„James Webb“ viděl záření úplně prvních hvězd ve vesmíru

Jak astronomové objevili pozůstatky výbuchů prvních hvězd v historii vesmíru

Vědci našli v hlubinách vesmíru oblaka plynu, která zbyla po explozích prvních hvězd, zcela odlišná od těch moderních. K tomuto objevu jim pomohl Very Large Telescope neboli VLT, největší dalekohled na světě. Objev učinil vědecký tým pod vedením Sebastiana Lopeze z Chile. Vědecká práce byla publikována v časopise Astrophysical Journal.

Ukončete režim celé obrazovky

Rozbalte na celou obrazovku

Kvasar vyzařuje světlo. Světlo prochází oblakem plynu a materiál oblaku absorbuje některé části spektra kvasaru. Elementární složení oblaku lze určit podle polohy tmavých čar

Když se ve vesmíru rozednilo

Často se říká, že historie vesmíru začala velkým třeskem před 13,7 miliardami let. Správnější by bylo říci, že vesmír, jak jej známe, začal touto událostí. Před tím tam byly nějaké částice a pole, ale nebyly tam ani atomy, o hvězdách a galaxiích nemluvě.

Bezprostředně po velkém třesku byla teplota příliš vysoká na to, aby existovala atomová jádra. Prostor se ale rychle rozšiřoval, energie byla distribuována do stále většího objemu a látka se ochlazovala. Již v první vteřině se objevily protony a neutrony. Během několika minut se spojily do atomových jader v prvních termonukleárních reakcích ve vesmíru. Potom teplota klesla a reakce se zastavily.

Svět novorozenců byl monotónní a nudný. Prostor byl téměř stejnoměrně vyplněn plynem, tak řídkým, že podle pozemských měřítek to bylo prostě vakuum. Tento plyn byl směsí vodíku a helia s nepatrnou příměsí lithia, berylia a boru, kterou lze ignorovat. Pouze tyto nejjednodušší prvky vznikly v primárních termonukleárních reakcích.

Ale neúnavný sochař – gravitace – se okamžitě pustil do práce. Distribuce látky stále nebyla zcela rovnoměrná; docházelo k občasným koncentracím a vzácnostem. Tam, kde bylo trochu více hmoty, byla gravitace silnější. Do tohoto bodu byly přitahovány nové masy hmoty. Tím byla gravitace silnější a kruh se uzavřel. Původní malinká hrudka vyrostla jako sněhová koule.

Prvotní plyn se tedy shromáždil do obrovských mračen, ze kterých se později staly galaxie a kupy galaxií. Nebyly ani homogenní: gravitace sbírala hrudky uvnitř hrudek. V nejhustších a nejkompaktnějších shlucích se teplota a tlak zvýšily natolik, že začaly termonukleární reakce. Při těchto reakcích se vodík přeměnil na helium a helium na těžší prvky. Tyto „reaktory“ byly prvními hvězdami. Okamžik jejich výskytu se poeticky nazývá kosmický úsvit.

Kdy byl vesmír poprvé osvětlen světlem hvězd? Podle některých výpočtů již 250–350 milionů let po velkém třesku. Alespoň v první miliardě let.

Velký cyklus

Svítidla plynule proudí do okolního prostoru hmotou – hvězdným větrem. A na konci svého života, když skončí termonukleární reakce, hvězda zkolabuje. Jeho jádro se promění v kompaktní zbytek a jeho vnější vrstvy se rozptýlí do prostoru. U malých svítidel se to děje postupně, ale masivní (od deseti hmotností Slunce) zemřou při katastrofickém vypuknutí supernovy. Výsledek je stejný: část hmoty je zachována ve zbytku (bílý trpaslík, neutronová hvězda nebo černá díra) a zbytek se promění v mezihvězdný plyn. A proto se může stát materiálem pro nové hvězdy.

