Что мы узнали об эволюции галактик за последние 20 лет

Первые статьи на тему истории звездообразования во Вселенной вышли больше 20 лет назад, и по-прежнему сотни ученых по всему миру активно ищут общие закономерности формирования и эволюции галактик в последние 10 миллиардов лет. Теперь мы знаем, что историю галактик можно рассматривать как связный процесс, в котором каждая следующая эпоха логически вытекает из предыдущей и ничто не остается неизменным. Предлагаем вам обзор текущего состояние дел в этой области астрофизики.

«История звездообразования во Вселенной»

Мы еще многого не знаем про галактики, но уже точно можем сказать: они эволюционируют. Зарождаясь в облаке темной материи, они проходят через несколько стадий (не обязательно именно в таком порядке): увеличение плотности и охлаждение первородного газа, его фрагментация на более мелкие облака, из которых появляются первые звезды, активный этап звездообразования, появление сверхмассивной черной дыры в центре, поглощение карликовых галактик-компаньонов, исчерпание материала для формирования новых звезд, изменение морфологии вследствие постепенной эволюции или столкновений с другими массивными галактиками (рис. 1).

Эволюция галактик идет, не останавливаясь, миллиарды лет: они набирают массу, меняют размер и плотность, новые звезды зажигаются, а старые умирают, и всё это влияет на видимые цвета галактик. Наблюдать эти изменения невозможно: мы живем слишком мало для этого. Но в последние десятилетия на основе того, что доступно наблюдениям, астрофизики смогли составить эволюционную модель галактик.

Галактика — очень сложная структура. Описать ее подробно, характеризуя каждый компонент в отдельности, — уже нелегкая задача, а когда счет галактик идет на миллионы или даже миллиарды — то и вовсе невыполнимая. Поэтому, говоря об общих свойствах галактик, разбросанных по всей Вселенной, ученые обычно ограничиваются несколькими самыми важными параметрами: масса (измеряемая в массах Солнца), размер (в килопарсеках), расстояние до нас (обычно выражаемое в безразмерных единицах красного смещения z), количество новых звезд, которые появляются в этой галактике (темп звездообразования), металличность (количество элементов тяжелее водорода и гелия), количество пыли, газа и темного вещества и, наконец, морфология (галактики могут быть дисковыми, сферическими, линзовидными или неправильными).

Это всё в теории. В реальности же знания о галактике у нас или неполные, или их точность крайне низка. Если попросить астрофизика выбрать только три параметра, по которым ему придется изучать галактики, он скажет: «Дайте мне массу, красное смещение и темп звездообразования». Этих параметров достаточно, чтобы заложить в компьютерную модель данные какой-то известной галактики, и, начав с того самого первичного облака темной материи, которое служит гравитационной ловушкой для водорода, получить через положенные миллиарды лет (по шкале времени галактики, конечно, — компьютер выполняет эти операции за минуты) галактику, очень похожую на ту, которую мы наблюдаем.

Если эволюция одной галактики описывает историю жизни всех ее элементов, то что получится, если мы попытаемся исследовать эволюцию всех доступных нам галактик во Вселенной? Отдельные галактики могут рождаться, сталкиваться и умирать, но интересно, были ли у них, проводя аналогию с историей человечества, свой Древний мир, Средневековье, Новое Время? Можно ли сказать, что, несмотря на стохастический процесс формирования и эволюцию каждой галактики в отдельности, есть эпохи, когда большинство галактик имеют конкретные свойства — ровно такие, а не иные, — и причина этого нам известна? Оказывается, что да.

Впервые идею исследовать изменение всех галактик во времени как единый процесс выдвинул в 1996 году астрофизик Саймон Лилли (Simon Lilly) в своей статье The Canada-France Redshift Survey: The Luminosity Density and Star Formation History of the Universe to z ~ 1. Эта короткая — всего на четыре страницы — статья имела фундаментальной значение.

