Пекка Теерикор - Эволюция Вселенной и происхождение жизни
А что осталось в нашей Галактике с Эпохи рогатки? Фрагменты тех небольших гало, из которых сложилось массивное гало нашей Галактики, уже перемешались в единое целое. Многие черные дыры, сбежавшие из этих маленьких гало, непрерывно покидали систему, но значительная их часть должна была сохраниться в сформировавшейся Галактике. Они и теперь должны находиться в ней, обращаясь вокруг центра Галактики по вытянутым орбитам, но оставаясь совершенно невидимыми. Чтобы стать видимыми, им нужно иметь газовый диск вокруг себя. Но такой диск постепенно втягивается в черную дыру, и этот процесс «поедания» диска давным-давно должен был закончиться. Сколько осталось этих черных дыр и какая доля массы Галактики заключена в этих остатках звезд первого поколения, до сих пор неизвестно.
Гравитационное линзирование является единственным способом выявления этих невидимок первого поколения. Черная дыра может усилить яркость фонового объекта, например — звезды другой галактики. Поскольку черная дыра и звезда движутся друг относительно друга, эффект линзирования длится недолго: только то время, пока оба эти объекта лежат практически на одной линии с наблюдателем. Этот метод активно использовался для поиска темных тел в гало Галактики, но до сих пор было обнаружено только 17 объектов. Собственное излучение некоторых из них затем удалось зарегистрировать: все они оказались тусклыми холодными звездами, а не массивными черными дырами. Этих маломассивных объектов слишком мало для объяснения полной массы гало.
Газ, из которого сформировались звезды следующего поколения, уже содержал некоторое количество элементов тяжелее гелия, но доля этих элементов в нем все еще была низкой: менее 0,1 % от их содержания в современных газовых облаках. Однако звезды теперь могли формироваться в нормальном диапазоне своих масс: от менее чем 0,5 до более чем 15 масс Солнца. Изменение диапазона масс формирующихся звезд связано с процессом охлаждения газа. Наличия даже небольшого количества тяжелых элементов достаточно, чтобы охлаждение шло более эффективно, чем в чистом водородно-гелиевом газе. Столкновения атомов Н и Не не приводят к рождению фотонов низкой энергии, которые могли бы унести энергию от формирующейся звезды, то есть охладить ее и тем самым стимулировать сжатие. А присутствие более тяжелых элементов делает это возможным. Сформировавшиеся тогда звезды наименьших масс до сих пор эволюционируют на главной последовательности и в большом количестве окружают нас: в основном они населяют сферическую составляющую Галактики и шаровые звездные скопления. Более массивные звезды синтезировали в своих недрах тяжелые элементы — от углерода, азота и кислорода до железа и никеля. Самые массивные звезды взорвались как сверхновые, произведя самые тяжелые элементы — от никеля до урана — и выбросив их в межзвездную среду.
Как отмечалось в главе 24, рождение химических элементов в недрах звезд и момент их взрыва впервые объяснили Фред Хойл и его коллеги в середине 1950-х годов. В эту группу входили Уильям Фаулер, ставший затем лауреатом Нобелевской премии за вклад в эту работу, а также Маргарет и Джеффри Бербиджи.
Каков возраст нашей Галактики?Отношение обилия наиболее тяжелых изотопов можно использовать для определения возраста нашей Галактики. Например, оба изотопа урана 235 и 238 радиоактивны, время их полураспада составляет 713 и 4510 млн лет. Поскольку 235-й изотоп распадается быстрее 238-го, количество первого относительно второго постоянно снижается. Сейчас их соотношение составляет 0,00723. Экстраполируя в прошлое, находим, что в эпоху образования Солнечной системы 4,6 млрд лет назад это отношение было 0,31. Уже в 1929 году Резерфорд, используя этот метод, пришел к выводу, что Галактика должна была возникнуть на миллиарды лет раньше Солнечной системы.
