Звездная эволюция и проблема «первых» звезд

Автор: Род Бернитт (англ. Rod Bernitt)
Источник: creation.com
Перевод: Владимир Силенок
Редактура: Наталья Агеева

Туманность Ориона (M42, NGC 1976) распложена в районе меча Ориона, под самой восточной из трех звезд, составляющих пояс Ориона. М42, очень активное и турбулентное облако газа, находится приблизительно на расстоянии в 15000 световых лет. (Фото: НАСА)

Эволюционисты считают, что первые химические элементы, тяжелее водорода, гелия и лития, сформировались в ядерных реакциях, происходящих  в центрах первых звезд. Затем, когда эти звезды израсходовали все свое водородное и гелиевое топливо, то стали сверхновыми, высвобождая тяжелые элементы. После того, как эти элементы были использованы в следующих поколениях звезд,  сформировались астероиды, луны и планеты. Но как сформировались те звезды из водорода и гелия? Формирование звезд, наверное, самое слабое звено звездной эволюции и космологии  Большого взрыва в целом. Особенно проблематичным является формирование первых звезд — так называемого населения III.

В целом, эволюционисты согласны, что формирование звезд началось в ранние периоды после Большого взрыва. Предположительно, космическое микроволновое фоновое излучение началось  через 300 000 лет после Большого взрыва, в то время как звезды и структура Вселенной формировались в период от 1 до 10 миллионов лет после Большого взрыва.

Ожидается, что первые звезды, сформировавшись рано, обладали бы красным смещением  или числом z > 10. Некоторые исследователи  считают, что первые звезды сформировались  при z = 20 или 30, либо более.^[1] Однако нужно указать на то, что исследователи еще не наблюдали объектов с такими большими красными смещениями. Эволюционисты надеются, что телескопы нового поколения смогут обнаружить их или хотя бы найти ископаемые (элементы, сформированные r или s процессами,^[2] например), оставленные этими первыми звездами.

«Первые» звезды

Предполагается, что процесс формирования звезд начинается с газовых облаков вроде тех, которые мы наблюдаем в галактиках. Этот процесс, предположительно, является постепенным, медленным и неэффективным. Однако облака молекулярного газа не имеют никакого отношения к происхождению звезд населения III, поскольку условия, сложившиеся сразу же после Большого взрыва, очень сильно отличались от настоящих.

«Первые звезды, сформировавшие галактики, называются звездами первого поколения, и состоят они из чистого водорода и гелия, потому что почти ни одного элемента, тяжелее гелия, не сформировалось во время Большого взрыва … . Когда некоторые из этих невероятно массивных звезд взрываются как сверхновые, то они производят элементы еще тяжелее, включая уран — самый тяжелый элемент из всех. Эти элементы распространились в межзвездное пространство и стаи частями газовых и пылевых облаков, которые преобразовались в звезды второго поколения. В этих звездах будет содержаться больше тяжелых элементов, чем в звездах первого поколения. Солнце – это звезда второго поколения или выше».^[3]

Теория эволюции звезд включает в себя три населения звезд — население I, II и III.^[4] Звезды населения III являются самыми важными для развития Вселенной, за которыми идут следующие поколения звезд — население I. Идея о населениях звезд появилась в исследованиях, проводимых во время второй мировой войны Вальтером Бааде в обсерватории Маунт-Вилсон. Он разделил  звезды на население I и население II (на основании количества металлов, содержащихся в них, их распространения и движения) и поместил их в эволюционную парадигму. Население II считается старшим поколением звезд. Таким образом, в этом населении нет звёзд категории O и B (т.е. тех, которые быстро сгорают) и есть большое количество красных гигантов. Звезды населения I считаются молодыми  и включают в себя все виды спектра, среди которых есть горячие синие звезды категорий O и B. Идея о существовании звезд населения III является позднейшим добавлением к парадигме Бааде, проистекающей из развития космологии Большого взрыва.

В космологии Большого взрыва звезды населения III  являются звездами первого поколения. В звездах населения III не должно было содержаться металлов (элементов, тяжелее гелия),  кроме возможного наличия первобытного лития. Такой исключительный состав означал бы, что их спектр очень отличается от спектра звезд населения I и II, это, конечно же, если бы они могли быть наблюдаемы сегодня. В отличие от звезд населения I  и II, у звезд населения I соотношения C/H и Fe/H было бы невозможно обнаружить. В дополнение к этому, звездный спектр населения III отображал бы первобытное изобилие H/He с возможным исключением наличия первобытного лития.

Как они сформировались?

В связи с тем, что звезды населения III были первыми, они не могли сформироваться посредством тех же самых механизмов, к которым эволюционисты прибегают для объяснения происхождения звезд населения I, наблюдаемых нами сегодня. Есть ряд серьезных отличий. Во-первых, эволюционисты не могут прибегнуть к сверхновой для  начала коллапса газового облака. Сверхновых не было до тех пор, пока не сформировались звезды населения III, и не сожгли все свое топливо. Во-вторых, не существовало зерен пыли или тяжелых молекул, на которых была бы конденсация и охлаждение для того, чтобы помочь первобытному газу сформировать звезду. (На данный момент эволюционисты верят, что молекулярный водород мог сыграть свою роль, несмотря на тот факт, что молекулярный водород почти однозначно требует поверхности — т.е. гранул пыли для  своего формирования). Таким образом, история формирования звезд в звездной эволюционной теории начинается с процесса, который астрономы не могут наблюдать сегодня.