Его идея была в том, чтобы рассортировать все доступные галактики по расстоянию от нас. Из-за конечности скорости света это равносильно сортировке по времени, которое от нее шел свет: мы видим близкие галактики такими, какие они есть «сейчас», галактики, расположенные на красном смещении z = 1, — какими они были 8 миллиардов лет назад (это время примерно соответствует такому красному смещению). Галактики были разбиты на группы: галактики, находящиеся не дальше, чем в миллиарде световых лет от нас; галактики, находящиеся от одного до двух миллиардов световых лет от нас, и так далее. Рассчитав скорость звездообразования в галактиках в солнечных массах в год и разделив ее на объем шарового слоя, он получил плотность звездообразования в галактиках в данную эпоху (рис. 2). Дальше — уже дело техники: нужно нанести эти точки на график зависимости плотности от времени, и тогда можно узнать, как изменялась средняя плотность звездообразования Вселенной со временем.

Перейти от темпа звездообразования к массе не сложно, идея состоит в следующем. Если в новой галактике формируются в среднем 100 звезд солнечной массы в год, то простым суммированием получим, что за тысячу лет в ней будет сто тысяч звезд и ее массу можно принять за 10⁵ солнечных. Для более сложных систем вместо суммирования применяют интегрирование скорости звездообразования по времени. Таким образом, всегда можно поставить в соответствие темп звездообразования и полную массу галактики, а значит, построить график роста средней звездной плотности во Вселенной за всё время, доступное для наблюдений. Фантастически красивая работа, где в нескольких точках и кривых спрятана история всей Вселенной!

Массы бывают разные

Тут необходимо сделать отступление, чтобы разобраться, а какую массу мы, собственно, измеряем. По современным представлениям, есть два вида массы — темная материя, частицы которой до сих пор не найдены и о чьей природе мы можем только рассуждать, и привычная нам барионная масса, включающая протоны и нейтроны. Состав и процентное соотношение различных компонентов барионной материи — это отдельная и сложная тема, но в статье Шулля, Смита и Данфорта 2012 года приводится следующее соотношение, которое, несмотря на допустимые ошибки в целых 50%, в общем, принимается научным сообществом:

• 57% барионной массы — это горячая плазма и то, что называется warm-hot intergalactic medium (тепло-горячая межгалактическая среда). Это вещество гравитационно не связано с галактиками и, скорее всего, никогда не было их частью, и оно слишком горячо, чтобы под действием самогравитации уплотниться и начать формировать звезды.
• 5% — это чрезвычайно разреженное вещество, которое гравитационно связано со скоплениями галактик, но также не принадлежит ни одной галактике по отдельности.
• 7% — это газ (в том числе молекулярный), который гравитационно связан с какой-нибудь галактикой. Это или строительный материал для новых звезд, или вещество, которое было уже выброшено из их недр взрывом сверхновой.
• 0,1% — пыль. Казалось бы, очень небольшая, но самая «вредная» часть вещества Вселенной: скрывая многие детали галактик и искажая цвета, она мешает астрономам, чем бы они ни занимались (если только они не изучают саму пыль). Влияние пыли универсально — как мы хуже видим, когда едем по пыльной дороге, так и телескопы «мучаются». Именно для того, чтобы преодолеть влияние пыли, ученые разрабатывают инфракрасные телескопы, но об этом мы поговорим чуть позже.
• 0,01% — масса всех сверхмассивных черных дыр в галактиках.
• 6% — это звезды. Это именно та масса, которую измерил Саймон Лилли. Всего 6%, но это самые важные для нас проценты. Ведь, по определению, галактика — это гравитационно-связанная система звезд!

Внимательный читатель заметит, что если сложить все проценты, то чего-то будет не хватать. И речь не про планеты, кометы и астроиды — их полная масса меньше тысячной процента от всей барионной массы. Эта масса была измерена по результатам нескольких космических миссий (например, WMAP и Planck) по изучению однородности реликтового излучения — теплового шума с температурой 2,725 К. Было показано, что реликтовое излучение действительно однородно с высокой степенью точности, то есть является «отпечатком» Большого взрыва, сохранившимся во Вселенной. Небольшие неоднородности, которые можно заметить на карте, — это результат эффекта Сюняева — Зельдовича, при котором области с большим количеством барионов разогревают реликтовые фотоны чуть выше общего фона.

