Перші зірки у Всесвіті погасли вже через 500 млн років після Великого вибуху

Навчання 02 серпня 2022 Перегляди: 60

Ріс. 1. Скупчення галактик Abell 370, сфотографоване телескопом «Хаббл». Ця область — один з майданчиків, обраних для дослідження в рамках огляду Hubble Frontier Fields, що проводився в 2013-2017 роках. Блакитні дуги — найбільш явний результат гравітаційного лінзування більш далеких галактик цим скупченням. Фото з сайту frontierfields.org

Завдання пошуку слідів найперших зірок, які запалилися у Всесвіті, — одна з основних у сучасній астрофізиці. Проблема в тому, що ці зірки існували дуже невеликий час після Великого вибуху, а можливостей сучасних телескопів ледь вистачає, щоб заглядати в ті далекі часи. Нещодавно з’явилася стаття, автори якої пишуть про свій підхід до роботи з даними огляду Hubble Frontier Fields, доповненими спостереженнями космічного інфрачервоного телескопа «Спітцер» і наземного Дуже великого телескопа в Чилі. Вчені використовували складне моделювання і нетривіальні алгоритми обробки знімків далеких галактик, світло від яких було посилено гравітаційними лінзами. І хоча слідів перших зірок їм знайти не вдалося, ця робота все одно дала важливі результати. По-перше, з неї випливає, що всього через 500 млн років після Великого вибуху найперших зірок вже не залишилося. По-друге, застосування методів, описаних у цій роботі, до даних телескопа ім. Джеймса Вебба, запуск якого намічений на майбутній рік, напевно приведе астрономів до довгоочікуваного виявлення перших зірок.

У Всесвіті багато загадок, але одне з найважливіших невирішених питань відноситься до перших зірок: коли вони сформувалися і як сильно умови у Всесвіті в той час відрізнялася від сьогоднішніх? За даними сучасної фізичної космології, перші зірки почали формуватися через кілька сотень мільйонів років після Великого вибуху, коли Всесвіт досить охолов для того, щоб хмари водню змогли порушити гідростатичну рівновагу і почати стискатися в протозірки. Зірки, що сформувалися таким чином, стали першими джерелами світла у Всесвіті, взяли участь у процесі реіонізації і збагатили космос першими важкими елементами. Але це все в теорії. Щоб перевірити ці припущення, перші зірки необхідно виявити.

За останні сто років астрономи дійшли висновку, що зірки не утворилися в якийсь один момент: і в кожній галактиці, і у Всесвіті в цілому процес утворення зірок йде мільярди років, і, наприклад, у Чумацькому Шляху він ще не закінчився. Природно, через зміну хімічного складу Всесвіту (яке в основному відбувається завдяки нуклеосинтезу в надрах зірок і при спалахах наднових) знову освічені зірки відрізняються від тих, що з’явилися раніше. Для класифікації зірок з точки зору часу їх утворення використовується поняття зіркове населення (або зоряне покоління).

Як і багато термінів в астрономії, покоління зірок називаються (точніше, нумеруються) не в хронологічному (відносно віку Всесвіту) порядку, а в порядку, в якому їх відкривали вчені. Тому зірки, які утворилися пізніше всього (наприклад, наше Сонце), відносять до населення I (див. Population I stars) — вони сформувалися з залишків більш ранніх зірок, і в їх зовнішніх шарах відносно багато важких елементів (тобто елементів важче гелію, які в астрономії прийнято називати металами), які самі там утворитися не могли. Так, наприклад, на поверхні Сонця більше 1% від маси складають кисень, вуглець і неон. Ці більш ранні зірки теж утворилися не тільки з водню або гелію — хоча велика частина їх прогоріла і вибухнула, але найхолодніші з них (а значить, маломасивні і тому здатні існувати дуже довго) були знайдені в зоряних скупченнях, розкиданих по нашій Галактиці. Їх називають зірками населення II (див. Population II stars). У них набагато менше елементів важче гелію, але вони все ж там є. І тільки у вихідних інгредієнтах найперших зірок — зірок населення III (див. Population III stars) — повинні бути тільки водень і гелій, тобто елементи, які були у Всесвіті відразу після Великого вибуху. Зірок населення III досі не знайдено.

