Два хорошо обоснованных метода оценки размера самых первых светил в нашей Вселенной дают оценки с разбросом на порядки. Эта проблема беспокоила астрофизиков последние два десятилетия, и объяснить ее без усложнения космологических теорий казалось невозможным. Однако тайваньские ученые с помощью американского суперкомпьютера нашли сравнительно простое решение — добавить в симуляцию изначального газа Вселенной немного сверхзвуковой турбулентности.
Все звезды делятся на три поколения, или населения. Самое молодое — первое, к нему принадлежит и наше Солнце. Звезды первого населения зародились в газопылевых облаках, которые появились в результате превращения звезд второго населения в сверхновые. Те, в свою очередь, сформировались из продуктов смерти звезд третьего населения. Чем моложе поколение звезды, тем больше в ней металлов в астрофизическом смысле, то есть химических элементов тяжелее водорода и гелия.
Первичный нуклеосинтез Большого взрыва породил только водород с гелием (а еще гомеопатические количества дейтерия, гелия-3 и лития-7). Звезды третьего населения в своих ядрах выработали немного углерода (и первые четыре периода таблицы Менделеева), что позволило уже второму населению запустить нуклеосинтез у себя внутри «на полную катушку». Подавляющее большинство химических элементов периодической таблицы, кроме водорода и рукотворных элементов, выработали именно взрывающиеся сверхновые звезд второго населения и наиболее быстро горящие представители первого населения.
Древнейшие звезды, которые удалось зафиксировать человеческими телескопами, — экстремально бедные металлами (EMP/XMP) светила второго населения, самые первые представители своего поколения. Они появились примерно 13 миллиардов лет назад, то есть менее чем через миллиард лет после Большого взрыва. Звезд третьего населения мы пока не смогли наблюдать — слишком давно и быстро они сгорали: их свет если и доходит до Земли, то невероятно слаб для существующих телескопов.
Мы знаем, что звезды третьего населения не имели металлов в своем составе, а значит, были огромными и горели очень быстро. Именно металлы (точнее, углерод) позволяют звездам второго и первого населений быть сравнительно компактными и поддерживать термоядерную реакцию в своих недрах миллиарды лет. Древнейшие светила на их фоне исчезали буквально за мгновение: среднее время существования звезды третьего населения не превышало миллиона лет. Но насколько большими они были — вопрос открытый.
Симуляции условий в ранней Вселенной дают оценку массы типичной звезды третьего населения в 100 солнечных. При этом разброс размеров — от 50 до 1000 солнечных масс. Тогда как анализ состава известных звезд второго населения, экстремально бедных металлами, дает совсем иные показатели. Они образовались в облаках газа и пыли, которые остались после смерти звезд массой от 12 до 60 солнечных масс. Это неприятное расхождение между теорией и косвенными данными наблюдений требует разрешения уже два десятилетия.
Астрофизики Чинг-Яо Танг (Ching-Yao Tang) и Ке-Джун Чен (Ke-Jung Chen) из Института астрономии и астрофизики Академии Синика (ASIAA, Тайвань) предложили новый подход к моделированию, объясняющий парадокс. Результаты их расчетов и подробное описание разработанной методики опубликованы в рецензируемом журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Ранее облака первичного газа моделировали с учетом дозвуковой турбулентности. Тайваньские ученые пришли к выводу, что в этом и заключается ошибка: они использовали более детализированную модель для расчетов и сверхзвуковую турбулентность. Получившаяся картина происходящего в молодой Вселенной стала гораздо лучше согласовываться с данными наблюдений известных XMP. В общих чертах процесс выглядит следующим образом.
Гало темной материи, возникшие из-за гравитационных неоднородностей в ранней Вселенной, увлекали за собой первичный газ. Его потоки не сразу собирались в однородные плотные облака, как это происходило в более ранних симуляциях. Вместо этого в них возникала турбулентность, которая разрывала поток на несколько частей. В результате образовывалось несколько «комков» массой от 22 до 175 солнечных. А уже внутри них спустя непродолжительное время формировались первые звезды массой от восьми до 58 Солнц.
Более того, исследователи показали, что могут воспроизвести результаты более ранних моделей, не изменяя основные параметры своей симуляции. Для этого достаточно лишь понизить разрешение расчетов турбулентности либо сделать ее дозвуковой.
Таким образом, новая работа не противоречит предыдущим в фундаментальных вопросах, но открывает новые горизонты для детального изучения условий в ранней Вселенной. Правда, чтобы обсчитать столь сложную вычислительную задачу, потребовался суперкомпьютер Национальной лаборатории имени Лоуренса в Беркли (LBNL, США).