Изучение этих неоднородностей, а также ограничения, накладываемые теориями первичного образования материи сразу после Большого взрыва, дало ученым представление о всей барионной массе во Вселенной. И оказалось, что порядка 25% массы существует в еще неизвестной нам форме (еще раз подчеркнем, что мы говорим о барионной массе, а не о темной материи). «Пропавшая барионная масса» (см. Missing baryon problem), как ее стали называть ученые, вроде была недавно обнаружена с помощью рентгеновских телескопов и представляет собой нити горячей плазмы, протянувшиеся между парами галактик, образуя подобие галактических гантелей (см. новость Астрофизика во время футбола: проверка ОТО на галактических масштабах и недостающее барионное вещество, «Элементы», 02.07.2018 и статью A. de Graaff et al., 2017. Missing baryons in the cosmic web revealed by the Sunyaev-Zel’dovich effect).

Таким образом, нужно договориться, что, когда мы далее будем говорить о массе галактик, мы подразумеваем именно звездную массу, то есть массу галактики, заключенную во всех ее звездах, и будем выражать ее в солнечных массах (например, звездная масса нашего Млечного Пути — примерно 60 млрд солнечных, а галактики Андромеды —103 млрд солнечных).

Определение массы галактик

Теперь, когда мы знаем, какая масса нам нужна, давайте попытаемся ее определить. Единственная информация, приходящая к нам от галактик, — это свет. Перевод света в массу — нетривиальная задача, в которой тоже много тонкостей. Начнем со света от одной звезды. Знаменитая диаграмма Герцшпрунга — Рассела позволяет найти для каждой звезды (почти) уникальное положение на графике «цвет — светимость», который также можно трактовать как зависимость «масса — температура». Таким образом, определив цвет звезды, можно однозначно узнать ее массу, температуру и, во многих случаях, возраст. На рис. 3 по горизонтальной оси отложен цвет звезды в необычных единицах. B−V — это разность звездных величин звезды, полученных в фильтре B, пропускающем синий цвет, и в фильтре V, пропускающем зеленый, желтый и оранжевый цвета. Нулю на этой оси соответствует звезда, одинаково яркая в обоих фильтрах (и, как видно по графику, — в сто раз ярче Солнца), а чем дальше по оси в положительной области находится звезда — тем она краснее. Если астрономы найдут скопление объектов, для которых B−V = 0, а светимость превышает солнечную не в сто раз, как положено, а в сто тысяч, это будет очень молодое скопление, в котором как раз тысяча звезд, каждая из которых ярче Солнца в 100 раз.

С галактиками всё сложнее. Во-первых, в любой галактике есть звёзды разных масс, светимостей и возрастов — от только что родившихся до старых, готовых вспыхнуть как сверхновая. И большинство галактик в телескоп не разрешаемы — и голубые, и желтые, и красные, и вообще все звезды сливаются в одно пятно. А две желтых звезды могут дать примерно тот же цвет, что одна синяя и одна красная.

Во-вторых, на некоторых участках диаграммы есть вырождение — один и тот же цвет (например, B−V = 1,3) может быть у звезды, которая в 10 раз тусклее (а значит, и легче) Солнца, и у звезды, которая в 100 раз ярче, а значит, намного его массивнее. То есть галактика может быть красной потому, что большинство звезд там — это маломассивные красные карлики, а может быть потому, что в ней много короткоживущих массивных звезд (которые в сотни раз тяжелее Солнца), находящихся на последнем этапе своей жизни. В общем, одним цветом тут уже не отделаться.

Чтобы снять вырождение по цвету, надо найти еще какой-то параметр, который укажет, какие именно звезды дают красный цвет. И это как раз инфракрасное излучение (которое, естественно, регистрируется инфракрасными телескопами!). Оно идет от горячей пыли, которая, хоть всё еще очень мешает астрономам, но в этой ситуации и немного помогает: она выступает как признак идущего в галактике звездообразования.

Получается такая логическая цепочка. Если в галактике много горячей пыли, значит там много водорода (они ходят вместе) и что-то эту пыль активно нагревает. Водород является строительным материалом для звезд, которые, загораясь, как раз и разогревают окружающие их водородно-пылевые облака. Появляющиеся новые звёзды имеют все возможные массы и размеры, но именно самые массивные и яркие будут греть пыль особенно активно. Но такие звезды живут меньше всего, значит, они появились совсем недавно и в галактике, скорее всего, еще появляются новые звезды — то есть в ней идет активное звездообразование.