Відразу потрібно обмовитися, що безпосередньо побачити окремі зірки населення III ми, швидше за все, не зможемо ніколи. Дозвіл кращих телескопів — існуючих, проектованих і навіть ще тільки планованих — дозволить бачити окремі зірки хіба що в найближчих галактиках (а, наприклад, частина зірок нашого Чумацького Шляху прихована від нас хмарами газу і пилу, і ми їх не побачимо ніколи). Тому астрономи намагаються знайти галактики в молодому Всесвіті, в яких є хоча б непрямі ознаки наявності зірок населення III.

Одна з ознак — сліди, залишені вибухами наднових. Перші зірки були вкрай масивними і пропалювали весь свій водень всього за кілька мільйонів років, вибухаючи надновими. Тому в галактиках молодого Всесвіту повинен бути сильний надлишок рентгенівського випромінювання, що виникає в таких процесах. Пошуки цих рентгенівських слідів йдуть в галактиках на великих червоних зміщеннях — тобто ці галактики дуже далекі, і ми їх бачимо в той час, коли Всесвіт був молодий. Брак цього методу в тому, що він дозволяє знайти галактики, де зірки населення III ще «недавно» були, але вже зникли. Це означає, що можна тільки приблизно припустити час їх появи, а отримати інформацію про їх масу, склад і розподіл за обсягом батьківської галактики, на жаль, не вийде.

Виявити сліди присутності зірок населення III під час їхнього життя можна за особливостями випромінювання галактик в ультрафіолетовому діапазоні (про те, чому це так, розказано нижче). Саме цей СФ-слід і шукає група астрономів на чолі з дослідником з Європейського космічного агентства Рачаною Бхатавдекар (Rachana Bhatawdekar). Перша стаття групи, присвячена цій темі, вийшла минулого року (R. Bhatawdekar et al., 2019. Evolution of the galaxy stellar mass functions and UV luminosity functions at z = 6−9 in the Hubble Frontier Fields). Зараз до друку в журналі MNRAS готується їх друга стаття, доступна поки у вигляді препринту. Про неї і піде мова далі.

Всі роботи по перших зірках ведуться на межі технічних можливостей сучасних телескопів, і вимірювання проводяться, на жаль, з великими похибками. Тому важливо мати статистично велику вибірку максимально далеких від нас галактик, в яких вже можна буде шукати ознаки (або сліди) перших зірок. А далекі галактики, як не дивно, найкраще шукати там, де, на перший погляд, нічого немає, — тобто немає близьких і яскравих об’єктів, які б засвічували знімок, поки телескоп «вдивляється» в космічні дали. Одне з таких місць на небосводі називається Hubble Ultra Deep Field (див. картинку дня Hubble Legacy Field). Площа цієї темної і нічим не примітної ділянки неба в 160 разів менше місячного диска. Але в 2003 році, після того як телескоп «Хаббл» поспостерігав його протягом 11 діб, виявилося, що на ньому знаходяться понад 10 тисяч галактик, більшість з яких дуже молоді — вони знаходяться червоних зміщеннях z = 6-9. Тобто ми їх бачимо в перший мільярд життя Всесвіту.

Довгі спроби використовувати ці дані для пошуку зірок населення III дали вкрай суперечливі результати. Деякі наукові групи заявляли про те, що нахил спектру в УФ-діапазоні вказує на присутність перших зірок, але наступні спостереження показали, що розкид величин занадто великий, а помилки вимірювань не дозволяють побудувати точний графік (точніше, дозволяють побудувати який завгодно графік).

