Що ми дізналися про еволюцію галактик за останні 20 років

Навчання 02 серпня 2022 Перегляди: 78

Ріс. 1. Спіральні галактики NGC 2207 і IC 2163. Зіткнення і злиття галактик — це один з дуже ефективних механізмів нового запуску зіроутворення в галактиках. Фото з сайту hubblesite.org

Перші статті на тему історії зореутворення у Всесвіті вийшли більше 20 років тому, і як і раніше сотні вчених по всьому світу активно шукають загальні закономірності формування та еволюції галактик в останні 10 мільярдів років. Тепер ми знаємо, що історію галактик можна розглядати як зв’язковий процес, в якому кожна наступна епоха логічно випливає з попередньої і ніщо не залишається незмінним. Пропонуємо вам огляд поточного стану справ у цій галузі астрофізики.

«Історія зореутворення у Всесвіті»

Ми ще багато чого не знаємо про галактики, але вже точно можемо сказати: вони еволюціонують. Зароджуючись у хмарі темної матерії, вони проходять через кілька стадій (не обов’язково саме в такому порядку): збільшення щільності та охолодження первородного газу, його фрагментація на більш дрібні хмари, з яких з’являються перші зірки, активний етап зіроутворення, поява надмасивної чорної діри в центрі, поглинання карликових галактик-компаньйонів, вичерпання матеріалу для формування нових зірок, зміна морфології внаслідок поступової еволюції або зіткнень з іншими масивними галактиками (рис. 1).

Еволюція галактик йде, не зупиняючись, мільярди років: вони набирають масу, змінюють розмір і щільність, нові зірки запалюються, а старі вмирають, і все це впливає на видимі кольори галактик. Спостерігати ці зміни неможливо: ми живемо занадто мало для цього. Але в останні десятиліття на основі того, що доступно спостереженням, астрофізики змогли скласти еволюційну модель галактик.

Галактика — дуже складна структура. Описати її докладно, характеризуючи кожен компонент окремо, — вже нелегке завдання, а коли рахунок галактик йде на мільйони або навіть мільярди — то і зовсім нездійсненна. Тому, говорячи про загальні властивості галактик, розкиданих по всьому Всесвіту, вчені зазвичай обмежуються кількома найважливішими параметрами: маса (вимірювана в масах Сонця), розмір (у кілопарсеках), відстань до нас (зазвичай виражається в безрозмірних одиницях червоного зміщення z), кількість нових зірок, які з’являються в цій галактиці (темп зіроутворення), металічність (кількість елементів важче водню і гелію), кількість пилу, газу і темної речовини і, нарешті, морфологія (галактики можуть бути дисковими, можуть бути,,,,,,, кінзовними, лінізованими, лінізованими,

Це все в теорії. У реальності ж знання про галактику у нас або неповні, або їх точність вкрай низька. Якщо попросити астрофізика вибрати тільки три параметри, за якими йому доведеться вивчати галактики, він скаже: «Дайте мені масу, червоне зміщення і темп зіроутворення». Цих параметрів достатньо, щоб закласти в комп’ютерну модель дані якоїсь відомої галактики, і, почавши з тієї самої первинної хмари темної матерії, яка служить гравітаційною пасткою для водню, отримати через належні мільярди років (за шкалою часу галактики, звичайно, — комп’ютер виконує ці операції за хвилини) галактику, дуже схожу на ту, яку ми спостерігаємо.

Якщо еволюція однієї галактики описує історію життя всіх її елементів, то що вийде, якщо ми спробуємо дослідити еволюцію всіх доступних нам галактик у Всесвіті? Окремі галактики можуть народжуватися, стикатися і вмирати, але цікаво, чи були у них, проводячи аналогію з історією людства, свій Стародавній світ, Середньовіччя, Новий Час? Чи можна сказати, що, незважаючи на стохастичний процес формування та еволюцію кожної галактики окремо, є епохи, коли більшість галактик мають конкретні властивості — рівно такі, а не інші, — і причина цього нам відома? Виявляється, що так.