Если же ИК-излучение от галактики слабое, значит, там давно не было звездообразования, а все красные гиганты давно отжили свой век и весь красный цвет галактики может исходить только от маломассивных красных карликов.

Использование ИК-телескопов действительно очень сильно продвинуло астрофизику, начиная с последнего десятилетия XX века. В том числе потому, что закрыло одно из последних окон в электромагнитном спектре, которое было недоступно ученым, позволив «связать» радиодиапазон с оптическим. Помимо снятия вырождения на цвет звезд, это помогло отделить вклад в общее излучение галактик, вносимый звездами (полезный для изучения истории звездообразования во Вселенной), от света активных ядер галактик — излучения, выбрасываемого из области вблизи черных дыр, которое иногда может мимикрировать под излучение обыкновенной галактики.

Таким образом, первый шаг к измерению массы галактики — это измерить ее светимость в нескольких разных фильтрах, причем желательно, чтобы часть из них пропускала ИК-диапазон. После этого можно построить спектральное распределение энергии (spectral energy distribution, SED) — его еще называют «спектром для бедных», потому что вместо непрерывной линии спектра, которую можно получить при длительном наблюдении за одним объектом, мы получаем всего несколько точек, которые лишь приблизительно говорят нам об особенностях галактики.

Следующий этап называется SED fitting (что можно перевести как «перебор шаблонных спектров») — полученное реальное распределение энергии галактики сравнивается с набором синтетических спектров, которые были получены на компьютере с использованием множества моделей, нашего понимания эволюции галактик, а также реальных наблюдений.

Важным фактором, ограничивающим ученых, является абсолютная зависимость конечных результатов от моделей, которые мы закладываем на входе. Любая галактика слишком сложна, чтобы полностью смоделировать всю ее предыдущую жизнь, поэтому на всех стадиях расчета подставляются упрощенные модели. Например, в исследованиях истории звездообразования очень часто в вычислениях предполагается, что все звезды в галактике появились одновременно, или, наоборот, — что звездообразование идет с одним и тем же темпом в течение всей жизни галактики, или же постулируется чуть более сложная зависимость, вроде экспоненциального снижения темпа звездообразования со временем.

В реальности, конечно же, любая галактика имеет намного более сложную историю формирования звезд, которую невозможно подогнать ни под одну «гладкую» функцию. То же и с остальными параметрами: изначальным распределением звезд по массам (начальная функция масс); металличностью, в том числе влияющей на скорость сжимания облака холодного водорода, из которого потом появится новая звезда; количеством пыли, которая поглощает часть излучения и искажает видимый цвет галактики. Все эти параметры либо определены на основе ближайших к нам галактик и могут не соответствовать происходящему на больших расстояниях, либо вообще были выведены теоретически, исходя из общих представлений.

Даже основа основ метода SED fitting — набор синтетических спектров отдельных звезд, из которых составляется спектр галактики, — периодически уточняется. Недавно в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society была опубликована статья астрофизиков из Англии и Новой Зеландии, в которой пересматривается возраст некоторых галактик и скоплений в результате использования более точных теоретических спектров. Речь в статье, в частности, идет о том, что все существующие программы рассчитывают эволюцию звезд как независимых объектов, в то время как примерно половина звезд в галактиках находится в гравитационно-связанных системах и часть из них обменивается веществом. Вещество, падающее на звезду, делает ее массивнее и как бы омолаживает: у нее появляется больше вещества для поддержания термоядерной реакции. Эта рпбота в очередной раз показывает, что ведется активный поиск новых и более точных решений в области звездообразования.

От Большого взрыва к «космическому полудню»

Используя современные модели и новые телескопы, Саймон Лилли с последователями — Пьеро Мадау, Марком Диккинсоном, Симоном Драйвером, Леонидасом Мустакасом и другими астрофизиками — смогли за последние 20 лет значительно улучшить первоначальный график, на котором было всего семь точек, и теперь он выглядит так, как показано на рис. 4.

