Самые первые звёзды состоят в основном из водорода и гелия, но большинство звёзд также содержат измеримые количества более тяжёлых элементов, которые астрономы относят к категории “металлов”. В нашем Солнце больше металлов, чем в большинстве других звёзд, потому что туманность, из которой оно образовалось, была остатками обломков более ранних звёзд. Они, в свою очередь, были детьми ещё более ранних звёзд и так далее. Как правило, в каждом новом поколении звёзд металла немного больше, чем в предыдущем. Самые первые звёзды, рождённые из первичного водорода и гелия, почти не содержали металлов. Мы никогда не видели ни одной из этих первичных звёзд, но с силой Уэбба и небольшим количеством удачи мы очень скоро можем их увидеть.
Один из способов определить количество металла в звезде – определить соотношение железа и гелия в её атмосфере, известное как [Fe/He]. Это число металличности обычно выражается в логарифмической шкале, где металличность Солнца равна нулю. Звёзды объединяются в популяции на основе этого числа. Любая звезда с металличностью не менее -1 (что означает, что она имеет не менее 10% металличности Солнца) является звездой населения I. Звёзды с более низкой металличностью являются звёздами населения II, а самые первые звёзды без присутствия металлов будут звёздами населения III.
В Млечном Пути звёзды населения I обычно находятся в галактической плоскости и спиральных рукавах, в то время как звёзды населения II в основном находятся в более рассеянном звёздном ореоле, окружающем галактику. В этом есть определённый смысл, поскольку звёзды формируются из газа и пыли спиральных рукавов и могут уходить от галактической плоскости по мере старения. Кроме того факта, что звёзды населения II обычно на миллиарды лет старше Солнца, они в целом похожи на более молодые звёзды.
Считается, что первое поколение звёзд было совсем другим. Чем больше металла в звезде, тем более плотной она может быть. Звезда, такая как Солнце, более компактна, чем звезда населения III, и поэтому не нуждается в такой большой массе, чтобы сиять так ярко. Поскольку первые звёзды состояли только из водорода и гелия, мы думаем, что это были массивные звёзды, прожившие короткую, но очень яркую жизнь. Вероятно, они сформировались в течение первых нескольких сотен миллионов лет существования Вселенной и умерли в течение нескольких десятков миллионов лет или меньше. Единственный способ увидеть их свет – заглянуть в наиболее далёкие уголки космоса. Даже самая яркая галактика из звёзд населения III будет очень тусклой, если смотреть на неё с Земли. Но не слишком ли они тусклые для всемогущего Уэбба?
Это вопрос, на который попытались ответить исследователи в своей недавней работе. Команда смоделировала как интенсивность, так и спектр звёзд первого поколения, чтобы определить, как они могут появиться в ранней галактике, а затем сравнила эти данные с возможностями космического телескопа Уэбба. Они обнаружили, что если бы Уэбб имел прямой, беспрепятственный обзор яркой первичной галактики, она всё равно была бы слишком тусклой для него. Но если особенно большая первичная галактика окажется позади большой более близкой галактики, гравитационное линзирование может увеличить и усилить свет далёкой галактики до такой степени, что Уэбб сможет её обнаружить.
Другими словами, мы находимся на грани обнаружения звёзд первого поколения. Если всё выстроится именно так, как нам надо и мы сможем отделить спектры галактики первого поколения от спектров более близкой галактики, то у нас есть шанс. Это может показаться разочаровывающим, но астрономы опытны и умны, так что есть основания надеяться, что со временем мы увидим свет от самых первых звёзд.
По информации https://universetoday.ru/2022/11/13/mozhet-li-jwst-videt-samye-pervye-zvyozdy/
Обозрение "Terra & Comp".