Вперше ідею дослідити зміну всіх галактик у часі як єдиний процес висунув у 1996 році астрофізик Саймон Ліллі (Simon Lilly) у своїй статті The Canada-France Redshift Survey: The Luminosity Density and Star Formation History of the Universe to z ~ 1. Ця коротка — всього на чотири сторінки — стаття мала фундаментальне значення.

Його ідея була в тому, щоб розсортувати всі доступні галактики за відстанню від нас. Через кінцівку швидкості світла це рівносильно сортуванню за часом, який від неї йшло світло: ми бачимо близькі галактики такими, якими вони є «зараз», галактики, розташовані на червоному зміщенні z = 1, — якими вони були 8 мільярдів років тому (червоне зміщення z = 1 приблизно відповідає відстані 8 млрд світлових років; докладніше див. схему). Галактики були розбиті на групи: галактики, що знаходяться не далі, ніж в мільярді світлових років від нас; галактики, що знаходяться від одного до двох мільярдів світлових років від нас, і так далі. Розрахувавши швидкість зіроутворення в галактиках в сонячних масах на рік і розділивши її на об’єм шарового шару, він отримав щільність зіроутворення в галактиках в дану епоху (рис. 2). Далі — вже справа техніки: потрібно нанести ці точки на графік залежності щільності від часу, і тоді можна дізнатися, як змінювалася середня щільність зіроутворення Всесвіту з часом.

Ріс. 2. Графік зі статті Саймона Ліллі 1996 року — вчені називають його «історією зіроутворення у Всесвіті» (star ceation history of the Universe). Точки на графіку показують темп зіроутворення залежно від червоного зміщення (redshift). Нуль на горизонтальній осі відповідає поточному часу, позначка 4 — часу через всього один мільярд років після Великого вибуху

Перейти від темпу зіроутворення до маси не складно, ідея полягає в наступному. Якщо в новій галактиці формуються в середньому 100 зірок сонячної маси на рік, то простим підсумуванням отримаємо, що за тисячу років у ній буде сто тисяч зірок і її масу можна прийняти за 10⁵ сонячних. Для більш складних систем замість підсумовування застосовують інтегрування швидкості зіроутворення за часом. Таким чином, завжди можна поставити у відповідність темп зіроутворення і повну масу галактики, а значить, побудувати графік росту середньої зоряної щільності у Всесвіті за весь час, доступний для спостережень. Фантастично гарна робота, де в декількох точках і кривих захована історія всього Всесвіту!

Маси бувають різні

Тут необхідно зробити відступ, щоб розібратися, а яку масу ми, власне, вимірюємо. За сучасними уявленнями, є два види маси — темна матерія, частинки якої досі не знайдені і про чию природу ми можемо тільки міркувати, і звична нам баріонна маса, що включає протони і нейтрони. Склад і процентне співвідношення різних компонентів баріонної матерії — це окрема і складна тема, але в статті Шулля, Сміта і Данфорта 2012 року наводиться наступне співвідношення, яке, незважаючи на допустимі помилки в цілих 50%, загалом, приймається науковим співтовариством:

• 57% баріонної маси — це гаряча плазма і те, що називається warm-hot intergalactic medium (тепло-гаряче міжгалактичне середовище). Ця речовина гравітаційно не пов’язана з галактиками і, швидше за все, ніколи не була їх частиною, і вона занадто гаряче, щоб під дією самогравітації ущільнитися і почати формувати зірки.
• 5% — це надзвичайно розріджена речовина, яка гравітаційно пов’язана зі скупченнями галактик, але також не належить жодній галактиці окремо.
• 7% — це газ (у тому числі молекулярний), який гравітаційно пов’язаний з якоюсь галактикою. Це або будівельний матеріал для нових зірок, або речовина, яка була вже викинута з їх надр вибухом надновою.
• 0,1% — пил. Здавалося б, дуже невелика, але найбільш «шкідлива» частина речовини Всесвіту: приховуючи багато деталей галактик і спотворюючи кольори, вона заважає астрономам, чим би вони не займалися (якщо тільки вони не вивчають сам пил). Вплив пилу універсальний — як ми гірше бачимо, коли їдемо по пиловій дорозі, так і телескопи «мучаться». Саме для того, щоб подолати вплив пилу, вчені розробляють інфрачервоні телескопи, але про це ми поговоримо трохи пізніше.
• 0,01% — маса всіх надмасивних чорних дір в галактиках.
• 6% — це зірки. Це саме та маса, яку виміряв Саймон Ліллі. Всього 6%, але це найважливіші для нас відсотки. Адже, за визначенням, галактика — це гравітаційно-пов’язана система зірок!

