10:07 Как зажигались Первые Звезды. | |
 Еще лет двадцать назад была известна лишь горсточка галактик старше семи миллиардов лет (этот порог соответствует космологическому красному смещению, превышающему единицу). Некоторые ученые даже открыто сомневались, что столь древние звездные скопления в самом деле существуют в значительных количествах. Устранению этого заблуждения помог случай. В 1995 году руководитель научных программ космического телескопа «Хаббл» Роберт Уильямс попросил у нескольких авторитетных астрономов совета, как лучше всего использовать ту долю обсервационного времени, которой он распоряжался по своему усмотрению. Часы горячих споров ни к чему не привели – каждый участник встречи отчаянно боролся за собственную программу. И тогда кто-то предложил просто направить телескоп в любую точку небесной сферы и «просверлить там дыру максимальной глубины» (именно в таких выражениях).Эта идея оказалась на редкость плодотворной. В рамках нового проекта HDF (The Hubble Deep Field) орбитальная обсерватория более десяти суток наблюдала участок небесной сферы площадью в 5,25 квадратной угловой минуты. В результате было обнаружено несколько тысяч сверхдалеких галактик, часть которых (с красным смещением порядка 6) возникла всего через миллиард лет после Большого взрыва. Стало совершенно ясно, что процесс возникновения звезд и звездных скоплений шел полным ходом, когда Вселенная была в 20 раз моложе своего нынешнего возраста. Дальнейшие наблюдения в рамках проектов HDF-South и Great Observatories Origins Deep Survey только подтвердили эти выводы. А в январе 2011 года астрономы из Нидерландов, США и Швейцарии сообщили о вероятной идентификации галактики с более чем десятикратным красным смещением, возникшей не позднее 480 млн лет после Большого взрыва. Можно надеяться, что уже в нынешнем десятилетии космические и наземные телескопы отловят звездный свет с двадцатикратным красным смещением, который ушел в космос, когда Вселенной было не более 300 млн лет.
Отдельные звезды первого поколения, в отличие от составленных из них галактик, еще не обнаружены. Это и понятно – их излучение достигает Земли в виде очень слабых потоков фотонов, отодвинутых красным смещением в далекую инфракрасную зону. Однако за несколько сотен миллионов лет с момента своего рождения эти светила (их также называют звездами популяции III) так повлияли на состав межгалактического вещества, что эти изменения замечают даже современные телескопы. С другой стороны, теоретики неплохо разбираются в процессах, которые свыше 13 млрд лет назад впервые запустили процесс рождения звезд и звездных скоплений.
Отдельные звезды первого поколения, в отличие от составленных из них галактик, еще не обнаружены. Это и понятно – их излучение достигает Земли в виде очень слабых потоков фотонов, отодвинутых красным смещением в далекую инфракрасную зону. Однако за несколько сотен миллионов лет с момента своего рождения эти светила (их также называют звездами популяции III) так повлияли на состав межгалактического вещества, что эти изменения замечают даже современные телескопы. С другой стороны, теоретики неплохо разбираются в процессах, которые свыше 13 млрд лет назад впервые запустили процесс рождения звезд и звездных скоплений.
Почитать Хаблл показал как умрет наше Солнце
Облака-предшественники
Звезды образуются из диффузной космической материи, сгустившейся под действием сил гравитации. В общих чертах этот механизм был ясен еще Ньютону.Разумеется, современная наука сильно обогатила ньютоновское объяснение. В начале прошлого века британский астрофизик Джеймс Джинс доказал, что газовое облако коллапсирует лишь в том случае, если его масса превышает определенный предел. Когда газ стягивается к центру облака, возрастает его давление и возникают звуковые волны, распространяющиеся к периферии. Если их скорость меньше скорости гравитационного стягивания газа, облако продолжает коллапсировать, увеличивая плотность вещества в центральной зоне. Поскольку скорость звука пропорциональна квадратному корню температуры, а темп гравитационного сжатия возрастает вместе с массой, газовое облако коллапсирует тем легче, чем оно холоднее и тяжелее.