Каким же было исходное соотношение 235-го и 238-го? В 1957 году канадский астроном Аластер Камерон и Джеффри Бербидж с коллегами впервые вычислили, что взрывы звезд дают на 50 % больше урана-235, чем урана-238. Так что начальное соотношение изотопов было 1,5, но со времени это отношение в межзвездном газе уменьшалось. Взрывы звезд проходили на протяжении всей истории Галактики. Мы можем начать с отношения 0,31 и идти в прошлое, учитывая как рост этого отношения, обусловленный сверхновыми, так и его уменьшение за счет радиоактивного распада. Если частота взрывов сверхновых всегда была такой же, как сегодня, то соотношение изотопов должно достичь своего начального значения за 10 млрд лет до образования Солнечной системы. С другой стороны, если взрывы сверхновых в молодой Вселенной происходили чаще — на что указывают многие признаки, — то начальное значение отношения изотопов урана достигается за более короткое время. В 1980 году, используя этот метод для соотношения изотопов разных элементов, Фаулер определил, что синтез тяжелых элементов начался за 4–8 млрд лет до рождения Солнечной системы. Позже Роже Кейрел (Roger Cayrel) из Обсерватории Париж-Медон с коллегами получил значение 8 ± 3 млрд лет. Это означает, что нашей Галактике около 12,5 млрд лет, и это разумно, поскольку меньше возраста Вселенной, составляющего около 14 млрд лет.
Неопределенность при измерении возраста Галактики методом радиоактивного датирования, к сожалению, очень велика (особенно по сравнению с очень точным радиоактивным датированием минералов на Земле и в Солнечной системе; см. главу 29). Но существуют и другие методы, точность которых выше. Можно использовать время жизни маломассивных звезд главной последовательности для определения возраста шаровых звездных скоплений, которые, по-видимому, являются самыми старыми среди выживших компонентов Галактики. Если изобразить диаграмму Герцшпрунга-Рассела (см. главу 19) для шарового скопления, то обнаружится четкая главная последовательность, резко обрывающаяся в некоторой точке. Последовательность звезд, ведущая к красным гигантам, начинается с конечной точки главной последовательности. Время жизни звезды на главной последовательности почти полностью зависит от ее массы. Например, время жизни звезды главной последовательности с массой 0,8 массы Солнца составляет 14 млрд лет, тогда как звезда с массой 1,1 массы Солнца проведет на главной последовательности только 5,1 млрд лет, а затем начнет эволюционировать к состоянию красного гиганта. Возрасты шаровых скоплений впервые определил этим методом Аллан Сэндидж в 1953 году. В 1970 году он получил средний возраст для четырех шаровых скоплений, равный 11,5 млрд лет, а работа 2003 года Лоуренса Краусса (Lawrence Krauss) и Брайана Шабойе (Brian Chaboyer) дала средний возраст 13,2 ± 1 млрд лет.
Существует и другой метод, использующий белые карлики (рис. 27.3). Эти компактные звезды остывают довольно медленно, поэтому в пределах возраста Галактики их поверхность должна оставаться довольно горячей: ее температура не может опуститься заметно ниже 4000 К. Поэтому нужно найти самый холодный белый карлик, он будет самым старым, и по температуре его поверхности можно вычислить его возраст. В 2002 году Брэд Хансен (Brad Hansen) с коллегами определили возраст шаровых скоплений в 12,7 ± 0,7 млрд лет. В этой же работе было показано, что белые карлики галактического диска значительно моложе, что свидетельствует о более позднем формировании диска внутри гало из темного вещества. В итоге все данные указывают, что возраст Галактики близок к 13 млрд лет, а ее диск постепенно собирался после этого в течение миллиардов лет.
Никогда еще не удавалось обнаружить звезды первого поколения, состоящие из чистого водорода и гелия. Возможно, это означает, что все они были очень массивными и давно уже взорвались. За последние годы было найдено несколько звезд, содержащих очень мало тяжелых элементов; они могли бы быть звездами первого поколения. Чаще обнаруживают звезды, у которых обилие тяжелых элементов составляет 1 % от их обилия у Солнца.
Рис. 27.3. Древние белые карлики возрастом 12–13 млрд лет в шаровом звездном скоплении М4 в созвездии Скорпион. На верхнем снимке показано скопление целиком. На нижнем левом снимке — небольшая область этого скопления, сфотографированная космическим телескопом «Хаббл» (HST). На нижнем правом снимке — снятая с большей экспозицией и увеличенная часть этой области, где видны очень тусклые карлики, отмеченные кружками. С разрешения NASA и Н. Richer (University of British Columbia); NOAO/AURA/NSF.
Традиционно их называют звездами населения II не потому, что они произошли вторыми после первого поколения, а потому, что они были предшественниками «обычных» звезд типа Солнца, принадлежащего нынешнему населению звезд — населению I, которое отделено от звезд населения И, возможно, многими поколениями. Все звезды населения II с массой Солнца или более массивные уже прошли свой эволюционный путь до конца, и только маломассивные звезды населения II до сих пор ярко светят и будут светить еще некоторое время.