Але удача супроводжує хоробрих. Виявилося, що є ще більш вдале поле для пошуку перших зірок. Воно називається Hubble Frontier Fields (HFF) і складається з шести невеликих майданчиків (кожна розміром близько 1/1000 місячного диска), розташованих в напрямку на гігантські скупчення галактик, які знаходяться від нас приблизно в 4 мільярдах світлових років (приклади таких скупчень — Abell 370 в сузір’ї Кіт і Abell 2744 в сузір’ї Скульптор). Скупчення ці примітні тим, що своєю гравітацією вони збирають світло від набагато більш далеких галактик і направляють його до нас, — тобто вони є гравітаційними лінзами (рис. 2) і дозволяють нам за допомогою телескопа «Хаббл» побачити галактики такими, якими вони були всього через 500 мільйонів років після Великого вибуху, коли вік Всесвіту становив всього 3,6% від нинішнього.

Ріс. 2. Принцип дії гравітаційної лінзи. Скупчення галактик між Землею і віддаленою галактикою збирає світло, що йде від неї в різних напрямках, в пучок, який потрапляє на дзеркало телескопа. Маса скупчення, що викривляє простір і тому змушує світло змінювати напрямок, працює подібно до лінзи, що збирає. Малюнок з сайту spacetelescope.org

Ще важливіше, що побачити можна далекі галактики середніх розмірів — аж до тих, що в 1000 разів тьмяніше (тобто менш масивні), ніж наш Чумацький Шлях. Такі тьмяні галактики особливо підходять для пошуку ознак зірок населення III: звичайне зіроутворення в них йде не так активно, а значить простіше виловити шуканий сигнал від перших зірок, адже він не «розмазується» по багатьох сотнях їх новонароджених сусідів.

Для спостереження за цими майданчиками в 2013-2017 роках рішенням директора телескопа «Хаббл» з його особистого резерву було виділено півтори тисячі годин. Потім дані «Хаббла» були доповнені спостереженнями космічного телескопа «Спітцер» в інфрачервоній (ВК) області. Зараз HFF використовується астрономами різних країн для вивчення всіх аспектів формування та еволюції галактик у ранньому Всесвіті. В обговорюваній роботі вивчався один з майданчиків HFF, він називається MACSJ0416.1-2403 і містить близько трьох тисяч галактик.

Відразу скажемо, що ознак перших зірок виявити не вдалося. Відсутність результату в науковому дослідженні — це теж результат. Але значення цієї роботи ще й у тому, як астрономи підійшли до двох вічних проблем, що виникають при роботі з далекими галактиками, — врахування засвічування від лінзуючого скупчення і стикування даних, отриманих від принципово різних телескопів. Давайте це обговоримо.

Світло від скупчення лінзуючого галактик і світло, що йде від більш далеких галактик, посилений цим скупченням, нічим принципово не відрізняються один від одного: на зображенні, отриманому телескопом, буде видно розкидані за полем зору галактики різних кольорів, форм і розмірів, але деякі з них належать лінзуючому скупченню, а деякі є далекими фоновими галактиками, в яких шукають перші зірки. Світлові профілі галактик будуть накладатися один на одного, заважаючи визначити їх точні межі і повну світність. В обговорюваній роботі запропоновано наступний вихід з цієї ситуації. Спочатку за вже наявними даними телескопа «Хаббл» для кожної галактики було виміряно червоне зміщення, яке дозволило надійно встановити, які з них належать більш близькому скупченню, а які знаходяться далеко за ним. Потім, використовуючи закон розподілу поверхневої яскравості галактик, відомий також як закон Серсика, вчені побудували модельні профілі всіх масивних галактик лінзуючого скупчення і потім відняли їх із зображень реальних галактик. Таким чином, на знімках залишилися тільки ті галактики, які не належать лінзуючому скупченню (рис. 3).

