Вселенная продолжает формировать новые звёзды, однако темпы этого процесса сегодня значительно ниже, чем несколько миллиардов лет назад. Долгое время одним из естественных объяснений считалось постепенное истощение холодного газа: галактики расходуют вещество на рождение звёзд, поэтому со временем доступного «топлива» должно становиться всё меньше.
Новые наблюдения показывают, что такая картина слишком проста. За последние 4,5 миллиарда лет плотность нейтрального атомарного водорода во Вселенной изменилась сравнительно слабо, тогда как интенсивность звездообразования снизилась примерно в 2,5 раза. Получается, что галактики не просто постепенно израсходовали основной запас водорода. Значительная часть этого газа по-прежнему присутствует, но превращение его в вещество, непосредственно участвующее в рождении звёзд, стало менее эффективным.
За последние 4,5 миллиарда лет Вселенная стала формировать намного меньше звёзд
История звездообразования во Вселенной далека от равномерной. В прошлом галактики в среднем образовывали звёзды значительно активнее, чем сегодня. Особенно высокими темпы звездообразования были в более ранние космические эпохи, после чего началось постепенное снижение активности.
Для понимания этого процесса астрономам необходимо одновременно отслеживать не только сами звёзды, но и газ, из которого они возникают. Именно здесь возникает важная проблема: разные формы межзвёздного газа участвуют в галактическом цикле вещества по-разному.
Звёзды рождаются не непосредственно из любого водорода
Основным элементом межзвёздного газа является водород. В галактиках он существует в разных состояниях, а атомарный нейтральный водород обозначается как H I. Он представляет собой важнейший резервуар газа и является промежуточным звеном между крупномасштабным поступлением вещества в галактики и более плотными областями, где непосредственно формируются звёзды.
Однако звёзды не возникают просто потому, что в галактике имеется большое количество атомарного водорода. Для звездообразования газ должен собраться в более плотные структуры и перейти в молекулярную форму. Именно плотные молекулярные облака являются непосредственной средой, в которой происходит образование новых звёзд.
Поэтому количество H I нельзя автоматически отождествлять с количеством газа, который прямо сейчас доступен для формирования звёзд. Между запасом атомарного водорода и рождением звезды существует целая последовательность физических процессов.
Почему возникла идея о «топливном кризисе»
Логика прежнего объяснения была достаточно простой. Если звездообразование постоянно потребляет газ, то по мере старения Вселенной его запас должен сокращаться. Чем меньше газа остаётся, тем меньше новых звёзд могут образовываться.
Такая гипотеза действительно выглядит естественной, но она предполагает определённую связь между двумя величинами: сильное снижение темпов рождения звёзд должно сопровождаться сопоставимым уменьшением количества холодного газа.
Новое измерение показывает, что такой синхронности нет. Звёзд образуется гораздо меньше, чем 4,5 миллиарда лет назад, однако космический резервуар нейтрального атомарного водорода уменьшился значительно слабее.
Астрономы измерили водород сразу в миллионах галактик
Проблема измерения атомарного водорода заключается в том, что его сигнал чрезвычайно слаб. Нейтральный водород можно обнаруживать по радиолинии с длиной волны около 21 сантиметра, однако для далёких галактик отдельный сигнал часто оказывается практически потерянным на фоне шума.
Именно поэтому прямое изучение эволюции общего запаса H I на больших космологических масштабах долгое время оставалось сложной задачей.
В новом исследовании эту проблему решили за счёт объединения радионаблюдений с большой оптической выборкой галактик.
Радиоданные FAST и спектроскопия DESI
Для измерений использовался радиотелескоп FAST — крупнейший однодисковый радиотелескоп с заполненной апертурой. Его чувствительность позволила работать с очень слабыми сигналами нейтрального водорода.
Информацию о галактиках дополнили спектроскопические данные проекта DESI, благодаря которым для большого числа объектов были определены красные смещения. Красное смещение позволяет оценивать расстояние до галактики и, что особенно важно для этой работы, связывать наблюдаемый объект с определённой эпохой космической истории.
Исследователи объединили данные примерно по 2,5 миллиона галактик, расположенных на площади около 12 000 квадратных градусов. Диапазон красных смещений соответствовал примерно последним 4,5 миллиарда лет эволюции Вселенной.
