Вещество, которым оказалась заполнена Вселенная после рекомбинации состояло в основном из водорода и некоторого количества гелия (23% по массе). Были и другие легкие элементы (дейтерий, литий и т.д.) но в крайне малых количествах. Все они образовались в ранней Вселенной на стадии первичного нуклеосинтеза.

А вот в веществе, которое мы видим вокруг нас, тяжелые элементы есть, причем их достаточно много. Астрономы называют все эти элементы (все, кроме водорода и гелия) металлами, а их обилие обозначают большой буквой Z. Элементы до железа (включительно) возникают при термоядерных реакциях, протекающих в ядрах звезд, а еще более тяжелые образуются при вспышках сверхновых. Это означает, что все вещество, которое мы видим побывало в недрах звезд или перемешалось с веществом там побывавшим.

Теперь о "самой чистой" звезде

Открыта она была так. Сначала был проведен обзор HES (Hamburg/ESO) на небольшом 1-м шмидтовском телескопе с объективной призмой. Инструмент позволял исследовать объекты с B<17.5 и получать для них спектры с разрешением 15. Целью этого обзора было выявление объектов разных типов (составление списков их кандидатов) - квазаром, звезд с химическими аномалиями - в том числе и звезд с сильным дефицитом металлов.

Список звезд крайне бедных металлами оказался невелик. В нем присутствовала звезда HE0107-5240 (наша героиня) с координатами , на эпоху (J2000) и звездной величиной B=15.86. Затем спектр этой звезды с умеренным разрешением был получен на 2.3-м телескопе в обсерватории Siding Spring. Это наблюдение показало, что звезда действительно представляет большой интерес, и ее пронаблюдали на одном их четырех 8.2-м телескопов VLT на обсерватории Паранал в Чили.

Анализ этого высокоточного спектра показал, что звезда HE0107-5240 является красным гигантом (т.е. водород в ее центре уже выгорел и теперь действует слоевой источник вокруг гелиевого ядра), поверхностная температура звезды T_eff=5100150 K, возраст около 12 миллиардов лет, а масса (последние две величины получены из анализа эволюционных треков). HE0107-5240 - звезда сферической составляющей Галактики и находится далеко от галактического диска. Но самой важной величиной оказалось обилие железа [Fe/H]=-5.30.2 (!).

Еще 10-15 лет назад самые бедные металлами звезды, которые были найдены в шаровых скоплениях Млечного Пути, были беднее Солнца по химсоставу всего лишь в 300 раз (или чуть больше). В последние 10 лет удалось найти несколько звезд с существенно большим дефицитом металлов. Рекордсменом среди них была звезда CD -38^o 245 c [Fe/H]=-3.98, т.е. в 10 000 более бедная железом по сравнению с Солнцем. (Ее спектр показан на рисунке.)

Но все не так просто

Звезда HE0107-5240 очень бедна железом, но вот ряд других элементов присутствует в ней в существенно больших количествах. Причем отношение числа атомов этих элементов к железу превосходит солнечное на несколько порядков (от 2 до 5). Авторы дают несколько объяснений этому феномену.

1. Распределение элементов тяжелее Mg очень похоже не то, которое выбрасывается в оболочке сверхновой типа II с массой 20-25M_o. Если такая сверхновая взорвалась рядом со звездой HE0107-5240 - она могла ее "загрязнить".
2. Если HE0107-5240 была двойной системой с существенно более массивным компаньоном, то такое загрязнение становилось почти совершенно неизбежным.
3. Оболочка звезда могла быть обогащена тяжелыми элементами при периодических прохождениях через диск Галактики.
4. А объяснение обилия C, N и Na - может иметь внутренние причины, если при выходе на стадию красного гиганта в звезде имело место перемешивание.

Какие можно сделать выводы

Звезда HE0107-5240 образовалась из облака газа с [Fe/H]5.3. Это не дозвездный газ, в котором Fe/H=0, но уже очень близкое к нему вещество.

HE0107-5240 - очень старая звезд, возможно она из самых старых в Галактике. Ее возраст близок возрасту Вселенной (самая популярная оценка которого сегодня 13.6 миллиардов лет). Но из-за аномального химического состава сравнивать ее возраст с возрастами других звезд достаточно тяжело.

Ранее считалось, что начальная функция масс звезд первого поколения (population III) была сдвинута в сторону высоких масс. Это объяснялось тем, что джинсовская масса (размер коллапсирующей под действием собственной гравитации области в однородной межзвездной среде при заданной температуре) зависит он наличия металлов, так как их роль в охлаждении современной межзвездной среды определяющая). В их отсутствии (при Z<10^-4Z_o) эту роль выполняют молекулы, в первую очередь молекула водорода H₂, но они делают это менее эффективно. Однако открытие звезды HE0107-5240 с массой 0.8M_o говорит о том, что и среди звезд 1-го поколения были маломассивные объекты.

И под конец два вопроса (с ответами).
Почему была открыта именно такая звезда?
Здесь складывается несколько факторов: (1) По-видимому, звезды 1-го поколения в основном были заметно более массивными. Но эволюция таких звезд длится менее 10-12 миллиардов лет, все они уже "прогорели". (2) Звезда с массой 0.8M_o - самая массивная из тех, кто могли дожить от эпохи начала звездообразования до наших дней. Она уже покинула главную последовательность, горение водорода в ее центре закончилось, там находится изотермическое гелиевое ядро, окруженное слоевым источником. Звезда перешла на ветвь (стадию) красных гигантов и стала ярче, чем была на главной последовательности - теперь ее легче увидеть. (3) Исходный обзор (HES на 1-м шмидтовском телескопе с объективной призмой) регистрировал объекты до 17.5 звездной величины. Красного гиганта HE0107-5240 в ходе этого обзора смогли зарегистрировать с расстояния ~11 кпк от Солнца. А более близкие, но менее массивные и менее яркие звезды главной последовательности - оказались за пределами чувствительности обзора.

Сколько еще подобных звезд может быть в Галактике?
Очень мало. Анализ результатов обзора HES и более ранних показывает, что число звезд с дефицитом металлов быстро убывает по мере увеличения из "чистоты". Можно ожидать, что в галактике всего около десятка звезд подобных HE0107-5240.

(Заметка написана по материалам статьи в журнале Nature, 419, 904-906, (2002) и пресс-релиза ESO. )