Η δημιουργία των πρώτων άστρων στον Κόσμο

Το καθιερωμένο μοντέλο του Big Bang προϋποθέτει ότι ο Κόσμος ήταν σχεδόν ομοιογενής και η θερμοκρασία της ύλης και της ακτινοβολίας μειώθηκε καθώς ο Κόσμος διαστελλόταν. Η εξέλιξη της δομής οδήγησε τα νέφη του υδρογόνου, που ήταν το μοναδικό σχεδόν στοιχείο ολόκληρου του πρώιμου σύμπαντος, σε μια βαρυτική κατάρρευση. Έτσι, άρχισαν να σχηματίζονται τα πρώτα άστρα αποκλειστικά από υδρογόνο και λίγο ήλιο. Τα πρώτα άστρα γεννήθηκαν σε κάποια πρώιμη φάση στην ιστορία του σύμπαντος και εμπλούτισαν, μετά το τέλος της σύντομης ζωής τους, το διαστρικό μέσο με βαριά στοιχεία για να εμφανιστεί η επόμενη γενιά με πολλά βαριά στοιχεία. 

 

Δυστυχώς επειδή χάθηκαν τα ίχνη των πρώτων άστρων δεν ξέρουμε πότε και πώς ακριβώς γεννήθηκαν τα πρώτα άστρα. Αλλά υπάρχουν κάποιες νεώτερες σκέψεις για το πως μπορούμε να βρούμε αυτά τα ίχνη. Θα δούμε παρακάτω αυτές τις σκέψεις που συνδέονται με τη νέα γενιά διαστημικών και ράδιο παρατηρητηρίων. 

 

Παρατηρήσεις που έγιναν το 2003 ορισμένων κβάζαρ με τη βοήθεια του Hubble έδειξαν ότι τα πρώτα άστρα πιθανόν να σχηματίστηκαν 200 εκατομμύρια χρόνια μετά το Big Bang, νωρίτερα δηλαδή από ό,τι νόμιζαν παλιά οι αστρονόμοι. Τα αρχαία κβάζαρ έδειξαν την παρουσία σιδήρου στο εσωτερικό τους κάτι που δείχνει ότι ήδη είχαν γίνει οι κολοσσιαίες υπερκαινοφανείς εκρήξεις της πρώτης γενιάς των άστρων, που σκόρπισαν στο διάστημα τα βαριά στοιχεία.

 

Ένα απλό μοντέλο λέει ότι στο πρώιμο Σύμπαν υπήρχαν κυρίως άτομα υδρογόνου και σε μικρότερη ποσότητα ηλίου. Υπό την επίδραση της βαρύτητας νέφη των αερίων αυτών υπέστησαν κατάρρευση μέχρι το σημείο που οι πυρήνες ήταν αρκετά κοντά και στην κατάλληλη θερμοκρασία για την εκκίνηση αντιδράσεων σύντηξης, όπως 2 πυρήνες δευτερίου δημιουργούν ένα πυρήνα ηλίου. Έτσι γεννήθηκαν τα πρώτα άστρα σύμφωνα με το απλό μοντέλο.

 

Βέβαια ο σχηματισμός των άστρων στις πρώτες εποχές του Κόσμου δεν είναι ιδιαίτερα κατανοητός, αλλά φαίνεται ότι σπουδαίο ρόλο έπαιξε η ήδη συσσωρευμένη σκοτεινή ύλη. Γιατί όμως θα έπρεπε ένα αρχέγονο νέφος σκόνης να καταρρεύσει ξαφνικά για να σχηματίσει ένα αστέρι;

 

Η μία θεωρία είναι ότι συμπαγείς μάζες από σκοτεινή ύλη δημιουργούν βαρυτικά πηγάδια (φρέαρ) δυναμικού μέσα στα οποία τα νέφη της σκόνης καταρρέουν.

 

Αλλά γιατί η σκοτεινή ύλη πρέπει να είναι σε συμπαγή μορφή;

 

Τελευταία μερικοί επιστήμονες λένε ότι η σκοτεινή ύλη μπορεί εξίσου να υπάρχει και στη μορφή των νηματοειδών δομών. Οπότε σ’ αυτή την περίπτωση τα πρώτα αστέρια θα είχαν σχηματιστεί ως μακριές ίνες παρά σαν μεγάλες σφαίρες, όπως στην πρώτη θεωρία.

