Первые обитаемые миры образовались еще до первых галактик

Традиционное видение эволюции Вселенной в последние годы — особенно из-за наблюдений космического телескопа «Джеймс Уэбб» — дало множественные трещины. Идея о том, что до полумиллиарда лет после Большого взрыва во Вселенной шли Темные века, эра, в которой просто не было звезд, а излучение поглощалось еще не ионизированным межзвездным газом, оказалась несовместима с реальностью. Даже через 300 миллионов лет после начала истории Вселенной галактики уже вполне наблюдаются.

Но остается вопрос: когда начали формироваться классические планетные системы, то есть не просто звезды, составляющие галактики, а такие, близ которых возможна жизнь? Самые первые звезды почти не имели тяжелых элементов, потому что они еще не наработались в недрах сверхновых (ведь до первых звезд первых сверхновых просто не могло быть). Без тяжелых элементов формирование планет и протопланетных дисков малореально. Как минимум о каменистых планетах речь точно не шла: без тяжелых элементов нельзя создать планету, состоящую из тяжелых элементов, типа нашей Земли.

Авторы нового исследования, с которым можно ознакомиться на сервере препринтов Корнеллского университета, решили смоделировать, как именно обстояли дела с образованием планет в самой ранней Вселенной. В частности, они смоделировали скорость эволюции парно-нестабильных сверхновых и их воздействие на окружающую их среду.

Парно-нестабильными сверхновыми называют особо массивные звезды — от 130 и более раз «тяжелее» Солнца, — вспыхивающие сверхновыми по необычному механизму. Когда светило настолько массивно, в его недрах суммарная энергия термоядерных реакций достигает громадных величин, создавая мощнейшее гамма-излучение. Оно настолько сильно, что образовывает пары электронов и позитронов.

Такой процесс запускается, когда фотон очень высокой энергии находится в специфических условиях: например, в поле некоей массивной заряженной частицы или ядра атома. При этом «из ничего» (но на самом деле из энергии фотона) возникает пара «частица — античастица», где роль частицы играет электрон, а античастицы — позитрон (античастица электрона).

Процесс рождения пар может быть лавинным, и пока он идет, давление, оказываемое гамма-излучением из ядра на внешние слои звезды, резко снижается. При этом давление внешних слоев светила на внутренние не уменьшается. Значит, баланс давления между внутренними и внешними слоями нарушается. Звезда частично коллапсирует, что серьезно повышает температуру и давление внутри ее ядра.

При этом могут идти термоядерные реакции, которые в норме энергетически невозможны. Скажем, в обычной звезде реакции слияния ядер останавливаются на углероде (от силы — кислороде или неоне), потому что дальше слияние ядер атомов поглощает больше энергии, чем выделяет. Но при парной нестабильности энергии в ядре звезды так много, что там идет массовая наработка такого тяжелого элемента, как железо.

Важное отличие такого взрыва сверхновой от обычной в том, что из-за очень высоких энергий все вещество звезды выбрасывается в окружающее пространство. Никакая нейтронная звезда или черная дыра не образуется: вся сверхновая разрушается без остатка.

Обычные звезды нашей эпохи так вспыхнуть не могут. Во-первых, им не хватит массы (сегодня такие массивные светила просто не образуются). Во-вторых, для этого нужно, чтобы в звезде почти не было элементов тяжелее гелия. В современной Вселенной просто нет сырья для звезд, настолько бедной элементами тяжелее гелия. Зато 13,5 миллиарда лет назад и более тяжелых элементов почти не было, потому самое первое поколение звезд могло нередко взрываться именно таким образом.

Авторы новой работы рассчитали эволюцию таких звезд и ее влияние на близкую к ней межзвездную среду ранней Вселенной. Оказалось, после ее взрыва содержание тяжелых элементов рядом с взорвавшейся сверхновой может быть велико — иногда даже больше, чем в веществе Солнца. При этом взрыв порождает в окружающем газе серьезную нестабильность. Газ «комкуется» взрывной волной настолько, что в нем возникают протозвездные облака массой до одной солнечной.

Что важно, в этих облаках достаточно не только газа, но и пыли тяжелых элементов, из которых уже может образоваться и планетезималь — тело, образующееся из космической пыли, служащее затем «кирпичиком» для строительства планет. Общая масса таких планетезималей в рассчитанных ранних системах Вселенной может достигать пяти масс Земли. Это не очень много по меркам современных планетных систем, но все же достаточно для образования каменистой планеты земной массы.

Расчеты астрономов показали, что подобные системы будут иметь центральную звезду с массой до 0,7 солнечной. В диапазоне орбит 0,46-1,66 астрономической единицы (одна такая единица равна расстоянию от Земли до Солнца) должно быть достаточное количество воды для формирования планеты, способной иметь океаны.

Из всего этого ученые сделали вывод, что первые обитаемые планеты могли образоваться уже в первые 200 миллионов лет истории Вселенной. Они могли возникнуть еще до появления даже самых древних галактик. Причем подобные планеты можно будет обнаружить в ближайшие годы за счет изучения самых старых из известных звезд нашей Галактики.