Уважний читач зауважить, що якщо скласти всі відсотки, то чогось буде не вистачати. І мова не про планети, комети та астроїди — їх повна маса менше тисячної відсотка від всієї баріонної маси. Ця маса була вимірена за результатами декількох космічних місій (наприклад, WMAP і Planck) з вивчення однорідності реліктового випромінювання — теплового шуму з температурою 2,725 К. Було показано, що реліктове випромінювання дійсно однорідно з високим ступенем точності, тобто є «відбитком» Великого вибуху, що зберігся у Всесвіті. Невеликі неоднорідності, які можна помітити на карті, — це результат ефекту Сюняєва — Зельдовича, при якому області з великою кількістю барионів розігрівають реліктові фотони трохи вище загального фону.

Вивчення цих неоднорідностей, а також обмеження, що накладаються теоріями первинної освіти матерії відразу після Великого вибуху, дало вченим уявлення про всю баріонну масу у Всесвіті. І виявилося, що близько 25% маси існує в ще невідомій нам формі (ще раз підкреслимо, що ми говоримо про баріонну масу, а не про темну матерію). «Зникла баріонна маса» (див. Missing baryon problem), як її стали називати вчені, начебто була недавно виявлена за допомогою рентгенівських телескопів і являє собою нитки гарячої плазми, що простяглися між парами галактик, утворюючи подобу галактичних гантелей (див. новину Астрофізика під час футболу: перевірка ОТГ на галактичних масштабах і відсутня баріонна речовина, «Елементи», 02.07.2018 і статтю A. de Graaff et al., 2017. Missing baryons in the cosmic web revealed by the Sunyaev-Zel’dovich effect).

Таким чином, потрібно домовитися, що, коли ми далі будемо говорити про масу галактик, ми маємо на увазі саме зоряну масу, тобто масу галактики, укладену у всіх її зірках, і будемо виражати її в сонячних масах (наприклад, зоряна маса нашого Чумацького Шляху — приблизно 60 млрд сонячних, а галактики Андромеди — 103 млрд сонячних).

Визначення маси галактик

Тепер, коли ми знаємо, яка маса нам потрібна, давайте спробуємо її визначити. Єдина інформація, що приходить до нас від галактик, — це світло. Переведення світла в масу — нетривіальне завдання, в якому теж багато тонкощів. Почнемо зі світла від однієї зірки. Знаменита діаграма Герцшпрунга — Рассела дозволяє знайти для кожної зірки (майже) унікальне положення на графіку «колір — світність», який також можна трактувати як залежність «маса — температура». Таким чином, визначивши колір зірки, можна однозначно дізнатися її масу, температуру і, в багатьох випадках, вік. На рис. 3 по горизонтальній осі відкладено колір зірки в незвичайних одиницях. B ‑ V — це різниця зоряних величин зірки, отриманих у фільтрі B, що пропускає синій колір, і у фільтрі V, що пропускає зелений, жовтий і помаранчевий кольори. Нулю на цій осі відповідає зірка, однаково яскрава в обох фільтрах (і, як видно за графіком, — в сто разів яскравіше Сонця), а чим далі по осі в позитивній області знаходиться зірка — тим вона червоніша. Якщо астрономи знайдуть скупчення об’єктів, для яких B ‑ V = 0, а світність перевищує сонячну не в сто разів, як годиться, а в сто тисяч, це буде дуже молоде скупчення, в якому якраз тисяча зірок, кожна з яких яскравіше Сонця в 100 разів.

