Первые звезды во Вселенной погасли уже через 500 млн лет после Большого взрыва

Задача поиска следов самых первых звезд, которые зажглись во Вселенной, — одна из основных в современной астрофизике.

Рис. 1. Скопление галактик Abell 370, сфотографированное телескопом «Хаббл». Эта область — одна из площадок, выбранных для исследования в рамках обзора Hubble Frontier Fields, проводившегося в 2013–2017 годах. Голубые дуги — наиболее явный результат гравитационного линзирования более далеких галактик этим скоплением.

Проблема в том, что эти звезды существовали очень небольшое время после Большого взрыва, а возможностей современных телескопов едва хватает, чтобы заглядывать в те далекие времена. Недавно появилась статья, авторы которой пишут о своем подходе к работе с данными обзора Hubble Frontier Fields, дополненными наблюдениями космического инфракрасного телескопа «Спитцер» и наземного Очень большого телескопа в Чили. Ученые использовали сложное моделирование и нетривиальные алгоритмы обработки снимков далеких галактик, свет от которых был усилен гравитационными линзами. И хотя следов первых звезд им найти не удалось, эта работа всё равно дала важные результаты. Во-первых, из нее следует, что всего через 500 млн лет после Большого взрыва самых первых звезд уже не осталось. Во-вторых, применение методов, описанных в этой работе, к данным телескопа им. Джеймса Уэбба, запуск которого намечен на будущий год, наверняка приведет астрономов к долгожданному обнаружению первых звезд.

Во Вселенной много загадок, но один из самых важных нерешенных вопросов относится к первым звездам: когда они сформировались и как сильно условия во Вселенной в то время отличалась от сегодняшних? По данным современной физической космологии, первые звёзды начали формироваться спустя несколько сотен миллионов лет после Большого взрыва, когда Вселенная достаточно остыла для того, чтобы облака водорода смогли нарушить установившееся гидростатическое равновесие и начать сжиматься в протозвёзды. Сформировавшиеся таким образом звёзды стали первыми источниками света во Вселенной, приняли участие в процессе реионизации и обогатили космос первыми тяжелыми элементами. Но это всё в теории. Чтобы проверить эти предположения, первые звёзды необходимо обнаружить.

За последние сто лет астрономы пришли к выводу, что звёзды не образовались в какой-то один момент: и в каждой галактике, и во Вселенной в целом процесс образования звезд идет миллиарды лет, и, например, в Млечном Пути он еще не закончился. Естественно, из-за изменения химического состава Вселенной (которое в основном происходит благодаря нуклеосинтезу в недрах звезд и при вспышках сверхновых) вновь образованные звёзды отличаются от тех, что появились раньше. Для классификации звезд с точки зрения времени их образования используется понятие звездное население (или звездное поколение).

Долгие попытки использовать эти данные для поиска звезд населения III дали крайне противоречивые результаты. Некоторые научные группы заявляли о том, что наклон спектра в УФ-диапазоне указывает на присутствие первых звезд, но последующие наблюдения показали, что разброс величин слишком большой, а ошибки измерений не позволяют построить точный график (точнее, позволяют построить какой угодно график).

Но удача сопутствует храбрым. Оказалось, что есть еще более удачное поле для поиска первых звезд. Оно называется Hubble Frontier Fields (HFF) и состоит из шести небольших площадок (каждая размером около 1/1000 лунного диска), расположенных в направлении на гигантские скопления галактик, которые находятся от нас примерно в 4 миллиардах световых лет (примеры таких скоплений — Abell 370 в созвездии Кит и Abell 2744 в созвездии Скульптор). Скопления эти примечательны тем, что своей гравитацией они собирают свет от намного более далеких галактик и направляют его к нам, — то есть они являются гравитационными линзами (рис. 2) и позволяют нам при помощи телескопа «Хаббл» увидеть галактики такими, какими они были всего через 500 миллионов лет после Большого взрыва, когда возраст Вселенной составлял всего 3,6% от нынешнего.