Во времена юной Вселенной в возрасте нескольких десятков миллионов лет космический газ состоял из водорода (76% массы) и гелия (24%), образовавшихся через несколько минут после Большого взрыва (плюс совсем немного лития). Его температура не особенно отличалась от температуры реликтового микроволнового излучения, которая к тому времени составляла около 100К. Пространство было заполнено и темной материей, плотность которой тогда была довольно высока (сейчас из-за расширения Вселенной она в десятки раз меньше). Темная материя, как и обычная, служит источником тяготения и потому вносит вклад в полную гравитационную массу газовых облаков. В этих условиях масса Джинса (теория Джинса правильно предсказывает массы и размер новорожденных звезд ) составляет примерно 105 солнечных масс. Это и есть нижний предел полной массы скоплений обычной (барионной) и темной материи, из которых могли родиться первые звезды. Для контраста следует отметить, что звезды нашей Галактики, в том числе и Солнце, появились на свет без всякой помощи темной материи.
Темное начало
Роль темной материи в запуске процесса звездообразования исключительно важна. Ионизированный водородно-гелиевый газ, заполнявший пространство вплоть до эпохи возникновения нейтральных атомов (около 400 000 лет после Большого взрыва), был настолько «сглажен» взаимодействием с реликтовым электромагнитным излучением, что его плотность всюду была практически одинакова. Если бы еще и темная материя равномерно распределялась по космическому пространству, то локальным газовым сгусткам просто неоткуда было бы взяться, и звездообразование никогда бы не началось. Этому помешали флуктуации квантовых полей, породившие частицы темной материи в первые мгновения после Большого взрыва. Поскольку она не была подвержена нивелирующему действию реликтовой радиации, ее плотность кое-где несколько превышала средние значения. Эти максимумы плотности создавали гравитационные «колодцы», в которых собирались частицы газа. Темная материя не только обеспечивала формирование первичных газовых облаков, но и влияла на их последующий коллапс. Она создавала гравитационные конверты, внутри которых обычный газ закручивался приливными силами и превращался в тонкий вращающийся диск. Так формировались протогалактики, окруженные оболочками (гало) из темной материи. Локальные уплотнения внутри диска давали начало отдельным звездам.
Но это еще не полная картина. Поскольку уплотняющийся газ нагревается, 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 составляло проблемы. В те времена космическая среда уже содержала частицы пыли и отдельные многоэлектронные атомы (скажем, азота, углерода и кислорода). При столкновениях они легко излучали фотоны и теряли энергию, вследствие чего температура газовой среды упала до 10–20 К. У первичных облаков такого выхода не было, и они могли терять температуру лишь за счет излучения атомарного и молекулярного водорода. Но атомарный водород служит эффективным охладителем лишь при нагреве свыше 10 000 К, а первичные облака были много холоднее. Процесс звездообразования спасали двухатомные молекулы водорода, теряющие энергию уже при нескольких сотнях кельвинов. По всей вероятности, они возникли благодаря столкновениям атомов водорода со свободными электронами, которых в космическом пространстве вполне хватало (электроны лишь катализировали эту реакцию и потому сами не расходовались).
Когда зажглись первые звезды, не знает никто, но некоторые специалисты полагают, что это могло произойти всего через 30 млн лет после Большого взрыва. Не исключено, что в будущем эту дату пересмотрят, однако есть все основания утверждать, что в возрасте 100 млн лет Вселенная уже обладала звездными популяциями.
Звезды-пионеры были законченными эгоистами. Они заливали окружающее пространство жестким ультрафиолетом, легко разрушающим молекулы водорода, и тем самым препятствовали возникновению новых звезд. Однако своим излучением (особенно рентгеном) они постоянно подогревали окружающее пространство. Поэтому космический газ постепенно прогрелся до температур, при которых на холодильную вахту заступил атомарный водород, и процесс звездообразования возобновился. Более того, этот процесс усилился, поскольку атомарный водород при температурах свыше 10 000 К излучает больше энергии, нежели молекулярный. Вторая стадия интенсивного формирования звезд популяции III имела место внутри самых ранних галактик, которые были еще очень мелкими (по современной классификации – карликовыми).