 

Σύμφωνα με την πρώτη θεωρία τα πρώτα άστρα στον Κόσμο σχηματίστηκαν όταν το χημικά πρωτόγονο αέριο υδρογόνο θερμάνθηκε καθώς έπεφτε μέσα σε πηγάδια δυναμικού της σκοτεινής ύλης. Ακολούθως το αέριο ψύχεται ακτινοβολώντας λόγω του σχηματισμού του μοριακού υδρογόνου, και αποκτά μια ιδιο-βαρύτητα. Αν τώρα η σκοτεινή ύλη έχει μια δομή μικρής κλίμακας τότε τα πρώτα αστέρια διαμορφώνονται σε ίνες μήκους της τάξεως των 3 kpc, και βαρυονική μάζα 10 εκατομμύρια ηλιακές μάζες. Το μοντέλο αυτό ισχύει για το μοντέλο της θερμής σκοτεινής ύλης.

 

Ο τεμαχισμός των ινών σχηματίζει αστέρια με ένα εύρος μαζών, που μπορεί να εξηγήσει πολύ καλά τις ποσότητες των στοιχείων που παρατηρούμε σήμερα σε άστρα εξαιρετικά φτωχά σε μέταλλα. Ενώ ο συνασπισμός από τμήματα αυτών ινών και άστρων μαζί, κατά τη διάρκεια της τελευταίας κατάρρευσης της ίνας, μπορεί να ‘σπείρει’ τις υπερ-βαρέες μαύρες τρύπες που κρύβονται στα κέντρα των περισσότερων μεγάλων γαλαξιών.

 

Η εικόνα προέρχεται από το παρατηρητήριο Spitzer και δείχνει τα άστρα και τους γαλαξίες στον αστερισμό του Δράκου, που καλύπτει μια περιοχή περίπου 50 επί 100 εκατομμύρια έτη φωτός.

 

Η κάτω εικόνα είναι από την ίδια περιοχή αλλά έχουν απομακρυνθεί όλα τα αστέρια, οι γαλαξίες και τα αντικείμενα σε πρώτο πλάνο. Ότι απέμεινε σε αυτή την εικόνα αποκαλύπτει μια ακτινοβολία που δεν μπορεί να αποδοθεί είτε στους σύγχρονους γαλαξίες ή τα αστέρια. Θα μπορούσε λοιπόν να οφείλεται στην αρχέγονη ακτινοβολία των πρώτων άστρων στον Κόσμο ή ίσως και στο καυτό αέριο που πέφτει μέσα στις αρχέγονες μαύρες τρύπες. Αν αποκλειστεί ότι είναι τα πρώτα άστρα, τότε είναι οι πρώτοι μίνι-γαλαξίες. Ο δικός μας Γαλαξίας σχηματίστηκε όταν συγχωνεύτηκαν μίνι γαλαξίες σαν αυτούς.

 

Όσο για την εποχή εκείνη οι επιστήμονες πιστεύουν ότι πέρασαν τουλάχιστον 200 εκατομμύρια χρόνια μετά το Big Bang για να ‘ανάψουν’ τα πρώτα άστρα και να τερματιστεί έτσι το απόλυτο σκοτάδι ή ο Κοσμικός Μεσαίωνας που επικρατούσε στον Κόσμο. Επίσης, θεωρείται ότι τα άστρα αυτά ανήκουν στον Πληθυσμό III, μια κλάση άστρων, που σχηματίστηκαν πριν από όλα τα άλλα και περιέχουν μόνο υδρογόνο και ήλιο. Ο Πληθυσμός I και II αναφέρεται σε άστρα, που βλέπουμε σήμερα στον ουρανό και ονομάστηκαν έτσι από τη σειρά της ανακάλυψης τους.

