Первые обитаемые миры появились задолго до формирования первых галактик.

Традиционное представление о развитии Вселенной за последние годы, особенно благодаря наблюдениям космического телескопа «Джеймс Уэбб», подверглось значительным изменениям. Концепция о том, что в течение полумиллиарда лет после Большого взрыва во Вселенной существовали Темные века, когда не было звезд, а излучение поглощалось не ионизированным межзвездным газом, оказалась несовместимой с действительностью. Даже спустя 300 миллионов лет после начала истории Вселенной уже можно наблюдать галактики.

Однако остается вопрос: когда начали формироваться классические планетные системы, то есть не просто звезды в галактиках, а те, вокруг которых может существовать жизнь? Первые звезды имели крайне низкое содержание тяжелых элементов, так как они не были созданы в недрах сверхновых (ведь до первых звезд не могло быть первых сверхновых). Без наличия тяжелых элементов формирование планет и протопланетных дисков становится маловероятным. По крайней мере, речь о каменистых планетах не могла идти: без тяжелых элементов невозможно создать планету, состоящую из таких элементов, как наша Земля.

Авторы нового исследования, с которым можно ознакомиться на сервере препринтов Корнеллского университета, решили смоделировать процесс формирования планет в самой ранней Вселенной. В частности, они изучили скорость эволюции парно-нестабильных сверхновых и их влияние на окружающую среду.

Парно-нестабильными сверхновыми называют особенно массивные звезды — от 130 и более раз «тяжелее» Солнца, — которые взрываются сверхновыми по необычному механизму. Когда звезда достигает такой массы, в ее недрах суммарная энергия термоядерных реакций становится колоссальной, создавая мощнейшее гамма-излучение. Это излучение настолько сильно, что образует пары электронов и позитронов.

Процесс запускается, когда фотон очень высокой энергии оказывается в специфических условиях, например, в поле массивной заряженной частицы или ядра атома. В этом случае «из ничего» (на самом деле из энергии фотона) возникает пара «частица — античастица», где роль частицы выполняет электрон, а античастицы — позитрон (античастица электрона).

Процесс образования пар может иметь лавинный характер, и пока он продолжается, давление гамма-излучения из ядра на внешние слои звезды резко снижается. При этом давление внешних слоев на внутренние не уменьшается, что нарушает баланс давления. В результате звезда частично коллапсирует, что значительно повышает температуру и давление в ее ядре.

В этот момент могут происходить термоядерные реакции, которые обычно энергетически невозможны. Например, в обычной звезде реакции слияния ядер останавливаются на углероде (возможно, кислороде или неоне), так как дальнейшее слияние ядер требует больше энергии, чем выделяет. Однако при парной нестабильности энергия в ядре звезды настолько велика, что там происходит массовое образование тяжелого элемента, такого как железо.

Ключевое отличие такого взрыва сверхновой от обычного в том, что из-за крайне высоких энергий все вещество звезды выбрасывается в окружающее пространство. Никакая нейтронная звезда или черная дыра не образуется: вся сверхновая разрушается полностью.

Обычные звезды нашего времени не могут взорваться таким образом. Во-первых, им не хватает массы (в наше время такие массивные звезды просто не формируются). Во-вторых, для этого необходимо, чтобы в звезде почти не было элементов тяжелее гелия. В современной Вселенной нет сырья для звезд, столь бедных тяжелыми элементами. Однако 13,5 миллиарда лет назад тяжелых элементов было почти не видно, поэтому самое первое поколение звезд могло часто взрываться именно таким образом.

Авторы нового исследования рассчитали эволюцию таких звезд и ее влияние на близкую к ним межзвездную среду ранней Вселенной. Выяснилось, что после их взрыва содержание тяжелых элементов рядом с взорвавшейся сверхновой может быть значительным — иногда даже превышает содержание в веществе Солнца. При этом взрыв вызывает в окружающем газе серьезную нестабильность. Газ «комкуется» взрывной волной настолько сильно, что в нем формируются протозвездные облака массой до одной солнечной.

Важно отметить, что в этих облаках достаточно не только газа, но и пыли тяжелых элементов, из которых могут образоваться планетезимали — тела, формирующиеся из космической пыли, которые затем становятся «кирпичиками» для создания планет. Общая масса таких планетезималей в рассчитанных ранних системах Вселенной может достигать пяти масс Земли. Это не так много по меркам современных планетных систем, но все же достаточно для формирования каменистой планеты земной массы.

Расчеты астрономов показали, что такие 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 достаточно воды для формирования планеты, способной иметь океаны.

Из всего этого ученые пришли к выводу, что первые обитаемые планеты могли возникнуть уже в первые 200 миллионов лет истории Вселенной. Они могли появиться еще до формирования самых древних галактик. Более того, подобные планеты можно будет обнаружить в ближайшие годы благодаря исследованию старейших из известных звезд нашей Галактики.