Найпримітивнішим зіркам в сусідніх галактиках тепер не сховатися. Астрономи з'ясували, як їх шукати, а заразом вирішили проблему, що загрожувала зруйнувати сучасну картину утворення галактик.

Зірки, які ми бачимо на небі, сильно відрізняються за віком. Сонцю, наприклад, вже майже п'ять мільярдів років, Сіріусу – всього 200−300 мільйонів, а зіркам пояса Гулда, серед яких більшість яскравих зірок сузір'їв Оріона або Скорпіона, – взагалі менше 50 мільйонів. Щоб з'ясувати вік зірки, астрономи користуються плодами теорії зоряної еволюції, яка дозволяє обчислити, коли зірка з'явилася, за її масою, температурою і хімічним складом.

Хімічний склад, тобто відносний вміст різних елементів в речовині зірки (молекули зустрічаються лише в атмосферах порівняно холодних світил) – ключова характеристика в дослідженні зоряного минулого. За ним можна прикинути не тільки вік, але навіть покоління, до якого належить те або інше небесне тіло, – скільки зірок повинне було народитися і померти, щоб з викинутої ними речовини сформувалося спостережуване зараз світило.

Зробити висновок можна завдяки тому, що початкова речовина, що народилася в перші хвилини після Великого вибуху, складалася майже виключно з водню і гелію з крихітною домішкою літію. Проте в кожній новій зірці йшли ядерні реакції, водню ставало трохи менше, гелію трохи більше, виникали вуглець, кисень, кремній і важчі атомні ядра. Більшість же елементів – все, що стоїть в таблиці Менделєєва після заліза – взагалі з'явилися лише при вибухах наднових.

Щоб визначити, до якого покоління належить зірка і що було з її речовиною в її минулих життях, учені отримують спектр світила, вимірюючи глибину ліній, відповідних кожному атому і іону. На щастя, ці набори ліній для кожного елементу свої, так що певний спектр дає максимум інформації про хімічний склад зоряної речовини (а також про фізичні умови в її атмосфері, де ці лінії і формуються).

Завдяки таким вимірюванням учені зараз вже можуть розділити мільярди зірок нашої Галактики, Чумацького шляху, на окремі групи з схожою зоряною хімією і означає - загальним походженням. Виникла ціла галузь астрономії, яка займається такими дослідженнями; її називають «галактичною археологією», хоча, можливо, слово «палеонтологія» тут доречніше.

В ході таких досліджень з'ясувалося, що у багатьох зоряних груп з єдиним походженням часто дуже схожа і кінематика, тобто характер руху в Галактиці. Все виглядає так, ніби всі вони колись народилися разом і лише потім змішалися з мільярдами інших світил – змішалися, але зберегли деякі особливості початкового руху, наприклад, високу швидкість або низький момент імпульсу щодо центру Чумацького шляху.

Ці результати підтверджують сучасну теорію утворення нашої (та і всіх інших) зоряних систем. За останні 20−30 років астрономи остаточно впевнилися, що великі галактики виросли до своїх нинішніх розмірів за рахунок поглинання галактик-карликів. Вливаючись в зоряне населення гігантів, зірки цих карликів повинні були зберегти якісь єдині характеристики. І здається, що спостереження хімічного складу і кінематики зоряних потоків підтверджують цю теорію.

Зоряний недолік

Правда, як в будь-якій бочці меду, в цій теорії злиття і поглинань не обходиться без декількох ложок дьогтю. Одна з них останніми роками псувала астрономам життя все сильніше і сильніше. Ця гіркуватість – нестача світил з низьким вмістом важких хімічних елементів серед галактик-карликів, що оточують Чумацький шлях. Деякі з карликових одноліток тих галактик, що за мільярди років влилися в Чумацький шлях, все ще зберігають незалежність. І означає, в їх особі ми повинні бачити ту первозданну речовину, з якої складається і наша Галактика. Наприклад, якщо серед «наших» зірок ми бачимо об'єкти, в яких важких елементів в тисячі разів менше, ніж у Сонці, схожі світила повинні бути присутніми і серед галактик-карликів.

Охота за такими «зірками низької металевості», як називають їх астрономи, серед населення карликових супутників Чумацького шляху почалася не так давно. Робити це складно, оскільки для визначення металевості потрібно отримати детальний спектр зірки, а значить – накопичити не просто багато фотонів, а багато фотонів кожної частоти, що цікавить нас. Зробити це для далеких зірок інших, хай і порівняно близьких, галактик можуть лише дуже великі телескопи, та й у них ці спостереження займає довгі і довгі години. Робота важка ще й тим, що зірок низької металевості мало, і наперед невідомо, який з мільйонів зірок карликової галактики вибрати, щоб накопичувати від неї світло декілька годин.

Тут на допомогу вченим прийшли методи спектроскопії. Є декілька корисних наборів спектральних ліній, по яких зміст важких елементів визначається порівняно легко, без необхідності вимірювати їх профіль в найдрібніших подробицях. Один з таких наборів – триплет (трійка ліній) одноразово іонізованного кальцію в ближньому інфрачервоному діапазоні спектру.

Як з'ясувалося методом проб і помилок, ширина цих ліній дуже добре корелює з металевістю, зміряною «по-справжньому», через докладний спектр. А зміряти цю ширину можна досить швидко і досить точно – іноді кожну з цих ліній можна умістити буквально в декількох пікселях приймача спектру.

Останніми роками вчені почали застосовувати цей метод ближнього інфрачервоного триплета іонізованного кальцію (CAT скорочено) до зірок найближчих супутників Чумацького шляху – наприклад, до карликових галактик Скульптора, Секстанта, Кіля або Печі. І ось тут-то і з'ясувалося, що в цих галактиках зірок малої металевості в десятки і сотні разів менше, ніж у Чумацькому шляху. Серед них взагалі не виявилося жодної зірки, в якій заліза щодо водню було б в тисячу і більше разів менше, ніж у Сонці.

А в нашій Галактиці вони є. Так звідки ж вони тут узялися, якщо наша Галактика – плід об'єднання таких же карликів, як системи Печі або Скульптора? Запахло якщо і не зміною парадигми утворення галактик, то вже точно чимось смаженим.

Полегшення і рекорд

Проте, схоже, проблема почала вирішуватися. Учені з Європи, США і Канади під керівництвом Ельзе Старкенбург з голландського Університету Гронінгена і Джузеппіни Баттальї з Південної європейської обсерваторії показали, що оцінка металевості, яку їх колеги і вони самі досі отримували за методом CAT, не застосовна до найнизькометалічних зірок. Скориставшись точними комп'ютерними розрахунками і телескопом «Куеен» четвірки VLT на горі Параналь в Чилі, астрономи отримали нове калібрування цієї методики. Як повідомляє прес-служба Південної європейської обсерваторії, при порівнянні справжньої металевості (отриманої по точному спектру) і її оцінки за методом CAT з'ясувалося, що останній систематично завищує вміст важких елементів в зірці. Втім, астрономам вдалося знайти нове калібрування методу, який не тільки виправляє цю помилку, але і значно покращує точність визначення металевості.

Приклавши отримане калібрування до колишніх спостережень, учені з'ясували, що реліктових зірок в карликових сусідках Чумацького шляху не так мало, як вважалося до цих пір. Більш того, серед них виявилися зірки-рекордсменки, вміст важких елементів в яких є найнижчим для всіх зірок за межами нашої Галактики – від 0,03% до 0,01% від сонячного.