 

Υπάρχει ένα μεγάλο ερώτημα στην Αστρονομία σήμερα. Ποιά ήρθαν πρώτα, τα αστέρια ή οι γαλαξίες;

 

Μερικοί μπορούν να αναρωτηθούν πώς είναι δυνατόν οι γαλαξίες, που αποτελούνται από αστέρια, να μπορούσαν ενδεχομένως να προηγηθούν των άστρων. Ακούγεται σαν παράδοξο, αλλά δεν είναι. Οι πρώτοι γαλαξίες μπορεί να έχουν διαμορφωθεί σαν μεγάλες δίνες του αερίου από τις οποίες συμπυκνώθηκαν τα αστέρια. Ή ίσως τα αστέρια να σχηματίστηκαν πρώτα, και συσσωρεύτηκαν αργότερα ως γαλαξίες.

 

Η σημαντική αυτή ερώτηση περιμένει ακόμα την απάντηση της.

 

Οι πρώτες νηματοειδείς δομές στο σύμπαν σύμφωνα με προσομοιώσεις σε υπερυπολογιστές. Παρουσιάζει την κατανομή των αρχέγονων νεφών αερίου σε έναν όγκο με μήκος εκατό χιλιάδες έτη φωτός, όταν η ηλικία του Κόσμου ήταν μόνο 300 εκατομμυρίων ετών. Τα πρώτα άστρα γεννιούνται στα πυκνά νέφη (κίτρινα σημεία) στις διασταυρώσεις των σύνθετων νηματοειδών δομών.

 

Οι επιστήμονες είναι αδύνατον να δουν σήμερα τα πρώτα άστρα γιατί η διάρκεια της ζωής τους ήταν πολύ σύντομη, μόλις λίγα εκατομμύρια χρόνια. Όμως κατάφεραν με προσομοιώσεις σε υπερυπολογιστές να μελετήσουν το σχηματισμό της πρώτης γενεάς των άστρων. Οι προσομοιώσεις αυτές μοντελοποιούν τις διάφορες φυσικές διαδικασίες, όπως είναι οι χημικές αντιδράσεις και η μεταφορά ακτινοβολίας που είναι απαραίτητες για να ακολουθήσει η εξέλιξη ενός αρχέγονου αερίου, καθώς επίσης και τη δυναμική της βαρύτητας που κυριαρχείται από τη σκοτεινή ύλη.

 

Τα υπολογιστικά μοντέλα όμως δείχνουν ότι υπάρχει μια σύνδεση μεταξύ των δομών, που υποτίθεται πως οδήγησαν στα πρώτα αστέρια, και της θερμοκρασίας ή του είδους της σκοτεινής ύλης. Έτσι, βρέθηκε για πρώτη φορά ότι η φύση της σκοτεινής ύλης είναι κρίσιμη και για τη φύση των πρώτων αστεριών.

 

Αν η σκοτεινή ύλη είναι ψυχρή τότε τα σωματίδια της κινούνται πολύ αργά και οι αστρικές δομές που σχηματίζονται είναι μεγάλες, περίπου, 100 ηλιακές μάζες οπότε επειδή καίνε με τρομερό ρυθμό τα καύσιμα τους, έσβησαν πολύ γρήγορα μέσα σε μια μεγαλειώδη υπερκαινοφανή έκρηξη, και φυσικά δεν επιζεί κανένα τέτοιο άστρο μέχρι τις μέρες μας.

 

Αν όμως είναι θερμή η σκοτεινή ύλη τότε τα σωματίδια της κινούνται πολύ γρήγορα και τα πρώτα άστρα διαμορφώνονται σε πολύ μακριές, λεπτές ίνες ύλης. Οι νηματοειδείς αυτές δομές έχουν μήκος περίπου το 1/4 του μήκους του Γαλαξία μας και περιέχουν τόση ύλη και αέριο όσο 10 εκατομμύρια ήλιοι, κι έτσι η ύλη αυτή φτάνει να σχηματιστούν πολλά αστέρια.

 

Ενώ τα πρώτα άστρα θεωρούνται ότι ήταν πολύ βαριά, κάποια από τα πρώτα άστρα που σχηματίστηκαν μέσα σε αυτές τις νηματοειδείς δομές (με το μοντέλο μιας θερμής σκοτεινής ύλης) μπορεί να είχαν μια σχετικά μικρή μάζα και μεγάλη διάρκεια ζωής. Οπότε όπως νομίζουν ορισμένοι αστροφυσικοί είναι δυνατόν να επιζούν και μέχρι τις μέρες μας.

