Моделювання, виконане американськими та японськими астрофізиками, показало, що маса зір молодого Всесвіту, які збагачували його важкими елементами, вимірювалася не сотнями, а десятками сонячних.
Астрофізики зі США та Японії змоделювали утворення перших зір Всесвіту й з'ясували, що їхня маса значно менша за оцінки, опубліковані раніше.
Згідно із сучасними теоріями, зорі першого покоління () формувалися через кілька сотень мільйонів років після Великого вибуху. Ці світила стали найдавнішими джерелами випромінювання й відіграли важливу роль у космологічній еволюції, запустивши . Крім того, вони збагачували Всесвіт металами (елементами, важчими за гелій), створивши умови для розвитку наступних поколінь зір.
Зростання популяції III починається з невеликих протозір масою ~5•10–3 сонячної. Кінцева ж маса зорі залежить від інтенсивності й тривалості акреції та, як доводили ранні дослідження, може сягати тисячі сонячних. Через деякий час цю оцінку знизили до кількох сотень мас Сонця.
Основною причиною того, що зорі популяції III виростали до величезних розмірів, була саме відсутність пилу й металів, які допомагають охолоджувати газ у «сучасних» областях зореутворення (скажімо, гігантських у Чумацькому Шляху). У розрахунках недостатнє охолодження спричиняло збільшення інтенсивності акреції, а разом із нею зростала й кінцева маса.
| Проміжний результат моделювання формування світила популяції III (від моменту утворення протозорі минуло 30 000 років). На відео нижче показано розвиток процесу зростання тієї самої зорі. (Ілюстрація НАСА / JPL-Caltech / Kyoto Univ.) |
У своїй роботі американські та японські вчені намагалися якнайретельніше змоделювати ефект зворотного зв'язку — вплив ультрафіолетового випромінювання протозорі на навколишній газ. Обчислення за уточненою схемою показали, що речовина поблизу молодої зорі нагрівається сильніше, ніж очікувалося: її температура сягала 50 000 К. Такий гарячий газ розширюється й залишає область формування, унаслідок чого зростання світила, модельний варіант якого набрав масу «лише» 43 сонячних, зупиняється. «Як бачимо, кілька сотень сонячних мас — це також завищена оцінка, — підсумовує керівник дослідження Такаші Хосокава (Takashi Hosokawa) з . — Тут слід говорити радше про кілька десятків».
Якщо цей висновок правильний, учені зможуть пояснити спостережуваний брак наднових типу (pair-instability supernova), у надрах попередників яких під час взаємодії жорстких гамма-квантів утворюються електрон-позитронні пари. Оскільки частина гамма-квантів втрачається, тиск випромінювання, що протидіяв гравітаційному стисканню зорі й утримував її в стані гідростатичної рівноваги, падає, і зовнішні шари світила спрямовуються до його центра. Цей процес розігріває зоряні надра настільки, що в них починаються реакції термоядерного синтезу натрію, магнію, кремнію та низки інших елементів, які супроводжуються інтенсивним виділенням енергії. У результаті тиск у ядрі лавиноподібно зростає, і воно вибухає, руйнуючи зорю зсередини.
Старі зорі гало Чумацького Шляху з низькою металічністю мають нести «відбитки» характерного для PISN нуклеосинтезу, але виявити експериментальні свідчення цього астрофізикам не вдавалося. У новій моделі невідповідність легко усувається завдяки зниженню частоти спалахів PISN: маса їхніх попередників потрапляє в діапазон від 140 до 260 сонячних, тобто помітно перевищує уточнену масу більшості зір популяції III.
Повну версію звіту опубліковано в журналі .
Підготовлено за матеріалами .
Лише зареєстровані користувачі можуть залишати коментарі. Увійдіть або зареєструйтеся.
Коментарі (0):