Эра светил
Дозвездная вселенная не отличалась сложностью. Ее состояние описывает лишь несколько космологических параметров — в частности плотность различных форм материи и температура реликтового излучения. Новорожденные звезды одновременно исполняли роль мощных источников электромагнитных волн и фабрик химических элементов. Хотя жизненный срок первых светил был недолгим, они качественно изменили космическую среду.
Первые звезды вспыхивали в зоне повышенной плотности газовых частиц, образовавшихся в ходе гравитационного коллапса облаков барионной и темной материи с массой порядка 105–106 солнечных масс. Естественно, существуют разные сценарии звездообразования (их можно обсчитать на суперкомпьютере, хотя и не полностью), но в целом все модели сходятся в 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 К и плотности газа порядка 10 000 частиц на 1см3. Поэтому вскоре после формирования газовые сгустки теряли устойчивость и претерпевали гравитационный коллапс. Их температура возрастала весьма умеренно благодаря охлаждающему действию молекулярного водорода. В конечном счете они превращались в аккреционные диски, в которых и родились первые звезды.
До недавнего времени считали, что коллапсирующий сгусток с подобными параметрами больше не распадается и становится родоначальником единственной звезды. Вычисления, основанные на оценке темпов аккреции газа к центру диска, показывают, что масса таких звезд не могла быть больше 1000 солнечных масс. Это теоретическая верхняя граница, и пока не ясно, действительно ли существовали подобные сверхгиганты. Согласно консервативным оценкам, звезды первого поколения не были тяжелее 300, максимум 500 солнечных масс. Нижний предел массы этих звезд задается тем, что молекулярный водород способен снизить температуру облака только до 200 К, и потому звезда, не дотягивающая до 30 масс Солнца, просто не может родиться. Поскольку первичные облака фрагментировались на множество локальных сгущений, первые звезды, скорее всего, возникали сериями численностью в сотни, тысячи (а то и больше) светил. Конечно, это были еще не галактики (те сформировались позднее), но все-таки вполне внушительные звездные сообщества.
Звезды в сотни солнечных масс отличались яркостью и величиной. Их поверхность была разогрета до 100 000 К (атмосфера нашего Солнца в 17 раз холоднее). Типичный радиус такой звезды составлял 4–6 млн км против 700 000 км у Солнца, а светимость превосходила солнечную в миллионы раз. Их существование было очень коротким, максимум 2–3млн лет, и завершали они его неодинаково. Звезды, которые появлялись на свет с массой в140–260 солнечных, в конце жизни сгорели без остатка в сверхмощных термоядерных взрывах, высвобождая энергию порядка 1053 эрг. Светила большей и меньшей массы коллапсировали в черные дыры. А вот нейтронных звезд они после себя не оставили– это удел светил с начальной массой 12–20 (максимум 30) солнечных масс, время которых тогда еще не пришло. Конечно, все вышесказанное – теоретические сценарии, ведь первые звезды никто никогда не наблюдал. Однако же некоторые из них в момент гибели породили мощнейшие гамма-всплески, почти доступные для современной аппаратуры. В 2009 году был замечен всплеск, датируемый 630 млн лет жизни Вселенной, а регистрация еще более ранних всплесков уже не за горами.
Совсем недавно возникли сомнения в правомерности модели изолированного возникновения первых звезд. В феврале 2011 года астрофизики из ФРГ и США опубликовали в журнале Science результаты компьютерного моделирования динамики аккреционных дисков, положивших начало первым звездам. Анализ показал, что такие диски, скорее всего, распадались на фрагменты, и первые звезды появлялись на свет не поодиночке, а парами, тройками и даже более крупными группами.
