|
Совместной группой американских и японских ученых был смоделирован процесс возникновения первых звезд нашей Вселенной. Результат оказался крайне интересным – масса протозвезд оказалась значительно ниже общепринятых оценочных значений.
В современной астрофизике принято, что формирование первого поколения звезд (популяция III) завершилось спустя несколько сот миллионов лет с момента Большого взрыва. Эти первые светила – древнейшие источники излучения – дали старт процессу реионизации, сыграли главную роль в наполнении Вселенной «тяжелыми» химическими элементами и создали все условия для нормального развития всех следующих поколений и групп звезд.
Считается, что масса протозвезд популяции III, в зависимости от длительности и интенсивности аккреции, варьировалась в пределах от одной двухсотой до тысячи масс Солнца. Правда, в последнее время верхний «лимит» был снижен до нескольких сотен солнечных...
Причина вырастания протозвезд до внушительных размеров кроется как раз в нехватке (а точнее – полном отсутствии) металлов и пыли, именно которыми и охлаждается газ в современных областях с интенсивным звездообразованием. Типичный пример таких областей – принадлежащие Млечному пути гигантские молекулярные облака. При проведении расчетов подтвердилось – недостаточное охлаждение газа увеличивает интенсивность аккреции, и, соответственно, конечную массу протозвезды.
В своей модели развития событий астрофизики США и Японии постарались максимально точно учесть последствия эффекта обратной связи – влияния УФ-излучения протозвезды на находящийся вокруг нее газ. Оказалось, что вблизи молодого светила вещество может нагреваться до температуры 50 000 К. В результате горячий газ, нагревшись, «улетучивается» из области формирования звезды – и «рост» звезды останавливается...
Модельный вариант протозвезды сумел набрать всего лишь 43 массы Солнца. Иными словами, считающаяся приемлемой оценка массы протозвезд, в свое время пониженная до сотен солнечных, все равно завышена – речь может идти лишь о десятках.
Проведенное моделирование помогло малое количество наблюдаемых сверхновых звезд, относящихся к типу PISN (pair-instability supernova): расчеты, проведенные в соответствии с полученными при моделировании результатами, показали – масса звезд-предшественников PISN лежит в пределах 140...260 масс Солнца, значительно «выбиваясь» из ряда светил, принадлежащих популяции III.
Похожие статьи:
Следующие статьи:
Предыдущие статьи:
- Jcomments
-
Добавить комментарий
|
