при z = 6-6,5. Если эти две отметки, z = 1200 и z = 6,5, считать границами Тем­ной эпохи, то она продолжалась 900 мил­лионов лет. Сам период полной темноты, до появления первых звезд, длился коро­че, около 250 миллионов лет, причем тео­ретики считают, что в некоторых, совер­шенно исключительных случаях отдель­ные звезды могли появиться и раньше, но вероятность этого была очень низкой.

С образованием первых звезд Темная эпоха закончилась. Гигантские ультрафи­олетовые звезды входили в протогалактики, образованные, главным образом, Тем­ной материей. Размеры протогалактик были небольшими и они находились близ­ко друг к другу, что вызывало сильное притяжение, которое объединяло их в первые галактики, тоже небольшие. Их размеры составляли 20-30 световых лет (всего в 5 раз больше современного рассто­яния до ближайшей звезды; диаметр на­шей Галактики составляет 100 000 свето­вых лет). Было бы интересно увидеть эти гигантские ультрафиолетовые звезды, но, несмотря на их огромную яркость, сделать это не удается: они находятся в области z = 8-12, а рекордом наблюдения удален­ных объектов пока остается квазар при z = 6,37. Вот если бы придумать, как выде­лить излучение, возникшее в определен­ный период времени… Допускал же коле­бавшийся иногда Э. Хаббл, что красное смещение — просто результат старения света, а никакой не эффект Доплера.

Заключение

В 2005 году исполняется 100 лет со дня опубликования Альбертом Эйнштейном его первой работы по Теории относитель­ности. По мере углубления эксперимен­тальных исследований обнаруживается, что мир становится все сложнее. Услож­няются и появляющиеся новые теории, судить о справедливости которых мне, экспериментатору, нелегко. Какое-то уте­шение я нахожу в следующих словах Эйн­штейна: «Никаким количеством экспери­ментов доказать теорию нельзя, но доста­точно одного, чтобы ее опровергнуть». За­канчивая этот короткий обзор новых от­крытий, я пытаюсь представить себе дру­гой обзор, тот, который будет написан че­рез 100 лет. Надеюсь, его автор тоже будет оптимистом и закончит его словами Лук­реция Анния Сенеки: «Природа не рас­крывает свои тайны раз и навсегда».

 

Леонид Ксанфомалити, д.ф.-м.н.

« Предыдущая — След.

Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Все о космосе
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: