Алексей Левин - Белые карлики. Будущее Вселенной

Темная материя не только обеспечивала формирование первичных газовых облаков, но и влияла на их последующий коллапс. Она создавала гравитационные колодцы, внутри которых обычный газ закручивался приливными силами и превращался во вращающийся тонкий диск. Так формировались протогалактики, окруженные оболочками (гало) из темной материи. Локальные уплотнения внутри диска давали начало отдельным звездам.

Это неполная картина. Поскольку уплотняющийся газ греется, его давление растет и противодействует дальнейшему коллапсу. Чтобы коллапс не прекратился, газ должен охладиться. Для звезд, формировавшихся в нашей Галактике, в том числе и для Солнца, это не было проблемой. В те времена космическая среда уже содержала частицы пыли и отдельные многоэлектронные атомы (азот, углерод и кислород). При столкновениях они легко излучали фотоны и теряли энергию, вследствие чего температура газовой среды составила 10–20 K. У первичных облаков такого выхода не было, они могли снижать температуру только за счет излучения атомарного и молекулярного водорода. Но атомарный водород служит эффективным охладителем только при температурах выше 10 000 K, а первичные облака были много холоднее. Процесс звездообразования спасали двухатомные молекулы водорода, теряющие энергию уже при нескольких сотнях кельвинов.

Когда зажглись первые звезды, не знает никто, но не исключено, что это могло произойти всего через 30 млн лет после Большого взрыва. Скорее всего, эту дату еще подкорректируют, однако есть все основания полагать, что, когда Вселенной исполнилось 100 млн лет, она уже была населена звездами. Во всяком случае, 1 марта 2018 г. в журнале Nature появилась информация о возможной регистрации электромагнитной «подписи» звезд, существовавших спустя 170 млн лет после Большого взрыва.

Дозвездная Вселенная не отличалась сложностью. Ее состояние описывается лишь несколькими космологическими параметрами — в частности, плотностью различных форм материи и температурой реликтового излучения. Новорожденные звезды одновременно выполняли роль мощных источников электромагнитных волн и фабрик синтеза химических элементов. Хотя жизненный срок первых светил и был недолгим, они качественно изменили космическую среду.

Первые звезды загорались в зоне повышенной плотности газовых частиц, образовавшихся в ходе гравитационного коллапса облаков барионной и темной материи с массой порядка 100 000–1 млн солнечных масс. Эти процессы можно обсчитать на суперкомпьютере, но далеко не полностью. Естественно, существует множество сценариев звездообразования. В целом все модели сходятся на том, что в ходе фрагментации первичных облаков внутри гало из темной материи формировались сгустки газа, тянущие на несколько сотен солнечных масс. Эта величина соответствует массе Джинса для температуры около 500 K и плотности газа порядка 10 000 частиц на см 3. Поэтому вскоре после формирования газовые сгустки теряли устойчивость и сваливались в гравитационный коллапс. Их температура возрастала весьма умеренно благодаря охлаждающему действию молекулярного водорода. В конце концов они трансформировались в аккреционные диски, в которых и родились первые звезды.

Далее возможны варианты. До недавнего времени считали, что коллапсирующий сгусток с подобными параметрами не распадается и становится родоначальником единственной звезды. Вычисления, основанные на оценке темпов аккреции газа к центру диска, показывают, что масса таких звезд не может быть больше 1000 солнечных. Это теоретическая верхняя граница, и еще не ясно, существовали ли подобные сверхгиганты. Согласно консервативным оценкам, звезды первого поколения не были тяжелее 300, максимум — 500 солнечных масс. Нижний предел массы этих звезд определяется тем, что молекулярный водород способен понизить температуру облака лишь до 200 K, и потому звезда, не дотягивающая до 30 масс Солнца, просто не может появиться на свет. Поскольку первичные облака фрагментировались на множество локальных сгущений, первые звезды, скорее всего, появлялись сериями численностью в сотни, тысячи (а то и больше) светил. Конечно, они еще не были галактиками (те сформировались позднее), но представляли собой вполне внушительные звездные сообщества.

Звезды в сотни солнечных масс отличались исключительной яркостью и огромными размерами. Их поверхность была разогрета до 100 000 K (атмосфера нашего Солнца в 17 раз холоднее). Типичный радиус такой звезды составлял 4–6 млн км против 700 000 у Солнца, а светимость превосходила солнечную в миллионы раз. Их существование было очень кратким, 2–3 млн лет максимум, и завершали они его по-разному. Звезды, которые появились на свет с массой в 140–260 солнечных, в конце жизни (во всяком случае, так утверждает теория) сгорали без остатка в сверхмощных термоядерных взрывах и высвобождали энергию порядка 10 53эрг. Светила больших и меньших масс коллапсировали в черные дыры — со взрывами или без оных. Звезды населения III не оставили после себя нейтронных звезд — это удел светил с намного меньшей массой, чье время тогда еще не пришло. По этой же причине они не смогли дать начало и белым карликам.