Рис, 3. Діаграма Герцшпрунга — Рассела. Зображення з сайту ru.wikipedia.org

З галактиками все складніше. По-перше, в будь-якій галактиці є зірки різних мас, світимостей і віку — від тільки що народжених до старих, готових спалахнути як наднова. І більшість галактик у телескоп не дозволяються — і блакитні, і жовті, і червоні, і взагалі всі зірки зливаються в одну пляму. А дві жовтих зірки можуть дати приблизно той же колір, що одна синя і одна червона.

По-друге, на деяких ділянках діаграми є виродження — один і той же колір (наприклад, B ‑ V = 1,3) може бути у зірки, яка в 10 разів тьмяніша (а значить, і легше) Сонця, і у зірки, яка в 100 разів яскравіше, а значить, набагато його масивніше. Тобто галактика може бути червоною тому, що більшість зірок там — це маломасивні червоні карлики, а може бути тому, що в ній багато короткоживучих масивних зірок (які в сотні разів важче Сонця), що знаходяться на останньому етапі свого життя. Загалом, одним кольором тут вже не відбутися.

Щоб зняти виродження за кольором, треба знайти ще якийсь параметр, який вкаже, які саме зірки дають червоний колір. І це якраз інфрачервоне випромінювання (яке, природно, реєструється інфрачервоними телескопами!). Воно йде від гарячого пилу, який, хоч все ще дуже заважає астрономам, але в цій ситуації і трохи допомагає: вона виступає як ознака зореутворення, що йде в галактиці.

Виходить такий логічний ланцюжок. Якщо в галактиці багато гарячого пилу, значить там багато водню (вони ходять разом) і щось цей пил активно нагріває. Водень є будівельним матеріалом для зірок, які, загоряючись, якраз і розігрівають навколишні воднево-пилові хмари. З’являються нові зірки мають всі можливі маси і розміри, але саме наймасивніші і яскраві будуть гріти пил особливо активно. Але такі зірки живуть найменше, значить, вони з’явилися зовсім недавно і в галактиці, швидше за все, ще з’являються нові зірки — тобто в ній йде активне зіроутворення.

Якщо ж ІК-випромінювання від галактики слабке, значить, там давно не було зіроутворення, а всі червоні гіганти давно віджили свій вік і весь червоний колір галактики може виходити тільки від маломасивних червоних карликів.

Використання ВК-телескопів дійсно дуже сильно просунуло астрофізику, починаючи з останнього десятиліття XX століття. У тому числі тому, що закрило одне з останніх вікон в електромагнітному спектрі, яке було недоступне вченим, дозволивши «зв’язати» радіодієстон з оптичним. Крім зняття виродження на колір зірок, це допомогло відокремити внесок у загальне випромінювання галактик, що вноситься зірками (корисний для вивчення історії зіроутворення у Всесвіті), від світла активних ядер галактик — випромінювання, що викидається з області поблизу чорних дір, яке іноді може мімікрувати під випромінювання звичайної галактики.

Таким чином, перший крок до вимірювання маси галактики — це виміряти її світність в декількох різних фільтрах, причому бажано, щоб частина з них пропускала ІК-діапазон. Після цього можна побудувати спектральний розподіл енергії (spectral energy distribution, SED) — його ще називають «спектром для бідних», тому що замість безперервної лінії спектра, яку можна отримати при тривалому спостереженні за одним об’єктом, ми отримуємо всього кілька точок, які лише приблизно говорять нам про особливості галактики.

Наступний етап називається SED fitting (що можна перекласти як «перебір шаблонних спектрів») — отриманий реальний розподіл енергії галактики порівнюється з набором синтетичних спектрів, які були отримані на комп’ютері з використанням безлічі моделей, нашого розуміння еволюції галактик, а також реальних спостережень.

