Конец темных веков

В начале марта 2018 года в Nature опубликована статья про результат астрономических наблюдений, который интерпретируется как свидетельство массового рождения первых звезд во Вселенной возрастом около 180 млн лет. Статья вызвала заметный отклик в СМИ. Для того, чтобы представить результат широкому кругу читателей, требуется экскурс в историю молодой Вселенной.

Темные века и первые звезды

Самый ранний снимок Вселенной — карта реликтового излучения¹. На этом великолепном снимке ей 380 тыс. лет. Это тот момент, когда ионизованный водород стал нейтральным и прозрачным, — момент рекомбинации. То, что было до того, не видно, но хорошо восстанавливается из анализа карты. То, что было в последующие примерно 500 млн лет, мы тоже не видим: это так называемые темные века. Первое, что выплывает из темных веков, — ранние галактики, квазары, гамма-всплески с красным смещением, приближающимся к десяти или даже больше. Можем ли мы достоверно выяснить то, что происходило в течение темных веков?

В возрасте 380 тыс. лет Вселенная была чуть-чуть неоднородна: контраст плотности, создаваемый сгустками темной материи, составлял примерно одну тысячную, при этом неоднородности были всех размеров — от метров до гигапарсеков. Потом контраст плотности стал расти за счет гравитационной неустойчивости, но неодинаково и не одновременно для сгустков разного размера. Маленькие сгустки не могли сжиматься из-за давления газа, заполнившего потенциальные ямы. Существует критерий Джинса: сгусток газа способен сжиматься под действием собственного тяготения, если его масса превышает определенный предел. Этот предел, масса Джинса, пропорционален температуре сгустка в степени 3/2 и обратно пропорционален корню из давления. В ранней Вселенной, в ее темные века, минимальная масса Джинса составляет 10⁵-10⁶ солнечных масс. Именно такие облака могли образовать первые гравитационно связанные объекты во Вселенной. Что это за объекты?

Доминирующая точка зрения: из таких облаков могли образоваться первые гигантские звезды, не входящие в состав галактик, которых тогда еще не было. Возмущения плотности меньших размеров развиваются раньше, поэтому сначала появились звезды, а потом уже галактики. Однако масса Джинса в молодой Вселенной слишком велика для звезд. Считается, что в первые звезды сконденсировалась лишь небольшая часть каждого из облаков, первыми преодолевших предел Джинса. Численное моделирование сжатия облаков дает разные результаты: возможно, образуется одна гигантская звезда, возможно, несколько — гигант и вокруг него несколько поменьше. Остается и большое облако газа, не способное сконденсироваться из-за углового момента облака или лучевого давления новорожденной звезды. По современным представлениям, рождение первых звезд стартовало во вторую-третью сотню миллионов лет от рождения Вселенной.

Нынешние звезды делятся на два населения. Солнце и большинство звезд, которые мы видим на небе, относятся к молодому населению I. Они сделаны из вещества, уже побывавшего в более старых звездах, поэтому в них довольно много тяжелых элементов (в астрофизике «тяжелыми элементами» называется всё, что тяжелее гелия). На астрофизическом жаргоне это называется «высокой металличностью». Более старые звезды, образовавшиеся в эпоху зарождения галактик (0,5-3 млрд лет от рождения Вселенной), относят к старому населению II. В них мало тяжелых элементов, такие звезды редки в окрестностях Солнца, они доминируют в галактическом гало и в шаровых скоплениях. Это поколение звезд долгое время считалось первым.

Но с развитием космологии появилась потребность в еще одном поколении — до образования галактик должны были появиться самые первые звезды, не похожие ни на какие из современных. Специально для них ввели наименование «население III» — звезды, которые еще никто не видел. Они давно взорвались, превратившись в массивные черные дыры, возможно, те, чьи слияния недавно обнаружены в виде гравитационных волн. В этих звездах совсем нет тяжелых элементов, если не считать микроскопических количеств лития, синтезированного при Большом взрыве. Эти звезды могли достигать огромных масс — сотен или даже тысяч масс Солнца — именно из-за своей нулевой металличности. В отсутствие тяжелых элементов термоядерные реакции превращения водорода в гелий идут медленней (углерод, например, играет роль катализатора в «горении» водорода). Кроме того, у таких звезд выше теплопроводность — нет тяжелых элементов, эффективно поглощающих жесткое излучение. Поэтому в процессе роста такие звезды позже достигают критической (эддингтоновской) светимости, после чего они давлением своего излучения разгоняют окружающее вещество и перестают расти.