Ріс. 3. Скупчення галактик MACSJ0416. Ліворуч — знімок телескопа «Хаббл» на довжині хвилі 1,6 мкм. Світло-блакитним виділені критичні лінії — області, де посилення світла далеких галактик особливо сильно. Справа показана та ж ділянка, але без галактик лінзуючого скупчення, які були прибрані за допомогою модельних профілів, побудованих на підставі закону Серсика. Малюнок з обговорюваної статті

Наступним етапом пошуку зірок населення III стало вивчення СФ-випромінювання джерел, що залишилися на знімку (ультрафіолетовим воно є в системі відліку далекої галактики — до нас воно доходить вже в оптичному діапазоні через червоний зсув). Стандартний підхід тут — представити форму усередненого спектра у вигляді степеного закону( f (lambda) =lambda ^ {(-beta)}) (де(lambda) — довжина хвилі) і виміряти коефіцієнт завалу СФ-спектра(beta): в нормальних галактиках з триваючим зіроутворенням коефіцієнт(beta) зазвичай дорівнює ‑ 2 (тобто чим далі ми йдемо в УФ-область, тим сильніше потік випромінювання), але у галактик з зірками населення III УФ-випромінювання ще сильніше, і(beta) повинна досягати ‑ 3 (рис. 4).

Ріс. 4. Приклад спектра молодої галактики з активним зіроутворенням. Показано далекий і ближній УФ-діапазони (ділянки виділені синім і блакитним), а також видиме світло (права частина графіка). Молоді зірки дають суттєвий внесок у короткохвильову частину спектру, який обривається через нестачу чутливості камери на цих довжинах хвиль. Сірим кольором показано криву спектра з розрахованим коефіцієнтом(beta). Малюнок зі статті S. M. Wilkins et al., 2012. Predictions for the intrinsic UV continuum properties of star forming galaxies and the implications for inferring dust extinction

Фізика тут досить проста: чим зірка масивніша, тим яскравіше вона горить. Максимум випромінювання найбільших зірок класів O і B припадає на жорсткий ультрафіолет і спадає в міру наближення до оптичного діапазону. Найперші зірки формувалися в умовах практично необмежених запасів водню і швидше за все були ще масивнішими (ймовірно, вони були наймасивнішими зірками в історії), а значить, їх УФ-випромінювання має бути ще сильнішим, а(beta) — ще негативнішим. І якщо таких зірок багато, то в інтегральному спектрі галактики (нагадаємо, що окремі зірки на такій відстані не видно) теж буде надлишок СФ-випромінювання, що спадає в міру збільшення довжини хвилі. Таким чином, пошук перших зірок зводиться до пошуку галактик з максимально негативними значеннями коефіцієнта(beta), що відповідає найкрутішому нахилу (або, як кажуть, завалу) спектру.

Сам процес пошуку — це теж складне завдання. Коли 1994 року відомий астроном Даніела Кальцетті (Daniela Calzetti; до речі, в травні цього року її обрали в Національну академію наук США за великий внесок у вивчення молодого Всесвіту) вперше запропонувала вивчати властивості галактик шляхом вимірювання завалу спектру, цей метод передбачалося використовувати для обліку кількості пилу в галактиках (D. Calzetti et al., 1994. Dust Extinction of the Stellar Continua in Starburst Galaxies: The Ultraviolet and Optical Extinction Law). Суть у тому, що методом найменших квадратів можна порахувати нахил графіка потоку залежно від довжини хвилі в межах від 125 до 260 нм. Порівнюючи нахил з нахилом ближніх і добре вивчених галактик на кшталт Чумацького Шляху або Магеланових хмар, можна оцінити кількість пилу в різних галактиках. З часом астрономи зрозуміли, що на форму завалу спектру крім кількості пилу всередині галактики також впливає металічність її зірок (чим менше у водневій зірці домішок важких елементів, тим вона блакитна) і загальна кількість молодих масивних зірок. Логічно, що в ранньому Всесвіті, де мало елементів важче водню і гелію, і металічність зірок, і вплив пилу будуть мінімальними (і тому практично не збільшать значення(beta)), а ось яскраві і гарячі зірки населення III, навпаки, будуть робити нахил спектру більш крутим.