Также эволюционисты модифицировали свои формулы, используемые в компьютерных моделях, описывающих формирование звезд из молекулярного газа (М42 в Орионе является классическим примером).

Другим большим изменением для звезд населения III стало введение темной материи для того, чтобы подстроить расчеты под минимальную неустойчивость Джинса.^[1] Минимальная неустойчивость Джинса определяется как критическое значение плотности, температуры, давления и гравитационного потенциала, требуемого для теории звездной эволюции. Это попытка определить минимальную массу звезды, способной сформироваться посредством фрагментации газового облака.^[5]  Предположения, связанные с темной материей, имеют огромное влияние на расчеты неустойчивости Джинса. Несомненно, газовые облака, такие как М42 упускают это в уравнениях, используемых в компьютерных моделях. Ранние исследования из 1970х и 1980х годов указывают на то, что эволюционисты верили в то, что звезды населения III, могли бы обладать массой от 0,1 до 100 масс Солнца (M_☉).^[6]

Поскольку небольшие массы (< M☉) рассматривались как возможные для звезд населения III, а также в связи с тем, что маленькие звезды сжигают свое топливо медленнее, астрономы пришли к выводу,  что некоторые звезды населения III все еще должны существовать. Однако тщательные поиски этих звезд не принесли успеха.

Рентгеновское изображение остатка сверхновой Корма А, созданное посредством ROSAT High Resolution Imager. На вставке видна увеличенная нейтронная звезда и ее окружение. (Фото: НАСА)

В недавнее время компьютерные модели, используемые для предсказания масс звезд населения III, были модифицированы и теперь указывают на большие массы (помните, что уравнения состояния были изменены в новых отчетах). Некоторые отчеты указывают на то, что самая маленькая масса могла быть в границах от 3 до 16 M_☉.^[7] Поэтому эволюционисты не ожидают, что можно найти звезды населения III, ведь из-за их массивности они сожгли бы свое топливо давным-давно. Считается, что некоторые массивные звезды превратились в белых карликов, однако предполагается, что большинство из них превратилось в сверхновые, наполняя Вселенную тяжелыми элементами, созданными в r и s- процессах.

Существуют ли они?

В модели Большого взрыва, описывающей формирование звезд, мы видим огромную разницу между описанием появления первых ненаблюдаемых звезд и звезд, наблюдаемых сегодня. Помните, что около 90% звезд, наблюдаемых сегодня, находятся на Г-Р диаграмме. Масса большей части  (около 70% и более) из них меньше 0.8 M_☉. Однако эволюционисты не могут согласиться с такой же обстановкой для звезд населения III, иначе Вселенная должна была бы быть наполнена различными наблюдаемыми примерами. Пока что ни один не был найден.

Эволюционисты обычно приукрашивают эту часть своей истории, когда пытаются убедить публику в том, что они понимают происхождение звезд (и таким образом происхождение людей, т.е. углерода, кислорода и металла, содержащихся в наших телах и выкованных в звездах). Журнал Astronomy недавно опубликовал статью, посвященную происхождению звезд населения III:

«Проблема: если вода является неотъемлемой частью формирования звезд в этих облаках, то как эти первые звезды могли сформироваться, когда в начале воды быть не могло?»^[8]

Ответ редактора:

«Астрономы не знают наверняка, как Вселенная создала свои первые звезды, но у них есть достаточно хорошая догадка. (Как вы можете себе представить, нет возможности наблюдать формирование звезд первого поколения, поэтому вся работа основана на теоретических размышлениях). По самому лучшему сценарию, молекулярный водород служил бы охлаждающим агентом. Если облака, из которых сформировались первые звезды в ранней Вселенной,  были плотнее в 4 или в 5 раз, чем сегодня, то тогда происходило бы достаточно столкновений между атомами водорода для того, чтобы образовался молекулярный водород. Главный вопрос следующий: «Были ли первые галактики настолько плотнее?» Естественно, в ранние дни плотность Вселенной в целом была намного выше, чем сегодня, но никто не знает, были ли облака, формирующиеся звезды, плотнее настолько же.

