Нашому Сонцю близько 4,6 млрд років, тобто приблизно третина віку Всесвіту, і це відносно небагато. Воно належить до наймолодшого з трьох поколінь зір, які виокремлюють науковці. Попередні покоління збагатили речовину, з якої згодом утворились наша планета і ми самі. Кальцій у наших кістках і залізо в крові виникли, зокрема, в їхніх надрах. Найдавніші з них поки що ми не бачили напряму, але астрономи шукають їх на величезних відстанях від Землі.
Науковці називають ці умовні покоління зоряними населеннями. Розрізняють їх за вмістом важких елементів, тобто всіх, крім водню і гелію, а цей показник називають металічністю. Наше, найновіше, позначають як I, а найстаріше як III. Схожий зворотний принцип ми використовуємо в календарі з датами до нашої ери.
Населення I та наше Сонце
Населення I зосереджене переважно у спіральних рукавах Чумацького Шляху, як і в інших спіральних галактиках, де досі вистачає газу для появи нових зір. Наймолодші представники трьох поколінь найбагатші на важкі елементи. У Сонці вони становлять приблизно 1,4 % маси, а решта припадає на водень і гелій.
Вміст важких елементів у далекій зорі дізнаються за її світлом. Якщо розкласти його на кольори, як це робить скляна призма, у смузі з’являються темні лінії. Кожному хімічному елементу відповідає свій неповторний набір, тому за цим візерунком визначають склад зовнішніх шарів і частку кожної речовини. Метод називають спектроскопією.
Ще 1944 року астроном Вальтер Бааде, вивчаючи галактику Андромеди, помітив, що зорі в ній діляться на дві основні групи за кольором і розташуванням. Блакитніші зосереджувались переважно у спіральних рукавах, а жовті та червоні — ближче до центру. Так у науці виникли поняття населення I і II, а згодом з’ясувалося, що ці групи відрізняються ще й хімічним складом. Третє, найдавніше, додали як гіпотезу лише 1978 року.
Такий поділ умовний і прийнятий для зручності, бо збагачення газу відбувалося поступово і не всюди однаково, а кожне населення охоплює багато поколінь. Через це межа між населеннями I і II розмита. Згодом астрономи почали виділяти проміжні групи зір, які за вмістом важких елементів стоять між ними.
Приклад видно навіть неозброєним оком. Арктур, четверта за яскравістю зоря нічного неба, містить лише утричі менше таких елементів, ніж Сонце. До того ж він рухається відносно своїх сусідів зі швидкістю близько 100 км/с, тож, імовірно, утворився в іншій частині Галактики й лише тимчасово опинився поблизу нас.
Давні зорі населення II
Класичне населення II значно давніше. Серед його зір немає жодної, молодшої за 10 млрд років. Тож кожна з них щонайменше вдвічі старша за Сонце і Землю. Зазвичай важких елементів у них від 10 до 1000 разів менше, ніж у нашій зорі. Це мало, але не нуль, бо газ, з якого вони утворились, уже містив домішки, залишені давнішим населенням III.
Масивні представники цього покоління давно припинили існування, а частина інших збереглася до наших днів. Річ у темпі, з яким вони витрачають паливо, насамперед водень, що в надрах перетворюється на гелій під час термоядерного синтезу, тобто злиття ядер атомів. Цей найдовший етап існування називають головною послідовністю. Зоря, у десятки разів важча за Сонце, вичерпує цей запас за кілька мільйонів років. А найлегшим, які називають червоними карликами, його вистачить на трильйони років, тоді як Всесвіту зараз лише близько 13,8 млрд. Як зорі проходять усі етапи від утворення до завершення існування, ми детально пояснювали в окремому матеріалі.
Найбільше зір населення II розташовано в гало, розрідженій оболонці навколо плаского диска Галактики. Там же зосереджені кулясті скупчення. Це щільні утворення із сотень тисяч зір, майже всі з яких належать до цього покоління.
Одна з найбідніших відомих представниць населення II має позначення 2MASS J18082002-5104378 B, де перша частина вказує на Двомікронний огляд неба, у каталозі якого її зафіксували. Частка важких елементів у ній приблизно в 10 тис. разів менша, ніж у Сонці. Загалом їх набирається на масу Меркурія, тоді як у нашій зорі на 14 Юпітерів. Ймовірно, вона утворилась із газу, який збагатило лише перше покоління зір.
Перші зорі й поява важких елементів
Звідки ж узялися важкі елементи? У перші хвилини існування Всесвіту, коли він був надзвичайно гарячим і щільним, утворились лише водень, гелій і незначна кількість літію. Більшість наявного нині гелію походить саме з тієї епохи, а не із зоряних надр. Усі важчі елементи з’явилися пізніше, вже після утворення найстарішого покоління, яке називають населенням III. За оцінками, воно сформувалося у проміжку від 100 до 200 млн років після Великого вибуху, коли газ ще не мав інших домішок.
Теоретичні моделі показують, що такий газ охолоджувався повільніше й стискався у значно більші згустки. Тому перші зорі, найімовірніше, були в десятки й сотні разів масивніші за Сонце.
У їхніх надрах термоядерний синтез уперше створив вуглець, кисень, кремній і залізо. Паливо вони вичерпали за лічені мільйони років, а завершилось усе, ймовірно, надзвичайно потужним вибухом, який називають надновою. Ще важчі елементи з’являлися вже під час цієї події, а згодом і під час злиття нейтронних зір, надщільних решток, що можуть лишатися після наднової.
Ударна хвиля розкидала новостворену речовину в навколишній газ, і з цієї суміші утворилось наступне покоління. Цикл повторювався знову й знову, тож вміст важких елементів у космосі поступово зростав.
Частина атомів у нашому тілі могла утворитися ще в першому поколінні. Решта накопичувалась упродовж багатьох наступних циклів.
Найбідніші на важкі елементи зорі, які вдалося знайти, легко прийняти за найперші. Одна з них, J0815+4729, розташована в гало приблизно за 7500 світлових років від нас і, ймовірно, утворилась близько 13,5 млрд років тому. Кальцію й заліза в ній у мільйон разів менше, ніж у Сонці. Проте й вона належить до населення II, бо крихти важких елементів у ній уже є, тож до неї існувало давніше покоління. Найважчі з перших зір мали б припинити існування ще в ранньому Всесвіті. Легкі, якщо такі взагалі утворювались, могли б існувати досі, але в Галактиці їх поки не знайшли.
Де шукають населення III
Тому найдавніше покоління, населення III, шукають якомога далі, адже світло з найбільших відстаней іде до нас понад 13 млрд років і показує Всесвіт таким, яким він був невдовзі після Великого вибуху. Для таких спостережень найкраще підходить космічний телескоп James Webb, чутливий до інфрачервоного діапазону.
Найпереконливішим кандидатом на населення III наразі вважають галактику LAP1-B. Її світло проходить повз велетенське скупчення інших зоряних систем, маса якого викривлює промені, як лінза, і робить її приблизно в 100 разів яскравішою. Частина даних підтверджує цю версію, проте висновки дискусійні. Такі зорі важко відрізнити від пізніших або від газових хмар, що випромінюють світло.
За моделями, кисень і вуглець, синтезовані першими зорями, лишаються в їхніх надрах аж до вибуху, а спектр показує склад поверхні й навколишнього газу. Тому головною ознакою населення III має стати відсутність ліній цих та інших важких елементів. Натомість мають бути помітні сліди надзвичайно гарячого гелію, розігрітого їхнім випромінюванням. Саме цю комбінацію астрономи шукатимуть у LAP1-B та інших кандидатах під час нових спостережень за допомогою James Webb.