 

Η γέννηση ενός πρωτο-άστρου

Μόλις άρχισαν να σχηματίζονται ουδέτερα άτομα υδρογόνου σε ορισμένες περιπτώσεις δημιουργήθηκαν συσσωματώματα που απετέλεσαν τα σημεία συσσώρευσης σκοτεινής και κανονικής ύλης. Λειτούργησαν δηλαδή ως θεμέλιοι λίθοι για τη δημιουργία κοσμικών αντικειμένων. Οι αρχικές αυτές αναταράξεις στην ομοιόμορφη κατανομή των υλικών σωματιδίων σταδιακά εξελίχθηκαν σε νέφη αερίων, που όπως είδαμε πριν, δημιουργώντας ένα χωροδικτύωμα από νημάτια στον χώρο των οποίων συνέχισε να εισρέει αέριο. Μετά τη συγκέντρωση αρκετά μεγάλης μάζας στις περιοχές αυτές, τα νέφη άρχισαν να υφίστανται συστολή λόγω της εσωτερικής τους βαρύτητας με αποτέλεσμα την αύξηση της θερμοκρασίας τους σε τιμές μεγαλύτερες των 1.000 βαθμών Κέλβιν.

 

Ένας μικρός αριθμός ατόμων υδρογόνου άρχισαν να συνδυάζονται δημιουργώντας μόρια υδρογόνου, μια διαδικασία ιδιαίτερα σημαντική καθώς συνετέλεσε αποφασιστικά στη δημιουργία κατάλληλων συνθηκών για την εξέλιξη των φυσικών αυτών συστημάτων σε άστρα. Χαρακτηριστικό των μορίων του υδρογόνου αποτελεί η δυνατότητα που έχουν να εκπέμπουν υπέρυθρη ακτινοβολία (μετά την κατάλληλη διέγερση τους), με αποτέλεσμα να συμβάλλουν στην ψύξη του χώρου στον οποίο βρίσκονται.

 

Οι φυσικές διαδικασίες που οδηγούν στη μορφοποίηση ενός άστρου βασίζονται σε μια ευαίσθητη ισορροπία ανάμεσα στη βαρυτική αλληλεπίδραση που οδηγεί τη μάζα από την οποία θα δημιουργηθεί το άστρο σε βαρυτική κατάρρευση και στην πίεση της ακτινοβολίας που παράγεται από την ολοένα και πιο θερμή ύλη η οποία έχει την τάση να αποτρέψει τη διαδικασία της κατάρρευσης.

 

Η παρουσία των μορίων υδρογόνου και η δυνατότητα που προσφέρουν για απαγωγή ενέργειας μέσω της εκπομπής υπέρυθρης ακτινοβολίας, επέτρεψαν την περαιτέρω βαρυτική κατάρρευση των νεφών για τη δημιουργία των πρώτων άστρων. Η διαδικασία της ψύξης, όμως, είχε και άλλο ένα καίριο αποτέλεσμα: τον διαχωρισμό της κανονικής ύλης από τη σκοτεινή ύλη. 

 

Η πρωτοποριακή προσομοίωση μπορεί να παρακολουθήσει τη βαρυτική κατάρρευση ενός πρώτου αντικειμένου.

 

Καθώς για τη σκοτεινή ύλη δεν υπήρχε κάποιος μηχανισμός ακτινοβολίας ενέργειας όπως η υπέρυθρη ακτινοβολία από τα μόρια του υδρογόνου για την κανονική ύλη, δεν μπόρεσε να συμπτυχθεί περισσότερο και παρέμεινε διεσπαρμένη σε όλο τον όγκο των νεφών της εποχής. Σε αντίθεση, η κανονική ύλη που βρισκόταν στα πυκνότερα σημεία των νεφών συμπυκνώθηκε τελικά σε τέτοιο βαθμό που επέτρεψε την έναρξη πυρηνικών αντιδράσεων σύντηξης των πυρήνων των αερίων που την αποτελούσαν. Τα πρώτα άστρα είχαν μόλις γεννηθεί.