Kolik cyklů tohoto cyklu již prošlo? Astronomové to posuzují podle spektra svítidel, které odráží chemické složení jejich povrchu. Téměř po celý život hvězdy probíhají hluboko v jejích hloubkách termonukleární reakce. Proto se povrch skládá ze stejné látky, z níž kdysi vznikla hvězda.

Všechny prvky, kromě vodíku a helia, astronomové nazývají kovy (chemika by z takové lehkomyslnosti ranila mrtvice).

Slunce je tvořeno kovy asi ze 2 %. To znamená, že látka, ze které naše hvězda vzešla, prošla v útrobách hvězd již dvakrát termonukleárním zpracováním.

Jinými slovy, Slunce je hvězda třetí generace. Většina svítidel Mléčné dráhy patří ke stejné generaci.

Ale v Galaxii jsou hvězdy, které jsou extrémně chudé na kovy. Některé z nich jsou tisíce a dokonce milionkrát chudší než Slunce! Tato svítidla jsou několika zbývajícími zástupci druhé generace. Byly vytvořeny z materiálu, který byl ve hvězdných termonukleárních pecích pouze jednou.

Hvězdy první generace by se měly skládat pouze z vodíku a helia – prvků vzniklých bezprostředně po velkém třesku. Takhle ta teorie každopádně zní. Nikdo nikdy neviděl „živou“ hvězdu první generace a prakticky neexistuje žádná naděje na takové seznámení. Abychom pochopili, proč tomu tak je, povíme si podrobněji o přeměně nudných hrudek mezihvězdného plynu na zářící tělesa.

Cesta ke světlu

Ukončete režim celé obrazovky

Rozbalte na celou obrazovku

Takto si umělec – autor kresby – představuje vzdálený oblak plynu, schematicky zobrazující atomy různých prvků

Zárodek hvězdy, ve kterém ještě nezačaly termonukleární reakce, se nazývá protohvězda. Protostar se smršťuje vlastní gravitací. Kvůli tomu se uvnitř zvyšuje teplota a tlak. Tento tlak odolává stlačení. Kdo vyhraje tento boj, závisí na síle gravitace, a tedy na hmotnosti. Jupiter se nestal hvězdou právě proto, že tlak v jeho hlubinách vyrovnal gravitaci a zastavil kompresi. Pokud by byl stokrát hmotnější, tento obr by se zmenšoval, dokud v jeho hlubinách nepropuknou termonukleární reakce. Ve sluneční soustavě by se objevila druhá hvězda.

Ale není to jen o hmotnosti a gravitaci. Jak se protohvězda smršťuje, vysílá infračervené vlny do vesmíru. Tím se mírně ochladí jeho vnitřek a sníží se tlak (tlak horkého plynu je za jinak stejných okolností vyšší než tlak studeného plynu). To je jediná věc, která jí umožňuje se dále zmenšovat. Pokud by protohvězda nic nevyzařovala, tlak by se zvýšil příliš rychle a zastavil by kompresi před dosažením „termonukleárního prahu“. Jakkoli to může znít paradoxně, budoucí hvězda potřebuje neustále uvolňovat část svého vnitřního tepla, aby nakonec zahřála svůj vnitřek na miliony stupňů.

Prvotní monstra

Tady začínají detaily, ve kterých se podle přísloví skrývá čert. Na povrchu protohvězd druhé a třetí generace byly molekuly kovů, protože kovy již byly vytvořeny. Jedná se o velmi účinné infračervené zářiče. Díky nim se protohvězda s alespoň 10 % hmotnosti Slunce promění ve hvězdu. Je to právě kvůli velmi demokratické „hmotnostní kvalifikaci“, že většina hvězd v Galaxii má nižší hmotnost i než naše skromné ​​Slunce. Drobných hrudek hmoty je vždy mnohem více než velkých (srovnejte např. počet planet ve sluneční soustavě s počtem asteroidů).

