Заглядаючи в далекі глибини молодого всесвіту, астрономи намагаються зрозуміти, як запалювалися перші зірки.
Ще років двадцять тому була відома лише жменька галактик старше семи мільярдів років (цей поріг відповідає космологічному червоному зміщенню, що перевищує одиницю). Деякі вчені навіть відверто сумнівалися, що такі стародавні зоряні скупчення справді існують у значних кількостях. Усуненню цієї омани допоміг випадок. У 1995 році керівник наукових програм космічного телескопа «Хаббл» Роберт Вільямс попросив у кількох авторитетних астрономів ради, як найкраще використовувати ту частку обсерваційного часу, якою він розпоряджався на свій розсуд. Годинники гарячих суперечок ні до чого не привели - кожен учасник зустрічі відчайдушно боровся за власну програму. І тоді хтось запропонував просто направити телескоп в будь-яку точку небесної сфери і «просверлити там дірку максимальної глибини» (саме в таких виразах).
Ця ідея виявилася на рідкість плідною. В рамках нового проекту HDF (The Hubble Deep Field) орбітальна обсерваторія більше десяти діб спостерігала ділянку небесної сфери площею в 5,25 квадратної кутової хвилини. У результаті було виявлено кілька тисяч наддалеких галактик, частина яких (з червоним зміщенням близько 6) виникла всього через мільярд років після Великого вибуху. Стало абсолютно ясно, що процес виникнення зірок і зоряних скупчень йшов повним ходом, коли Всесвіт був у 20 разів молодшим за свій нинішній вік. Подальші спостереження в рамках проектів HDF-South і Great Observatories Origins Deep Survey тільки підтвердили ці висновки. А в січні 2011 року астрономи з Нідерландів, США і Швейцарії повідомили про ймовірну ідентифікацію галактики з більш ніж десятикратним червоним зміщенням, що виникла не пізніше 480 млн років після Великого вибуху. Можна сподіватися, що вже в нинішньому десятилітті космічні і наземні телескопи відловлять зоряне світло з двадцятикратним червоним зміщенням, яке пішло в космос, коли Всесвіту було не більше 300 млн років.
Окремі зірки першого покоління, на відміну від складених з них галактик, ще не виявлені. Це і зрозуміло - їх випромінювання досягає Землі у вигляді дуже слабких потоків фотонів, відсунутих червоним зміщенням в далеку інфрачервону зону. Однак за кілька сотень мільйонів років з моменту свого народження ці світила (їх також називають зірками популяції III) так вплинули на склад міжгалактичної речовини, що ці зміни помічають навіть сучасні телескопи. З іншого боку, теоретики непогано розбираються в процесах, які понад 13 млрд років тому вперше запустили процес народження зірок і зоряних скупчень.
Окремі зірки першого покоління, на відміну від складених з них галактик, ще не виявлені. Це і зрозуміло - їх випромінювання досягає Землі у вигляді дуже слабких потоків фотонів, відсунутих червоним зміщенням в далеку інфрачервону зону. Однак за кілька сотень мільйонів років з моменту свого народження ці світила (їх також називають зірками популяції III) так вплинули на склад міжгалактичної речовини, що ці зміни помічають навіть сучасні телескопи. З іншого боку, теоретики непогано розбираються в процесах, які понад 13 млрд років тому вперше запустили процес народження зірок і зоряних скупчень.
Астрономам відомі зовсім новенькі суперсвітли. Пальма першості належить зірці R136a1, відкритій 2010 року. Вона відстоїть від Землі на якісь 160 000 світлових років. Зараз вона тягне на 265 сонячних мас, хоча при народженні мала масу в 320 сонячних. R136a1 близько мільйона років, але вона викидає речовину в простір з такою силою, що за цей час схудла на 17%! Оскільки перші зірки з'являлися на світ з масою того ж порядку, можна припустити, що і вони так само інтенсивно втрачали матерію. Однак з висновками поспішати не варто. Генерація зоряного вітру відбувається за істотної участі елементів важче гелію, якими перші зірки не мали, тому питання залишається відкритим.
Хмари-попередники
Зірки утворюються з дифузної космічної матерії, що згустилася під дією сил гравітації. У загальних рисах цей механізм був ясний ще Ньютону, що слідує за датованого 1961 роком листа, адресованого філологу Річарду Бентлі. Звичайно, сучасна наука дуже збагатила ньютонівське пояснення. На початку минулого століття британський астрофізик Джеймс Джинс довів, що газова хмара колапсує лише в тому випадку, якщо його маса перевищує певну межу. Коли газ стягується до центру хмари, зростає його тиск і виникають звукові хвилі, що поширюються до периферії. Якщо їх швидкість менше швидкості гравітаційного стягування газу, хмара продовжує колапсувати, збільшуючи щільність речовини в центральній зоні. Оскільки швидкість звуку пропорційна квадратному кореню температури, а темп гравітаційного стиснення зростає разом з масою, газова хмара колапсує тим легше, чим вона холодніше і важче.
За часів юного Всесвіту у віці декількох десятків мільйонів років космічний газ складався з водню (76% маси) і гелію (24%), що утворилися через кілька хвилин після Великого вибуху (плюс зовсім трохи літію). Його температура не особливо відрізнялася від температури реліктового мікрохвильового випромінювання, яка на той час становила близько 100К. Простір був заповнений і темною матерією, щільність якої тоді була досить висока (зараз через розширення Всесвіту вона в десятки разів менша). Темна матерія, як і звичайна, служить джерелом тяжіння і тому вносить внесок у повну гравітаційну масу газових хмар. У цих умовах маса Джинса становить приблизно 105 сонячних мас. Це і є нижня межа повної маси скупчень звичайної (баріонної) і темної матерії, з яких могли народитися перші зірки. Для контрасту слід зазначити, що зірки нашої Галактики, в тому числі і Сонце, з'явилися на світ без будь-якої допомоги темної матерії.
Як виміряти відстань у Всесвіті, що розширюється
У космології існують чотири основні шкали відстаней, засновані на яскравості об'єктів (Luminosity Distance, DL), кутових розмірах (Angular Diameter Distance, DA), часу проходження світла (Light Travel Time Distance, DT), а також супутня шкала (Comoving Distance, Dance). Для відстаней менше 2 млрд. світлових років ці шкали практично збігаються. DL: у Всесвіті, що розширюється, далекі галактики виглядають набагато більш тьмяними, ніж у стаціонарному, тому що фотони відчувають червоне зміщення і «розмазуються» по більшому простору. DA: ми бачимо галактики на самому краю видимого Всесвіту так, як вони виглядали 13 млрд. років тому. Але коли світло від них почало свій шлях до нас, вони були не тільки молодшими, але й набагато ближчими. Тому далекі галактики виглядають значно більшими, ніж можна було б очікувати. DC: супутня шкала розширюється разом з нашим Всесвітом. Вона вказує, де знаходяться далекі об'єкти в даний момент (а ми бачимо Всесвіт більш молодий). За цією шкалою межа видимого Всесвіту знаходиться приблизно в 47 млрд. світлових років від нас. DT: ця шкала заснована на часі проходження світла від далеких галактик до земного спостерігача. Саме цю шкалу найчастіше використовують астрономи, оскільки вона одночасно показує і відстань, і вік далеких галактик.
"