 

Στο πρώιμο σύμπαν οι όγκοι των αερίων από τους οποίους προέκυψαν τα πρώτα άστρα ήταν κατά πολύ θερμότεροι από τους σημερινούς. Επίσης, θα έπρεπε να είναι και πολύ μεγαλύτεροι έτσι ώστε η βαρύτητα να μπορέσει να υπερνικήσει την εσωτερική πίεση του θερμότερου αερίου. Για τους παραπάνω λόγους πιστεύεται πως οι όγκοι αερίων από τους οποίους προέκυψαν τα πρώτα άστρα είχαν μάζα αρκετές εκατοντάδες φορές μεγαλύτερη από τη μάζα του ήλιου.

 

Σε όλα τα μοντέλα της προσομοίωσης φαίνεται πως τα πρώτα άστρα χαρακτηρίζονται από πολύ μεγάλη μάζα και φωτεινότητα. Οι εκτιμήσεις για το άνω όριο της μάζας των πρώτων άστρων κυμαίνονται από 300 έως 1000 ηλιακές μάζες ενώ η φωτεινότητα τους θα μπορούσε να είναι μέχρι και μερικά εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από την ηλιακή.

 

Η εικόνα παρουσιάζει την κατανομή του αερίου γύρω από ένα πρόσφατα σχηματισμένο πρωτο-αστέρι. Η προσομοίωση μπορεί να εμφανίσει τις δομές ακόμη και στην κλίμακα της μιας αστρονομικής μονάδας, όπως φαίνεται κάτω αριστερά.

 

Η εξέλιξη του προ-αστρικού νέφους του αερίου παρακολουθήθηκε μέσω της προσομοίωσης για πρώτη φορά μέχρι το προχωρημένο στάδιο του σχηματισμού ενός πρωτο-άστρου.

 

Ο κεντρικός πρωτο-αστρικός «σπόρος» αυξάνει πολύ γρήγορα το περιβάλλον αέριο. Στην τελική του μορφή το άστρο θα έχει 100 ηλιακές μάζες.

 

Το πρώτο φως των πρωτο άστρων

Μόλις δημιουργήθηκαν αυτά τα αρχέγονα άστρα το φως τους τερμάτισε και τον Κοσμικό Μεσαίωνα, μια σκοτεινή εποχή.

 

Οι πρόσφατες θεωρητικές μελέτες και οι προσομοιώσεις σε υπερυπολογιστές προτείνουν ότι τα πρώτα άστρα ήταν αρκετά βαριά, με τη μάζα τους να κυμαίνεται από μερικές δεκάδες έως εκατοντάδες ηλιακές μάζες. Τέτοια βαριά άστρα εκπέμπουν φωτόνια υψηλής ενέργειας που είναι σε θέση να ιονίσουν το υδρογόνο και το ήλιο στο περιβάλλον διαστρικό μέσο, διαμορφώνοντας τις περιοχές HII. (Το HII σημαίνει ιονισμένο υδρογόνο.). Συγχρόνως, τα πρώτα άστρα θερμαίνουν επίσης το σύμπαν για πρώτη φορά μετά από το Big Bang.

 

Η εικόνα δείχνει πώς ένα βαρύ άστρο στο πρώιμο σύμπαν ιονίζει και θερμαίνει το περιβάλλον αέριο. Τα βαριά άστρα ζουν πολύ λίγο, μερικά εκατομμύρια χρόνια. Η κάτω αριστερή εικόνα παρουσιάζει την έκταση της περιοχής HII, όταν το κεντρικό αστέρι τελειώνει τη ζωή του.

 

Τα πρώτα άστρα ήταν πολύ βαριά (η θεωρία προβλέπει ότι ήσαν 30 έως και 300 φορές πιο βαριά από τον ήλιο μας) και εκατομμύρια φορές πιο φωτεινά, ενώ έζησαν λίγα εκατομμύρια μόνο χρόνια. Η υπεριώδης ακτινοβολία τους όμως διέσπασε τα άτομα του υδρογόνου πάλι σε ηλεκτρόνια και πρωτόνια (δηλαδή τα ιόνισε ξανά). Οι παρατηρήσεις των μακρινών κβάζαρ δείχνουν ότι αυτό συνέβη όταν το σύμπαν ήταν ηλικίας σχεδόν ενός δισεκατομμυρίων ετών.

