Международная группа астрофизиков, в которую вошли специалисты из Кореи, Великобритании, США, Швеции и Австралии, провела детальное моделирование реионизации, учитывающее вклад первых звёзд.

Реионизацией, напомним, называют одну из важнейших стадий развития Вселенной, изначально (предположительно) заполненной плазмой. Её последующее расширение и охлаждение сделали образование нейтрального водорода энергетически выгодным, в результате чего доля свободных электронов и протонов резко снизилась. На этом этапе и стартовала интересующая нас реионизация, инициированная светом звёзд из появлявшихся в то время молодых галактик; когда она завершилась, межгалактическое пространство стало прозрачным для фотонов УФ-излучения, ранее поглощавшихся нейтральным водородом.

В современной космологической модели ΛCDM ранние галактические источники, способствовавшие реионизации, делят на две основные группы, отличающиеся друг от друга по массе гало тёмной материи. В одну из них попадают «минигало» с массой в 105–108 солнечных, а в другую — все более крупные структуры. Первые светила Вселенной, что важно, формировались именно внутри «минигало», где молекулярный водород охлаждал газ до температур, допускающих звездообразование.

Выполненное интернациональной научной группой N-частичное моделирование эволюции структуры Вселенной на временном отрезке, ограниченном красными смещениями z = 300 и z = 6, стало, разумеется, далеко не первым проектом такого рода. Отличие новой работы от прочих заключается лишь в том, что её авторы, сохранив впечатляющий масштаб моделирования (отслеживались перемещения 30723 ≈ 29 000 000 000 частиц в кубе со стороной в 114/h Мпк, где h — параметр, отражающий неопределённость постоянной Хаббла), сделали его очень подробным, то есть учли эффекты, связанные с небольшими гало.

Расчёты подтвердили, что первые звёзды начинают формироваться в «минигало» уже на красном смещении z ~ 40 — в тот момент, когда возраст Вселенной составлял всего 70 млн лет. Вследствие этого небольшие галактические источники становятся главной движущей силой ранней реионизации и, как показано на рисунке ниже, сохраняют лидерство до z ~ 10, после чего их место занимают более мощные крупные гало.

Прямое сравнение двух моделей, в одну из которых (на рисунке она отмечена сплошной линией) «минигало» включаются, а в другую (пунктир) — нет, позволяет заключить, что они дают совершенно разные оценки времени начала и длительности реионизации. Кроме того, реионизация с участием некрупных гало практически останавливается на участке от z ~ 12 до z ~ 10, что объясняется работой механизма обратной связи: молекулы водорода диссоциируют под действием света звёзд, и звездообразование в «минигало» подавляется. Момент окончания реионизации — увеличения средней массовой доли ионизованного вещества в межгалактической среде до 99% — модели определяют одинаково, на z ~ 6,8.

Ход реионизации (по вертикальной оси отмечается доля ионизованного вещества в межгалактической среде) в разных моделях (иллюстрация авторов работы).

Чтобы отыскать следы первых звёзд, необходимо, как видим, изучать раннюю реионизацию на z > 10. Сделать это современные приборы не позволяют, и необходимое оборудование (скажем, телескопы «Джеймс Уэбб» или SKA) может появиться у астрономов только через несколько лет. Это, однако, не означает, что влияние «минигало» на реионизацию нельзя уже сейчас зарегистрировать непрямым путём: две модели, обозначенные на рисунке, дают сильно — на 47% — расходящиеся оценки оптической толщины (величины, характеризующей непрозрачность среды для проходящего сквозь неё излучения по отношению к какому-то конкретному процессу взаимодействия с веществом) по рассеянию на электронах для реликтового излучения. Исследованием последнего занимается космический телескоп «Планк», и его данных должно хватить для того, чтобы определить, какая из моделей соответствует действительности.