Повторим, звезд населения III никто пока не видел, но они должны быть. Видимо, именно они положили конец темным векам гораздо раньше, чем мы можем заключить из прямых наблюдений. Впрочем, глубину прямых наблюдений должен увеличить новый космический телескоп «Джеймс Вебб», который, надеемся, наконец запустят в следующем году.

Эпоха вторичной ионизации

Сначала весь газ во Вселенной был ионизован из-за высокой температуры. Но cпустя 380 тыс. лет после Большого взрыва температура упала настолько, что электроны связались с ядрами водорода и гелия, газ стал нейтральным, а Вселенная — почти прозрачной для излучения. Сейчас большая часть межгалактического газа также ионизована (при этом она остается прозрачной, поскольку сильно расширилась, и ее плотность сильно упала). Когда она снова стала ионизованной? Где-то в конце темных веков, когда зажглись звезды и квазары, ионизовав межгалактический газ своим ультрафиолетом. Когда именно это произошло? Прямые измерения показывают, что вторичная ионизация уже имела место при красном смещении 7-10, что соответствует возрасту 0,6-1 млрд лет. Это выяснили с помощью далеких квазаров, заслуженно называемых «маяками Вселенной». Они светят в широком спектральном диапазоне, но в спектре далеких квазаров есть провалы, и каждый провал свидетельствует о наличии облака нейтрального водорода на луче зрения. Облако «выедает» щель на длине волны 121,5 нм (в системе отсчета облака), что соответствует линии Лайман-альфа атома водорода (переходу с первого возбужденного на основной уровень) с огромным сечением поглощения. Так как эта длина волны в системе отсчета облака, то из-за расширения Вселенной провал переезжает в красную область, а для далеких облаков — в инфракрасную. Облака нейтрального газа идут чем дальше, тем чаще, вместо одиночных провалов получается гребенка, называемая лесом Лайман-альфа. Если квазар очень далеко, «деревья леса» сливаются и поглощают весь свет квазара на длинах волн короче 121,5 нм x (1 + z), где z — красное смещение квазара. Пробиваются только отдельные пики, соответствующие ионизованным облакам (так называемый эффект Ганна — Петерсона). Дальше исчезают и они. Это происходит на красном смещении чуть меньше 10, но какая-то неполная ионизация простирается и дальше, за красное смещение 10, но квазары здесь уже «не помогут». Возможно, они есть и при z > 10, возможно, их обнаружит «Джеймс Вебб», но весь их свет с длиной волны короче Лайман-альфа будет поглощен. Здесь может помочь совсем другой диапазон электромагнитного спектра.

Знаменитая линия 21 см

Кроме квазаров в астрофизике есть еще замечательное явление, способное просветить темные века, — радиолиния сверхтонкого расщепления нейтрального водорода длиной 21 см. Это результат взаимодействия магнитных моментов электрона и ядра. Она настолько распространена и завязана на многих явлениях, что Иосиф Шкловский предложил искать сигнал внеземных цивилизаций именно на этой волне — она выделена самой природой, и разумные существа могут независимо догадаться попробовать ее для связи. Могут ли первые звезды как-то проявиться в этом диапазоне?

Прежде всего, нужен «маяк» на длине волны 21 см (из-за расширения Вселенной для нас это будет уже метровый диапазон). Такой «маяк» (точнее, фон) есть — это реликтовое излучение, покрывающее широкий диапазон частот. Максимум реликтового излучения приходится на микроволны, но и в метровом диапазоне оно еще вполне сильно — это так называемая область Рэлея — Джинса. Нельзя ли обнаружить какую-то особенность, например провал в спектре, если измерять фон неба в метровых волнах? Тогда эту особенность можно было бы интерпретировать как поглощение на частоте 21 см нейтральным водородом в ранней Вселенной.