Важливим фактором, що обмежує вчених, є абсолютна залежність кінцевих результатів від моделей, які ми закладаємо на вході. Будь-яка галактика занадто складна, щоб повністю змоделювати все її попереднє життя, тому на всіх стадіях розрахунку підставляються спрощені моделі. Наприклад, в дослідженнях історії зіроутворення дуже часто в обчисленнях передбачається, що всі зірки в галактиці з’явилися одночасно, або, навпаки, — що зіроутворення йде з одним і тим же темпом протягом усього життя галактики, або ж постулюється трохи складніша залежність, на кшталт експоненційного зниження темпу зіроутворення з часом.

В реальності, звичайно ж, будь-яка галактика має набагато більш складну історію формування зірок, яку неможливо підігнати ні під одну «гладку» функцію. Те ж і з іншими параметрами: початковим розподілом зірок за масами (початкова функція мас); металічністю, що в тому числі впливає на швидкість стискання хмари холодного водню, з якого потім з’явиться нова зірка; кількістю пилу, який поглинає частину випромінювання і спотворює видимий колір галактики. Всі ці параметри або визначені на основі найближчих до нас галактик і можуть не відповідати тому, що відбувається на великих відстанях, або взагалі були виведені теоретично, виходячи з загальних уявлень.

Навіть основа основ методу SED fitting — набір синтетичних спектрів окремих зірок, з яких складається спектр галактики, — періодично уточнюється. Нещодавно в журналі Monthly Notices of the Royal Astronomical Society була опублікована стаття астрофізиків з Англії та Нової Зеландії, в якій переглядається вік деяких галактик і скупчень в результаті використання більш точних теоретичних спектрів. Мова в статті, зокрема, йде про те, що всі існуючі програми розраховують еволюцію зірок як незалежних об’єктів, в той час як приблизно половина зірок в галактиках знаходиться в гравітаційно-пов’язаних системах і частина з них обмінюється речовиною. Речовина, що падає на зірку, робить її масивнішою і як би омолоджує: у неї з’являється більше речовини для підтримки термоядерної реакції. Ця рпбота в черговий раз показує, що ведеться активний пошук нових і більш точних рішень в області зіроутворення.

Від Великого вибуху до «космічного полудня»

Використовуючи сучасні моделі і нові телескопи, Саймон Ліллі з послідовниками — П’єро Мадау, Марком Діккінсоном, Сімоном Драйвером, Леонідасом Мустакасом та іншими астрофізиками — змогли за останні 20 років значно поліпшити початковий графік, на якому було всього сім точок, і тепер він виглядає так, як показано на рис. 4.

Ріс. 4. Ліворуч: сучасний графік зміни темпу зіроутворення у Всесвіті (в десяткових логарифмах від кількості нових зірок на рік в кубічному мегапарсеці). Праворуч: зміна середньої щільності зіркової маси. Різні кольори відповідають різним даним від різних наукових груп. Чим глибше у минулому Всесвіту ми заглядаємо (тобто чим більше червоне зміщення на графіку), тим менше даних і сильніше розкид даних. Графіки зі статті P. Madau, M. Dickinson, 2014. Cosmic Star-Formation History

Ці графіки розібрані по кісточках безліччю наукових груп, і вони досі уточнюються, оскаржуються і осмисляються, але найважливіших моменту в них два.

1. Зоряна маса Всесвіту безперервно зростає весь час, доступний нам для спостережень: астрофізики не знають жодної галактики, яка з часом втрачала б свою зоряну масу (на відміну від маси газу або маси пилу, запаси яких можуть з часом вичерпуватися).

2. В історії Всесвіту був «космічний полудень» — час максимального темпу зіроутворення, коли маси галактик росли особливо швидко. Він почався приблизно 11 мільярдів років тому і тривав близько двох мільярдів років. Усі наші знання про Всесвіт говорять, що такого зореутворення більше ніколи не буде, — просто не залишилося такої кількості вільного водню!