А не случилось ли так, что отдельные звездные эмбрионы под действием тяготения своих соседей вылетали за границы диска еще до того, как набрали огромную массу? В этом случае среди звезд третьей популяции могли оказаться и довольно легкие светила, способные протянуть миллиарды лет и даже дожить до нашего времени. Однако, как объяснил «ПМ» профессор Техасского университета в Остине Фолькер Бромм, пока удалось проследить лишь начальный этап эволюции аккреционного диска на протяжении нескольких сотен лет: «Скорее всего первые звезды, даже появившиеся на свет группой, все-таки дорастали как минимум до нескольких десятков солнечных масс, как и полагали ранее. Так что гипотетическое появление в ту эпоху светил с умеренной массой– всего лишь логическая возможность».
От суперзвезд к гипердырам
Черные дыры, которые оставили после себя первые звезды, были, во всяком случае, легче их самих и вряд ли имели более сотни солнечных масс. Однако результаты анализа излучения древних квазаров позволяют утверждать, что спустя 800–900 млн лет после Большого взрыва во Вселенной уже имелись черные дыры в миллиард раз тяжелее Солнца. Как могли возникнуть подобные гиганты за столь короткое время?
«На первый взгляд в этом нет никакой загадки, – говорит Абрахам Лёб, профессор астрономии Гарвардского университета и автор недавно опубликованной монографии о первых звездах. – Если постоянно щедро снабжать дыру веществом, с течением времени ее масса станет увеличиваться по экспоненте, подобно колонии бактерий в богатой питательной среде. На таком режиме за несколько сотен миллионов лет дыра, начавшая с сотни солнечных масс, спокойно доберется до миллиарда. Однако дело в том, что гипотеза стабильной подпитки черной дыры аккретирующим газом не соответствует действительности. Вычисления показали, что такая аккреция прерывается по целому ряду причин. Так, при слиянии галактик черные дыры образуют двойные системы, излучающие мощные гравитационные волны, которые буквально вымывают газ из окрестного пространства. А в отсутствие непрерывной подпитки экспоненциального роста просто не будет. Однако есть и другая возможность.
Результаты этого же компьютерного моделирования показывают, что внутри первых карликовых галактик, которые уж точно существовали спустя 500 млн лет после Большого взрыва, могли сформироваться подлинные звезды-исполины. Молекул водорода в пространстве тогда уже не осталось, а среда из атомарного водорода не могла снизить температуру менее 10 000 К. Однако эти галактики все же имели солидный объем и с помощью темной материи захватывали много больше газа, нежели облака, положившие начало самым первым звездам. В этой ситуации возможен сценарий, в соответствии с которым горячий коллапсирующий газ не распадается на многочисленные сгустки, а очень быстро, без предварительного формирования аккреционных дисков, порождает одиночные и парные звезды в несколько миллионов солнечных масс. После них могли остаться черные дыры-миллионники, имеющие реальный шанс тысячекратного роста в течение последующих 300–400 млн лет. Это решает загадку раннего появления сверхмассивных черных дыр – пока, естественно, только в теории».
Наглядное свидетельство
Первые звезды навсегда изменили состав межгалактической среды. Они практически уничтожили молекулярный водород, стопроцентно ионизировали водород атомарный и запустили синтез элементов тяжелее гелия и лития, которые до того в природе еще не существовали. Звездное население той далекой эпохи погибло в ранней юности, но оставило после себя обновленный космос, в котором возникли условия для формирования крупных галактик и звезд с планетными системами. Одна из таких звезд красуется на нашем небосводе....
И недавнее открытие астрофизиков поколебало традиционное представление о ранних этапах эволюции Вселенной. Согласно последнему, после Большого взрыва образовалась смесь водорода, в которой имеется малая толика гелия и совсем немного лития. Но вот ученые обнаружили звезду первого поколения, под завязку набитую этим элементом. Откуда же литий появился там?
Литий (латинское Lithium, обозначается символом Li) — элемент с атомным номером 3 и атомным весом 6,941. Является элементом главной подгруппы первой группы, второго периода периодической системы химических элементов Дмитрия Ивановича Менделеева. Простое вещество литий — мягкий, пластичный, очень легкий щелочной металл серебристо-белого цвета.