Как работает сложение слабых сигналов
Отдельная далёкая галактика может давать слишком слабый радиосигнал, чтобы его можно было надёжно измерить. Но если собрать большое количество галактик с известными красными смещениями, сигналы можно выровнять с учётом их расстояний и сложить.
Такой метод называют спектральным сложением, или stacking. Индивидуальные слабые сигналы при этом суммируются, тогда как случайный шум в значительной степени усредняется.
В результате становится возможным измерить средний сигнал от огромной выборки галактик, хотя для значительной части объектов невозможно было бы получить надёжное измерение по отдельности.
Именно этот подход позволил исследовать изменение космической плотности нейтрального атомарного водорода на значительно большей статистической базе, чем при анализе отдельных галактик.
Запас атомарного водорода оказался удивительно стабильным
Полученные результаты выявили существенное расхождение между историей звездообразования и историей атомарного газа.
Около 4,5 миллиарда лет назад космическая скорость образования звёзд была примерно в 2,46 раза выше современной. При этом плотность нейтрального атомарного водорода была выше нынешней примерно в 1,35 раза в исходном измерении.
Даже после учёта систематических эффектов исследователи получили лишь примерно 1,12-кратное снижение плотности H I. Это существенно слабее падения темпов звездообразования.
Разница между двумя процессами принципиальна
Если бы снижение звездообразования было главным образом результатом быстрого расходования атомарного водорода, ожидалось бы гораздо более заметное уменьшение его общего запаса.
Но наблюдения показывают другую картину: звёзд стало рождаться значительно меньше, а количество H I изменилось относительно мало.
Это не означает, что водород вообще не расходуется и что газ не участвует в формировании звёзд. Результат означает другое: быстрое истощение именно резервуара атомарного водорода не может быть главным объяснением резкого падения космической скорости звездообразования в течение последних 4,5 миллиарда лет.
Молекулярный газ может играть более непосредственную роль
Атомарный водород является частью сложного цикла движения вещества внутри и вокруг галактик. Чтобы стать непосредственным материалом для рождения звёзд, он должен участвовать в формировании более плотного молекулярного газа.
Поэтому относительно стабильный запас H I вполне может сосуществовать с уменьшением количества газа, непосредственно связанного со звездообразованием.
Именно плотность и состояние газа, а не только его суммарная масса, определяют, насколько эффективно галактика способна формировать новые звёзды. Полученные результаты согласуются с представлением о том, что эволюция молекулярного газа теснее связана с историей звездообразования, чем эволюция общего запаса атомарного водорода.
Почему водород остаётся, а звёзды рождаются реже
Новые данные смещают внимание с вопроса «куда исчез газ?» на более сложный вопрос: почему существующий газ всё хуже превращается в вещество, из которого формируются звёзды.
Здесь важную роль может играть так называемый барионный цикл — постоянное движение обычного вещества между галактиками, их окружением и внутренними областями.
Космическая сеть постепенно поставляет меньше вещества
Галактики не являются изолированными системами. Они получают газ из окружающего пространства, а часть вещества, напротив, может выбрасываться обратно в окружающую среду.
В ранние эпохи Вселенной поступление вещества в галактики было более интенсивным. По мере космической эволюции этот приток ослабевает, а плотность газа в окружающей галактики среде снижается.
Если свежего газа поступает меньше, это влияет не только на общий запас вещества. Меняются условия, при которых атомарный водород может переходить в более плотное молекулярное состояние.
Именно поэтому галактика может сохранять значительную массу H I, одновременно испытывая снижение количества газа, непосредственно участвующего в образовании новых звёзд.
Переход атомарного газа в молекулярный становится менее эффективным
Исследователи рассматривают снижение эффективности преобразования H I в молекулярный водород как один из важных факторов поздней космической эволюции.
При меньшей плотности газа условия для такого перехода становятся менее благоприятными. В результате атомарный водород может дольше оставаться в своём состоянии, не превращаясь достаточно быстро в плотные молекулярные облака.
Это даёт естественное объяснение наблюдаемому расхождению. Большой резервуар H I сохраняется, но поток вещества через следующие этапы газового цикла становится слабее.
Следовательно, проблема может заключаться не в том, что Вселенной не хватает водорода, а в том, что всё меньшая его доля проходит весь путь до плотных областей, где рождаются звёзды.
Что новые данные говорят об эволюции галактик
Результат важен не только для подсчёта количества водорода. Он касается одного из фундаментальных вопросов галактической эволюции: почему Вселенная перешла от эпохи интенсивного звездообразования к нынешнему состоянию сравнительно низкой активности.