Рис. 2. Принцип действия гравитационной линзы

Рис. 2. Принцип действия гравитационной линзы. Скопление галактик, расположенное между Землей и удаленной галактикой, собирает идущий от нее в разных направлениях свет в пучок, который попадает на зеркало телескопа. Масса скопления, искривляющая пространство и поэтому заставляющая свет менять направление, работает подобно собирающей линзе. Рисунок с сайта spacetelescope.org

Еще важнее, что увидеть можно далекие галактики средних размеров — вплоть до тех, что в 1000 раз тусклее (то есть менее массивные), чем наш Млечный Путь. Такие тусклые галактики особенно подходят для поиска признаков звезд населения III: обычное звездообразование в них идет не так активно, а значит проще выловить искомый сигнал от первых звезд, ведь он не «размазывается» по многим сотням их новорожденных соседей.

Для наблюдения за этими площадками в 2013–2017 годах решением директора телескопа «Хаббл» из его личного резерва было выделено полторы тысячи часов. Потом данные «Хаббла» были дополнены наблюдениями космического телескопа «Спитцер» в инфракрасной (ИК) области. Сейчас HFF используется астрономами разных стран для изучения всех аспектов формирования и эволюции галактик в ранней Вселенной. В обсуждаемой работе изучалась одна из площадок HFF, она называется MACSJ0416.1-2403 и содержит около трех тысяч галактик.

Сразу скажем, что признаков первых звезд обнаружить не удалось. Отсутствие результата в научном исследовании — это тоже результат. Но значение этой работы еще и в том, как астрономы подошли к двум вечным проблемам, возникающим при работе с далекими галактиками, — учету засветки от линзирующего скопления и стыковке данных, полученных от принципиально разных телескопов. Давайте это обсудим.

Рис. 3. Скопление галактик MACSJ0416

Рис. 3. Скопление галактик MACSJ0416. Слева — снимок телескопа «Хаббл» на длине волны 1,6 мкм. Светло-голубым выделены критические линии — области, где усиление света далеких галактик особенно сильно. Справа показан тот же участок, но без галактик линзирующего скопления, которые были убраны с помощью модельных профилей, построенных на основании закона Серсика. Рисунок из обсуждаемой статьи

Следующим этапом поиска звезд населения III стало изучение УФ-излучения оставшихся на снимке источников (ультрафиолетовым оно является в системе отсчета далекой галактики — до нас оно доходит уже в оптическом диапазоне из-за красного смещения). Стандартный подход здесь — представить форму усредненного спектра в виде степенного закона f(λ)=λ(−β)f(λ)=λ(−β) (где λλ — длина волны) и измерить коэффициент завала УФ-спектра ββ: в нормальных галактиках с продолжающимся звездообразованием коэффициент ββ обычно равен −2 (то есть чем дальше мы уходим в УФ-область, тем сильнее поток излучения), но у галактик со звездами населения III УФ-излучение еще сильнее, и ββ должна достигать −3 (рис. 4).

Рис. 4. Пример спектра молодой галактики с активным звездообразованием

Рис. 4. Пример спектра молодой галактики с активным звездообразованием. Показаны дальний и ближний УФ-диапазоны (участки выделены синим и голубым), а также видимый свет (правая часть графика). Молодые звезды дают существенный вклад в коротковолновую часть спектра, который обрывается из-за недостатка чувствительности камеры на этих длинах волн. Серым цветом показана кривая наклона спектра с рассчитанным коэффициентом ββ. Рисунок из статьи S. M. Wilkins et al., 2012. Predictions for the intrinsic UV continuum properties of star forming galaxies and the implications for inferring dust extinction

Физика здесь довольно простая: чем звезда массивнее, тем ярче она горит. Максимум излучения самых больших звезд классов O и B приходится на жесткий ультрафиолет и спадает по мере приближения к оптическому диапазону. Самые первые звёзды формировались в условиях практически неограниченных запасов водорода и скорее всего были еще массивнее (вероятно, они были самыми массивными звездами в истории), а значит, их УФ-излучение должно быть еще сильнее, а ββ — еще отрицательнее. И если таких звезд много, то в интегральном спектре галактики (напомним, что отдельные звёзды на таком расстоянии не видны) тоже будет избыток УФ-излучения, спадающий по мере увеличения длины волны. Таким образом, поиск первых звезд сводится к поиску галактик с максимально отрицательными значениями коэффициента ββ, что соответствует самому крутому наклону (или, как говорят, завалу) спектра.