Ale v době kosmického úsvitu ještě nebyly žádné kovy. Jediným zářičem, který astrofyzikové našli vhodný pro tuto éru, byly molekuly vodíku. A nevyzařují infračervené vlny příliš snadno.

Ukazuje se, že mnoho protohvězd první generace vymřelo, aniž by se hvězdami staly. Jen kolosům o hmotnosti minimálně desítek sluncí se podařilo zmenšit natolik, že zahájily termonukleární reakce a rozptýlily temnotu vesmíru. Dnes hvězdy takovýchto hmotných obrů nazýváme a považujeme je za vzácné ve srovnání s trpasličími hvězdami, které vyplňují Galaxii. Mimochodem, Slunce je také trpaslík, i když je hmotnější než většina jeho protějšků.

První generace měla své giganty, v dnešní době nepředstavitelné. Možná se jejich hmotnost měřila v tisících sluncí. Dnes taková protohvězda ani nemůže vzniknout: změní se na hvězdu mnohem dříve. Současní rekordmani nedosahují ani 200 sluncí.

Astronomové sní o pohledu na tyto prvotní obry. Ale masivní hvězdy mají velmi krátkou životnost. Ano, mají obrovské zásoby „paliva“, ale termonukleární reakce jsou také velmi intenzivní. Obyčejný červený trpaslík třetí generace s hmotností 10 % Slunce bude přinejmenším doutnat po biliony let. Slunce vydrží asi 10 miliard let a polovina této doby již uplynula. A hvězdy první generace se svou obrovskou hmotností měly shořet a explodovat jako supernovy za pouhé miliony let. A vznikly, připomeňme si, před více než 13 miliardami let. Najít prastarou hvězdu, která přežila dodnes, je jako potkat člověka narozeného v milionovém roce před naším letopočtem.

Stroj času se nespustí

Astronomové samozřejmě mají svůj slavný „stroj času“. Světlu ze vzdálených galaxií trvá miliardy let, než dorazí na Zemi. Dnes vidíme tyto galaxie tak, jak byly před miliardami let, v okamžiku emise tohoto světla. Dalekohled se dívá nejen do dálky, ale i do minulosti.

Potíž je v tom, že kosmický úsvit vyhořel příliš dávno. Teprve nedávno viděl nejnovější orbitální dalekohled Jamese Webba galaxie, jejichž paprsky byly vyzařovány během éry prvních hvězd. Ale i pro něj jsou tyto galaxie malé, mlhavé skvrny. O rozlišování jednotlivých hvězd v nich nemá smysl ani uvažovat. A viděl Webb světlo hvězd z těchto galaxií? Nebo ukrývají kvasary – supermasivní černé díry, do kterých padá horká hmota? Na tuto otázku zatím neexistuje spolehlivá odpověď.

Mizející světlo

Ale pokud ještě nevidíte samotné první hvězdy, můžete hledat pozůstatky jejich výbuchu. Ne všichni se stali hvězdami druhé generace. Hustota hmoty často nestačí na to, aby ji gravitace zformovala do protohvězdy. Na místě výbuchu pak zůstává oblak plynu, jehož složení se miliardy let nemění. Podobné zbytky prvních hvězd lze pozorovat, aniž bychom se dívali do éry úsvitu.

Ale jak můžete tento plyn vidět dalekohledem, když nezáří? Astronomové vidí nejen to, co světlo vyzařuje, ale i to, co jej pohlcuje. Hlavní věc je mít zdroj světla na pozadí, který prosvítá objektem. Jako takovou baterku je vhodné použít již zmíněné kvasary. Jedná se o nejsilnější zdroje záření v přírodě, jejich paprsky urazí vzdálenosti srovnatelné s velikostí viditelného Vesmíru. A samozřejmě je nutné, aby předmět nebyl zcela neprůhledný. V opačném případě světlo z „lucerny“ jednoduše nedosáhne dalekohledu.