Природный литий состоит из двух стабильных изотопов — 6Li (7,42 %) и 7Li (92,58 %). Однако в некоторых образцах лития изотопное соотношение может быть сильно нарушено вследствие природного или искусственного фракционирования изотопов. Это следует иметь в виду при точных химических опытах с использованием лития или его соединений. У лития известны семь искусственных радиоактивных изотопов (4Li − 12Li) и два ядерных изомера (10m1Li − 10m2Li). Время их жизни крайне невелико: у 8Li (наиболее устойчивый) период полураспада равен 0,841 секунды, а у 9Li — 0,168 секунды. Экзотический изотоп 3Li (трипротон), по-видимому, не существует как связанная система. 7Li является одним из немногих изотопов, возникших при первичном нуклеосинтезе (то есть вскоре после Большого Взрыва).
Почитать Звезда-Магнит
Шаровое звездное скопления — одно из самых красивых зрелищ, которые можно увидеть с помощью телескопа. Сферическое облако сверкающих бриллиантами звезд на черном бархате космических глубин считается долгожителем Вселенной. Вокруг Млечного Пути по своим траекториям движутся более 150-ти этих замечательных объектов, и звезды в них тоже самые старые, они родились задолго до нашего Солнца!
 Ближе остальных к Солнечной системе расположено шаровое скопление Мессье 4 - до него 7 200 световых лет. Полагают, что звезды в нем вдвое старше Солнца. И одно из светил скопления, система PSR B1620-26, в которой недавно нашли экзопланеты, может считаться патриархом, поскольку ее возраст исчисляется 13-ю миллиардами лет! Чем же отмечены звезды, родившиеся на заре Вселенной? Их особенности очень важны, поскольку они существовали дольше всех иных светил…Ученые Европейской южной обсерватории, объединенные в коллективном проекте 15 стран Европы, с помощью мощного телескопа с адаптивной оптикой, который носит название Очень большого телескопа, обнаружили необычный состав у самых древних звезд по их спектральным характеристикам. Эти первые загоревшиеся во Вселенной светила появились через 0,7-1,5 миллиарда лет от начала времен, которое принято называть Большим взрывом.
Из этого следует, что у них должна быть очень низкая металличность, поскольку львиная доля первоначально возникшей материи — самые легкие элементы, преимущественно водород. Так принято считать, хотя есть и иные предположения. Именно новые экспериментальные исследования должны внести ясность в начальные процессы формирования звезд из праматерии после Большого взрыва.
Спектральные исследования звезд в шаровом скоплении Мессье 4 позволяют как подтвердить ортодоксальную точку зрения (преимущество легких элементов в начале жизни Вселенной), так и допустить возможность иного формирования элементного состава первоматерии Вселенной. Действительно, большинство звезд в Месье 4 состоят из легких элементов. Но одна звездочка под номером 37934, карлик, предъявила такое количество лития — 2,87 процента, что поразила специалистов.
По теоретическим предположениям, литий обязательно должен был исчезнуть за столь долговременную жизнь светила. Это демонстрируют все многочисленные соседи карлика №37934. Ранее нигде во Вселенной ничего подобного не наблюдали.
Согласно предположениям о судьбе лития в звездах шаровых скоплений, он должен был диффундировать вглубь небесного тела, будучи сравнительно тяжелым элементом. Но единственное экспериментальное обнаружение аномального по содержанию лития объекта-карлика толкает на поиски иного решения эволюции такой звезды.
Итак, в одном из самых заурядных тел шарового скопления лития оказалось очень много. Очевидно, что оно либо сохранило первоначальный литий (тогда нужны коррективы к теории эволюции звезд), либо обогатилось свежим литием, дополнившим его запас на звезде. Теоретически подобное возможно (если рядом был компаньон, у которого запас этого металла весьма велик), но такая ситуация чрезвычайно экзотическая, и обосновать ее затруднительно. На фоне громадного количества одинаковых звезд подобная аномалия практически невероятна.