Как уже говорилось, телескопы «Хаббл» и «Спитцер» получили глубокие изображения скопления MACSJ0416. Проблема в том, что они работают в несмежных участках спектра: камеры «Хаббла» снимают в диапазоне 0,4–1,6 мкм, в то время как самый коротковолновый фильтр «Спитцера» принимает свет на длине волны 3,6 мкм. Чтобы построить более точное распределение энергии по длине волны, было бы неплохо получить хотя бы одну точку в незакрытой области электромагнитного диапазона между зонами чувствительности обоих телескопов. Для этого были использованы данные камеры HAWK-I, установленной на Очень большом телескопе в Чили, — с ее помощью были получен снимок в фильтре K, а это ближний участок ИК-диапазона.

Рис. 5. Расположение фильтров телескопа «Хаббл» и двух каналов телескопа «Спитцер» на шкале длин ЭМ-волн

Рис. 5. Расположение фильтров телескопа «Хаббл» и двух каналов телескопа «Спитцер» на шкале длин ЭМ-волн. Большой разрыв между областями чувствительности этих телескопов останется не заполнен до запуска космического телескопа им. Джеймса Уэбба, который запланирован на 2021 год. Частично это можно компенсировать длительными наблюдениями на наземных телескопах с помощью фильтра K, середина зоны пропускания которого приходится на длину волны 2,2 мкм. Рисунок с сайта ned.ipac.caltech.edu

Рис. 6. Анимация операции свертки

Рис. 6. Анимация операции свертки, производимой над двумя простыми функциями, обозначенными красным и синимЧерная линия, получаемая, когда графики функций накладываются друг на друга, и является результатом этой операции. Математически нет никакой разницы между этой анимацией и тем, как операция свертки изображений, полученных «Хабблом» и «Спитцером», позволяет получить точные размеры и яркость галактик в ИК-диапазоне. Кроме того, что на это требуется уйма времени и вычислительных ресурсов. Анимация с сайта ru.wikipedia.org

В итоге, получив для каждой галактики точные и выверенные данные в десяти различных фильтрах в диапазоне от 0,4 до 4,5 мкм, ученые приступили к последнему этапу работы — моделированию спектра каждой галактики из тех, что расположены в поле HFF на красном смещении z = 6–9 (то есть мы их видим такими, какими они были спустя 500–900 миллионов лет после Большого взрыва). В этом моделировании перебираются различные варианты возраста звезд, их металличности, концентрации, а также функции масс и количества пыли в галактике и строится модельный спектр, который сравнивается с десятью значениями потока излучения, измеренного телескопами. Спектр, который подошел точнее всего, позволяет не только определить точное значение коэффициента ββ, но и узнать физические характеристики галактики — ее массу, темп звездообразования, звездное население и так далее. Этот метод не лишен недостатков. Например, используемые модели строятся на основе нашего понимания эволюции звезд и галактик, а значит, если первые звёзды имеют необычные спектральные характеристики, они останутся необнаруженными или, наоборот, исказят выводы. Однако этот метод на сегодня является самым надежным, если есть возможность использовать достаточное количество изображений, полученных в разных фильтрах.

По итогам измерений ученые пришли к выводу, что результаты предыдущих работ, указывавшие на обнаружение галактик, где ββ доходила до −3,0, скорее всего не соответствуют действительности — даже в этих уникальных молодых маломассивных галактиках УФ-спектр спадает не быстрее, чем с β=−2,63β=−2,63. А это значит, что следов первых звезд обнаружить не удалось. Из этого следует, что они появились — и скорее всего успели закончить свой жизненный цикл — быстрее, чем за 500 миллионов лет после Большого взрыва. Прежде чем перейти к стандартному окончанию подобных новостей и выразить надежду на скорейший запуск телескопа им. Джеймса Уэбба, нужно добавить, что отрицательный результат поиска звезд населения III — это не единственный результат обсуждаемой статьи.

Рис. 7. Сравнение средних значений наклона спектра \(\beta\)

Рис. 7. Сравнение средних значений наклона спектра ββ, полученных в обсуждаемой статье (оранжевые точки), с данными предыдущих исследований. Обращают на себя внимание намного меньшие погрешности в новых данных, а также то, что они просчитаны для самые далеких на сегодняшний день красных смещений — вплоть до z = 9. Несмотря на тенденцию к уменьшению значения ββ с возрастанием красного смещения, до сих пор нет данных о галактиках со значениями β∼−3,0β∼−3,0, что указывало бы на первые звезды. Рисунок из обсуждаемой статьи