Если бы главным фактором было простое постепенное выгорание газового топлива, наблюдаемая картина была бы значительно проще. Однако теперь становится всё очевиднее, что необходимо учитывать состояние газа, его движение и переходы между различными фазами.
Галактика — это не резервуар с фиксированным запасом топлива
Представление о галактике как о своеобразном баке с газом, который постепенно опустошается, слишком упрощает происходящие процессы.
Газ постоянно меняет состояние. Он может поступать в галактику, находиться в атомарной форме, переходить в молекулярные облака, участвовать в образовании звёзд, а затем снова возвращаться в межзвёздную или окологалактическую среду.
Звёздные ветры и взрывы сверхновых также способны возвращать вещество обратно в газовую фазу. Поэтому количество газа в конкретной форме в конкретный момент времени определяется не только расходованием, но и скоростью его пополнения и перехода между состояниями.
Новые наблюдения особенно важны именно потому, что показывают: запас одной из ключевых фаз газа меняется гораздо медленнее, чем активность звездообразования. Это заставляет рассматривать галактическую эволюцию как динамический цикл, а не как простое постепенное истощение ресурсов.
Масса галактики тоже не даёт полного ответа
Исследователи дополнительно обнаружили, что слабая эволюция доли H I проявляется у галактик с различной массой. При фиксированной звёздной массе изменение средней доли атомарного газа за рассматриваемый период составляет менее 0,2 десятичной величины в логарифмической шкале.
Это означает, что наблюдаемый эффект не сводится исключительно к какой-либо узкой группе галактик. Слабое изменение атомарного газового резервуара прослеживается в галактической популяции в целом.
Новое измерение становится проверкой для моделей Вселенной
Современные модели формирования и эволюции галактик должны одновременно объяснять несколько наблюдаемых фактов: резкое снижение темпов звездообразования, относительно слабое изменение запаса атомарного водорода и более тесную связь между звездообразованием и молекулярным газом.
Это значительно жёстче ограничивает возможные сценарии эволюции галактик.
Теперь необходимо объяснить не исчезновение газа, а его превращение
Главный результат исследования можно сформулировать достаточно просто: во Вселенной стало гораздо меньше новых звёзд, но основной резервуар нейтрального атомарного водорода не исчез с сопоставимой скоростью.
Следовательно, одного объяснения через расходование H I недостаточно.
В центре внимания оказываются процессы поступления газа из космической сети, изменение его плотности, переход атомарного водорода в молекулярное состояние и последующее формирование плотных звездообразующих областей. Все эти процессы являются частями единого цикла движения обычного вещества через галактики и их окружение.
Полученные данные не дают окончательного ответа на вопрос, какой из этих процессов играет главную роль. Зато они позволяют гораздо точнее сформулировать саму проблему и исключить простой сценарий быстрого истощения атомарного водорода.
Вселенная не лишилась «топлива», но научилась расходовать его иначе
Снижение темпов рождения звёзд остаётся одной из важнейших особенностей поздней эволюции Вселенной. Новые измерения показывают, что это явление нельзя свести к обычной нехватке водорода.
За последние 4,5 миллиарда лет темпы звездообразования уменьшились примерно в 2,46 раза, тогда как космическая плотность нейтрального атомарного водорода снизилась значительно слабее. Даже с учётом систематических поправок разрыв между двумя тенденциями остаётся большим.
Это меняет акцент в изучении галактик. Вопрос теперь заключается не столько в том, сколько газа осталось во Вселенной, сколько в том, насколько эффективно этот газ проходит через последовательность физических состояний, ведущих к появлению новых звёзд.
Возможно, именно на этих переходах — от крупномасштабного поступления вещества к атомарному газу, от него к молекулярным облакам и далее к звездообразующим областям — скрывается ключ к пониманию того, почему космическая эпоха активного рождения звёзд постепенно подходит к концу.
Наблюдения FAST и DESI дают для таких исследований новый количественный ориентир. Теперь теоретические модели должны воспроизводить не только общую историю звездообразования, но и обнаруженную относительную стабильность атомарного водородного резервуара. Это позволяет гораздо строже проверять представления о том, как галактики получают, перерабатывают и теряют обычное вещество на протяжении миллиардов лет.
Источники:
Статья создана по материалам Phys.Org