 

Οι πρώτες εκρήξεις υπερκαινοφανών

Τα πρώτα άστρα θεωρούνται επίσης σαν η πρώτη πηγή των βαρέων στοιχείων (βαρύτερα από το λίθιο) στο σύμπαν. Τα βαριά στοιχεία πρέπει να έχουν επεξεργαστεί στο εσωτερικό των μεγάλων άστρων και να έχουν αποβληθεί στο διαστρικό μέσο με τις υπερκαινοφανείς εκρήξεις, για να επιτρέψουν το σχηματισμό των σημερινών αστρικών πληθυσμών, πλούσιων σε βαριά στοιχεία.

Οι σουπερνόβες ελευθερώνουν τεράστια ενέργεια αλλά και βαριά στοιχεία που συνέθεσαν, όπως είναι το πυρίτιο, το οξυγόνο, και ο σίδηρος. Χωρίς αυτά τα στοιχεία, ο ήλιος, η γη, και τελικά εμείς οι ίδιοι δεν θα μπορούσαν να υπάρχουν.

 

Η εικόνα παρουσιάζει την διαστολή ενός κατά προσέγγιση σφαιρικού εκρηκτικού κύματος που παράγεται από την έκρηξη του πρώτου υπερκαινοφανούς. Επεκτείνεται με μια ταχύτητα 100-1000 km/sec Αυτές οι ενεργητικές εκρήξεις εμφανίστηκαν σε διάφορες θέσεις στην πρώιμη εποχή του σύμπαντος, σπέρνοντας γρήγορα τον Κόσμο με τις ουσίες της ζωής. 

 

Οι τρεις πληθυσμοί των άστρων

Κατά τη διάρκεια των συσκοτίσεων στο Λος Άντζελες την περίοδο του Β! Παγκόσμιου Πολέμου, ο Γερμανός αστρονόμος και μετανάστης Walter Baade, χρησιμοποιώντας το παρατηρητήριο του όρους Wilson, έκανε μια μεγάλη ανακάλυψη. Παρατηρώντας με λεπτομέρεια τον γαλαξία της Ανδρομέδας (Μ31), ταυτοποίησε δύο βασικά είδη άστρων: τα κυανά και νέα σε ηλικία άστρα στο επίπεδο του δίσκου του Γαλαξία, και τα κόκκινα μεγαλύτερης ηλικίας άστρα στον κεντρικό όγκο του. Ο Baade χαρακτήρισε τα πρώτα ως άστρα πληθυσμού II (Polpulation II ή Ρορ II) και τα δεύτερα ως άστρα πληθυσμού Ι (Ρορ Ι).

 

Οι αστρονόμοι αντιλήφθηκαν αργότερα πως οι διαφοροποιήσεις αυτές σχετίζονται με τη βαθμιαία συσσώρευση βαρέων στοιχείων κατά την εξελικτική πορεία του Σύμπαντος. Τα άστρα Ρορ II πρακτικά άρχισαν να μορφοποιούνται πριν τα άστρα Ρορ Ι από νέφη τα οποία δεν είχαν ακόμα εμπλουτιστεί σε μεγάλο βαθμό από στοιχεία βαρύτερα από το ήλιο καθώς αυτά δεν υπήρχαν ακόμα σε μεγάλες ποσότητες στο Σύμπαν. Σε αντίθεση, τα άστρα Ρορ Ι, στα οποία συγκαταλέγεται και ο ήλιος, μορφοποιήθηκαν από νέφη πλούσια σε βαριά στοιχεία. Σταδιακά όμως έγινε μια σημαντική διαπίστωση. Τα άστρα Ρορ II παρόλο που παρουσιάζουν «έλλειψη» σε βαριά στοιχεία, περιέχουν μικρές ποσότητες από αυτά.

 

Η ύλη από την οποία δημιουργήθηκαν στο πρώιμο Σύμπαν τα πρώτα άστρα δεν υπήρχε ούτε ίχνος από βαριά στοιχεία. Κατ’ επέκταση θα πρέπει να υπήρχε και ένα ακόμα είδος αστρικού πληθυσμού το οποίο μορφοποιήθηκε στα αρχικά στάδια της αστρογένεσης χωρίς καθόλου βαριά στοιχεία. Στις αρχές τις δεκαετίας 1980 – 1990 ο αστρονόμος Howard Bond, με την υποστήριξη και άλλων ερευνητών, χαρακτήρισε τα άστρα της πρώτης γενιάς ως άστρα πληθυσμού III (Ρορ III).