Исследования на эту тему идут достаточно давно. Оказывается, первые звезды вполне могут дать измеримый сигнал в поглощении линии 21 см. Пока первых звезд не было, водород находится в термодинамическом равновесии с реликтовым излучением, и никакого поглощения на сверхтонком расщеплении нет — Вселенная прозрачна на данной волне. Но когда зажигаются яркие горячие первые звезды и освещают пространство ультрафиолетом, состояние нейтрального водорода (так называемая спиновая температура) немного меняется (появляется неравновесная заселенность сверхтонких подуровней водорода), и водород начинает поглощать 21-сантиметровые радиоволны. Это квантовомеханический эффект, требующий довольно громоздких разъяснений, которые выходят за рамки данной статьи. Позднее, когда завершается вторичная ионизация, поглощение пропадает: нет нейтральных атомов — нет сверхтонкого расщепления. Таким образом, в спектре реликтового излучения надо искать провал в метровом диапазоне, соответствующий линии 21 см, подвергнутой красному смещению 10…20, соответствующему предполагаемому концу темных веков.

В недавней работе Cohen et al., 2017 этот провал был численно просчитан для разных вариаций параметров ранней Вселенной. Для наиболее правдоподобных параметров он должен начинаться на частоте около 70 МГц (красное смещение чуть больше 20, возраст — около 170 млн лет), достигать дна при 90–100 МГц (z ~ 15) и плавно исчезать по мере вторичной ионизации при z ~ 12…9.

След первых звезд обнаружен?

Информационным поводом для этой статьи стала публикация J. D. Bowman et al., Nature, где приводятся свидетельства поглощения реликтового излучения в полосе 60–100 МГц. Измерялся фон радиоизлучения на частотах меньше 200 МГц, усредненный по небу. Большую часть сигнала составляет галактический фон, но если почистить данные от галактического фона (в основном синхротронное излучение электронов в межзвездном магнитном поле), то в наблюдаемом радиоспектре вырисовывается характерная яма, напоминающая предсказания Cohen et al., 2017. Заметим, что найденный эффект составляет менее одной двухтысячной от сырого сигнала, и результат вычитания фона зависит от его модели. Кроме того, возможны аппаратурные и атмосферные эффекты, имитирующие результат, что признается в статье.

Чтобы подвергать результат сомнению, надо разбираться во множестве технических деталей, однако есть одно подозрительное обстоятельство: сигнал слишком велик. Глубина ямы в два с лишним раза превышает теоретические оценки Cohen et al., 2017. Это еще не фатально, но, чтобы примирить результат с численными оценками, приходится выкручиваться и делать слишком вызывающие предположения. А именно: либо космологи ошиблись с данными WMAP и «Планка» и недооценили контраст неоднородностей ранней Вселенной, либо темная материя на самом деле не такая уж темная и заметно взаимодействует с обычной материей при малых скоростях частиц (скорей всего, подобное предположение чревато катастрофой в центральных областях современных галактик). То есть это явно чрезвычайные предположения, требующие, согласно Карлу Сагану, «чрезвычайных свидетельств».

Данный результат, опирающийся на модели достаточно сложных эффектов, трудно отнести к чрезвычайным свидетельствам, но и отвергать его полностью нет достаточных оснований. Видимо, в ближайшее время появятся работы с «разбором полета», и не так далек запуск «Джеймса Вебба», который сможет заглянуть гораздо глубже в направлении темных веков, чем это могут сделать существующие телескопы. В конце концов темные века сократятся до пары сотен миллионов лет…

Борис Штерн
Автор благодарен Константину Постнову за ряд уточнений

¹ В мировой литературе доминирует термин cosmic microwave background, но на мой вкус «реликтовое излучение» (Иосиф Шкловский) гораздо точней.