Проблема, однак, в тому, що спектр і 25 років тому, і зараз можна отримувати тільки для яскравих галактик: будучи розкладений призмою, потік випромінювання повинен бути все ще досить сильним, щоб його зафіксувала матриця приймача. А що робити, коли галактики самі ледве видно навіть у найпотужніші телескопи? Стандартним прийомом є спрощення методу: галактика знімається в двох УФ-фільтрах, які дають дві точки на кордонах УФ-діапазону. Через ці точки, як ми знаємо ще з часів Євкліда, можна провести тільки одну пряму, яка і дасть нахил. Не потрібно пояснювати, скільки помилок може вкрастися в величину нахилу, виміряну таким чином…

Новаторський підхід авторів статті полягає саме у способі вимірювання параметра(beta). Якщо не можна безпосередньо отримати спектр цих далеких галактик, вирішили вони, його треба змоделювати, використовуючи всі наявні дані від різних телескопів, а також існуючі моделі розвитку та еволюції галактик.

І знову трохи фізики. Різні процеси в галактиках проявляються у вигляді характерних особливостей на різних ділянках спектру. Як ми вже знаємо, поточне зіроутворення найбільш яскраво проявляється в УФ-діапазоні. Вже сформовані зірки головної послідовності найяскравіше світять в оптичному діапазоні. Тьмяні зірки, пил і газ добре видно в ІК-діапазоні. Щоб побудувати модельний спектр галактики (тобто дізнатися відносну кількість зірок всіх мас, кількість газу, пилу та інших джерел випромінювання, знайти їх еталонні спектри і скласти їх разом, отримавши інтегральний спектр галактики), треба постаратися врахувати всі ці деталі, не забуваючи, що на червоному зміщенні z = 9 довжина всіх ділянок спектру збільшилася рівно в 10 разів, і тепер навіть верхня межа УФ-діапазону буде нам видно на довжині хвилі 1,25 мкм, а це вже ІК.

Як уже говорилося, телескопи «Хаббл» і «Спітцер» отримали глибокі зображення скупчення MACSJ0416. Проблема в тому, що вони працюють у несміжних ділянках спектру: камери «Хаббла» знімають у діапазоні 0,4-1,6 мкм, тоді як найкороткохвильовий фільтр «Спітцера» приймає світло на довжині хвилі 3,6 мкм. Щоб побудувати більш точний розподіл енергії по довжині хвилі, було б непогано отримати хоча б одну точку в незакритій області електромагнітного діапазону між зонами чутливості обох телескопів. Для цього були використані дані камери HAWK-I, встановленої на Дуже великому телескопі в Чилі, — з її допомогою було отримано знімок у фільтрі K, а це ближня ділянка ВК-діапазону.

Ріс. 5. Розташування фільтрів телескопа «Хаббл» і двох каналів телескопа «Спітцер» на шкалі довжин ЕМ-хвиль. Великий розрив між областями чутливості цих телескопів залишиться не заповнений до запуску космічного телескопа ім. Джеймса Вебба, який запланований на 2021 рік. Частково це можна компенсувати тривалими спостереженнями на наземних телескопах за допомогою фільтра K, середина зони пропускання якого припадає на довжину хвилі 2,2 мкм. Малюнок з сайту ned.ipac.caltech.edu

Важливим (і найбільш трудомістким) етапом наукової роботи було зіставлення знімків, отриманих різними телескопами. Справа в тому, що якість зображення, кутова роздільна здатність і чутливість матриць настільки різняться, що часом абсолютно незрозуміло, де на ВК-знімках знаходиться маленька галактика, виразно видна на знімках «Хаббла»: її може бути взагалі не видно, або вона могла злитися із зображенням близької сусідки, а то і декількох галактик разом. Чимось це схоже на завдання з детективних фільмів, коли з декількох розмитих пікселів на старій камері стеження потрібно отримати не тільки номер автомобіля злочинця, але і відбитки бруду на задньому бампері. Ця ж проблема обіграна в одному з епізодів мультсеріалу «Футурама».

