Два метода оценки размера самых первых звезд даёт результаты с разбросом на порядки. Астрофизики уже два десятилетия пытаются объяснить эту проблему, считая её непостижимой без усложнения космологических теорий. Тайваньские ученые с помощью американского суперкомпьютера нашли решение — добавить в симуляцию изначального газа Вселенной сверхзвуковой турбулентности.
Звезды подразделяются на три поколения по возрасту. Самое молодое — первое поколение, к которому относится наше Солнце. Звезды первого поколения сформировались из газопылевых облаков, возникших при взрывах сверхновых звезд второго поколения. В свою очередь, звезды второго поколения образовались из остатков третьих поколений. Чем моложе поколение звезды, тем больше в ней металлов – химических элементов тяжелее водорода и гелия.
Большой взрыв создал только водород и гелий (и незначительные количества дейтерия, гелия-3 и лития-7). Звезды третьего поколения в своих ядрах произвели немного углерода (и элементы первых четырех периодов таблицы Менделеева), что позволило звездам второго поколения активировать нуклеосинтез внутри себя. Подавляющее большинство химических элементов периодической таблицы, кроме водорода и искусственных, образовались в результате взрывов сверхновых звезд второго поколения и самых горячих представителей первого населения.
Старейшие фиксируемые телескопом звёзды — чрезвычайно бедны металлами. EMP/XMPСветители второго населения – самые первые представители своего поколения. Появились примерно 13 миллиардов лет назад, то есть менее чем через миллиард лет после Большого взрыва. Звезд третьего населения пока не удалось наблюдать – слишком давно и быстро они сгорали: их свет, если и доходит до Земли, то невероятно слаб для существующих телескопов.
Звезды третьего поколения лишены металлов, вследствие чего являлись массивными и горели очень интенсивно. Металлы, а точнее углерод, позволяют звёздам второго и первого населения оставаться относительно компактными и поддерживать термоядерную реакцию в своих ядрах миллиарды лет. Самые ранние светила по сравнению с ними исчезали за мгновение: средняя продолжительность жизни звезды третьего поколения не превышала миллиона лет. Насколько велики были эти звёзды — пока неизвестно.
Моделирования условий ранней Вселенной выдают оценку массы типичной звезды третьего населения в 100 солнечных масс, с разбросом от 50 до 1000 солнечных масс. Анализ состава известных звезд второго населения, крайне бедных металлами, дает другие показатели: преcursors формировались из облаков газа и пыли, оставшихся после смерти звезд массой от 12 до 60 солнечных масс. Разница между теорией и косвенными данными наблюдений не улажена уже два десятилетия.
Астрофизики Чинг-Яо Танг (Ching-Yao Tang) и Ке-Джун Чен (Ke-Jung ChenИз Института астрономии и астрофизики Академии наук. ASIAAУченые из Тайваня представили новое моделирование, которое раскрывает суть этого парадокса. В исследовании приводятся расчеты и детальное описание созданной ими методики. опубликованы в рецензируемом журнале Ежемесячные известия Королевского Астрономического Общества. .
Ранее модели первичного газа строились, исходя из дозвуковой турбулентности. Тайваньские ученые обнаружили ошибку в таком подходе: они применили более точную модель с расчетом сверхзвуковой турбулентности. Получившийся результат стал лучше согласовываться с данными наблюдений молодой Вселенной. XMPПроцесс протекает следующим образом.
В ранней Вселенной гравитационные неоднородности создавали гало темной материи, которые притягивали первичный газ. Потоки газа не сразу образовывали однородные плотные облака, как в предыдущих симуляциях. В них возникала турбулентность, разрывавшая поток на части. Образовались несколько «комков» массой от 22 до 175 солнечных масс. Через некоторое время внутри этих комков формировались первые звезды массой от восьми до 58 Солнц.
Ученые смогли повторить эксперименты прошлых исследований, не меняя основы своей модели. Для этого достаточно было уменьшить точность расчета турбулентности или сделать её подзвуковой.
Новая работа не противоречит предыдущим исследованиям в ключевых вопросах, но открывает новые возможности для детального изучения условий ранней Вселенной. Для расчёта такой сложной задачи понадобился суперкомпьютер Национальной лаборатории имени Лоуренса в Беркли. LBNL, США).