Эти графики разобраны по косточкам множеством научных групп, и они до сих пор уточняются, оспариваются и осмысляются, но самых важных момента в них два.

    1. Звездная масса Вселенной непрерывно растет всё время, доступное нам для наблюдений: астрофизики не знают ни одной галактики, которая со временем теряла бы свою звездную массу (в отличие от массы газа или массы пыли, запасы которых могут со временем иссякать).

    2. В истории Вселенной был «космический полдень» — время максимального темпа звездообразования, когда массы галактик росли особенно быстро. Он начался примерно 11 миллиардов лет назад и длился около двух миллиардов лет. Все наши знания о Вселенной говорят, что такого звездообразования больше никогда не будет, — просто не осталось такого количества свободного водорода!

Что еще можно сделать с этими графиками? Например, разделить галактики на две группы по цвету: голубые, то есть более яркие, обычно спиральные галактики, где идет активное звездообразование, и красные, «red and dead» как их еще называют, — старые эллиптические галактики, где почти не появляются новые звезды. Цвет в астрономии, как мы уже выяснили, — это разница яркостей в двух фильтрах. Эрик Белл с коллегами в 2003 году исследовали эволюцию масс этих двух групп со временем и получили на первый взгляд противоречащие здравому смыслу результаты: средняя плотность галактик, в которых ежегодно рождались десятки новых звезд, оставалась одной и той же, в то время как плотность старых эллиптических галактик, где никакие новые звезды не появляются, только росла (E. F. Bell et al., 2003. The Optical and Near-Infrared Properties of Galaxies. I. Luminosity and Stellar Mass Functions).

Кажущееся противоречие можно снять, если принять во внимание, что эволюция галактик — это не только увеличение звездной массы. Когда запасы газа в галактике подходят к концу, ее звездообразование прекращается, самые яркие голубые звезды выгорают за несколько миллионов лет и в ней остаются только долгоживущие красные звезды. Если рядом пролетела другая галактика, или если они даже столкнулись, это приводит к перемешиванию газа и запускает новую волну звездообразования, но одновременно разрушает спиральные рукава, делая галактику более однородной. В конечном итоге в галактике нет больше ни холодного водорода, ни спиральных рукавов, ни близких карликовых галактик, которые могли бы подпитать ее, — она меняет свой цвет и становится красной мертвой эллиптической галактикой.

Именно это и демонстрирует рис. 5, где представлены недавние результаты исследований эволюции галактик в этих двух группах. Галактики разделены по массе на четыре категории. Видно, как плотность «мертвых» галактик растет (время на графиках течет справа налево), в то время как плотность галактик со звездообразованием остается неизменной или даже снижается.

За 22 года, прошедшие после выхода статьи Лилли, более десятка научных групп провели свои исследования для уточнения параметров увеличения средней плотности звездной массы Вселенной. Часть из них использовала широкие обзоры неба (вроде Слоановского цифрового обзора), куда попали сотни тысяч галактик, но за это количество пришлось платить качеством: подобные обзоры видят только самые близкие или самые яркие галактики. Другая часть использовала доступные глубокие обзоры неба, вроде знаменитого участка Hubble Ultra Deep Field, который занимает всего одну двадцатишестимиллинную от общей площади неба, но на котором телескоп «Хаббл» увидел больше десяти тысяч галактик (рис. 6).

Таких хорошо исследованных участков на небе совсем немного (и они составляют крошечную часть от полной площади небесной сферы), однако только такие глубокие обзоры способны дать нам информацию о галактиках молодой Вселенной. Все точки на рис. 4, которые показывают звездную плотность на красных смещениях больше z ~ 1, получены именно с помощью этих участков. Дальше полученные данные о галактиках анализируются и экстраполируются уже на весь небесный свод. Это может приводить к большим ошибкам, если учесть, что распределение галактик неоднородно: никто не поручится, что случайно выбранный участок неба содержит именно среднее количество галактик всех масс на всех красных смещениях. Поэтому астрофизики всего мира так ждут запуска инструментов нового поколения — телескопов «Джеймс Уэбб», WFIRST, LSST, — а также активно используют ставшие доступными недавно возможности телескопа Pan-STARRS, который сочетает широкий угол зрения с хорошей чувствительностью.

Марат Мусин