Виявляється, в астрономії подібні детективні трюки можливі. Прийом називається Template Fitting, що можна перекласти як «пошук еталонних зображень». Його суть у тому, що зображення галактики в більш якісному телескопі (у нашому випадку це «Хаббл») використовується для створення моделі зображення цієї ж галактики в телескопі з менш якісним зображенням (VLT і «Спітцер»). Для цього використовується математична операція згортки, яку можна уявити як перемноження інтегралів, що описують розподіл потоку по площі (рис. 6). Еталонне зображення масштабується і центрується, щоб воно збіглося зі справжньою галактикою на знімку. Як тільки це сталося, потік випромінювання цієї еталонної галактики заноситься в каталог. Виходить, що з низькоякісного зображення ВК-телескопа вдалося витягнути набагато більше інформації, ніж там спочатку було, — як і у фантастичному прикладі з відновленням найдрібніших деталей автомобільного номера з декількох пікселів. Цей відносно новий, дуже времязатратний і вимагає великих обчислювальних ресурсів метод дозволяє отримувати точну фотометрію галактик в найважчих ділянках електромагнітного спектру — ІК і субміліметровому. Завдяки застосуванню цього прийому обговорювана стаття навіть без фінальних висновків про пошук перших зірок заслуговує високої оцінки — в ній опубліковані найточніші на сьогоднішній день характеристики найбільш віддалених і тьмяних галактик, що спостерігаються на майданчиках HFF.

Ріс. 6. Анімація дії згортки над двома простими функціями, позначеними червоним і синім. Чорна лінія, отримувана, коли графіки функцій накладаються один на одного, і є результатом цієї операції. Математично немає ніякої різниці між цією анімацією і тим, як операція згортки зображень, отриманих «Хабблом» і «Спітцером», дозволяє отримати точні розміри і яскравість галактик в ІК-діапазоні. Крім того, що на це потрібно багато часу і обчислювальних ресурсів. Анімація з сайту ru.wikipedia.org

У підсумку, отримавши для кожної галактики точні і вивірені дані в десяти різних фільтрах в діапазоні від 0,4 до 4,5 мкм, вчені приступили до останнього етапу роботи — моделювання спектра кожної галактики з тих, що розташовані в полі HFF на червоному зміщенні z = 6-9 (тобто ми їх бачимо такими, якими вони були через 500-900 мільйонів років після Великого вибуху). У цьому моделюванні перебираються різні варіанти віку зірок, їх металічності, концентрації, а також функції мас і кількості пилу в галактиці і будується модельний спектр, який порівнюється з десятьма значеннями потоку випромінювання, виміреного телескопами. Спектр, який підійшов найточніше, дозволяє не тільки визначити точне значення коефіцієнта(beta), але і дізнатися фізичні характеристики галактики — її масу, темп зіроутворення, зоряне населення і так далі. Цей метод не позбавлений недоліків. Наприклад, використовувані моделі будуються на основі нашого розуміння еволюції зірок і галактик, а значить, якщо перші зірки мають незвичайні спектральні характеристики, вони залишаться неосвіченими або, навпаки, спотворить висновки. Однак цей метод на сьогодні є найнадійнішим, якщо є можливість використовувати достатню кількість зображень, отриманих у різних фільтрах.

За підсумками вимірювань вчені дійшли висновку, що результати попередніх робіт, що вказували на виявлення галактик, де(beta) доходила до ‑ 3,0, швидше за все не відповідають дійсності — навіть у цих унікальних молодих маломасивних галактиках СФ-спектр спадає не швидше, ніж с(beta = -2 {,} 63). А це означає, що слідів перших зірок виявити не вдалося. З цього випливає, що вони з’явилися — і швидше за все встигли закінчити свій життєвий цикл — швидше, ніж за 500 мільйонів років після Великого вибуху. Перш ніж перейти до стандартного закінчення подібних новин і висловити надію на швидкий запуск телескопа ім. Джеймса Вебба, потрібно додати, що негативний результат пошуку зірок населення III — це не єдиний результат обговорюваної статті.

Ріс. 7.