Naštěstí jsou zbytky supernov téměř průhledné, ale jen „téměř“. Pohlcují světlo na určitých frekvencích (absorpční čáry). Pokud tyto frekvence ze spektra kvasaru zmizí, znamená to, že jeho světlo na cestě k Zemi prošlo oblakem plynu. Absorpční linie lze také použít k posouzení složení „průsvitného závoje“, protože každá látka má své vlastní linie. A podle posunutí těchto čar ve spektru je určena vzdálenost k oblaku.

To vše se samozřejmě snáze řekne, než udělá. Lopez a jeho kolegové potřebovali obří dalekohled VLT se čtyřmi osmimetrovými zrcadly a prvotřídním spektrografem X-shooter.

Díky těmto přístrojům vědci objevili 54 oblaků plynu. Kvazarové paprsky jimi procházely 1,5–2 miliardy let po velkém třesku. V té době už první hvězdy explodovaly, ale jejich zbytky se ještě nestihly rozptýlit.

Vědci vybrali 37 mraků s největší chudobou na kovy. Astronomové v nich určovali obsah uhlíku, kyslíku, hořčíku, křemíku, hliníku a železa. Zvláštní pozornost pozorovatelů přitahovaly tři mraky. Kromě celkově nízkého obsahu kovů byly neobvyklé i svými proporcemi: ve srovnání s uhlíkem bylo příliš málo železa. Některé hvězdy druhé generace, tzv. CEMP-no stars, mají stejné složení.

Stopy katastrofy

Připomeňme, že druhá generace hvězd vznikla z pozůstatků první generace hvězd. V roce 2005 vědecký tým vedený Keiichi Maedou z Japonska vysvětlil https://www.science.org/doi/10.1126/science.1112997 složení CEMP-no-stars. Vědci spočítali, že taková látka by měla vzniknout při explozi prahvězd o hmotnosti asi 25 sluncí.

K výbuchu supernovy dochází, když termonukleární reakce hvězdy skončí. Zatímco tyto reakce probíhají, produkují záření, díky kterému hvězda září. Je to tlak tohoto záření, který stabilizuje hvězdu a zabraňuje gravitaci ji stlačit. Když je záření „vypnuto“, vnější vrstvy hvězdy dopadají na jádro a odrážejí se od něj. Energie nárazu ohřeje hmotu na obrovské teploty. V důsledku toho se kolem rychle se smršťujícího jádra vytvoří horká rozpínající se vlna hmoty, podobná té výbušné. Toto je výbuch supernovy v nejobecnějších pojmech. Detaily jsou velmi složité a velmi závislé na hmotnosti hvězdy, jejím původním složení a dalších parametrech.

Pětadvacet hmotností Slunce není na poměry první generace mnoho. Maeda a kolegové vypočítali, že těžké prvky jako železo spadnou zpět do jádra umírající hvězdy. To znamená, že navždy zůstanou v černé díře, do které se toto jádro promění. Ale uhlík je dostatečně lehký na to, aby odletěl spolu s odrazovými vrstvami. Tak vzniká plynový oblak s nedostatkem železa ve srovnání s uhlíkem.

Ukázalo se, že Lopez a jeho kolegové objevili zbytky právě těch supernov. Pokud by tato oblaka byla dostatečně hustá, vytvořila by druhou generaci CEMP-žádných hvězd. Protože ale nebyla dostatečná hustota, pozorujeme zbytky výbuchů prvních hvězd tak, jak jsou. Nebo spíše, jak byli 1,5–2 miliardy let po velkém třesku.

Toto je nejčistší důkaz, který máme pro hvězdy první generace. Nyní musí astronomové tyto objekty studovat co nejpodrobněji. K tomu pomohou nové a ještě výkonnější dalekohledy – například Extrémně velký dalekohled s 39metrovým zrcadlem, který začne fungovat v roce 2027.

Anatolij Glyantsev, kandidát fyzikálních a matematických věd

• Časopis „Kommersant Science“ č. 15 ze dne 22.06.2023. října 14, strana XNUMX