Также, на самой границе нашей Солнечной системы исследователи заметили архидревнюю звезду, которая абсолютно не укладывается, по сути, в «прокрустово ложе» современной теории звездообразования.
Неизвестная Звезда в созвездии Льва, по массе сопоставимая с нашим Светилом, оказалась одной из самых бедных химическими элементами тяжелее гелия. С точки зрения современной астрономии, таких звезд просто быть не может. 13 миллиардов лет назад, сразу после так называемого «Большого взрыва», не могли появиться звезды малой массы. Между тем астрономы отыскали в созвездии Льва звезду, которая одновременно является «возрастной» и маломассивной, пишет авторитетный журнал «Nature».
Почитать Созвездие Лев (Leo)
Так называемые «первейшие» звезды наделены довольно низкой металличностью. Подобные звезды образовались на самом раннем этапе эволюции Вселенной, в момент пока термоядерные реакции и взрывы сверхновых еще не успели «засеять» ее элементами тяжелее гелия. Принято считать, что сразу после Большого Взрыва Вселенная «содержала» только 75% водорода, 25% гелия и чрезвычайно малое количество лития.
Возраст звезды SDSS J102915+172927, находящейся в созвездии Льва, по расчетам астрономов, составляет свыше 13 млрд лет, при том, что возраст самой Вселенной насчитывает, где-то 13,75 млрд лет. Масса нового светила составляет менее 0,8 массы Солнца. По содержанию тяжелых химических элементов новооткрытая звезда может стать одной из самых «первобытных» в истории научных исследований, хотя, по нынешним представлениям, такая маленькая звезда ну никак не могла возникнуть столь рано.
Почитать Планета или Звезда?
«Общепринятая теория трактует, что аналогичных звезд, с малой массой и низким содержанием металлов, существовать не должно, так как облака вещества, из которого они должны были появиться, элементарно не могли сжаться. Было неожиданным найти звезду в этой «запретной зоне», это означает, что нам, вероятно, придется пересмотреть некоторые модели формирования звезд», - отметила Элизабетта Каффау из Европейской южной обсерватории (ESO).
Традиционно принято считать, что небольшие звезды, такие как SDSS J102915+172927, могли создаться лишь после того, как тяжелые химические элементы охладили облака межзвездного вещества до некоего критического уровня, в момент, когда гравитация в облаке превосходила давление горячего газа, и оно как бы «схлопывалось» в звезду.
Команда Элизабетты Каффау применила для изучения «невозможной» звезды инструменты Very Large Telescope (ESO) — телескопа, который до того обнаружил «первобытные" звезды в карликовых галактиках в созвездиях Скульптора, Секстанта, Печи и Киля.
Анализ данных с телескопа VLT продемонстрировал, что доля тяжелых элементов в составе SDSS J102915+172927, где-то в двадцать тысяч раз меньше, чем у Солнца.
«Новооткрытая звезда довольно тусклая, а ее металличность столь низкая, что поначалу мы смогли идентифицировать следы лишь одного элемента тяжелее гелия - кальция. Нам пришлось провести дополнительное время на телескопе, чтобы изучить эту звезду обстоятельнее», - сообщил участник наблюдений Пьеркарло Бонифацио из Парижской обсерватории.
Правда, при этом сколько-нибудь значимого количества лития в составе звезды выявить нам не удалось - по оценкам исследователей, его в SDSS J102915+172927, примерно, в сорок раз меньше, чем в теории должно было быть в «новоявленной» Вселенной. Все это значит, что вещество, из которого возникла звезда, должно было прогреться до температуры свыше двух миллионов кельвинов, чтобы почти весь литий «смог» разрушился.
По мнению астрономов, эта «невозможная» звезда, вероятнее всего, все-таки не уникальна — ведь они смогли разглядеть еще несколько звезд, которые могут быть наделены такой же или даже меньшей металличностью.
«Теперь мы намерены изучить их при помощи VLT, чтобы проверить, действительно ли они так «первобытны», - отметила Каффау.