Що ще можна зробити з цими графіками? Наприклад, розділити галактики на дві групи за кольором: блакитні, тобто більш яскраві, зазвичай спіральні галактики, де йде активне зіроутворення, і червоні, «red and dead» як їх ще називають, — старі еліптичні галактики, де майже не з’являються нові зірки. Колір в астрономії, як ми вже з’ясували, — це різниця яскравостей у двох фільтрах. Ерік Белл з колегами в 2003 році досліджували еволюцію мас цих двох груп з часом і отримали на перший погляд результати, що суперечать здоровому глузду: середня щільність галактик, в яких щорічно народжувалися десятки нових зірок, залишалася однією і тією ж, в той час як щільність старих еліптичних галактик, де ніякі нові зірки не з’являються, тільки росла (E. F. Bell et al., 2003. The Optical and Near-Infrared Properties of Galaxies. I. Luminosity and Stellar Mass Functions).

Здається суперечність можна зняти, якщо взяти до уваги, що еволюція галактик — це не тільки збільшення зоряної маси. Коли запаси газу в галактиці добігають кінця, її зіроутворення припиняється, найяскравіші блакитні зірки вигоряють за кілька мільйонів років і в ній залишаються тільки довгоживучі червоні зірки. Якщо поруч пролетіла інша галактика, або якщо вони навіть зіткнулися, це призводить до перемішування газу і запускає нову хвилю зіроутворення, але одночасно руйнує спіральні рукави, роблячи галактику більш однорідною. Зрештою в галактиці немає більше ні холодного водню, ні спіральних рукавів, ні близьких карликових галактик, які могли б підживити її, — вона змінює свій колір і стає червоною мертвою еліптичною галактикою.

Саме це і демонструє рис. 5, де представлені недавні результати досліджень еволюції галактик в цих двох групах. Галактики розділені за масою на чотири категорії. Видно, як щільність «мертвих» галактик зростає (час на графіках тече справа наліво), в той час як щільність галактик із зіроутворенням залишається незмінною або навіть знижується.

Ріс. 5. Зміна щільності галактик на відносно невеликих відстанях від нас. Маса вказана в одиницях десятичного логарифма ставлення маси галактики до маси Сонця (наприклад, перша підгрупа відповідає галактикам масою 10^9,5-10¹⁰ сонячних). Чорними точками позначена середня щільність всіх галактик, синіми — молоді галактики із зіроутворенням, червоним — тихі «мертві» галактики, вимірювана в одиницях десятичного логарифма на кубічний мегапарсек (наприклад, значення − 3 означає, що в один кубічний мегапарсек припадає в середньому одна тисячна галактики). Графік зі статті J. Moustakas, 2013. PRIMUS: Constraints on Star Formation Quenching and Galaxy Merging, and the Evolution of the Stellar Mass Function From z = 0–1

За 22 роки, що минули після виходу статті Ліллі, понад десяток наукових груп провели свої дослідження для уточнення параметрів збільшення середньої щільності зоряної маси Всесвіту. Частина з них використовувала широкі огляди неба (на зразок Слоановського цифрового огляду), куди потрапили сотні тисяч галактик, але за цю кількість довелося платити якістю: подібні огляди бачать тільки найближчі або найяскравіші галактики. Інша частина використовувала доступні глибокі огляди неба, на зразок знаменитої ділянки Hubble Ultra Deep Field, яка займає всього одну двадцятишестиміллінну від загальної площі неба, але на якому телескоп «Хаббл» побачив більше десяти тисяч галактик (рис. 6).

Ріс. 6. Hubble Ultra Deep Field — ділянка неба зі стороною всього 2,4 кутових хвилини (приблизно десята частина кутового розміру Місяця), на якому відображено тисячі галактик. Безперервний час спостереження цієї області — 11 днів, але через технологічні обмеження знімки, з яких у підсумку було отримано це зображення, були отримані протягом декількох місяців. Фото з сайту