Например, зная характеристики галактик по построенным модельным спектрам, астрономы установили зависимость скорости звездообразования от массы галактики. Эта зависимость называется «основной последовательностью» и в ближней Вселенной имеет линейный характер: чем массивнее галактика с активным звездообразованием, тем больше звезд она формирует каждый год (см. The SFR main sequence and starburst galaxies и статью P. Popesso et al., 2018. The main sequence of star-forming galaxies — I. The local relation and its bending). Универсальность этой последовательности на больших красных смещениях неоднократно ставилась под сомнение, но всегда не хватало данных для галактик малой и средней массы. Обсуждаемая статья ставит достаточно жесткие ограничения: спустя 500 миллионов лет после Большого взрыва галактики из широкого диапазона масс хорошо ложатся на основную последовательность, а значит, для их изучения оправданно применять модели, откалиброванные по хорошо изученным ближним галактикам.

Рис. 8. «Основная последовательность»

Рис. 8. По данным, полученным за последние 15 лет, известно, что масса дисковых и карликовых галактик (то есть количество звезд в них) прямо пропорциональна темпу звездообразования (количеству появляющихся каждый год новых звезд). Эта зависимость называется «основной последовательностью» и хорошо выполняется на разных этапах жизни Вселенной

В завершение — пара слов про телескоп им. Джеймса Уэбба. Несмотря на очередной перенос запуска, это по-прежнему самый ожидаемый телескоп в научном сообществе. Размеров его зеркала с лихвой хватит, чтобы разложить свет от фоновых галактик скопления MACSJ0416 (и многих других, еще не открытых) в спектр и по характеристикам этого спектра наконец обнаружить признаки самых первых звезд — неуловимых светил населения III. Осталось лишь дождаться запуска и надеяться, что он пройдет успешно.

Поделитесь с друзьями
Оставьте свой комментарий! До 500 символов!
    Пока без коментариев...
    По теме
    Читайте также

    Лагерная психология: переработка человека на фабриках смерти...

    Лагерная психология: переработка человека …
    Задачей фашистских концлагерей было уничтожить личность. Тех, кому повезло меньше, уничтожали физически, кому «больше» – морально. Даже имя человека переставало здесь существовать. Вместо него был только идентификационный номер, которым называл себя в своих мыслях даже сам заключенный.
    Читать дальше →

    Тутанхамон: загадка гробницы...

    Тутанхамон: загадка гробницы
    Эта история началась с гибели подростка – правителя Древнего Египта. Его имя могло навсегда кануть в Лету, если бы не череда загадочных смертей, удивительным образом связанная с ним. Тутанхамон вовсе не был выдающимся царем, но события, которые произошли 3000 лет спустя, сделали его самым известным из когда-либо живших фараонов.
    Читать дальше →

    Ученые рассказали о противовирусных свойствах некоторых соков и з...

    Ученые рассказали о противовирусных …
    Вирусологи сравнили вирулицидную активность четырех натуральных напитков против коронавируса SARS-CoV-2 и вируса гриппа: так они обнаружили, что сок черноплодной рябины и граната, а также зеленый чай могут снижать инфекционные титры. При этом сок черноплодки оказался наиболее эффективным.
    Читать дальше →

    9 Самых Ядовитых Пауков в Мире...

    9 Самых Ядовитых Пауков …
    Какой паук самый ядовитый? Можно ли умереть от укуса паука? Встреча с некоторыми пауками может закончиться для вас визитом к врачу или чем-то более серьезным. Так какие пауки наиболее ядовиты? Как защититься от них? Не переживайте — мы ответим на все ваши вопросы.
    Читать дальше →

    НЛП в решете: нейроны, лингвистика и немножко волшебства...

    НЛП в решете: нейроны, …
    Хотите добиться успеха Стива Джобса? Раз и навсегда перестать мямлить, ныть, переживать по поводу прыщей, за две минуты соблазнить самую красивую девушку на курсе и оказывать влияние на людей? Бросить пить, курить и по-английски заговорить? Это вам не к бабке – она тут бессильна, это вам к тренеру НЛП.
    Читать дальше →

    10 природных явлений на Земле, которые мы не понимаем...

    10 природных явлений на …
    Многих завораживают странные явления, происходящие на других планетах. Кажется, стоит лишь достичь этих далеких миров, как все тайны рассеются. Однако и на Земле происходит немало необычных явлений, в чьей природе ученые пока не в силах разобраться.
    Читать дальше →