Кстати, совсем недавно другой коллектив ученых описал еще одно «невозможное» светило - масса нейтронной звезды PSR J1614-2230 составляет около 1,97 солнечных, что ощутимо превышает пределы, которые прописаны в рамках нынешних теорий, берущих объяснить природу таких космических объектов.
Почитать Нейтронная Звезда Кальвера
Теория Большого взрыва формулирует следующие представления о первых секундах рождения Вселенной: появление самых легких субатомных частиц, смеси из преимущественно водорода, малой толики гелия и совсем малой — лития. Однако, противоречие на сегодняшний день состоит в том, что, по модельным расчетам, лития должно быть больше, чем обнаруживается в окружающем космическом пространстве Вселенной. Спектральные наблюдения достаточно точны, и списать расхождение на ошибки измерений невозможно. Куда же девался литий или каковы погрешности в теории?
Возможно, литий "утонул" в глубинах звезд, и его просто не видно в наблюдениях. Это отчасти подтвердилось при исследовании атмосфер старых звезд на окраинах Млечного Пути. Эти звезды находятся вдали от ядра Галактики, где литий может нарабатываться в процессах синтеза, и должна сохраняться первоначальная концентрация лития. Обнаруженная величина равна одной трети от модельной величины.
Кристофер Хок из Университета Нотр-Дам (Индиана, США) и его соавторы проверили наличие лития по данным о Малом Магеллановом Облаке, галактике-спутнику Млечного Пути. Специалисты проанализировали компоненты межзвездного газа в этой галактике, поскольку в газовой среде литий отчетливо выявляется — ему здесь просто не в чем тонуть.
По наблюдениям Очень большого телескопа Европейской южной обсерватории астрономы выявили именно то количество лития, которое предсказано моделью Большого взрыва, об этом была опубликована работа в журнале Nature. Это тоже не закрывает сложный вопрос наличия лития во Вселенной. Этот легкий элемент постоянно возникает во Вселенной, а сверхновые взрывами распределяют его по Метагалактике, как и все остальные элементы, синтезированные в термоядерных процессах.
Новые результаты, по словам Кристофера Хока, лишь усугубили литиевую загадку: "Говорить о решении этой проблемы можно только в том случае, если со времен Большого взрыва никаких изменений в количестве имеющегося лития не происходило". И это только в применении к масштабам Малого Магелланова Облака!
Удивительно то обстоятельство, что за 12-13 миллиардов лет термоядерного синтеза созданы трансурановые тяжелые элементы, все разнообразие элементов таблицы Менделеева, которые делают возможной жизнь на Земле, а концентрацию лития объяснить не удается.
Тем более, что в новой работе Мигеля Пато из Мюнхенского технического университета (Германия) и Фабио Йокко из Стокгольмского университета (Швеция) показано, что не только сверхмассивные черные дыры в ядрах галактик, но и самые обычные многочисленные черные дыры звездного происхождения должны генерировать литий в своих аккреционных дисках весьма интенсивно. То есть практически каждый микроквазар (система черной дыры и аккреционного диска) должен производить тонны этого металла.
Еще одно предположение Кристофера Хока постулирует наличие неких экзотических с физической точки зрения реакций сразу после Большого взрыва, в которых замешана темная материя, которая подавляла образование лития. Это могло бы объяснить большее количество лития в Малом Магеллановом Облаке, чем в нашей Галактике. Проверить эту идею Хок намерен в дальнейшем изучении Малого Магелланова Облака. Тяжелая загадка легкого лития пока далека от окончательного решения.
http://www.pravda.ru/science/planet/space/13-09-2012/1127859-litium-1/
http://www.i-think.ru/wikimet/?type=metall§ion_id=375
http://www.popmech.ru/article/8908-oni-byili-pervyimi/
http://www.km.ru/nauka/2011/09/02/nauchnye-issledovaniya-i-otkrytiya-v-mire/otkryta-zvezda-kotoroi-teoreticheski-byt-
| |
|
| |
| Всего комментариев: 0 | |