Большинство астрономов сказали бы вам, что тот факт, что звезды существуют, говорит о том, что в начале плотность была намного выше, иначе звезд бы просто не существовало … Сегодня, конечно же, природа нашла более простой и легкий способ охлаждения облаков (с помощью воды), и она использует именно его».^[8]

Однако самая большая проблема, связанная с данным ответом, заключается в следующем:

«Звезды первого поколения, скорее всего, сформировались тогда, когда Вселенной было всего несколько миллионов лет (однако звезды населения III  обнаружены не были)».^[9]

Фраза «обнаружены не были» провоцирует большой вопрос: где примеры этих звезд первого поколения или населения III? Нет никаких доказательств, что во Вселенной есть или когда-либо были звезды населения III.  Нет никаких доказательств того, что во Вселенной когда-либо существовали первобытные облака газа, сформировавшие звезды, в которых не было металлов. Редакторы не потрудились упомянуть об этом в своем «теоретическом» ответе. Их ответ предполагает, что звезды населения III настоящие. В действительности их ответ – это круговая аргументация, основанная на Большом взрыве. Редакторы также не упомянули о круговой аргументации относительно участия темной материи в уравнениях состояния, используемых для моделирования формации звезд населения III, как например, в молекулярных газовых облаках типа М42.

Привлекают внимание недавние отчеты о наличии возможных газовых планет-гигантов, находящихся в М42.^[10] Если они подтвердятся, то это покажет, что эволюционисты не могут предсказать массу Джинса или то, какая сформируется дистрибуция массы для таких молекулярных облаков как М42. Это все заставляет меня задаться вопросом о надежности предсказаний для минимальной массы Джинса, которая моделируется для ненаблюдаемых первобытных облаков, сформировавших звезды из темной материи.

Выводы

Никто не наблюдал и не может наблюдать  первобытные газовые облака, которые, как верят эволюционисты, существовали в ранней Вселенной  некоторое время после Большого взрыва. Их существование является  предположением, а не фактом.

Формирование звезд населения III в космологии Большого взрыва в большой степени зависит от предположений, связанных с темной материей, используемых в уравнениях состояния для определения минимальной массы Джинса. Это, опять же, догадка, а не факт.

Существование звезд населения  III проверить невозможно. «Несмотря на то, что поиск звезд населения III был безрезультатным, запущенные аппараты для изучения реликтового излучения (MAP/Планк),  будут вести поиски их следов, и телескопы следующего поколения, возможно, смогут наблюдать их».^[1]

Формирование звезд в теории звездной эволюции – это тема, которую надо исследовать критически. Некоторые механизмы, к которым прибегают эволюционисты, выглядят вероятными, если их экстраполировать на миллионы и миллиарды лет. Однако современная теория, основанная на наблюдениях молекулярных газовых облаков, таких как M42 разрушается, если ее применить к происхождению звезд населения III. Другие компоненты теории, такие как минимальная масса Джинса и звездная дистрибуция массы, указывают на то, что несмотря на впечатление, создаваемое эволюционистами, они далеки от решения проблемы происхождения несметного множества звезд, которые мы видим.

Ссылки и примечания

1. Ostriker, J.P. and Gnedin, N.Y., Reheating of the universe and Population III, Astrophysical Journal Letters 472:L63, 1996. Also see Bromm, V., Exploring the physics of primordial star formation, American Astronomical Society Meeting 195, #125.05, 12/1999 as cited at the NASA ADS Astronomy abstract service <adswww. harvard.edu>, 13 July 2000.
2. Элементы, тяжелее железа, как считается, сформировались посредством сложных цепей ядерных реакций известных как r и s процессы. Они включают в себе конкуренцию между захватом нейтрона и бета-распадом.
3. National Audubon Society Field Guide to the Night Sky, Chanticleer Press, p. 22, 1998.
4. Faulkner, D.R., The role of stellar population types in the discussion of stellar evolution, CRSQ 30(1):8–12, 1993
5. Rose, W.K, Advanced Stellar Astrophysics, Cambridge University Press, pp. 16–17, 1998. Also see Low, C. and Lynden-Bell, D., The minimum Jeans mass or when fragmentation must stop, Royal Astronomical Society, Monthly Notices 176:367–390, August 1976 as cited at the NASA ADS Astronomy abstract service <adswww. harvard.edu>, 29 June 2000. This abstract shows that for normal molecular gas clouds, it is about 0.007 M_☉.
6. Silk, J., On the fragmentation of cosmic gas clouds. I—The formation of galaxies and the first generation of stars, Astrophysical J. 211(1):638–648, 1977 and also Silk, J., On the mass range of the first stars, ESO Workshop on Primordial Helium, Garching, West Germany, 2–3 February 1983, Proceedings (A83-50030 24-90) as cited at the NASA ADS Astronomy abstract service <adswww.harvard.edu>, 6 July 2000.
7. Nakamura, F. and Umemura, M., On the mass of Population III Stars, The Astrophysical J. 515(1):239–248, 1999 as cited at the NASA ADS Astronomy abstract service <adswww. harvard.edu>, 6 March 2000.
8. Talking Back, Water, water (almost) everywhere, Astronomy 27(6):16, 1999.
9. Adams F.C. and Laughlin, G., The future of the universe, Sky & Telescope 96(2):34, 1998.
10. NewsNotes, Free-floating planets in the Orion Nebula? Sky & Telescope 100(1):18–19, 2000. Also see Lucas, P.W. and Roche, P.F., A population of very young brown dwarfs and free-floating planets in Orion, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 314(4):858–864, 2000 as cited at the NASA ADS Astronomy Abstract Service, <adswww. harvard.edu>, 11 July 2000