Изначально вещество Вселенной было ионизированным, но по мере остывания Вселенной протоны рекомбинировались с электронами, и вещество становилось более-менее нейтральным. А сейчас оно снова ионизировано, и сделать его таким могло только излучение первых звезд. Авторы одной из недавних работ утверждают, что им удалось зафиксировать момент реионизации, и получилось, что она происходила спустя примерно 250 миллионов лет после Большого взрыва: в этот момент появилось звездное ультрафиолетовое излучение.
Мы не знаем наверняка, когда появились самые первые звезды. Самые старые звезды в нашей Галактике живут примерно 11–13 миллиардов лет. Соответственно, примерно столько же времени Млечному Пути, но о его образовании мы знаем немного.
Процесс сжатия протозвезды довольно сложен. Сначала протозвездное облако должно оставаться очень холодным, чтобы тепловое давление не препятствовало сжатию, и лишь потом начать разогреваться. А почему оно остается холодным? В наше время роль теплоотвода играют пылинки: тепловое движение частиц газа приводит к их столкновению с пылинками, которым они передают свою энергию, а пылинки высвечивают ее в инфракрасном диапазоне. Нагрев звезды начинается в момент, когда пыль становится непрозрачной к собственному излучению и из протозвезды перестает выходить инфракрасный поток, но она к этому времени уже довольно плотна, гравитация сделала свое дело. Также газ остывает благодаря наличию в ней некоторых атомов и ионов (углерод, кислород, ион углерода), которые умеют принимать в себя тепловую энергию, превращать ее в энергию возбуждения и светиться. То есть, говоря упрощенно, межзвездный холодильник обязательно связан с атомами тяжелых элементов. Но эти тяжелые элементы появляются в результате нуклеосинтеза, идущего в уже существующих звездах. А в первых звездах нуклеосинтезированных элементов не могло быть.
Эту проблему пытаются решить разными способами. Например, предполагают, что первые звезды были очень-очень массивными, в тысячи солнечных масс: раз вещество нельзя остудить, значит, нужно нагнать больше массы, чтобы победить тепловое давление и запустить реакции между атомами водорода. Другое объяснение связано с присутствием дейтерия, которого было существенно меньше, чем водорода, но, возможно, достаточно, чтобы охладить водород. Но это лишь одни из предположений. Возможно, разрешить этот вопрос сможет телескоп Джеймса Уэбба, запуск которого в настоящее время планируется на 2021 год.
Шаровое скопление — скопление звезд, тесно связанных гравитацией и обращающихся вокруг галактического центра в качестве спутника. В них не идет процесса звездообразования, и считается, что самые старые звезды обитают именно в шаровых скоплениях. На снимке — NGC 104 (47 Тукана), второе по яркости скопление после омеги Центавра. NASA, ESA, and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration
В нашей Галактике в год в среднем образуется около пяти звезд — это можно оценить благодаря тому, что рождение звезды в принципе сопровождается появлением ультрафиолетового и ультракрасного инфракрасного излучения с определенными свойствами. При этом забавно, что Туманность Андромеды, например, нам в этом аспекте, как и во многих других аспектах, исследовать удобнее, чем Млечный Путь, поэтому об образовании звезд в других галактиках мы знаем больше, чем в своей.
Дмитрий Вибе, доктор физико-математических наук, заведующий отделом физики и эволюции звезд Института астрономии РАН